Estrella nueva

En la imagen Nova Cygni 1992

En astronomía , una nova (plural novae o nueve ) es una enorme explosión nuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca , lo que hace que la estrella se vuelva mucho más brillante de lo habitual. La palabra nova puede indicar tanto la causa del fenómeno como la propia estrella en el momento de la explosión. Un tipo particular de nova está constituido por los novoides , caracterizados por un cambio de brillo no periódico pero significativo.

Originalmente, el término estrella nova se acuñó para aquellas estrellas que aparecían repentinamente en el cielo y luego desaparecían. Luego se vio que la mayoría de ellos son causados por el mecanismo físico que entonces se llamaba nova . Algunas son supernovas , un fenómeno completamente diferente.

El fenómeno

Impresión artística de una enana blanca que roba material a uno de sus compañeros

Una nova se origina en una enana blanca . Cuando está en un sistema binario estrecho, puede robar materia a su pareja por medio de su propia gravedad , especialmente cuando la pareja pasa por la fase de gigante roja y llena su lóbulo de Roche . Los gases capturados consisten principalmente en hidrógeno y helio , los dos elementos más abundantes en el Universo . Los gases se depositan en la superficie de la enana blanca y allí se comprimen y calientan a temperaturas muy altas por la gravedad de la estrella. Con el tiempo, se acumula cada vez más material hasta que la presión y la temperatura alcanzadas son suficientes para desencadenar una reacción de fusión nuclear , que convierte rápidamente una gran parte del hidrógeno en elementos más pesados; a estas temperaturas, el hidrógeno se quema a través del ciclo de CNO .

La enorme energía liberada por este proceso literalmente expulsa el resto del gas de la superficie de la enana blanca y produce un "destello" muy brillante pero de corta duración que está destinado a desaparecer en unos pocos días. Este destello fue lo que los antiguos astrónomos llamaron nuevas estrellas .

Los estudios realizados con el telescopio Fermi ^[1] han demostrado que los nueve pueden emitir rayos gamma ^[2]

Las novas se dividen en: clásicas , enanas y recurrentes.

En las novas clásicas, el brillo máximo se alcanza en unas pocas horas durante las cuales la nova aumenta en unas 12 magnitudes . En unos pocos días, la magnitud comienza a disminuir hasta que vuelve a su condición original en un año. Los nueve clásicos se dividen ^[3] , en función de su velocidad para disminuir el brillo después de alcanzar el pico, en:

fast nova (en inglés fast nova ), acrónimo NA

nova lenta (en inglés slow nova ), abreviatura NB

nova muy lenta (en inglés nova muy lenta ), acrónimo NC

Las novas enanas son una subclase cuyo prototipo está representado por U Geminorum . Los destellos ópticos tienen amplitudes de 5 magnitudes y se repiten a intervalos de tiempo que van desde 120 días hasta algunos años.

Las novas recurrentes representan un camino intermedio entre las dos primeras: de hecho, como su nombre lo indica, ocurren varias veces, con la diferencia en comparación con las enanas, que el lapso de tiempo entre un evento y el siguiente es de unas pocas docenas de años; además, el destello de luz es de aproximadamente ocho magnitudes. Un ejemplo, RS Ophiuchi es una estrella que ha pasado por la fase nova ocho veces en los últimos cien años: en 1898, 1907, 1933, 1945, 1958, 1967, 1985 y 2006. Los astrónomos sospechan que de hecho las nueve son recurriendo con períodos que son más amplios cuanto mayor es el salto de magnitud durante la explosión.

Diferencia entre nova y supernova

A menudo, el fenómeno de la nova se confunde con el fenómeno de la supernova : si bien esta confusión es comprensible para el pasado, es bueno que la misma confusión no exista hoy.

Visualmente, a simple vista , la diferencia entre una nova y una supernova se expresa en la duración de la visibilidad, generalmente solo unos pocos días para una nova, unos pocos meses / año, incluso más de seis años, para una supernova.

La nova es un fenómeno que implica la expulsión en forma de explosión (estallido en inglés) de la capa superficial de una estrella como resultado de reacciones termonucleares que tienen lugar en su superficie como consecuencia de la caída de hidrógeno procedente de una estrella. Disco de acreción a gas arrancado de otra estrella, normalmente un gigante (pero no necesariamente), con el que la enana blanca constituye un sistema binario: tras la expulsión la estrella sigue existiendo y puede dar lugar a otras explosiones tan pronto como el disco haya ha sido recargado por gas extraído de la estrella secundaria. En una supernova, en cambio, una estrella explota como resultado de las reacciones termonucleares que tienen lugar en su interior: tras la explosión, se forma una nebulosa llamada remanente de supernova (que no debe confundirse con un remanente de nova ), o una estrella de neutrones. o un agujero negro de tamaño estelar . La formación de uno de estos dos tipos de objetos depende de la masa de la estrella inicial a la que se debe restar la masa dispersada en el remanente de supernova y de la energía emitida en forma de ondas electromagnéticas y gravitacionales: se forman más de 1,44 masas solares de una estrella de neutrones (que a pesar de su nombre es considerada por los astrónomos un cadáver estelar ya que ya no tiene reacciones termonucleares ni en su interior ni en su superficie), por encima de algunas masas solares se produce la formación de un agujero negro.

Nueve historiadores

CK Vulpeculae , que apareció el 20 de junio de 1670 en el Volpetta
GK Persei , quien apareció el 23 de febrero de 1901 en Perseo
V603 Aquilae , que apareció el 8 de junio de 1918 en Aquila ^[4]
V1500 Cygni , que apareció el 29 de agosto de 1975 en el Swan
V339 Delphini , que apareció el 14 de agosto de 2013 en Delfino
V392 Persei , que apareció el 29 de abril de 2018 en Perseo

Nueve lista galáctica

Cada año se descubren varios nueve en nuestra Galaxia, la Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) mantiene una lista actualizada de ellos: ^{[5] El} CBAT también ha mantenido durante algunos años una lista de los nueve que se descubren en la Galaxia de Andrómeda ^{[6 ]} .

Nota

^ (en) LAT de Fermi en sus primeros mil millones de rayos gamma , en www6.slac.stanford.edu .
^ Emisión de rayos gamma concurrente con la Nova en el Symbiotic Binary V407 Cygni , en science.sciencemag.org .
^ (EN) Un catálogo y Atlas de variables cataclísmicas, Ronald Downes, et. al.
↑ (EN) Hector Macpherson, Thomas David Anderson, "Watcher of the Skies" , en astronomyedinburgh.org, The Astronomical Society of Edinburgh, 1954. Recuperado el 3 de junio de 2010 (presentado por 'url original 15 de mayo de 2011).
^ (EN) Lista de novas en la Vía Láctea , en cbat.eps.harvard.edu, CBAT. Consultado el 3 de junio de 2010 .
^ (EN) M31 (aparente) Novae Page , en mpe.mpg.de, Max-Planck-Institut für Physik extraterrestrische. Consultado el 3 de junio de 2010 .

Bibliografía

(EN) Cecilia Payne-Gaposchkin, The Galactic Novae, Amsterdam, North Holland Publishing Co., 1957.
(ES) Margarida Hernanz, Jordi José, Classical Nova Explosions, Nueva York, American Institute of Physics, 2002.
(EN) Michael F. Bode, Aneurin Evans, Classical Novae , Cambridge, Cambridge University Press, 2008.

Otros proyectos

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enlaces externos

( ES ) Identificación de novas antiguas

( ES ) Novae recurrente

Nova , en Treccani.it - Enciclopedias en línea ,Instituto de la Enciclopedia Italiana .
( EN ) Nova , en Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
V603 Aquilae , en otticademaria.it . Consultado el 5 de diciembre de 2008 (archivado desde el original el 28 de diciembre de 2012) .
Nova , en Treccani.it - Enciclopedias en línea , Instituto de la Enciclopedia Italiana.