Nova

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Una nova es una explosión termonuclear causada por un desequilibrio entre la gravedad de una estrella y su combustible nuclear, hidrógeno; cuando la estrella agota su combustible nuclear esta se expande y a continuación explota. Se puede decir que cuando una estrella se encuentra en estado inestable se está acercando a su fin.[1]

Formación de una nova.
Estrella antes y después de una nova.

En un sistema binario cerrado, formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia (acreción) de masa de la compañera a la enana,[2]​ debido a la transformación de aquella en gigante roja, lo que sucede con su expansión y el consecuente llenado de su lóbulo de Roche. Esta superficie equipotencial limita las zonas de influencia de cada estrella; cuando el material de la gigante la supera. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de esta. A medida que se va acumulando más material, se calienta cada vez más, hasta alcanzar la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.[1]

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa «nueva»: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe[3]​ al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas.

Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la acreción. Progresivamente la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes y energías mucho mayores,[4]​ del orden de 1044 J, mientras que las explosiones típicas de novas pueden liberar unos 1038 - 1039 J, por lo que no deberían ser confundidas.

A veces las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1975, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne,[5]​ unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 2,0, tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a la que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.[6]

Para comparar con el ciclo CNO típico que se produce en una estrella, véase ciclo CNO.

Novas detectadas desde el siglo XX[editar]

La lista completa permanentemente actualizada es administrada por el Central Bureau for Astronomical Telegrams de la Unión Astronómica Internacional.[7]

Año Nova Brillo máximo
1891 T Aurigae 3,8 mag
1898 V1059 Sagittarii 4,5 mag
1899 V606 Aquilae 5,5 mag
1901 GK Persei 0,2 mag
1903 Nova Geminorum 1903 4,8 mag
1905 Nova Aquilae 1905 7,3 mag
1910 Nova Lacertae 1910 4,6 mag
1912 Nova Geminorum 1912 3,5 mag
1918 V603 Aquilae -1,4 mag
1919 Nova Lyrae 1919 6,5 mag
1919 Nova Ophiuchi 1919 7,4 mag
1920 Nova Cygni 1920 2,0 mag
1925 RR Pictoris 1,2 mag
1934 DQ Herculis 1,4 mag
1936 CP Lacertae 2,1 mag
1939 BT Monocerotis 4,5 mag
1942 CP Puppis 0,3 mag
1943 Nova Aquilae 1943 6,1 mag
1950 DK Lacertae 5,0 mag
1960 V446 Herculis 2,8 mag
1963 V533 Herculis 3 mag
1970 FH Serpentis 4,4 mag
1975 V1500 Cygni 1,7 mag
1975 V373 Scuti 6 mag
1976 NQ Vulpeculae 6 mag
1978 V1668 Cygni 6 mag
1984 QU Vulpeculae 5,2 mag
1986 V842 Centauri 4,6 mag
1991 V838 Herculis 5,0 mag
1992 V1974 Cygni 4,2 mag
1999 V1494 Aquilae 4 mag
1999 V382 Velorum 2,6 mag
2006 RS Ophiuchi 4,5 mag
2007 V1280 Scorpii ~3,9 mag [1],[2]

Novas recurrentes :

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. a b Diccionario de astronomía. Editorial Complutense. 1999. pp. 514 de 837. ISBN 9788489784703. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  2. Enrique Carlos Rosales Busquets (2011). El Elemento Nova. Lulu.com. p. 7. ISBN 9780557701865. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  3. John R. Gribbin (2005). Historia de la ciencia: 1543-2001. Grupo Planeta (GBS). pp. 48 de 552. ISBN 9788484326076. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  4. Isaías Rojas Peña (2012). Astronomía Elemental: Volumen II: Astrofísica y Astrobiología. Ediciones USM. pp. 105 de 252. ISBN 9789563455953. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  5. The Observer's Guide to Astronomy:. Cambridge University Press. 1994. pp. 784 de 572. ISBN 9780521458986. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  6. Cosmochemistry: Proceedings of the Symposium on Cosmochemistry, Held at the Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, Mass., August 14–16, 1972. Springer Science & Business Media. 2012. pp. 45 de 183. ISBN 9789401026581. Consultado el 06 de noviembre de 2018. 
  7. UAI. «Central Bureau for Astronomical Telegrams» (en inglés). Consultado el 6 de noviembre de 2018. 

Enlaces externos[editar]

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