Nova

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 el combustible nuclear que la mantiene estable, las capas más externas de la materia que la componen experimentan una implosión causada por la gravedad que ya no tiene contraparte en fuerza expansiva de la fusión, colapso que a su vez provoca una explosión de gran magnitud. Se puede decir que cuando una estrella se encuentra en estado inestable se está acercando a su fin.​

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,​ 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.​

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​ 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,​ 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,​ 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.​

${}^{12}C+{}^{1}H\rightarrow {}^{13}N+\gamma$ ${}^{13}N+{}^{1}H\rightarrow {}^{14}O+\gamma$

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

Novas detectadas desde el siglo XX

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

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 :

• RS Ophiuchi
• T Coronae Borealis
• T Pyxidis

Véase también

• Estrellas binarias
• Evolución estelar
• Objeto astronómico
• Nova enana
• Supernova
• Hipernova
• Resto de nova
• Estrella variable cataclísmica
• Nebulosa del Cangrejo

Enlaces externos

• Estrella variable del mes en AAVSO
• Catálogo general de estrellas variables del Instituto Astronómico Estatal Shtérnberg

Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga una galería multimedia sobre Nova.