Nova

Una nova es un evento astronómico cataclísmico que causa la aparición súbita de una aparente "nueva" estrella^[1]​ y que se debilita lentamente en el transcurso de varias semanas o meses. Las causas que provocan la aparición de una nova son variadas, dependiendo de las circunstancias de las dos estrellas progenitoras. En todas las novas observadas hay involucrada una enana blanca en un sistema binario cercano. Los principales subtipos de novas son las novas clásicas, las novas recurrentes y las novas enanas. Todas están consideradas estrellas variables de tipo cataclísmico.

En un sistema binario cercano, formado por una enana blanca y una estrella, se produce transferencia (acreción) de masa de la compañera a la enana.^[2]​ 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.^[3]​

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^[4]​ 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,^[5]​ 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,^[6]​ 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.^[7]​

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

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

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

El súbito aumento de energía expulsa la atmósfera al espacio interestelar creando la envoltura que se ve como luz visible durante el acontecimiento de la nova. En siglos pasados se consideraba que se trataba de una nueva estrella. Algunas novas producen restos de nova de corta duración, que pueden durar varios siglos. Los procesos de las novas recurrentes son los mismos que los de las novas clásicas, salvo que la ignición de la| fusión puede ser repetitiva porque la estrella compañera puede volver a alimentar la densa atmósfera de la enana blanca.

Las novas se producen con mayor frecuencia en el cielo a lo largo de la trayectoria de la Vía Láctea, especialmente cerca del Centro Galáctico observado en Sagitario; sin embargo, pueden aparecer en cualquier parte del cielo. Se producen con mucha más frecuencia que las supernovas galácticas, con una media de unas diez al año en la Vía Láctea. La mayoría se detectan con telescopios, quizás sólo una cada 12-18 meses alcanza visibilidad a naked-eye. Las novas que alcanzan la primera o segunda magnitud se producen sólo varias veces por siglo. La última nova brillante fue V1369 Centauri que alcanzó la magnitud 3,3 el 14 de diciembre de 2013.^[8]​

1. ↑ «nova | Sociedad española de astronomía». www.sea-astronomia.es. Consultado el 11 de octubre de 2021. 
2. ↑ Enrique Carlos Rosales Busquets (2011). El Elemento Nova. Lulu.com. p. 7. ISBN 9780557701865. Consultado el 6 de noviembre de 2018. 
3. ↑ Diccionario de astronomía. Editorial Complutense. 1999. pp. 514 de 837. ISBN 9788489784703. Consultado el 6 de noviembre de 2018. 
4. ↑ John R. Gribbin (2005). Historia de la ciencia: 1543-2001. Grupo Planeta (GBS). pp. 48 de 552. ISBN 9788484326076. Consultado el 6 de noviembre de 2018. 
5. ↑ Isaías Rojas Peña (2012). Astronomía Elemental: Volumen II: Astrofísica y Astrobiología. Ediciones USM. pp. 105 de 252. ISBN 9789563455953. Consultado el 6 de noviembre de 2018. 
6. ↑ The Observer's Guide to Astronomy:. Cambridge University Press. 1994. pp. 784 de 572. ISBN 9780521458986. Consultado el 6 de noviembre de 2018. 
7. ↑ 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 6 de noviembre de 2018. 
8. ↑ «Nova Centauri 2013: Otra nova brillante a simple vista | aavso.org». www.aavso.org. Consultado el 2 de noviembre de 2020.