Nova

Nova

Ya en tiempos durante los cuales el hombre para la observación del cielo, aún no tenía o sólo disponía de telescopios muy débiles, de vez en cuando ha detectado el destello de una nueva estrella, donde antes no se veía nada. El primero que le designó un nombre a estas estrellas fue Tycho Brahe.  En 1572 observó la aparición  de una stella nova, una nueva estrella. Pero en realidad allí no apareció ninguna estrella nueva, sino en una enana blanca comenzaron explosivamente reacciones termonucleares.

Helligkeit = Luminosidad
Zeit = Tiempo

En una nova, el renanamente estelar de la enana blanca, durante unos pocos días aumenta su luminosidad por el factor 10 000 en el campo visible del espectro. Esta luminosidad desciende lentamente con el correr de varias semanas, de esto resulta una típica curva de luz. Hasta llegar a la luminosidad inicial, incluso pueden pasar años. Nosotros diferenciamos entre varios topos de novas, a las cuales no pertenecen las supernovas (aun cuando bajo determinadas circunstancias puede crecer a una supernova SN Ia. Ahora tampoco se incluyen las llamadas novas enanas, donde las cuales de vez en cuando aparece una disco de acreción.

Durante una noche en el año 1901 repentinamente comenzó a brillar una nueva estrella en la constelación  de Perseo en el cielo nocturno  (Nova Persei 1901). Durante algún tiempo fue la estrella más brillante visible a simple vista. Hoy vemos los restos del envoltorio expulsado como fuegos artificiales, pero sólo con un telescopio. La causa de este extraño desparramo de los fragmentos de materia aun o es conocido y es materia de discusión. Constantemente, en los últimos años, se ha observado en GK Persei, en el centro del cuadro,  pequeñas erupciones. La enana blanca tiene una acompañante hinchada, de la cual constantemente succiona materia y que lo orbita en dos días. De esta manera constantemente se producen erupciones termonucleares. El resto sobrante  de la nova tiene un diámetro de un año luz y se encuentra a una distancia de 1550 años luz de nosotros.

 Con la gentil autorización de WIYN Telescope Consortium

 ¿Pero  qué sucede aquí en un escenario como este? Nova clásicas se forman en sistemas binarios, donde por lo general uno de los partners es una enana blanca. Este resto estelar del tamaño de la Tierra, se compone de materia nuclear quemado (mayoritariamente Carbono y Oxígeno, también Nitrógeno en forma de materia degenerada. La “estrella acompañante” – por increíble que sea -  en la regla es una gigante roja, una estrella hinchada, que se encuentra al final de su desarrollo, ambos orbitan un centro de gravedad común.

 

La componente principal del sistema, la hinchada gigante roja llena su límite de Roche, con esto  puede fluir materia, principalmente Hidrógeno, hacia le estrella enana, debido a que esta miniatura del tamaño de la Tierra, presenta un enorme campo gravitacional (De todos modos su masa puede ser de hasta 1,4 veces la masa solar). Esta materia cae sobre la pequeña estrella en forma de una espiral en un disco de acreción, con lo cual aumenta considerablemente la velocidad y por el fuerte roce de las partículas de materia entre sí, también aumenta el contenido de energía, dígase temperatura, ya en el disco se pueden producir explosiones.

Roter Riese = Gigante roja
Weiβer Zwerg = Enana blanca (β se pronuncia como una z)
Akkretionsscheibe = Disco de acreción

El esquema arriba mostrado aclara la acreción de la materia. Debido a la extrema expansión de la gigante roja, su envoltorio exterior llega hasta el campo gravitacional de la enana blanca. Esta ahora succiona con ahínco  materia de su acompañante que se mueve como un vórtice hacia el disco. Recién desde el disco llega la materia  a la superficie de la estrella. Pero no en todos los casos se forma un disco de acreción. Si la enana blanca presenta un fuerte campo magnético, entonces flujos de materia pueden fluir desde la acompañante, directamente a lo largo de las líneas de los campos magnéticos  a los polos. Arriba una representación del evento. Junto a la acreción también se indica la reciente explosión en la superficie de la Estrella.

Con la expresa autorización de  ©David A. Hardy www.astroart.org

 La materia se precipita sobre la enana blanca y forma un envoltorio de Hidrógeno alrededor del núcleo donde se mezcla con la ya delgada atmósfera existente, por convección (= movimiento de calor). Ella naturalmente ejerce una considerable presión sobre las capas inferiores, y también por el frenado de la materia que cae se libera energía. Con esto la temperatura sube hasta 40 e incluso a varios  100 de millones [K], bajo estas condiciones la materia del envoltorio también se degenera. Esto significa que no se expande, como sería el caso de la materia normal, sino solamente aumenta la temperatura.

 En un punto determinado punto se alcanza una masa crítica (aprox. una diez mil milésima parte de la masa solar), al sobre pasar este límite se inicia explosivamente una fusión  nuclear del Hidrógeno. La masa crítica depende de la masa de la enana blanca. Mientras mayor es esta masa, tanto menor es la masa crítica del envoltorio. Esto se relaciona, que con una mayor masa del núcleo disminuye su radio, con lo cual aumenta la gravitación en la superficie. Con esto las condiciones para el encendido de reacciones nucleares son favorecidas.

 

En el centro de la “nebulosa” (foto de arriba) se encuentran dos estrellas muy distintas. Una es sólo una enana blanca del tamaño de la Tierra con la masa de nuestro Sol. La otra estrella también posee una pero su extensión abarcaría hasta la órbita de la Tierra, es una gigante roja. De esta la enana blanca le succiona constantemente materia en un disco de acreción que la rodea, se cree que la nebulosa, llamada nebulosa del Vidrio de Reloj debido a su extraña forma, se habría formado por una por una explosión termonuclear –una nova. Tan peculiar nos parece a primera vista, esta forma del envoltorio expulsado, pero si se imagina que uno mira directamente a un embudo que se está abriendo, se tendría la misma imagen, como se puede ver arriba en la Nova Persei 1901.

Con la gentil autorización de R. Corradi (Instituto de Astrofisica de Canarias) et al., NASA

 El HST (Hubble Space Telescope) fotografió en febrero de 1992 una nova qie explotó en Cygnus (Cisne), poco después del suceso. Se ve las masas de gas expulsado, que se extienden en forma de anillo. Las dos estrellas centrales además están rodeadas por una burbuja de gas.

 7 meses después de la explosión se obtuvo esta fotografía. Las masas de gas, de la nova que está a 10 años luz, continuaron expandiéndose, el diámetro  crecido de 110 a 150 millones de [km]



Con la gentil autorización de  F.Paresce, R.Jedrzejewski (STScI) und NASA

 

 Al alcanzar una masa crítica, posiblemente focos individuales en los cuales se inician de golpe fusiones de Hidrógeno. Esto es pensable en zonas en las cuales la materia choca con la caliente estrella. La temperatura salta de golpe de 150 a 300 millones [K]. Por convección, la energía liberada es transportada hacia fuera, con lo cual al mismo tiempo llega nuevo combustible a la zona inferior de reacción. El Helio ahora es sintetizado del Hidrógeno y tanto más rápido, tanto más Carbono (C), Nitrógeno (N) u Oxigeno (O) estén presentes, ya que actúan como catalizadores (Ciclo CON). En un tiempo mínimo se genera un incendio generalizado un descontrol termonuclear  (Runaway termonuclear) que abarca a una velocidad extrema a toda la superficie de la estrella.

 ¡De golpe se libera una cantidad de energía, para cuya irradiación nuestro Sol estaría necesitando 10 000 años! Esto no queda sin consecuencias. En primera línea la estrella, debido a la enorme presión  de radiación, sopla a  su envoltorio exterior al espacio con una velocidad de 1000 [km/s], que a partir de entonces es observable por largo tiempo como un manto gaseoso luminoso (nebulosa). Inmediatamente después de comienzo de la explosión el envoltorio exterior aún tiene una temperatura de aprox. 300 000 [K], por lo cual la radiación es emitida como radiaciones UV y rayos X energéticos.

En este cuadro le daremos otro vistazo a la Nova Cygni 1992 a ser en una fotografía del año 2005. La radiación    de la nova incita a brillar al Hidrógeno en el amplio vecindario. La actual nova es la pequeña estrella roja sobre la mitad de la nube. Presumiblemente esta vista va a extinguirse, cuando disminuye la radiación.

Con la gentil autorización de Peter Garnavich, Whipple Observatory

 El envoltorio naturalmente se enfría al expandirse, de manera que la radiación son desplazados hacia el campo visual (a menos energías, más baja la frecuencia) el máximo de luminosidad entonces aumenta de aprox. 7000 hasta 10 000 [K], con lo cual la estrella se hace visible como nova. 

Una vez aventado el envoltorio, la estrella sigue existiendo, y nuevamente puede adquirir materia, de manera que en algún momento se puede producir nuevamente una nova. En este caso hablamos de una nova recurrente (con la designación NR). Si la enana blanca tiene una masa cercana al límite de Chandrasekhar de 1,46 masas solares y continúa succionado materia de su acompañante, entonces al sobrepasar  este límite puede ser totalmente destruido en una explosión termonuclear como supernova SN Ia.

 La materia recolectada por la enana blanca no necesariamente debe  provenir de una acompañante con una fuerte expansión. Tambiién puede provenir del viento estelar de una segunda componente o incluso de la materia interestelar. Inclusive el envoltorio expulsado puede proveer materia para la próxima. Mientras que a los eventos que  aparecen en los sistemas binarios cataclísmicos se les designa como novas clásicas (aquí se obtiene mucha materia rápidamente de la acompañante hinchada), a las que “viven” del viento estelar se las llama Novas simbióticas  

 Cuán rápido se produce y con qué intensidad brilla depende de varios factores:
•    Masa de la enana blanca. Mientras más grande es, tanto menor su radio y tanto mayor su gravitación de la superficie. Las fusiones nucleares comienzan mucho más tempranos que donde los “pesos livianos”
•    Distancia y velocidades orbitales de ambos componentes
•    Cuota de acreción.

El sistema binario  BZ Camelopardis (Girafa) para los astrónomos hasta ahora es un enigma. Se encuentra a una distancia de 2500 años luz y aquí debería fluir materia de una gran acompañante a una enana blanca. Pero, sin embargo, no se producen erupciones de nova, más bien lo único que se observa es una luz titilante. Pero mediante una onda de choque produce una gigantesca burbuja de gas en forma de un arco. Porqué se produce esto y con que mecanismo aun se desconoce.

 En casi un tercio de las novas se puede observar aumentado el elemento Neón en el espectro. Este no se puede originar en las reacciones de fusiones en la superficie de una estrella Carbono-Oxígeno. Más bien debemos partir de enanas blancas masivas, que junto al C y O también presentan Magnesio y Neón. A las novas de este tipo se las designa como Neón-nova.
 Si la estrella donante ya ha perdido su envoltorio de Hidrógeno (que eventualmente fue consumido por la enana blanca), entonces se puede producir la acreción del Helio. Este , bajo condiciones especiales también puede fusionarse (hasta el momento más bien teórico) Helio-nova.

Con la gentil autorización de R. Casalegno, C. Conselice et al., WIYN, NOAO, MURST, NSF

Última revisión el 24 de Noviembre de 2011

Traducido del alemán por A. Gundelach, Julio 2012, con la gentil autorización de Werner Kasper, Abenteuer-Universum (Aventura Universo),