Wikipedia

Nova (astronomía)

Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Nova.

Unha nova ou nova clásica é un evento astronómico que causa a repentina aparición dunha estrela brillante "nova", que non existía con ese brillo previamente, o cal lentamente se esvae ata non poder verse ao cabo dunhas semanas ou de moitos meses, todo o cal é resultado de repentinas e masivas reaccións nucleares na estrela. As novas non deberían confundirse con outros fenómenos astronómicos moito máis enerxéticos como as supernovas, nos cales se destrúen catastroficamente estrelas masivas ou ananas brancas.

Interpretación artística dunha anana branca na que se observa acreción de hidróxeno a partir dunha estrela compañeira meirande

As causas da súa rechamante aparición varían dependendo das circunstancias das súas estrelas proxenitoras, pero teñen en común ser estrelas binarias próximas, nas que unha delas é unha anana branca, ou ambas son ananas vermellas en proceso de emerxer. Hai varias clases de novas, baseándose nas diferentes circunstancias da súa formación, como as novas clásicas, novas recorrentes, novas ananas, novas vermellas luminosas. Todas forman parte dun tipo de estrelas variables chamadas en conxunto estrelas variables cataclísmicas, que comparten algunhas propiedades comúns con sistemas binarios próximos.

O tipo máis común de novas son as erupcións de novas clásicas. Son creadas probablemente nun sistema de estrelas binarias próximas que consta dunha anana branca e outra compañeira que pode ser unha estrela da secuencia principal, unha subxigante ou unha xigante vermella. Cando o período orbital está no rango de varios días a un día, a anana branca está suficientemente próxima á súa estrela compañeira como para empezar a arrastrar material por acreción sobre a superficie da anana branca, o cal crea unha atmosfera densa pero fina na estrela anana. Esta atmosfera feita principalmente de hidróxeno é quentada termicamente pola estrela anana branca quente, que finalmente alcanza unha temperatura crítica, e isto dá lugar a unha rápida ignición desbocada por fusión nuclear. A partir das enormes e repentinas enerxías creadas, a atmosfera na que agora se consome o hidróxeno na fusión é despois expulsada violentamente ao espazo interestelar, e o brillo da súa envoltura vese como unha luz visible orixinada polo evento da nova. Unhas poucas novas orixinan restos de nova de curta vida,[1] que poden durar uns séculos. Os procesos de novas recorrentes son iguais aos das novas clásicas, agás en que nelas a ignición por fusión é repetida porque a estrela compañeira pode outra vez alimentar coa súa materia a atmosfera densa da anana branca.

A aparición de novas ocorre principalmente no ceo ao longo de toda a Vía Láctea, pero xeralmente concéntrase preto do centro galáctico observado en Saxitario. Porén, tamén é posible que aparezan en calquera parte do ceo. As novas son moito máis frecuentes que as supernovas galácticas, cunha media de aparición de dez novas por ano. A maioría encóntranse usando o telescopio, e poucas chegan a ter brillo dabondo como para ser vistas a simple vista; destas quizais só hai unha cada doce a dezaoito meses. As novas que chegan á 1ª e 2ª magnitude só aparecen unhas poucas veces por século. A última nova brillante que apareceu foi V1369 Centauri, o 14 de decembro de 2013, que tiña unha magnitude de 3,3.

Etimoloxía editar

Aínda que as novas e supernovas son cousas distintas, o seu nome historicamente está relacionado. Durante o século XVI, o astrónomo Tycho Brahe observou a supernova SN 1572 na constelación de Cassiopeia. Describiuna no seu libro De nova stella (en latín 'sobre estrelas novas'), o que deu lugar a que se empezase a utilizar o termo nova. No seu traballo argumentaba que un obxecto próximo debería poder verse movéndose en relación coas chamadas estrelas fixas, e como non era así, a nova tiña que estar moi lonxe. Aínda que esta era unha supernova e non unha nova, ambos os termos foron considerados sinónimos ata a década de 1930.[2] Despois desa época as novas foron clasificadas como novas clásicas para distinguilas ben das supernovas, xa que as súas causas e enerxías se pensaba que eran diferentes baseándose nas probas observacionais.

Evolución estelar das novas editar

A evolución de novas potenciais empeza con dúas estrelas da secuencia principal que forman un sistema binario. Unha das dúas evoluciona a unha xigante vermella e deixa os restos do seu corazón en forma de anana branca en órbita arredor da outra estrela. A segunda estrela, que pode estar aínda na secuencia principal ou ser unha xigante envellecida, empeza a desprender as súas envolturas que caen sobre a anana branca compañeira cando esta desborda o seu lobo de Roche. Como resultado, a anana branca captura materia nun disco de acreción establemente a partir da atmosfera externa da súa compañeira, que cae na súa propia atmosfera. Como a anana branca consta de materia dexenerada, o hidróxeno acrecionado non se infla senón que incrementa a súa temperatura. Prodúcese unha rápida, incontrolada e toda dun golpe fusión nuclear cando a temperatura desta capa atmosférica alcanza ~20 millóns de kelvins, iniciando a combustión nuclear polo ciclo CNO.[3]

 
GK Persei: Nova do ano 1901

A fusión do hidróxeno pode ocorrer de maneira estable na superficie da anana branca con rangos estreitos de taxas de acreción, pero para a maioría dos parámetros do sistema binario o hidróxeno en combustión é termicamente inestable e unha gran cantidade de hidróxeno convértese rapidamente noutros elementos químicos máis pesados nunha reacción desbocada,[2] liberando unha enorme cantidade de enerxía. Isto expulsa os gases restantes da superficie da anana branca e produce un estalido extremadamente brillante de luz. A subida ata o pico de brillo pode ser moi rápida ou gradual. Isto está relacionado coa clase de velocidade da nova (velocidade con que aparece o brillo); despois de chegar ao pico, o brillo vai declinando establemente.[4] O tempo que tarda unha nova en decaer unhas 2 ou 3 magnitudes a partir do seu brillo óptico máximo úsase para clasificar as novas pola súa clase de velocidade. As novas rápidas tardan caracteristicamente menos de 25 días en decaer en 2 magnitudes, mentres que as novas lentas tardan uns 80 días.[5]

Malia a súa violencia, a cantidade de material exectado nas novas é xeralmente só dun 1/10000 da masa solar, bastante pequena en relación coa masa da anana branca. Ademais, só o 5% da masa acrecionada se fusiona durante a explosión de enerxía.[2] Non obstante, esta é enerxía dabondo para acelerar as execcións da nova a velocidades moi altas de miles de quilómetros por segundo, maior nas novas rápidas que nas lentas, cun aumento correspondente na luminosidade a partir de poucas veces a solar a de 50 000 a 100 000 veces a solar.[2][6] En 2010 os científicos usando o Telescopio Espacial de Raios Gamma Fermi da NASA sorprendéronse ao descubrir, por primeira vez, que unha nova pode tamén emitir raios gamma (>100 MeV).[7]

Unha anana branca pode xerar potencialmente moitas novas co paso do tempo a medida que continúa acrecionando hidróxeno adicional sobre a súa superficie tomado da súa estrela compañeira. Un exemplo é RS Ophiuchi, que se sabe que resplandeceu seis veces (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 e 2006). Finalmente, a anana branca podería estoupar como unha supernova tipo Ia se se aproxima ao límite de Chandrasekhar.

Ocasionalmente as novas son o suficientemente brillantes e proximas para ser visibles a simple vista. O exemplo máis brillante recente foi Nova Cygni 1975. Esta nova apareceu o 29 de agosto de 1975 na constelación de Cygnus uns 5 graos ao norte de Deneb e chegou a unha magnitude de 2,0 (case o brillo de Deneb). As máis recentes foron V1280 Scorpii, que alcanzou unha magnitude de 3,7 o 17 de febreiro de 2007, e Nova Delphini 2013. Nova Centauri 2013 descubriuse o 2 de decembro de 2013 e é con diferenza a nova máis brillante deste milenio cunha magnitude de 3,3.

Novas de helio editar

Unha nova de helio (que experimenta lampos de helio) é unha categoría proposta de eventos de novas que carece de liñas do hidróxeno no seu espectro. Isto pode ser causado pola explosión dunha cuberta de helio sobre a anana branca. A teoría foi proposta por Kato, Saio e Hachisu en 1989. O primeiro candidato a nova de helio observado foi V445 Puppis en 2000.[8] Desde entón, propuxéronse outras catro explosións de novas como candidatas a ser novas de helio.[9]

Frecuencia de aparición e importancia astrofísica editar

Os astrónomos estiman que na Vía Láctea se producen de 30 a 60 novas por ano, pero un exame recente afinou a cifra a 50±27.[10] O número de novas descubertas na Vía Láctea cada ano é moito menor, dunhas 10,[11] o cal probablemente se explica pola absorción de luz polo gas e po que escurece as novas distantes da Vía Láctea.[11] Descubríronse aproximadamente 25 novas de brillo maior da 20ª magnitude na galaxia de Andrómeda cada ano e vense cantidades aínda menores noutras galaxias próximas.[12]

A observación espectroscópica de nebuilosas exectadas por novas mostrou que están enriquecidas en elementos como o helio, carbono, nitróxeno, oxíxeno, neon e magnesio.[2] A contribución de novas ao material do medio interestelar non é grande; as novas fornecen só un 1/50 de material da nosa galaxia, como as supernovas, e só un 1/200 do que achegan as xigante vermella e estrelas superxigantes.[2]

As novas recorrentes como RS Ophiuchi (con períodos de décadas) son raras. Porén, os astrónomos teorizan que a maioría, se non todas, as novas son recorrentes, pero a escalas de tempo que van de 1 000 a 100 000 anos.[13] O intervalo de recorrencia dunha nova é menos dependente da velocidade de acreción da anana branca que da súa masa. Coa súa poderosa gravidade, as ananas brancas masivas requiren menos acreción para alimentar unha explosión que as de masa menor.[2] En consecuencia, o intervalo é máis curto para as ananas brancas de masa alta.[2]

Subtipos editar

As novas clasifícanse de acordo coa velocidade de desenvolvemento da súa curva de luz nos seguintes grupos:

  • NA: novas rápidas, cun rápido incremento de brillo, seguido dun declive no brillo de 3 magnitudes (ata 1/16 do brillo) en 100 días.[14]
  • NB: novas lentas, cun declive de 3 magnitudes de 150 días ou máis.
  • NC: novas moi lentas, que permanecen no máximo de luz durante unha década ou máis, esvaéndose moi de vagariño. É posible que as novas de tipo NC sexan obxectos fisicamente moi diferentes das novas normais, por exemplo nebulosas planetaris en formación, que presentan como característica estrelas de Wolf-Rayet.
  • NR/RN: novas recorrentes, observáronse novas con dous ou máis explosións separadas en intervalos de 10 a 80 anos.[15]

As novas como indicadores de distancias editar

 
Nova Eridani 2009 (magnitude aparente ~8,4) durante a lúa chea

As novas son prometedoras para usalas para medir distancias como candea estándar. Por exemplo, a distribución da súa magnitude absoluta é bimodal, cun pico principal na magnitude −8,8 e outro menor a −7,5. As novas tamén teñen aproximadamente a mesma magnitude absoluta 15 días despois do seu pico (−5,5). As comparacións de estimacións de distancias baseadas en novas de varias galaxias próximas e cúmulos de galaxia coas obtidas con estrelas variables cefeidas mostraron que teñen unha exactitude comparable.[16]

Novas brillantes desde 1890 editar

Artigo principal: Lista de novas na galaxia Vía Láctea.

Desde 1890 rexistráronse unhas 53 novas.

Novas rocorrentes editar

As novas recorrentes son obxectos que experimentan moitas explosións de nova. Hai uns dez obxectos galácticos considerados novas rocorrentes.[17] As novas recorrentes brillan tipicamente nunha magnitude de 8,6, mentres que unha nova clásica brilla a máis da magnitude 12.[17] As dez novas recorrentes coñecidas son as da lista seguinte:

Nome completo
 Descubridor
 Magnitude
(rango)
 Días para baixar a
magnitude 3
desde o seu pico 		Anos de explosións coñecidas
CI Aquilae K.Reinmuth 8,6–16,3 ? 2000, 1941, 1917
V394 Coronae Australis L.E.Erro 7,2–19,7 ? 1987, 1949
T Coronae Borealis J.Birmingham 2,5–10,8 6 1946, 1866
IM Normae I.E.Woods 8,5–18,5 ? 2002, 1920
RS Ophiuchi W.Fleming 4,8–11 14 2006, 1985, 1967, 1958, 1933, 1898
V4287 Ophiuchi K.Takamizawa 9,5–17,5 ? 1998, 1900
T Pyxidis H.Leavitt 6,4–15,5 62 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890
V3890 Sagittarii H.Dinerstein 8,1–18,4 ? 1990, 1962
U Scorpii N.R.Pogson 7,5–17,6 2,6 2010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 1863
V745 Scorpii L.Plaut 9,4–19,3 ? 2014, 1989, 1937

Novas extragalácticas editar

 
Imaxe de Messier 31 da NASA

Na galaxia de Andrómeda (M31) as novas son relativamente comúns.[12] En M31 descóbrense varias ducias de novas (de magnitude aparente de máis de 20) cada ano.[12] A Oficina Central de Telegramas Astronómicos (Central Bureau for Astronomical Telegrams, CBAT) rastrea novas en M31, M33 e M81.[18]

Notas editar

  1. ↑ Liimets, T.; Corradi, R.L.M.; Santander-García, M.; Villaver, E.; Rodríguez-Gil, P.; Verro, K.; Kolka, I. (2014). "A Dynamical Study of the Nova Remnant of GK Persei / Stella Novae: Past and Future Decades.". ASP Conference Series, Proceedings of a conference held 4–8 February 2013 at the Pavilion Clock Tower, Cape Town, South Africa. Editado por P.A. Woudt e V.A.R.M. Ribeiro, 2014 490: 109–115. Bibcode:2014ASPC..490..109L. arXiv:1310.4488. doi:10.1086/109995. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 Prialnik, Dina (2001). "Novae". En Paul Murdin. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing/Nature Publishing Group. pp. 1846–1856. ISBN 1-56159-268-4. 
  3. ↑ M.J. Darnley; et al. (10 de febreiro de 2012). "On the Progenitors of Galactic Novae". The Astrophysical Journal 746 (61). Bibcode:2012ApJ...746...61D. arXiv:1112.2589. doi:10.1088/0004-637x/746/1/61. Consultado o 10 de febreiro de 2015. 
  4. ↑ AAVSO Variable Star Of The Month: maio de 2001: Novae Arquivado 06 de novembro de 2003 en Wayback Machine.
  5. ↑ Warner, Brian (1995). Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press. ISBN 0-521-41231-5. 
  6. ↑ Zeilik, Michael (1993). Conceptual Astronomy. John Wiley & Sons. ISBN 0-471-50996-5. 
  7. ↑ JPL/NASA (12 de agost de 2010). "Fermi detects ‘shocking’ surprise from supernova’s little cousin". PhysOrg. Consultado o 15 de agosto de 2010. 
  8. ↑ Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (decembro de 2003). "V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf". The Astrophysical Journal 598 (2): L107–L110. Bibcode:2003ApJ...598L.107K. arXiv:astro-ph/0310351. doi:10.1086/380597. 
  9. ↑ Rosenbush, A. E. (17–21 de setembro de 2007). Klaus Werner; Thomas Rauch, eds. "List of Helium Novae". proceedings, Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series (Eberhard Karls University, Tübingen, Germany, publicado o xullo de 2008) 391. Bibcode:2008ASPC..391..271R. 
  10. ↑ Shafter, A.W. (xaneiro de 2017). "The Galactic Nova Rate Revisited". The Astrophysical Journal 834 (2): 192–203. Bibcode:2017ApJ...834..196S. arXiv:1606.02358. doi:10.3847/1538-4357/834/2/196. 
  11. ↑ 11,0 11,1 "CBAT List of Novae in the Milky Way". IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. 
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 "M31 (Apparent) Novae Page". IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. Consultado o 2009-02-24. 
  13. ↑ Seeds, Michael A. (1998). Horizons: Exploring the Universe (5th ed.). Wadsworth Publishing Company. p. 194. ISBN 0-534-52434-6. 
  14. ↑ "Ritter Cataclysmic Binaries Catalog (7th Edition, Rev. 7.13)". High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. 31 de marzo de 2010. Consultado o 2010-09-25. 
  15. ↑ GCVS' vartype.txt en VizieR
  16. ↑ Robert, Gilmozzi; Della Valle, Massimo (2003). "Novae as Distance Indicators". En Alloin, D.; Gieren, W. Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Springer. pp. 229–241. ISBN 3-540-20128-9. 
  17. ↑ 17,0 17,1 Schaefer, Bradley E. (2009). "Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae". arXiv:0912.4426 [astro-ph.SR]. 
  18. ↑ Bishop, David. "Extragalactic Novae". International Supernovae Network. Consultado o 2010-09-11. 

Véxase tamén editar

Outros artigos editar

Bibliografía editar

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). The Galactic Novae. North Holland Publishing Co. 
  • Hernanz, M.; Josè, J. (2002). Classical Nova Explosions. American Institute of Physics. 
  • Bode, M.F.; Evans, E. (2008). Classical Novae. Cambridge University Press. 

Ligazóns externas editar

  • Schaefer (2009). "Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae". arXiv:0912.4426 [astro-ph.SR]. 
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Nova_(astronomía)&oldid=6644195»