18 feb. 2014

Qué son las novas y en qué se diferencian de las supernovas

Las novas o a veces llamadas novas comunes para diferenciarlas de las supernovas, son estallidos explosivos producidos en pares de estrellas próximas. Estos estallidos ocurren cuando una de las estrellas del par acumula material a partir de la otra y se llega a una masa crítica a partir de estos desechos. En ese momento, la materia que ha caído a la superficie se fusiona repentinamente lo que hace que la estrella aumente considerablemente de brillo. Para un observador distante (desde la Tierra, por ejemplo), da la impresión de que una nueva estrella está surgiendo de la nada. Las novas son bastante usuales de observar, a diferencia de las supernovas. Una de ellas particularmente brillante estalló en el año 1975 (o, mejor dicho, su luz proveniente del estallido llegó en ese año) entre las estrellas de la constelación del Cisne. En su pico de emisión de luz llegó a la magnitud 2 aproximadamente, de modo que pudo ser observada a simple vista perfectamente.

Cuando la enana blanca acumula una masa crítica de hidrógeno y helio
a partir de su estrella compañera, comienza a fusionar en superficie.
Imagen del realizada en Blender 2.69
De manera que una nova representa una explosión producto de la fusión nuclear causada por la acumulación de material sobre la superficie de la estrella. Este material es en su mayoría hidrógeno. Pero, ¿Qué estrella tiene la suficiente gravedad en superficie como para producir fusión termonuclear?
La respuesta es que se trata de estrellas enanas blancas, las cuales poseen una estructura denominada “degenerada”, donde la compresión debida a la gravedad es contrarrestada por el empaquetamiento entre electrones y la resistencia es aportada por el principio de exclusión de Pauli.
La situación ideal para que se produzca una nova es que el sistema binario sea cerrado, es decir, que sus dos miembros orbiten muy cerca entre sí. Luego, uno de los componentes tiene que ser una enana blanca, una estrella compuesta principalmente por carbono, de la cual han cesado todas las reacciones termonucleares y que se va enfriando paulatinamente. La masa característica de las enanas blancas está por debajo del Límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares. La otra componente del sistema será una estrella saliente de la secuencia principal, una estrella que esté en las etapas finales de su vida y que se ha hinchado hasta llegar a ser una gigante o supergigante roja. De esta manera la situación es la ideal para que de la estrella roja se produzca una transferencia de material superficial hacia la enana blanca.

Antes de producirse las reacciones termonucleares en la superficie de la
enana blanca, ésta acumula material a partir de su compañera binaria.
Imagen del autor realizada en Blender 2.69

¿Cómo ocurre la transferencia de materia?

La materia en la superficie de una estrella o de cualquier otro cuerpo se mantiene gracias a la gravedad de la propia masa, que en su conjunto atraen todo hacia el centro de masa. Pero ocurre que en un sistema binario cerrado, ambas estrellas están orbitando muy cercanas, con lo cual hay una región del espacio cercano o puntos donde la gravedad de ambas estrellas está neutralizada por ambas masas (puntos de Lagrange). Estos puntos están presentes en todos los sistemas ligados gravitatoriamente, pero en estas binarias están muy cerca de ambas estrellas. Si una estrella se hincha lo suficiente como para que parte de la materia de su superficie atraviese esta región, esa materia caerá hacia la otra estrella. Esta región es denominada Lóbulo de Roche. Todo el material de una estrella que esté dentro de su lóbulo de Roche estará atraído por la masa de dicha estrella. Pero si parte del material de la superficie estelar atraviesa el Lóbulo de Roche, se precipitará entonces hacia la otra estrella.
Entonces, todo el material que es recibido por la enana blanca (principalmente hidrógeno y helio) cae a su superficie y es violentamente compactado. A medida que el material se acumula, aumenta su temperatura. Hay una presión y temperatura críticas para que se produzca fusión nuclear del hidrógeno (aunque esto variará también con la cantidad de partículas, pues es en realidad el efecto túnel el que hace posible la fusión nuclear en el interior de las estrellas). Cuando se llega a estos valores críticos comienzan a fusionarse explosivamente grandes cantidades de hidrógeno para producir helio y también, si las presiones y temperaturas se incrementan aún más, se producirá la fusión del helio para dar carbono y eventualmente se producirá también oxígeno.
Curvas de luz de una supernova (a)
y de una nova (b)
Siempre las fusiones producidas en la superficie de las enanas blancas son explosivas y violentas, a diferencia de las que ocurren en el núcleo de las estrellas de la serie principal, que ocurren en cierto sentido de manera controlada (principalmente por la concentración de elementos fusionables) y las temperaturas estables.
Hay una fina línea que separa a las novas comunes de las denominadas supernovas tipo Ia. Puede ocurrir que el material que cae de la estrella compañera sea excesivo y la estrella explote deflagrando a la enana blanca y quizás aniquilando a su compañera. Aunque también pasará que la estrella roja agote su flujo de material hacia la enana blanca y cesen los eventos explosivos.

Nova enana: Es un tipo de nova que aumenta su brillo abruptamente
en un factor de 2 a 6 magnitudes en un día. Crédito: NASA/JPL-Caltech/T. 
Pyle(SSC)/R. Hurt(SSC) [Public domain], via Wikimedia Commons
Por regla general, las novas producen mucha menos energía que las supernovas, siendo aproximadamente de 5 a 6 órdenes de magnitud menor. De modo que estos dos eventos nunca pueden ser confundidos. Por ejemplo, si la Supernova de 1987, la cual llegó a la magnitud 5 aproximadamente hubiese sido una nova, no habría llegado a la magnitud 9 o quizás si se tratara de una nova particularmente intensa alcanzaría a la magnitud 8 como máximo.
Se han observado un número significativo de novas en nuestra galaxia y en general tienden a estar siempre en regiones cercanas al núcleo y muy pocas en los brazos espirales. Esto apoya la hipótesis de que casi todas ellas se producen a partir de enanas blancas con compañeras gigantes o supergigantes rojas (pues estas estrellas prevalecen en el núcleo). Además, se han registrado novas en los cúmulos globulares.

Por Mariano Miguel Lanzi

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