Estrella nueva
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Para otros usos, consulte Nova (desambiguación) , Novas (desambiguación) y Novae (desambiguación) .
No confundir con nova roja luminosa , supernova o kilonova .
Concepción artística de una enana blanca, derecha, acumulando hidrógeno del lóbulo de Roche de su estrella compañera más grande.

Una nova (plural novae o novas ) es un evento astronómico transitorio que provoca la aparición repentina de una estrella brillante, aparentemente "nueva", que se desvanece lentamente durante varias semanas o muchos meses. Las causas de la aparición dramática de una nova varían, según las circunstancias de las dos estrellas progenitoras. Todas las novas observadas involucran a una enana blanca en un sistema binario cercano . Las principales subclases de novas son las novas clásicas, las novas recurrentes (RNe) y las novas enanas . Todas se consideran estrellas variables cataclísmicas .

Las erupciones de nova clásicas son el tipo más común. Es probable que se creen en un sistema estelar binario cercano que consiste en una enana blanca y una estrella de secuencia principal , subgigante o gigante roja . Cuando el período orbital cae en el rango de varios días a un día, la enana blanca está lo suficientemente cerca de su estrella compañera para comenzar a atraer materia acumulada a la superficie de la enana blanca, lo que crea una atmósfera densa pero poco profunda. Esta atmósfera, que consiste principalmente en hidrógeno, es calentada térmicamente por la enana blanca caliente y finalmente alcanza una temperatura crítica que provoca la ignición de una fusión descontrolada rápida .

El repentino aumento de energía expulsa la atmósfera hacia el espacio interestelar creando la envoltura vista como luz visible durante el evento nova y en siglos pasados ​​confundida con una "nueva" estrella. Algunas novas producen remanentes de novas de corta duración , que pueden durar varios siglos. Los procesos recurrentes de la nova son los mismos que los de la nova clásica, excepto que la ignición de la fusión puede ser repetitiva porque la estrella compañera puede alimentar nuevamente la densa atmósfera de la enana blanca.

Las novas ocurren con mayor frecuencia en el cielo a lo largo del camino de la Vía Láctea , especialmente cerca del centro galáctico observado en Sagitario; sin embargo, pueden aparecer en cualquier parte del cielo. Ocurren con mucha más frecuencia que las supernovas galácticas , con un promedio de diez por año. La mayoría se encuentran telescópicamente, quizás sólo una cada 12 a 18 meses alcanzando la visibilidad a simple vista . Las novas que alcanzan la primera o segunda magnitud ocurren solo varias veces por siglo. La última nova brillante fue V1369 Centauri y alcanzó una magnitud de 3,3 el 14 de diciembre de 2013. [1]

Etimología

Durante el siglo XVI, el astrónomo Tycho Brahe observó la supernova SN 1572 en la constelación de Casiopea . Lo describió en su libro De nova stella ( latín para "concerniente a la nueva estrella"), dando lugar a la adopción del nombre nova . En este trabajo, argumentó que un objeto cercano debería verse moverse en relación con las estrellas fijas, y que la nova tenía que estar muy lejos. Aunque este evento fue una supernova y no una nova, los términos se consideraron intercambiables hasta la década de 1930. [2] Después de esto, las novas se clasificaron como novas clásicas. para distinguirlos de las supernovas, ya que se pensaba que sus causas y energías eran diferentes, basándose únicamente en la evidencia observacional.

Aunque el término "stella nova" significa "nueva estrella", las novas ocurren con mayor frecuencia como resultado de enanas blancas , que son restos de estrellas extremadamente antiguas.

Evolución estelar de las novas

Nova Eridani 2009 ( magnitud aparente ~ 8,4)

La evolución de las novas potenciales comienza con dos estrellas de secuencia principal en un sistema binario. Uno de los dos evoluciona a un gigante rojo , dejando su núcleo de enana blanca remanente en órbita con la estrella restante. La segunda estrella, que puede ser una estrella de la secuencia principal o un gigante envejecido, comienza a derramar su envoltura sobre su compañera enana blanca cuando desborda su lóbulo de Roche . Como resultado, la enana blanca captura constantemente la materia de la atmósfera exterior de la compañera en un disco de acreción y, a su vez, la materia acumulada cae a la atmósfera. Como la enana blanca consiste en materia degenerada , el hidrógeno acumulado no se infla, pero su temperatura aumenta. La fusión descontrolada ocurre cuando la temperatura de esta capa atmosférica alcanza ~ 20 millones de K, iniciando la combustión nuclear, a través del ciclo CNO . [3]

La fusión de hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie de la enana blanca para un rango estrecho de tasas de acreción, dando lugar a una fuente de rayos X súper suave , pero para la mayoría de los parámetros del sistema binario, la combustión de hidrógeno es inestable térmicamente y se convierte rápidamente una gran cantidad de hidrógeno en otros elementos químicos más pesados en una reacción descontrolada , [2] liberando una enorme cantidad de energía. Esto expulsa los gases restantes de la superficie de la enana blanca y produce un estallido de luz extremadamente brillante.

El aumento del brillo máximo puede ser muy rápido o gradual. Esto está relacionado con la clase de velocidad de la nova; sin embargo, después del pico, el brillo disminuye constantemente. [4] El tiempo que tarda una nova en decaer en alrededor de 2 o 3 magnitudes del brillo óptico máximo se utiliza para la clasificación, a través de su clase de velocidad. Por lo general, las novas rápidas tardarán menos de 25 días en descomponerse en 2 magnitudes, mientras que las novas lentas tardarán más de 80 días. [5]

A pesar de su violencia, generalmente la cantidad de material expulsado en las novas es solo alrededor de 1 ⁄ 10,000 de una masa solar , bastante pequeña en relación con la masa de la enana blanca. Además, solo el cinco por ciento de la masa acumulada se fusiona durante el estallido de energía. [2] No obstante, esta energía es suficiente para acelerar la eyección de novas a velocidades tan altas como varios miles de kilómetros por segundo, más altas para las novas rápidas que para las lentas, con un aumento simultáneo de la luminosidad de unas pocas veces la solar a 50.000 a 100.000 veces solar. [2] [6] En 2010, los científicos que utilizaron el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA descubrieron que una nova también puede emitir rayos gamma (> 100 MeV).[7]

Potencialmente, una enana blanca puede generar múltiples novas con el tiempo a medida que el hidrógeno adicional continúa acumulándose en su superficie desde su estrella compañera. Un ejemplo es RS Ophiuchi , que se sabe que se incendió seis veces (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 y 2006). Eventualmente, la enana blanca podría explotar como una supernova de Tipo  Ia si se acerca al límite de Chandrasekhar .

Ocasionalmente, las novas son lo suficientemente brillantes y están lo suficientemente cerca de la Tierra como para ser visibles a simple vista. El ejemplo reciente más brillante fue Nova Cygni 1975 . Esta nova apareció el 29 de agosto de 1975, en la constelación de Cygnus, a unos cinco grados al norte de Deneb , y alcanzó una magnitud de  2,0 (casi tan brillante como Deneb ). Los más recientes fueron V1280 Scorpii , que alcanzó una magnitud de 3,7 el 17 de febrero de 2007, y Nova Delphini 2013 . Nova Centauri 2013 fue descubierta el 2 de diciembre de 2013 y, hasta ahora, es la nova más brillante de este milenio, alcanzando una magnitud de 3,3.

Novas de helio

Una nova de helio (que experimenta un destello de helio) es una categoría propuesta de eventos de nova que carece de líneas de hidrógeno en su espectro. Esto puede deberse a la explosión de una capa de helio en una enana blanca. La teoría se propuso por primera vez en 1989, y la primera nova de helio candidata que se observó fue V445 Puppis en 2000. [8] Desde entonces, se han propuesto otras cuatro novas como novas de helio. [9]

Tasa de ocurrencia y significado astrofísico

Los astrónomos estiman que la Vía Láctea experimenta aproximadamente de 30 a 60 novas por año, pero un examen reciente ha encontrado una tasa mejorada probable de aproximadamente 50 ± 27. [10] El número de novas descubiertas en la Vía Láctea cada año es mucho menor, alrededor de 10, [11] probablemente debido a que las novas distantes están oscurecidas por la absorción de gas y polvo. [11] Aproximadamente 25 novas más brillantes que aproximadamente la vigésima magnitud se descubren en la Galaxia de Andrómeda cada año y se ven números más pequeños en otras galaxias cercanas. [12] A partir de 2019, se registraron 407 novas probables en la Vía Láctea. [11]

La observación espectroscópica de las nebulosas eyectadas de novas ha demostrado que están enriquecidas en elementos como helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, neón y magnesio. [2] La contribución de las novas al medio interestelar no es grande; suministro de novas solamente 1 / 50 como mucho material para el Galaxy como supernovas do, y sólo 1 / 200 tanto como gigantes rojas y supergigantes estrellas. [2]

Las novas recurrentes como RS Ophiuchi (aquellas con períodos del orden de décadas) son raras. Los astrónomos teorizan, sin embargo, que la mayoría, si no todas, las novas son recurrentes, aunque en escalas de tiempo que van desde 1.000 a 100.000 años. [13] El intervalo de recurrencia de una nova depende menos de la tasa de acreción de la enana blanca que de su masa; con su poderosa gravedad, las enanas blancas masivas requieren menos acumulación para alimentar una erupción que las de menor masa. [2] En consecuencia, el intervalo es más corto para las enanas blancas de gran masa. [2]

V Sagittae es inusual ya que podemos predecir ahora que se convertirá en nova en aproximadamente 2083, más o menos alrededor de 11 años. [14]

El 27 de mayo de 2020, los astrónomos informaron que las explosiones de novas clásicas son las productoras galácticas del elemento litio . [15] [16]

Subtipos

Las novas se clasifican de acuerdo con la velocidad de desarrollo de la curva de luz, por lo que en

  • NA : novae rápido, con un aumento del brillo rápido, seguido por una disminución de brillo de 3 magnitudes - a aproximadamente 1 / 16 de brillo - dentro de los 100 días. [17]
  • NB : novas lentas, con magnitudes de 3, declive en 150 días o más.
  • NC : novas muy lentas, también conocidas como novas simbióticas , que permanecen a la luz máxima durante una década o más y luego se desvanecen muy lentamente.
  • NR / RN : se han observado novas recurrentes, novas con dos o más erupciones separadas por 10 a 80 años. [18]

Restos

GK Persei : Nova de 1901
Artículo principal: Remanente de Nova

Algunas novas dejan una nebulosidad visible , material expulsado en la explosión de la nova o en múltiples explosiones. [19]

Novae como indicadores de distancia

Las novas prometen su uso como medidas de distancias estándar de velas . Por ejemplo, la distribución de su magnitud absoluta es bimodal , con un pico principal en la magnitud −8,8 y uno menor en −7,5. Las novas también tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta 15 días después de su pico (-5,5). Las comparaciones de las estimaciones de distancia basadas en novas a varias galaxias cercanas y cúmulos de galaxias con las medidas con estrellas variables Cefeidas han demostrado que tienen una precisión comparable. [20]

Novae recurrente

Las novas recurrentes ( RNe ) son objetos que han experimentado múltiples erupciones de novas. En 2009, hay diez novas galácticas recurrentes conocidas , [21] así como varias extragalácticas (en la Galaxia de Andrómeda (M31) y la Gran Nube de Magallanes ). Una de estas novas extragalácticas, M31N 2008-12a , entra en erupción con una frecuencia de una vez cada 12 meses. La nova recurrente suele iluminarse en aproximadamente 8,6 magnitudes, mientras que una nova clásica puede iluminarse en más de 12 magnitudes. [21] Las diez novas galácticas recurrentes conocidas se enumeran a continuación.

Nombre completo
Descubridor

Rango de magnitud
Días para bajar
3 magnitudes
del pico		Años de erupción conocidosIntervalo de tiempo (años)Años desde la última erupción
CI AquilaeK. Reinmuth8,6–16,3402000, 1941, 191724–5921
V394 Coronae AustralisLE Erro7,2-19,761987, 19493833
T Coronae BorealisJ. Birmingham2,5-10,861946, 18668075
Soy NormaeIE Woods8.5-18.5702002, 1920≤8219
RS OphiuchiW. Fleming4.8-11142006, 1985, 1967, 1958, 1933, 18989–3515
V2487 OphiuchiK. Takamizawa (1998)9,5–17,591998, 19009823
T PyxidisH. Leavitt6,4-15,5622011, 1967, 1944, 1920, 1902, 189012–4410
V3890 SagitarioH. Dinerstein8.1-18.4142019, 1990, 196228-291
U ScorpiiNR Pogson7.5-17.62.62010 y 1999 de 1987 de 1979 de 1936 de 1917 de 1906 de 18638–4311
V745 ScorpiiL. Plaut9,4-19,372014, 1989, 193725–527

Nova extragaláctica

Nova en la galaxia de Andrómeda

Las novas son relativamente comunes en la galaxia de Andrómeda (M31). [12] Aproximadamente varias docenas de novas (más brillantes que una magnitud aparente de 20) se descubren en M31 cada año. [12] La Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastreó novas en M31, M33 y M81 . [22]

Ver también

  • Escalera de distancia cósmica
  • Nebulosa del Cangrejo
  • Estrella invitada (astronomía)
  • Kilonova
  • Supernova superluminosa
  • Supernova
  • Impostor de supernova
  • Explosión de rayos X

Referencias

  1. ^ "Nova Centauri 2013: otra nova brillante a simple vista | aavso.org" . www.aavso.org . Consultado el 2 de noviembre de 2020 .
  2. ↑ a b c d e f g h Prialnik, Dina (2001). "Novae". En Paul Murdin (ed.). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Instituto de Publicaciones de Física / Grupo de Publicaciones de la Naturaleza . págs. 1846–1856. ISBN 978-1-56159-268-5.
  3. ^ MJ Darnley; et al. (10 de febrero de 2012). "Sobre los progenitores de las novas galácticas". El diario astrofísico . 746 (61): 61. arXiv : 1112.2589 . Código Bibliográfico : 2012ApJ ... 746 ... 61D . doi : 10.1088 / 0004-637x / 746/1/61 . S2CID 119291027 . 
  4. ^ Estrella variable de AAVSO del mes: mayo de 2001: Novae
  5. ^ Warner, Brian (1995). Estrellas variables cataclísmicas . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-41231-5.
  6. ^ Zeilik, Michael (1993). Astronomía conceptual . John Wiley e hijos . ISBN 978-0-471-50996-7.
  7. ^ JPL / NASA (12 de agosto de 2010). "Fermi detecta una sorpresa 'impactante' del primo pequeño de la supernova" . PhysOrg . Consultado el 15 de agosto de 2010 .
  8. ^ Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (diciembre de 2005). "V445 Puppis: Helium Nova en una enorme enana blanca". El diario astrofísico . 598 (2): L107 – L110. arXiv : astro-ph / 0310351 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 598L.107K . doi : 10.1086 / 380597 . S2CID 17055772 . 
  9. ^ Rosenbush, AE (17 a 21 de septiembre de 2007). Klaus Werner; Thomas Rauch (eds.). "Lista de novas de helio". Estrellas deficientes en hidrógeno . Universidad Eberhard Karls, Tübingen, Alemania (publicado en julio de 2008). 391 : 271. Código Bibliográfico : 2008ASPC..391..271R .
  10. ^ Shafter, AW (enero de 2017). "La velocidad de la nova galáctica revisada". El diario astrofísico . 834 (2): 192-203. arXiv : 1606.02358 . Código Bib : 2017ApJ ... 834..196S . doi : 10.3847 / 1538-4357 / 834/2/196 . S2CID 118652484 . 
  11. ^ a b c "Lista CBAT de Novae en la Vía Láctea" . Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la IAU .
  12. ^ a b c "Página de Novae M31 (aparente)" . Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la IAU . Consultado el 24 de febrero de 2009 .
  13. ^ Semillas, Michael A. (1998). Horizontes: Explorando el Universo (5ª ed.). Compañía editorial de Wadsworth . pag. 194. ISBN 978-0-534-52434-0.
  14. ^ "La estrella binaria V Sagittae explotará como una nova muy brillante a finales de siglo" . phys.org . Consultado el 20 de enero de 2020 .
  15. ^ Universidad Estatal de Arizona (1 de junio de 2020). "Clase de explosiones estelares encontradas como productoras galácticas de litio" . EurekAlert! . Consultado el 2 de junio de 2020 .
  16. ^ Starrfield, Sumner; et al. (27 de mayo de 2020). "Las novas clásicas de carbono-oxígeno son productores de 7Li galácticos, así como potenciales progenitores de la supernova Ia". El diario astrofísico . 895 (1): 70. arXiv : 1910.00575 . Código Bibliográfico : 2020ApJ ... 895 ... 70S . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab8d23 . S2CID 203610207 . 
  17. ^ "Catálogo de binarios cataclísmicos de Ritter (séptima edición, Rev. 7.13)" . Centro de Investigación del Archivo Científico de Astrofísica de Altas Energías . 31 de marzo de 2010 . Consultado el 25 de septiembre de 2010 .
  18. ^ Vartype.txt de GCVS en VizieR
  19. ^ Liimets, T .; Corradi, RLM; Santander-García, M .; Villaver, E .; Rodríguez-Gil, P .; Verro, K .; Kolka, I. (2014). "Un estudio dinámico del remanente de Nova de GK Persei / Stella Novae: décadas pasadas y futuras". Stellar Novae: Décadas pasadas y futuras . Serie de conferencias ASP. 490 . págs. 109-115. arXiv : 1310.4488 . Código bibliográfico : 2014ASPC..490..109L .
  20. ^ Robert, Gilmozzi; Della Valle, Massimo (2003). "Novae como indicadores de distancia". En Alloin, D .; Gieren, W. (eds.). Velas estelares para la escala de distancia extragaláctica . Springer . pp.  229 -241. ISBN 978-3-540-20128-1.
  21. ↑ a b Schaefer, Bradley E. (2010). "Historias fotométricas completas de todas las novas recurrentes galácticas conocidas". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Código Bibliográfico : 2010ApJS..187..275S . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 187/2/275 . S2CID 119294221 . 
  22. ^ Obispo, David. "Novas extragalácticas" . Red Internacional de Supernovas . Consultado el 11 de septiembre de 2010 .

Otras lecturas

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). Las novas galácticas . North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M .; Josè, J. (2002). Explosiones clásicas de Nova . Instituto Americano de Física.
  • Bode, MF; Evans, E. (2008). Novae clásica . Prensa de la Universidad de Cambridge.

enlaces externos

  • Schaefer (2010). "Historias fotométricas completas de todas las novas recurrentes galácticas conocidas". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Código Bibliográfico : 2010ApJS..187..275S . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 187/2/275 . S2CID  119294221 .
  • Shafter; et al. (2011). "Una encuesta espectroscópica y fotométrica de Novae en M31". El diario astrofísico . 734 (1): 12. arXiv : 1104.0222 . Código Bibliográfico : 2011ApJ ... 734 ... 12S . doi : 10.1088 / 0004-637X / 734/1/12 . S2CID  119114867 .
  • Catálogo General de Estrellas Variables , Instituto Astronómico Sternberg , Moscú
  • Estrella variable del mes de AAVSO. Novae: mayo de 2001
  • Novas extragalácticas
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