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Estrellas binarias explosivas II: La Nova no es una estrella nueva

29 de enero de 2012 ·
Comunicación En la última comunicación describimos brevemente cómo se podría formar una binaria que salió de la envoltura común, consistiendo de una enana blanca muy pequeña, muy compacta y relativamente masiva comparada con su compañera, una estrella normal, menos densa y de baja masa, pero mucho más grande que la enana blanca. Estos dos se mantienen bastante cerca entre sí: la superficie de la estrella normal casi llega al punto en el cual la gravedad de la enana blanca compensa la atracción gravitacional de la misma estrella secundaria. Esto causa un fuerte efecto de marea, y algunas partículas de la atmosfera de la secundaria son succionadas por la gravedad más fuerte de la enana blanca. Se forma un flujo de material de la estrella normal hacia la enana blanca, que no puede caer directamente hacia ella, sino que se acumula en un "disco de acreción" alrededor de la enana blanca. Así tenemos la configuración de una "binaria cataclísmica", consistiendo en una enana blanca y una compañera roja cercana de baja masa; esta emite un flujo de gas que incide en un disco de acreción alrededor de la enana blanca.
¿De qué consiste el material en el disco? No es difícil de adivinar: como viene del exterior de la estrella secundaria, que todavía no terminó su fusión de hidrógeno a helio, el material transferido es gas de hidrógeno con un poco de helio y algunos elementos más pesados, principalmente la composición química de su cuna, la nube interestelar de la cual nació. Por otro lado, la enana blanca es el ex-núcleo de una estrella acabada, y consiste de carbono y oxígeno, las cenizas de sus reacciones nucleares anteriores. Por eso, el hidrógeno fresco que cae vía disco de acreción a la superficie de la enana blanca, es recibido como un recuerdo de su juventud, un rejuvenecimiento mágico de un anciano estelar - y esto tiene consecuencias.
Por miles de años se puede acumular el hidrógeno en la superficie de la enana blanca. Pero poco a poco este material fresco se hunde en su interior, llegando finalmente a capas con temperaturas y presiones tan altas que se origina una reacción en cadena, fusionado el hidrogeno a helio en forma explosiva, de igual forma que una bomba de hidrógeno fabricado por los Estados Unidos y la Unión Soviética en la guerra fría de los años 50. Esta explosión crea tanta energía que la estrella aumenta su luminosidad por un factor de un millón o más, durante pocos días o semanas. En el cielo nocturno podría parecer, para nosotros, una estrella pasajera visible a simple vista, en un lugar que nunca antes nadie había observado una estrella. Por eso, el fenómeno se llama "Nova", que viene del latín, y que significa "Estrella nueva". Hoy sabemos que no es una estrella nueva, recién nacida, sino una vieja estrella binaria, existente desde mucho tiempo, que pasó por los procesos explicados más arriba. A veces se usa el termino "Nova clásica" para estas estrellas, para distinguirlas de las "Novas enanas" descritos en la próxima y última comunicación de esta serie.
Décadas después de una erupción tipo "Nova" se puede observar una pequeña nebulosa alrededor de nuestra binaria que se expande: parte de las capas externas de la enana blanca, involucradas en la explosión, y arrojadas hacia el espacio exterior. Pero a nuestra binaria en sí no le ha pasado nada serio, la estrella secundaria sigue emitiendo su flujo de hidrógeno, el disco lo capta y lo envía, finalmente a la superficie de la enana blanca, donde se acumula por un largo tiempo. El ciclo se repite. Se estima que cada 10.000 años explota la "bomba de hidrogeno" en la superficie de la enana blanca, pero a pesar de que este evento es bastante espectacular, hay muy poca masa involucrada: la masa del disco de acreción, del hidrógeno acumulado en la superficie de la enana blanca, y de la nebulosa que se eyecta, no supera el 0.01 % de la masa total del sistema binaria. Por eso, la erupción Nova puede repetirse muchas veces durante millones de años, sin que cambien los parámetros principales de la binaria en forma notable. Es análogo a un cometa que se acerca al Sol en forma periódica, como el Halley: en cada pasada desarrolla una cola enorme que se puede extender varios millones de kilómetros, un acontecimiento fascinante, pero se sabe que en realidad pierde muy poca masa en cada vuelta o pasada. Por eso el espectáculo se repite muchas veces, cada 76 años desde hace ya dos milenios en el caso del cometa Halley.
Figura izquierda: La curva de luz de la nova clásica V 1500 Cygni: como nadie captó su subida, la nova fue observada por primera vez el 29 de agosto de 1975 cerca de su máximo, a magnitud 1.7, parecido al brillo de las "tres Marías" en el cinturón de Orión. En solo una semana bajó a magnitud 6, al límite de la visualidad con el ojo desnudo. V 1500 Cygni es un ejemplo de una "nova rápida".
Figura derecha: Nova GK Persei fue descubierta el 23 de febrero de 1901 cuando alcanzó un máximo de magnitud +0,2, rivalizando con Vega (α Lyrae). Aumentó su luminosidad unas 10.000 veces en sólo dos días. Se fue apagando hasta magnitud 2 seis días después, y hasta magnitud 6 dos semanas más tarde. A partir de ahí empezó a oscilar durante varios meses, disminuyendo su brillo lentamente hasta que ya no fue visible a simple vista.
Una imagen reciente del campo en el cual se observó la Nova GK Persei hace más que un siglo: La nebulosa corresponde a la capa de material eyectado durante la explosión, y se expande todavía hoy. La estrella brillante en el centro de la nebulosa es la ex-Nova, la binaria cataclísmica que causó la explosión – y la sobrevivió sin daño aparente.

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