Nova
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Una nova es una explosión termonuclear causada por la acreción de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.
En un sistema binario formado por una enana blanca y una estrella que ha dejado la secuencia principal, se produce transferencia de masa desde esta última debido a su transformación en gigante roja, lo que implica su expansión y la expulsión de capas más externas, que son capturadas por el potencial gravitacional de la enana blanca. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria. El material es calentado a altas temperaturas, a medida que más material va cayendo hacia la superficie de la estrella, hasta que, finalmente, alcanza la temperatura crítica para la ignición de fusión nuclear, la que transforma rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados.
La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa nueva: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos creían ver aparecer una nueva estrella en el cielo nocturno. Curiosamente, el término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova. Pero no fue hasta tiempo después cuando se establecieron diferencias entre las supernovas y las novas, más débiles.
Una enana blanca puede generar múltiples novas, mientras siga habiendo material disponible para la acreción en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella compañera puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar a una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes, así como energías mucho mayores, por lo que no deberían ser confundidas con novas corrientes.
A veces puede haber novas visibles a simple vista. El caso más reciente sería Nova Cygni 1975. Esta nova apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb y tenía magnitud 2.0 tan brillante como la propia Deneb.
Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.
Para comparar con el ciclo CNO típico que se produce en una estrella ver: ciclo CNO
[editar] Novas detectadas desde el siglo XX
| Año | Nova | Brillo máximo |
| 1891 | T Aurigae | 3.8 mag |
| 1901 | GK Persei | 0.2 mag |
| 1903 | Nova Geminorum 1903 | 6 mag |
| 1905 | Nova Aquilae 1905 | 7.3 mag |
| 1910 | Nova Lacertae 1910 | 4.6 mag |
| 1912 | Nova Geminorum 1912 | 3.5 mag |
| 1918 | V603 Aquilae | -1.8 mag |
| 1919 | Nova Lyrae 1919 | 7.4 mag |
| 1919 | Nova Ophiuchi 1919 | 7.4 mag |
| 1920 | Nova Cygni 1920 | 2.0 mag |
| 1925 | RR Pictoris | 1.2 mag |
| 1934 | DQ Herculis | 1.4 mag |
| 1936 | CP Lacertae | 2.1 mag |
| 1939 | BT Monoceretis | 4.5 mag |
| 1942 | CP Puppis | 0.3 mag |
| 1943 | Nova Aquilae 1943 | 6.1 mag |
| 1950 | DK Lacertae | 5.0 mag |
| 1960 | V446 Herculis | 2.8 mag |
| 1963 | V533 Herculis | 3 mag |
| 1970 | FH Serpentis | 4 mag |
| 1975 | V1500 Cygni | 2.0 mag |
| 1975 | V373 Scuti | 6 mag |
| 1976 | NQ Vulpeculae | 6 mag |
| 1978 | V1668 Cygni | 6 mag |
| 1984 | QU Vulpeculae | 5.2 mag |
| 1986 | V842 Centauri | 4.6 mag |
| 1991 | V838 Herculis | 5.0 mag |
| 1992 | V1974 Cygni | 4.2 mag |
| 1999 | V1494 Aquilae | 5.03 mag |
| 1999 | V382 Velorum | 2.6 mag |
[editar] Véase también
