Estrella Nova
Nova (o Nueva) es una estrella que imprevistamente se ve involucrada en un proceso explosivo y aumenta su luminosidad en varios millares de veces en pocas horas. Por efecto de este fenómeno el observador terrestre ve encenderse una estrella donde no observaba nada, o ve aumentar el brillo de una estrellita que antes apenas era perceptible. Los antiguos astrónomos, creyendo que se trataba del nacimiento de una estrella, llamaron a estos astros estrellas nuevas o novae.
El mecanismo físico de la explosión de una nova consiste en una inestabilídad que hace expandir rápidamente las capas externas de la estrella. Es precisamente el aumento de la superficie la que, junto con la emisión energética, determinan el drástico aumento en magnitud.
Otro mecanismo posible del encendido de estrellas nuevas estima las causas en la existencia de sistemas binarios, en los que los gases expulsados por una de las componentes son absorbidos por la otra, donde, al caer, liberan enormes cantidades de energía en diversas longitudes de onda del espectro electromagnético.
A las nuevas se les da el nombre de la constelación en la que aparecen, seguido del año de aparición. La primera de estas estrellas observada en el siglo XX fue la Nova Persei, aparecida en 1901. Alcanzó en menos de un día una luminosidad de Om y se pudo observar en el cielo a simple vista durante varias semanas. Las novas son a menudo descubiertas por los astrónomos aficionados, que escrutan sistemáticamente el cielo en busca de la aparición de nuevos cometas, de nuevos asteroides o de otros fenómenos imprevisibles.
También existen novas recurrentes, las cuales dan lugar a explosiones intermitentes con intervalos de algunos años. Este es el caso de la Nova Pyxisaparecida en 1890 y que volvió a brillar de manera inusual en 1902, 1920 y 1944. Las novas no deben confundirse con las Supernovas, estrellas que experimentan fenómenos explosivos análogos, pero en los cuales la cantidad de energía liberada y, por consiguiente, la luminosidad aparente, superan en aproximadamente un millón de veces la de una estrella nova.
En un sistema binario cerrado, formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia (acreción) de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella en gigante roja, lo que pasa es que su expansión y el consecuente llenado de su lóbulo de Roche. Esta superficie equipotencial limita las zonas de influencia de cada estrella; cuando material de la gigante la supera.
El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear.
Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables, que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento
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 reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas. Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la acreción. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo.
A veces, las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es lanova Cygni 1976, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 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 la que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.
