Volumen 7 - Nº38 - 1997 |
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Revista de Divulgación Científica y Tecnológica
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ENSAYO Estrellas Novas |
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Pedro Saizar |
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Las novas son una explosiva consecuencia de la vida en pareja. Los cuerpos de estrellas binarias que estén próximos entre si pueden deformarse por acción de la fuerza de marea. En algunos casos, esa deformación llega al punto de que gas de una estrella comienza a fluir hacia su compañera. Las características particulares de la transferencia de gas y su incorporación a la estrella receptora (proceso denominado acreción), así como las particularidades de esta, juegan un papel importante en los fenómenos observados en estos sistemas; como a menudo ocurren procesos explosivos, se los denomína binarías cataclísmícas. Las novas son una subclase de tal grupo. Es poca la información disponible sobre los sistemas precursores de novas, porque, usualmente, se encuentran lejos y son poco conspicuos. Solamente años después de ocurrida la explosión, cuando el humo se ha dispersado, podemos tener la posibilidad de estudiarlos. Asi, se sabe que una binaria precursora de nova consiste, típicamente, en una estrella del tipo de las enanas blancas junto con otra normal, más fría, roja y pequeña que nuestro Sol. La enana blanca es más masiva (por eso ha alcanzado ese estadio antes que su compañera) y, por lo tanto, domina gravitatoriamente al sistema. Sin embargo, su masa no puede superar el límite critico de 1,4 masas solares, pues silo hiciera la explosión seria de supernova. El proceso que conduce a una explosión de nova comienza cuando el gas de la estrella roja se ve obligado a fluir hacia la enana blanca. La columna gaseosa entra en órbita alrededor de esta y forma un disco que la rodea, similar a los anillos de Júpiter, pero con temperaturas y velocidades mucho mayores (Fig. 1) Finalmente, el gas pasa del disco a la propia enana blanca y forma una segunda atmósfera de esta o capa de acreción. |
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Por el segundo mecanismo, la nucleosíntesis, la parte inferior de la capa de acreción se calienta paulatinamente hasta temperaturas de varios millones de grados, quizá a causa de un efecto de viscosidad o fricción. Alcanzada cierta temperatura crítica, se desata una reacción nuclear en cadena por la que átomos de hidrógeno se fusionan para formar otros de helio, mediante un complicado proceso que incluye núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno. El fenómeno ocurre también en el interior de estrellas masivas, pero en ese caso se conserva el número de átomos pesados. En las novas, en cambio, que son sistemas que no están en equilibrio termodinámico, se produce un efecto curioso: la cadena termonuclear deja núcleos residuales de nitrógeno y oxígeno. En el proceso se generan vastas cantidades de energía luminosa, algo similar a millones de explosiones nucleares simultáneas. Normalmente, ello ocurre en el interior de las estrellas, poco en una binaria como Nava Cygni 1992, las explosiones acontecen en su superficie, a flor de piel, se podría decir, y la energía liberada es más que suficiente para empujar la capa de acreción y la propia atmósfera de la enana blanca hacía afuera y expulsarías violentamente al espacío, a velocidades de miles de kilómetros por segundo. El resto de la energía generada se emite en forma de radiación electromagnética, lo que da a la nova su intenso brillo. |
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FIG. 2. |
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Sólo en los últimos años se acumularon suficientes observaciones como para poner a prueba los modelos de los astrónomos nombrados. Gracias a ellas se pudo establecer que hay dos clases de novas, según qué elementos prevalezcan en la composición de la enana blanca: las de carbono-oxígeno y las de oxigeno-neón-magnesio (a menudo llamadas novas de neón). Es altamente improbable que una estrella cercana se convierta en nova; todas las conocidas son objetos lejanos, ubicados a miles de años-luz del Sol. A semejantes distancias, no es posible ver cómo el gas resulta expulsado de la superficie de la estrella, sino que hay que esperar a que la nube se expanda en el medio interestelar y se convierta en un objeto suficientemente grande como para ser fotografiable. El telescopio espacial Hubble ayudó mucho en este sentido; con su gran poder de resolución, pocos días después de la explosión obtuvo por primera vez imágenes del cascarón gaseoso de Nava Cygn 1992 (Fig. 2). Pero como el Hubble está en uso desde hace poco y no puede observar un mismo objeto continuamente, hay que recurrir a otros métodos. Se puede inferir mucho de lo que ocurre estudiando los detalles y cambios que se aprecian en el espectro de la nova, es decir, en la composición de la luz que emite. El gas expulsado se expande por el medio interestelar a velocidades a menudo superiores a los mil kilómetros por segundo. Las condiciones cambian dramáticamente con los días, lc que se ve reflejado en dicho espectro: evolución espectral de una nova casi no tiene rival en el universo. Al principio, la densidad del gas es tan alta que logra absorber en gran medida la energía irra diada por la enana blanca. Los iones de hierro presentes en el gas, según un estudio realizado por Steve Shore, de la universidad de Indiana, son extremada mente eficientes en absorber la gran cantidad de radiación ultravioleta generada por la nova. A medida que pasan los días, la densidad decae y el gas se haci más y más transparente, hasta que, final mente, la luz emitida por la estrella logra atravesar el cascarón gaseoso y escapar al espacio para que podamos verla. La mayor parte de la radiación, sin embargo, es absorbida por el gas en expansión y luego remitida al espacio. El espectro de la nova lo refleja todo: la energía que ha escapado directamente y la que ha sido represada por el gas. En la figura 3 se muestra un espectro óptico de Nova Puppis 1991, registrado en el observatorio del cerro Tololo, en Chile, 136 días después de la explosión. Podemos ver gran cantidad de líneas (los picos altos), pertenecientes a diferentes elementos químicos, superpuestas a un continuo más débil. La línea más prominente corresponde al hidrógeno y aparece en la región roja del espectro, debido a lo cual las imágenes de nebulosas formadas, entre otros objetos, por novas suelen tener tonalidad rojiza. La línea que ocupa el segundo lugar en intensidad, a la izquierda, entre los azules, fue producida por neón doblemente ionizado, señal de que se trata de una nava de neón. El recuadro 'Cómo se genera el espectro de líneas' proporciona una explicación algo más técnica de lo anterior. En la misma figura 3, un espectro que refleja la situación unos siete meses más tarde muestra la magnitud de los cambios acontecidos. Las líneas de recombínación, como las de hidrógeno, declinaron sensiblemente, debido a la calda de la densidad. Algunas líneas generadas por colisiones, como las de Ne++, también declinaron, pero por otro motivo: el gas resultó crecientemente ionizado; ello se deduce de la aparící6n de dos líneas producidas por neón ionizado cuatro veces, las más brillantes del espectro. En un trabajo que realizamos, entre otros colegas, con Tom Hayward, de Cornell,
estudiamos la línea de neón ionizado cinco veces que se observa en la banda infrarroja
del espectro de Nava Cygni 1992. Apareció repentinamente y se convirtió en cuestión de
días en una de las más brillantes. Semejante crecimiento no es compatible con una simple
disminución de la densidad. Mediante el uso de modelos matemáticos, mostramos que la
evolución observada se puede explicar por un incremento de la radiación ionizante
proveniente de la enana blanca. |
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FIG. 3
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