Nova
Una nova és un event astronòmic cataclísmico que causa l'aparició súbita d'una aparent "nova" estrela[1] i que es debilita llentament en el transcurs de vàries semanes o mesos. Les causes que provoquen l'aparició d'una nova són variades, depenent de les circumstàncies de les dos estreles progenitores. En totes les novas observades hi ha involucrada una nana blanca en un sistema binario propenc. Els principals subtipos de novas són les novas clàssiques, les novas recurrents i les novas nanes. Totes estan considerades estreles variables de tipo cataclísmico. Este procés binario demostra que el procés de descomposició naix un procés de autopoyésis interestelar.
En un sistema binario propenc, format per una nana blanca i una estrela, es produïx transferència (acreció) de massa de la companyera a la nana.[2] El material acretado, compost principalment per hidrogen i heli, és compactar en la superfície de la nana blanca per l'intensa força gravitatoria en la superfície d'esta. A mida que es va acumulant més material, es calfa cada volta més, fins a alcançar la temperatura crítica per a l'ignició de la fusió nuclear. Llavors es transformen ràpidament grans cantitats d'hidrogen i heli en elements més pesats, en un procés anàlec al que ocorre en el núcleu de les estreles de seqüència principal, encara que en estos casos es tracta de processos estables que duren llarcs periodos de temps; en les novas, en canvi, és un event violent.[3]
L'enorme cantitat d'energia lliberada per este procés produïx un centelleig de radiació electromagnètica molt lluenta, pero de curta duració. Este centelleig, que es produïx en escales de temps de dies, va donar orige al nom nova, que en llatí significa «nova»: en ocórrer una nova, els astrònoms antics veen l'aparició d'una nova estrela en el cel nocturn. El terme va ser usat per primera volta per l'astrònom Tycho Brahe[4] en observar no una nova sino una supernova, pero no va ser fins a temps despuix quan es varen reconéixer les diferències entre les supernovas i les novas, intrínsecament molt manco energètiques.
Una nana blanca pot generar múltiples events de nova, mentres seguixca havent massa disponible en l'estrela companyera per a l'acreció. Progressivament l'estrela donant pot vore agotat el seu material, o la nana blanca pot produir una nova lo suficientment poderosa com per a destruir el sistema per complet. Este últim cas és similar al d'una supernova tipo Ia. No obstant, les supernovas involucren processos diferents i energies molt majors,[5] de l'orde de 1044 J, mentres que les explosions típiques de novas poden lliberar uns 1038 - 1039 J, per lo que no deurien ser confoses.
A voltes les novas poden ser visibles a simple vista. El cas més recent és la nova Cygni 1975, que va aparéixer el 29 d'agost de 1975 en la constelació del Cisne,[6] uns 5 graus al nort de Deneb (α Cygni), i va alcançar una magnitut de 2,0, tan lluenta com la pròpia Deneb.
Les novas contribuïxen a la nucleosíntesis d'alguns elements que no es produïxen igual que en els cicles habituals. En principi, cremen de forma explosiva el seu hidrogen a través del cicle CNO pero les majors energies a la que es produïxen eixos esclats fan que el cicle derive en una atra reacció distinta.[7]
Per a comparar en el cicle CNO típic que es produïx en una estrela, vejau cicle CNO.
El súbit aument d'energia expulsa l'atmòsfera a l'espai interestelar creant la envoltura que es veu com a llum visible durant l'acontenyiment de la nova. En sigles passats es considerava que es tractava d'una nova estrela. Algunes novas produïxen restants de nova de curta duració, que poden durar varis sigles. Els processos de les novas recurrents són els mateixos que els de les novas clàssiques, llevat que l'ignició de la| fusió pot ser repetitiva perque l'estrela companyera pot tornar a alimentar la densa atmòsfera de la nana blanca.
Les novas es produïxen en major freqüència en el cel a lo llarc de la trayectòria de la Via Làctea, especialment prop del Centre Galàctic observat en Sagitari; no obstant, poden aparéixer en qualsevol part del cel. Es produïxen en molta més freqüència que les supernovas galàctiques, en una mija d'unes dèu a l'any en la Via Làctea. La majoria es detecten en telescopis, potser només una cada 12-18 mesos alcança visibilitat a naked-eye. Les novas que alcancen la primera o segona magnitut es produïxen només vàries voltes per sigle. L'última nova lluenta va ser V1369 Centauri que va alcançar la magnitut 3,3 el 14 de decembre de 2013.[8]
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ «nova | Societat espanyola d'astronomia». www.sea-astronomia.es. Consultat el 2021-10-11.
- ↑ Enrique Carlos Rosers Busquets (2011). L'Element Nova, Lulu.com, p. 7. ISBN 9780557701865.
- ↑ (1999) Diccionari d'astronomia, Editorial Complutense, pp. 514 de 837. ISBN 9788489784703.
- ↑ John R. Gribbin (2005). Història de la ciència: 1543-2001, Grupo Planeta (GBS), pp. 48 de 552. ISBN 9788484326076.
- ↑ Isaías Roges Penya (2012). Astronomia Elemental: Volum II: Astrofísica i Astrobiología, Edicions USM, pp. 105 de 252. ISBN 9789563455953.
- ↑ (1994) The Observer's Guide to Astronomy:, Cambridge University Press, pp. 784 de 572. ISBN 9780521458986.
- ↑ (2012) Cosmochemistry: Proceedings of the Symposium on Cosmochemistry, Held at the Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, Mass., August 14–16, 1972, Springer Science & Business Media, pp. 45 de 183. ISBN 9789401026581.
- ↑ «Nova Centauri 2013: Una atra nova lluenta a simple vista | aavso.org».
- Este artícul conté una traducció derivada de «Nova» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.