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Tipos y sistemas de estrellas (continuación)

Novas

as novas (del latín stella nova o estrella nueva) se las puede considerar estrellas variables que, en pocos días u horas, aumentan bruscamente su brillo en varias magnitudes, para después perderlo lentamente y recobrar su brillo anterior.

Las Novas se producen cuando explosionan las capas más externas de las estrellas enanas blancas, despidiendo una luminosidad muy intensa. Pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol.

Las Novas se producen cuando explosionan las capas más externas de las estrellas enanas blancas, despidiendo una luminosidad muy intensa

Esta actividad es debido a que sus capas exteriores expanden helio a gran velocidad producto de reacciones nucleares, en la cual pierden una mínima fracción de su masa en forma de explosión de gas, que es el responsable del aumento de brillo que se manifiesta. Se ha comprobado que algunas novas repiten el proceso aproximadamente al cabo de 10 años.

Las novas más cercanas de las que se conoce distancia y brillo, pueden ser utilizadas por los astrónomos como punto de referencia para novas de otras galaxias, y de esa forma determinar las distancias a que se encuentran dichas galaxias de la Tierra.

Antiguamente se denominaba nova a cualquier estrella nueva que aparecía súbitamente en algún lugar del firmamento, donde no se había observado nada con anterioridad. En realidad, estas estrellas ya existían antes de que se pudieran ver a simple vista. Generalmente es más fácil observar novas en galaxias cercanas que en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Cuando aparecen se las identifica con el año y constelación en la que surgen.

Supernovas

Las supernovas son estrellas poco frecuentes cuyo proceso es, generalmente, similar al de una nova (aunque no son periódicas), pero que dada su excepcional violencia alcanzan luminosidades superiores al de toda la galaxia, además de ser muy duraderas. Son sin duda las estrellas variables más espectaculares. El aumento de brillo puede llegar a ser de hasta 20 magnitudes, y a pesar de ello sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. La magnitud de la explosión (que podría durar unos pocos días) puede ser equivalente a 100.000 millones de veces superior al brillo de nuestro Sol. Tras la explosión de una supernova apenas quedan restos, en su lugar permanecen gases y materias interestelares que terminan expandiéndose, que podrían ser contempladas en forma de nebulosas o nubes de gas brillante; estas masas contribuirán en la aportación de materia para la formación de nuevas estrellas.

En el año 1054 d. C. se observó por astrónomos chinos una estrella muy brillante en lo que ahora es la nebulosa del Cangrejo, se estima que se trató de la explosión de una supernova cuyos restos formaron la citada nebulosa. En el centro de esta nebulosa existe un púlsar (estrella de neutrones) girando a gran velocidad.

Nebulosa del cangrejo, donde fue observada una Supernova en el año 1054 d.C. por astrónomos de la época

Las supernovas son raras en la Vía Láctea, no así las novas (una de cada dos novas observadas cada año aparecen en nuestra galaxia); la supernova más reciente aparecida en la Vía Láctea de la que se tenga conocimiento fue observada en el año 1604; hasta el año 1987 sólo se habían identificado tres (son mucho más frecuentes en otras galaxias), fecha ésta última en que apareció una supernova en una galaxia satélite del hemisferio sur, en lo que se denomina Gran Nube de Magallanes, y que es objeto de un detenido estudio por sus características especiales.

Nebulosa de una supernova en la Gran Nube de Magallanes

A pesar de que las supernovas son menos conocidas que las novas, en lo que a sus mecanismos se refiere, se distingue no obstante dos tipos: las supernovas de tipo I y II. Las supernovas de tipo I tienen un proceso similar a las novas; al formar parte de un sistema binario, reciben el combustible mediante captura de material de la otra estrella acompañante.

Las supernovas de tipo II son estrellas que poseen una masa superior a la de nuestro Sol, y que en ocasiones, como resultado de un colapso gravitacional por efecto de la presión en el proceso nuclear interno, que no soporta el peso de las capas exteriores, termina por explotar en las últimas etapas de su rápida evolución.

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