Las novae son sistemas binarios
cerrados (próximos) con períodos orbitales de 0,05 a 230 días. Una de las componentes
de estos sistemas es una estrella enana caliente que, repentinamente, durante un intervalo
de tiempo que va desde algunos días a algunas decenas o centenares de días, incrementa
su brillo de 7 a 19 magnitudes. Luego, progresivamente en espacio de algunos meses, años
o decenios, regresan a su estado inicial.
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Las novae consisten en
un sistema binario cerrado generalmente constituido por una enana blanca masiva y una
estrella roja que llena su lóbulo de Roche, aunque tal vez pueden haber sistemas en otros
estados evolutivos. Alrededor de la enana blanca existe un disco de acreción constituido
por material que arranca de su compañera roja. Esta materia, girando en espiral dentro
del disco, va cayendo progresivamente hacia la estrella blanca. En el momento en que la
alcanza se produce una violenta explosión que da origen a la nova. Este proceso es
recursivo en el plazo de decenas de días a decenas de años según las características
propias de cada sistema.
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Pueden presentarse débiles
variaciones en el mínimo de brillo. Las componentes frías pueden ser gigantes,
subgigantes o enanas de tipo espectral A a F. Tras la explosión aparecen rayas anchas de
emisión (bandas) de hidrógeno, helio y otros elementos con componentes en absorción,
probando la existencia de una envoltura en rápida expansión. A medida que decrece el
brillo, el espectro compuesto empieza a mostrar rayas prohibidas características del
espectro de las nebulosas gaseosas excitadas por estrellas calientes. En el mínimo de
brillo los espectros de las novas son, por regla general, espectros continuos o parecidos
a los espectros de las estrellas Wolf-Rayet. Únicamente los espectros de los sistemas
más masivos muestran algunas trazas de sus componentes frías. Algunas novae muestran
después de la crisis pulsaciones de con períodos del orden de 100 segundos y amplitudes
de unas 0,05 mag. Se convierten así en sistemas eclipsantes.
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DQ Herculis -
eclipses en el mínimo |
Después del máximo, la caída de
brillo cae rápidamente al principio y luego se enlentece (V1500 Cyg, nova 1975).
Puede ir igualmente seguido de un
pequeño máximo secundario, un hueco (QV Vul, nova 1987), sea un período de oscilaciones
más o menos rápidos y más o menos pronunciados (PW Vul nova 1984/1).
Según la velocidad de caída de
brillo después del máximo, las novas son subdivididas en rápidas (NA), lentas (NB), muy
lentas (NC) y recurrentes (NR).
NA
Las novae rápidas muestran un incremento de brillo rápido seguido, después del máximo,
por un debilitamiento de 3 mag en 100 días o menos (GK Per -V1668 Cyg).
NB
Las novae lentas se debilitan después del máximo 3 mag en 150 días o más (RR Pic).
Aquí no se tiene en cuenta la presencia del "hueco" bien conocido en la curva
de luz de novae como T Aur y DQ Her: la velocidad de debilitamiento es estimado sobre la
base de una curva lisa, en la que las ramas son la continuación directa de una parte y
otra del "hueco" (HR Del).
NC
Las novae NC de desarrollo muy lento permanecen en el máximo más de un decenio para
debilitarse a continuación lentamente. Se da el caso que estos objetos muestran antes de
la crisis variaciones de brillo de largo período con una amplitud de 1 a 2 mag (RR Tel) ;
la componente fría de estos sistemas es probablemente una gigante o una supergigante, en
ocasiones una variable semirregular o incluso una mira.
La amplitud de la explosión puede
alcanzar las 10 magnitudes. Se constata un espectro de emisión en alta excitación
recordando al de las nebulosas planetarias, al de las estrellas Wolf-Rayet y al de las
variables simbióticas. No se puede excluir que estos objetos sean nebulosas planetarias
en formación. Tal vez este es el caso de PU Vulpeculae.
NL
Se denomina variables "nova-like" a objetos
insuficientemente estudiados que se parecen a las novae por las características de su
curva de luz o por particularidades espectrales. Este tipo incluye, además, a objetos en
los que nunca se ha observado crisis explosivas. Los espectros de las variables
"nova-like" se parecen a los de las novae viejas en el mínimo. Sin embargo, a
menudo sucede que un estudio más profundo permite reclasificar a ciertos representantes
de este grupo muy inhomogéneo en otros tipos de estrellas variables.
NR
Las novae recurrentes difieren de las novae típicas por el hecho que se han podido
observar dos o varias crisis (en lugar de una sola), separadas por un intervalo de 10 a 80
años. Así, RS Ophiuchi ha tenido erupciones
en 1901, 1933, 1967 y en 1985.
Hay que citar el caso particular de GK
Persei, la nova de 1901 que llegó a la magnitud visual 0,2 y que presenta mini-erupciones
que la hacen subir de la magnitud visual 13 a 10 en unos treinta días.
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Mini-erupciones
de GK Persei |
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