Estrellas Novas

por para Ciencia Hoy el . Publicado en Número 38.

Las novas son estrellas binarias en las que ocurren procesos cataclísmicos de carácter termonuclear que emiten al espacio enormes cantidades de energía luminosa y de elementos químicos como aluminio.

A pesar de haber sido llamadas nuevos por los astrónomos medievales, las novas -y sus primas las supernovas- son el grito de agonía de estrellas moribundas.

Izquierda: NOVA HERCULIS 1934. DOS IMÁGENES DE UNA ESTRELLA NOVA. EN A POCO DESPUES DE ALCANZAR SU 8RILLO MÁXIMO. Derecha: Y EN B DOS MESES DESPUES. LAS NOVAS SE ROTULAN CON EL NOM8RE DE LA CONSTELACIÓN EN QUE APARECEN Y EL AÑO DE SU EXPLOSIÓN.

Izquierda: NOVA HERCULIS 1934. DOS IMÁGENES DE UNA ESTRELLA NOVA. EN A POCO DESPUES DE ALCANZAR SU 8RILLO MÁXIMO. Derecha: Y EN B DOS MESES DESPUES. LAS NOVAS SE ROTULAN CON EL NOM8RE DE LA CONSTELACIÓN EN QUE APARECEN Y EL AÑO DE SU EXPLOSIÓN.

Cuando se anunció el hallazgo de Nova Cygni 1992 (una estrella del tipo nova, de la constelación del Cisne, descubierta ese año), Sumner Starrfield, profesor de astronomía en la Arizona State Uníversity, en Phoenix, e investigador principal del programa Target of Opportunity del satélite International Ultraviolentt Exlorer, verificó cuándo estaría al alcance del viejo pero eficaz telescopio orbital a su disposición y, en cuestión de horas, con ayuda de sus colegas de la NASA, lo puso a tomar las primeras imágenes. Pronto se hizo lo mismo con otros telescopios terrestres y orbitales, y se obtuvo una cobertura sin precedentes en ese tipo de acontecimiento.

Las novas han fascinado y llegado a ser objeto de veneración en muchas sociedades humanas. Aparecen sorpresivamente en la noche y se pierden en ella en cuestión de días o semanas, Luego de perturbar la inmutabilidad del cielo. Aunque los astrónomos medievales las llamaran novas, es decir, nuevas, hoy sabemos que nada tienen de tales, sino que representan el suspiro agónico de estrellas ancianas. Las novas -y sus primas cercanas, las supernovas- son el producto de explosiones estelares tan violentas que, en algunos casos, podrían llegar a divisarse desde casi cualquier parte del universo (ver recuadro 'Novas y supernovas').

En galaxias como la nuestra estallan entre veinte y treinta novas por año. Sin embargo, como la que habitamos es enorme y polvorienta, jamás descubrimos a muchas de ellas, pues la mayoría ocurre lejos del Sol y se pierde en la espesa neblina galáctica. El promedio de hallazgos a lo largo de este siglo ha sido de una a dos por año, aunque fue aumentando con el tiempo, en parte debido a la creciente popularidad y refinamiento de la astronomía como hobby. Así, dificilmente una nova que se pueda advertir pase sin ser observada, incluso antes de alcanzar su máximo brillo. De hecho, se descubrieron más novas en este siglo que en todos los anteriores juntos. No sorprende, entonces, que nuestro conocimiento del fenómeno haya crecido notablemente en las últimas décadas. La comprensión de los procesos físicos que conducen a una explosión de nova y su posterior evolución, que se ha logrado a pesar de tener lugar a enormes distancias de la Tierra, nos permite vislumbrar la contribución de estas estrellas al enriquecimiento químico del medio interestelar, importante para entender de dónde proviene el material con que se forman otras estrellas y planetas.

NOVAS Y SUPERNOVAS

Desde antiguo, se llamó supemovas a novas extraordinariamente brillantes, algunas de las cuales, como la de 1054, llegaron a competir en brillo con la Luna. Con el tiempo, el mejor conocimiento astronómico reveló que los términos son poco adecuados, pero se han conservado, tanto en el lenguaje científico como en el cotidiano. Las novas Clásicas son explosiones que ocurren como resultado de la transferencia de gas entre las partes de una estrella binaria cercana (o binaria cuyos cuerpos están próximos entre ellos): una enana blanca cuya masa es menor que 1,4 veces la del Sol acumula el gas de su compañera hasta que se desencadena la erupción. También hay novas enanas, en las que la transferencia del material y la explosión ocurren de forma diferente.

En cuanto a las supernovas, se distinguen dos clases: las supernovas de tipo 1, similares a las novas, excepto que el gas acumulado en Ja enana blanca lleva la masa de esta por encima del valor crítico de las 1,4 masas solares (conocido como masa de Chandrasekhar, por el astrofísico indio-norteamericano de ese apellido, premio Nobel de física en 1983), con lo que la estrella se desmorona sobre sí misma: Sus capas superficiales invaden abruptamente su interior y se produce una explosión catastrófica, La energía generada por tal explosión es muy superior a la que resulta de una nava y dela poco o nada del sistema original. Las supernovas de tipo JI ocurren en una estrella aislada que está a punto de morir, en la cual, en cierto momento, cesa la generación de energía en su interior y se produce el mismo desmoronamiento; si tiene más de tres masas solares, no hay fuerza conocida que detenga el derrumbe y el choque, a velocidades cercanas a la de la luz, del material más superficial con el del núcleo produce, en el lapso de segundos, una erupción tan violenta que su brillo puede ser semejante al de una galaxia entera.

Como las estrellas muy masivas son raras, pero las binarías cercanas no, es más probable ver novas que supernovas de tipo II. La última de estas ocurrió en 1542, en vida de Kepler; la última supernova que se podía ver a simple vista apareció en 1987, en la Nube Mayor de Magallanes. Los astrónomos estiman que en la Vía Láctea se deberían advertir una o dos supernovas por siglo.

LA NEBULOSA DEL CANGREJO EN LA CONSTELACIÓN DE TAURO (ASí LLAMADA. POR A APARIENCIA DE EXTREMIDADES DE SU ESTRUCTURA FILAMENTOSA), ES EL RESABIO DE LA EXPLOSIÓN DE LA SUPERNOVA DE 054. SE ENCUENTRA A APROXIMADAMENTE 6.000 ANOS LUZ DE LA TIERRA.

LA NEBULOSA DEL CANGREJO EN LA CONSTELACIÓN DE TAURO (ASí LLAMADA. POR A APARIENCIA DE EXTREMIDADES DE SU ESTRUCTURA FILAMENTOSA), ES EL RESABIO DE LA EXPLOSIÓN DE LA SUPERNOVA DE 054. SE ENCUENTRA A APROXIMADAMENTE 6.000 ANOS LUZ DE LA TIERRA.

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.

FIG.l. BINARIA CATACLISMICA. LAS ESCALAS Y COLORES SON UNA CRUDA APROXIMACIÓN. DONDE EL GAS DE LA COLUMNA INTERSECTA EL DISCO SE PRODUCE UNA ZONA CALIENTE, EN LA QUE SE ORIGINA LA MAYOR PARTE DE LA RADIACIÓN VISIBLE (DIBUJO: W. WELSH Y P. SAIZAR).

FIG.l. BINARIA CATACLISMICA. LAS ESCALAS Y COLORES SON UNA CRUDA APROXIMACIÓN. DONDE EL GAS DE LA COLUMNA INTERSECTA EL DISCO SE PRODUCE UNA ZONA CALIENTE, EN LA QUE SE ORIGINA LA MAYOR PARTE DE LA RADIACIÓN VISIBLE (DIBUJO: W. WELSH Y P. SAIZAR).

Sumner Starrfield, Warren Sparks yjim Truran fueron los primeros, hace veinte años, en construir modelos matemáticos de los procesos físicos que ocurren durante la explosión. Una de sus predicciones más notables fue que se obtendrían significativas cantidades de determinados elementos químicos, que se verían reflejados en la composición del material expulsado. Posteriores refinamientos llevaron a determinar que el gas de la capa de acreción se enriquece por dos mecanismos, Contaminación y nucleosíntesis. Por el primero, la violencia de la explosión contribuye a mezclar dicho gas, rico en hidrógeno, con la atmósfera de la enana blanca, rica en elementos pesados como neón, sodio, aluminio, etc. Ese gas atmosférico, sintetizado durante la larga vida de la estrella, llegó a su superficie, presumiblemente durante otros episodios violentos, antes de que se convirtiera en enana blanca, o en previas erupciones de nova.

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.

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).

FIG. 2. DOS IMÁGENES DE NAVA CYGNI 1992 TOMADAS POR EL TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE. MUESTRAN UNA JOVEN NOVA CON UN GRADO DE RESOLUCIÓN NUNCA ANTES OBTENIDO. LA FOTO EN QUE ESTA ES MEJOR (DERECHA) MUESTRA EL BORDE DE UNA BURBUJA DE GAS CALIENTE EXPULSADA POR LA NOVA. LA CÁSCARA ES TAN DELGADA QUE LA CÁMARA NO PUEDE RESOLVER SU ESPESOR REAL. NAVA CYGNY SE ENCUENTRA A 1O.430AÑOS LUZ DE LA TIERRA. LOS CUADRADOS QUE CONFORMAN LA IMAGEN SON LOS PIXELS DE LA CÁMARA. (FOTO NASA).

FIG. 2. DOS IMÁGENES DE NAVA CYGNI 1992 TOMADAS POR EL TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE. MUESTRAN UNA JOVEN NOVA CON UN GRADO DE RESOLUCIÓN NUNCA ANTES OBTENIDO. LA FOTO EN QUE ESTA ES MEJOR (DERECHA) MUESTRA EL BORDE DE UNA BURBUJA DE GAS CALIENTE EXPULSADA POR LA NOVA. LA CÁSCARA ES TAN DELGADA QUE LA CÁMARA NO PUEDE RESOLVER SU ESPESOR REAL. NAVA CYGNY SE ENCUENTRA A 1O.430AÑOS LUZ DE LA TIERRA. LOS CUADRADOS QUE CONFORMAN LA IMAGEN SON LOS PIXELS DE LA CÁMARA. (FOTO NASA).

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.

FIG. 3 ESPECTROS ÓPTICOS DE NOVA PUPPIS 1991, UNA TIPICA NOVA DE NEÓN, TOMADOS A 137 Y 452 DÍAS DEL MÁXIMO. AMBOS ESTÁN EN LA MISMA ESCALA. NÓTESE CÓMO LAS LINEAS DE ELEMENTOS ALTAMENTE IONIZADOS CRECE EN INTENSIDAD CON EL TIEMPO, MIENTRAS QUE EL RESTO DEL ESPECTRO TIENDE A DECAER. LAS LINEAS SE IDENTIFICAN POR SU NIVEL DE IONIZACIÓN: NEZ = NE++, ETC. (REALIZADOS POR R.E. WILLIAMS, CTJO).

FIG. 3 ESPECTROS ÓPTICOS DE NOVA PUPPIS 1991, UNA TIPICA NOVA DE NEÓN, TOMADOS A 137 Y 452 DÍAS DEL MÁXIMO. AMBOS ESTÁN EN LA MISMA ESCALA. NÓTESE CÓMO LAS LINEAS DE ELEMENTOS ALTAMENTE IONIZADOS CRECE EN INTENSIDAD CON EL TIEMPO, MIENTRAS QUE EL RESTO DEL ESPECTRO TIENDE A DECAER. LAS LINEAS SE IDENTIFICAN POR SU NIVEL DE IONIZACIÓN: NEZ = NE++, ETC. (REALIZADOS POR R.E. WILLIAMS, CTJO).

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.

Después del pico de la explosión, la estrella se contrae y calienta, pero mantiene su luminosidad notablemente constante. Tal fenómeno, predicho por el modelo de Starrfield y sus colaboradores, se debe a que, pasado dicho pico, continúa la combustión del hidrógeno a un ritmo uniforme, hasta que se agota. El aumento de la temperatura, por su parte, hace que la mayor cantidad de la radiación emitida por la enana blanca se desplace a longitudes de onda ubicadas entre el ultravioleta y los rayos X. Estos fotones de alta energía incrementan el nivel de ionización del gas y generan la línea advertida en la nube.

Una observación independiente confirma este panorama. Astrónomos europeos usaron el satélite ROSAT para enfocar a Nava Cygni 1992 con rayos X y encontraron que, en el mismo período, la temperatura de la estrella aumentó hasta unos 300.000 C. Sin embargo, la de la enana blanca no es suficiente para explicar esta evolución. La identificación de los mecanismos que generan los cambios reflejados en las líneas espectrales permitiría estimar la composición química del gas y su masa total. Medir la composición de una nebulosa a partir de las líneas espectrales no es un proceso directo. Los resultados tienen con frecuencia errores importantes y, en ocasiones, sólo proporcionan aproximaciones imprecisas a los valores reales; sin embargo, dado el número pequeño de novas estudiadas en detalle, cada uno de ellos es valioso. La energía luminosa emitida por iones en la frecuencia correspondiente a determinada línea depende de la abundancia de estos, de la temperatura y de la densidad del gas. La geometría de la nube y su distancia también son factores influyentes. En principio, la densidad de iones de un elemento químico puede determinarse conociendo la intensidad de la línea y los factores mencionados, por un proceso algo largo de explicar aquí (remitimos al lector al excelente texto de Osterbrock). Por ese camino, se puede conocer la densidad de cada elemento químico relativa a la del hidrógeno. Estos cálculos representan una primera aproximación a poder de terminar la abundancia de elementos químicos presentes en la estrella. Para mejorarlos, se utilizan programas de computadora que resuelven simultáneamente ecuaciones que describen el estado termodinámico y radiactivo del gas. Para una situación dada (esto es, para determinados valores de tales abundancias, geometría de la nube, temperatura de la estrella, etc.), predicen la intensidad luminosa en las diferentes líneas espectrales. Si la predicción no concuerda con las observaciones, se cambian los valores en forma iterativa hasta encontrar una coincidencia razonable.

Nuestros estudios de las novas PW vulpeculae 1984, QU vulpeculae 1984 y Nava Puppis 1991 confirmaron, en esencia, las predicciones teóricas y contribuyeron a incrementar la pequeña base de datos sobre la composición química de las novas. PW vulpeculae es una nova del tipo C-O (carbono-oxígeno), con variaciones modestas con relación a una composición química normal. Las otras dos son de O-Ne-Mg (oxígeno-neón-magnesio) con incrementos mucho más importantes en elementos de peso intermedio: Nitrógeno, sodio, neón, aluminio y otros. En la tabla 1 presentamos las abundancias obtenidas para dichas novas. Los números representan un cuádruple cociente: la densidad de cada elemento en el gas (en partículas por cm3) se divide por la densidad del hidrógeno, y ese cociente se divide por el similar correspondiente al Sol. Por ejemplo, Ne/H = 120 significa que el cociente Ne/H en la nova es 120 veces mayor que en el Sol.

Otro problema es que la masa total eyectada, en algunos casos, resulta mayor que la esperada. En la mayoría de las novas, en la región donde se forman las líneas que se usan para medirla, la temperatura del gas nebular es del orden de los 1 0.000=C. La distinción es importante, ya que, hacia 1980, G. Grasdalen y R. Joyce sugirieron por primera vez que el cascarón gaseoso podría contener otro componente, con una temperatura mucho mayor, que se puede denominar coronal por su similitud con la de la corona solar. En 1986, Gary Ferland y sus colaboradores, en la universidad de Texas, realizaron observaciones que apoyaban lo anterior y llevaron a encontrar líneas coronales en los espectros óptico e infrarrojo de Novo Cygni 1975, otra nova espectacular. Como tales líneas eran significativamente más débiles, en las fotografías la región coronal de las novas no aparece tan claramente como la región más fría (que llamaremos nebular), y por ello su detección ha seguido un camino indirecto.

Una característica importante del gas coronal es que emite radiación con un espectro continuo muy particular: como está tan ionizado, hay una gran cantidad de electrones libres moviéndose a muy altas velocidades y chocando entre ellos. Las desaceleraciones producen fotones con un espectro continuo muy diferente al de un gas a baja temperatura. El espectro de un gas tibio tiene una estructura con saltos abruptos (Fig. 4), mientras que el gas caliente muestra un espectro prácticamente llano, que puede representarse con una recta horizontal. En otras palabras, si enfriamos el gas, el espectro continuo se modifica para reflejar las, combinaciones de los electrones libres con los iones.

FIG 4. ESPECTRO ÓPTICO-ULTRAVIOLETA DE NOVA PUPPIS 1991, TOMADO A 370 DIAS DE LA EXPLOSIÓN. LA LINEA QUEBRADA REPRESENTA UNA PREDICION TEORICA DEL ESPECTRO EMITIDO POR UN GAS NEBULAR A 10.000 GRADOS CELSIUS.

FIG 4. ESPECTRO ÓPTICO-ULTRAVIOLETA DE NOVA PUPPIS 1991, TOMADO A 370 DIAS DE LA EXPLOSIÓN. LA LINEA QUEBRADA REPRESENTA UNA PREDICION TEORICA DEL ESPECTRO EMITIDO POR UN GAS NEBULAR A 10.000 GRADOS CELSIUS.

En QU vulpeculae observamos un espectro continuo chato, sin estructura alguna, que se extiende desde ultravioleta hasta el extremo rojo del rango óptico (hay que mirar con cuidado que las líneas de emisión se s interponen sobre el espectro continuo).En Nova Puppis, en cambio, observamos un espectro continuo con estructura (Figura 4), de modo que interpretamos que en QU vulpeculae hay una región coronal y que no la hay en Novo Puppis. La energía que refleja este espectro continuo y las líneas de elementos altamente ionizados constituyeron datos para tratar de evaluar las condiciones físicas da la región coronal. A esos efectos, al que para la región nebular, construimos modelos numéricos teóricos basados en tales observaciones, con el propósito de determinar su temperatura y densidad. De esta manera, encontramos que el gas coronal en QU vulpeculae tiene temperaturas de entre 100.000 y 500.000 grados y densidades de entre 20.000 y 300.000 electrones por centímetro cúbico. A modo de comparación, digamos que, en las fechas consideradas, la temperatura del gas nebular era de 10.000 grados y su densidad superior al millón de electrones por centímetro cúbico.

Nuestro estudio del espectro infrarrojo de Novo Cygni 1992, realizado con Hayward y otros, reveló también la presencia de gas coronal. En un extenso estudio sobre la misma nova, Scott Austin y sus colaboradores, de la Arizona State University, observaron la presencia de un espectro contínuo sin estructura y líneas coronales, pero limitaron su análisis al gas nebular .Mencionan, sin embargo, que el gas coronal tendría una estructura similar al nebular. En el caso de QU vulpeculae, la masa total de la región coronal es, por lo menos, tres veces mayor que la de la mas tibia región nebular, pues se requiere esa cantidad de gas para producir los niveles de intensidad del espectro continuo observados en el espectro óptico-ultravioleta. Tales resultados tienen una consecuencia importante para otras ramas de la astronomía.

Resumiendo las conclusiones de nuestros estudios, podemos decir que:

* (i) en concordancia con las predicciones teóricas, varios elementos químicos están presentes en las novas estudiadas en cantidades mayores que las correspondientes al Sol, y
* (ii) existe una región coronal menos densa pero más masiva que la nebular, que presenta, además, una estructura filamentaría o de pequeños glóbulos nubosos. Se puede suponer que la composición de la región coronal es similar a la de la nebular, dado que todo el gas es producto de un único episodio explosivo y que se observan velocidades expansivas similares en ambas componentes. Un elemento que reveló ser muy abundante en QU vulpeculae es el aluminio. Dado que la nova expulsó tanto material, la cantidad total de aluminio expulsado es también significativa.

El material eyectado va a parar al medio interestelar de nuestra galaxia, la cual, si las novas expulsan mucho aluminio al espacio, con el correr de los eones irá enriqueciendo su contenido de ese elemento. Nos preguntamos, entonces, qué se sabe sobre el aluminio galáctico. En 1984, T. Mahoney y sus colaboradores publicaron un trabajo, basado en observaciones satelítales, en el que estimaron que la masa total del elemento en la galaxia es del orden de tres masas solares. Hasta nuestro estudio, no se conocía la fuente de tanto aluminio.

COMO SE GENERA EL ESPECTRO DE LINEAS

Se denomina espectro a la distribución de las intensidades luminosas según sus longitudes de onda. La luz emitida por un sólido muy caliente o un plasma estelar produce un espectro continuo, pero el de la que emite un gas difuso (como el de un tubo fluorescente) consiste en líneas brillantes (también llamadas líneas de emisión), cada una de una longitud de onda especifica. Si el gas queda ubicado delante del sólido o el plasma, las líneas brillantes se vuelven oscuras por simple contraste con el continuo subyacente. Tales líneas son producidas por los átomos del gas: el cambio en la energía orbital de los electrones cuando realizan una transición toma valores específicos que pueden calcularse valiéndose de la física cuántica. Inversamente, observando las líneas de emisión en el espectro de la luz de una estrella, es posible inferir qué substancia química las produjo y en qué condiciones físicas. Una línea, en realidad, es una imagen de la rendija por la que pasa la luz antes de entrar en el detector. Se suele hablar, algo impropiamente, de la intensidad de una línea, para indicar la energía de la luz que le dio origen: dicha energía se obtiene con rigor sumando (mejor dicho: integrando) las intensidades en el pequeño intervalo de longitudes de onda correspondiente a la línea. El espectro de radiación que queda después de remover las líneas se llama continuo espectral.

Hay una diferencia importante entre los mecanismos que producen los dos conjuntos de líneas de los espectros de las figuras 3 y 4. Tal diferencia es fundamental para entender cómo evolucionan posteriormente los espectros. La línea de hidrógeno se produce por captura de electrones por parte de protones y posterior decaimiento de estos, con emisión de fotones, hacia órbitas más próximas al núcleo. Por lo tanto, la temperatura del gas es el principal parámetro que determina la intensidad de la línea, ya que controla la población de los niveles orbitales. En otras palabras, ¿cuántos átomos están en condiciones de generar en un momento dado la línea observada?. Si la temperatura fuese demasiado alta, los electrones se mantendrían mucho más lejos del núcleo y no podrían formar dicha línea; Si fuese demasiado baja, tampoco. La densidad del gas influye, aunque en menor medida.

La línea de neón se genera por un complicado mecanismo (llamado excitación colisional), que implica la colisión entre un ion de dicho elemento y un electrón libre del gas, lo cual conduce a cambios en la órbita de electrones del propio ion. La intensidad de la línea (Concepto intuitivo que expresa la cantidad de energía) depende de la densidad de electrones en el gas, aunque esta debe ser lo suficientemente baja como para que las propias colisiones no contribuyan a desexcitar el ion de la misma manera que lo excitan. La temperatura también interviene ya que determina la energía de las colisiones.

Una vez entendidos estos y otros mecanismos similares, es posible estimar, a partir de las líneas observadas, la densidad, temperatura y composición de la nube gaseosa. La densidad tiene un papel fundamental en cómo evoluciona el espectro. Al principio, cuando es alta, las líneas generadas por excitación colísional son destruidas de la misma forma, de modo que no son muy conspicuas. A medida que la densidad baja, los electrones excitados en el neón tienen la posibilidad de decaer espontáneamente a niveles inferiores emitiendo fotones en determinada línea. De esa manera, la línea se va haciendo cada vez más intensa. Debido al balance energético global, la temperatura permanece relativamente constante durante una fracción importante de la evolución (típicamente, entre los 8000 y los 12.000 grados Celsius).

Considerando la cantidad de material expulsado por QU vulpeculae y la frecuencia con que ocurren as novas, se puede concluir que bastan unas pocas estrellas como esta (quizás un par de década en toda la galaxia) para explicar el origen del aluminio. Este razonamiento, sin embargo, debe tener precaución, pues si recordamos detecta el 10% de las novas galácticas, el hallazgo de una como QU vulpeculae sería algo extraordinario. Si hubiera muchas novas que diseminaran gran cantidad de gas, habría una producción mucho mayor de aluminio. A pesar del significativo margen de error que puede tener, este hallazgo es importante porque sugiere la posibilidad de que las novas tengan un cometido crucial: producir junto con las supernovas, el enriquecimiento químico del medio interestelar. En nuestra opinión, aunque las novas expulsen bastante menos material que las supernovas, son muchisimo mas frecuentes, y, por ende, su contribución (por lo menos de ciertos elementos) puede ser considerable. Para despejar las dudas que subsisten, se necesita profundizar el estudio de las coronales de las novas: el primer paso seria cuantificar las observaciones de Austin de Nova Cygni 1992. La región nebular, formada por los glóbulos o filamentos gaseosos, también tienen varias incógnitas, aunque se están realizando avances gracias a las imágenes de alta resolución de esa estrella tomadas por el Hubble, que han permitido virtualmente aislar uno de estos glóbulos.

Menos conocidos son los detalles de la evolución del gas años después de la erupción. Las observaciones revelan que en determinado momento la nova deja de ser fuente de rayos X, lo que se ha atribuido al agotamiento de la reserva de hidrógeno en la superficie de la enana blanca. Al desaparecer la fuente ionizante, el gas se enfría y se recombina, y gradualmente adquiere niveles más bajos de ionizacion. Lentamente, la nebulosa se diluye en el medio interestelar de la galaxia y su material, sumado a otros remanentes de novas y supernovas, permiten que nuevas estrellas y planetas nazcan con un contenido distinto, más rico en ciertos elementos. En otras palabras, estos resultados sugieren que la mayor parte del aluminio de una lata de gaseosa o proviene de una explosión de nova.

PEQUEÑO GLOSARIO

Colisión: en este texto se designa la interacción electromagnética entre dos partículas cargadas. Corona Solar: capa externa de la atmósfera del Sol.A una temperatura de un millón de grados, los átomos del gas coronal están altamente ionizados (en el caso del Sol, por colisiones), al punto de que pueden observarse elementos ionizados muchas veces. Las líneas espectrales generadas por tales elementos se llaman coronales.

Enana Blanca: objeto estelar pequeño -de tamaño comparable al de la Tierra- y sumamente denso, en cuyo interior ya ha cesado la generación termonuclear de energía. Representa el estadio evolutivo final de estrellas poco masivas.

Estrella Binaria: un sistema de dos estrellas que giran una en torno de la otra por efecto de su mutua gravitación (también puede describirse como una estrella con dos Cuerpos).

Ion: átomo de un elemento químico que ha perdido o ganado un electrón.

Los proyectos comentados fueron parcialmente financiados por la NASA y realizados en la Ohio State University. El autor desea agradecer a quienes colaboraron en su ejecución, en especial a Gary J. Ferland (Kentucky), Steven N. Shore (Indiana), Sumner Starrfield (Arizona), Robert E. Williams (Space Telescope Science Institute), Tom Hayward (Cornell), Mark Wagner (Ohio) e Ioannis Pachoulakis (Pennsylvania).

Lecturas Sugeridas

AUSTIN, S.J., et al., 1996, 'V 1974 Cygny 1992: Optical and Ultraviolet Evolution and Analysis', Astronomical journal, 111:869.

EVANS, A. & BODE, N., (eds.), 1989, Classical Novae, John Wiley & Sons, New York

OSTERBROCK, D.E., 1989, Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei, University Science Books, Mill Valley Ca.

SAlZAR,P. & FERLAND, G.J., 1994, 'Hot Gas and the Origin of the Nebular Continuum in Novae', Astrophysical Journal, 425:755.

STARRFIELD, S., & SHORE, S.N., 1995, 'The Bírth and Death of Vl974 Cygni', Scientific American, 272, 1.

Pedro Saizar

Pedro Saizar

Universidad Tecnológica Nacional, Río Grande, Tierra del Fuego