El término nova tiene como origen la denominación que se daba a “nuevas” estrellas (en latín stella nova) que aparecían en el cielo y cuyo brillo menguaba lentamente durante pocos meses hasta volver a su brillo original. Hoy en día sabemos que las novas son estrellas que ya existen y que simplemente aumentan su brillo original varios miles de veces en cuestión de días u horas. Más tarde, en los años veinte, los científicos descubrieron una clase particular de novas muy brillantes fuera de nuestra galaxia (unas cien veces superior a las anteriores) que denominarían supernovas.
Novas y supernovas comparten el hecho de un incremento extraordinario en el brillo de una estrella, pero en realidad son dos fenómenos muy distintos. Para empezar, las supernovas destruyen la estrella progenitora durante el proceso. En cambio, las novas aumentan el brillo de la estrella sin destruirla y pueden repetir el mismo proceso años después.
El origen de las novas se encuentra en realidad en los sistemas binarios de estrellas formados por una enana blanca y otra estrella más joven. La enana blanca es el resto al final de la evolución de una estrella con masa diez veces inferior a la del Sol que ya ha consumido todo su combustible nuclear. Su compañera, por ejemplo una gigante roja, se diferencia por ser más fría, unas cien veces superior en tamaño y tener una masa similar a la del Sol. La gravedad de ambas las mantiene en el sistema rotando sobre un centro común.
Mientras rotan, la enana blanca, con una fuerza de gravedad superior, “roba” material de su compañera y lo acumula en su superficie en forma de disco (de acreción). El material acumulado, principalmente hidrógeno, se comprime y se calienta continuamente debido a la misma fuerza de gravedad de la estrella. Después de un largo periodo, entre 10 000 y 100 000 años, la presión y la temperatura ejercida sobre el material hace que este se encienda e inicie la fusión nuclear del material de forma descontrolada. La unión de núcleos de elementos químicos ligeros genera la aparición de elementos más pesados y la liberación de grandes cantidades de energía. La energía liberada en la superficie de la estrella emite radiación electromagnética en diversas longitudes de onda de corta duración y es lo que nosotros apreciamos como nova.
La enana blanca puede repetir el proceso varias veces en el tiempo, ya que estas explosiones no destruyen la estrella al generarse en las capas exteriores. Conocidas como novas recurrentes, el proceso se repite mientras la enana blanca pueda robar material a su compañera. Estas generan una nova más o menos cada 100 años y en cada iteración la enana blanca aumenta su masa ya que no expulsa todo el material que ha robado. Con el tiempo, puede pasar que la estrella donante agote su materia o la enana blanca genere una nova lo suficientemente potente como para destruir el sistema por completo.
Actualmente, mis colaboradores y yo estamos estudiando el caso de V2487 Ophiuchi. Esta es una nova recurrente con dos erupciones conocidas (1900 y 1998) y de la que se sospecha que ha tenido otras. Esto indicaría que nos encontramos frente a una nova cuyo periodo de recurrencia podría ser de unas pocas décadas. Algunos de los aspectos que nos interesa sobre ella son su localización (es una de las 10 novas conocidas dentro de nuestra galaxia), su capacidad de recuperación inusualmente rápida y su detección en rayos-X antes y después de su erupción en 1998. El factor decisivo de nuestro interés reside en la probabilidad que V2487 Ophiuchi dé lugar a una supernova tipo Ia, ya que tiene un núcleo formado por carbono y oxígeno y una masa estimada de 1,35 veces la del Sol.
Cuando las enanas blancas de este tipo están muy próximas a lo que se conoce como límite Chandrasekhar, es decir, alcanzan una masa aproximada a 1,4 veces la masa del Sol, el aumento de densidad y temperatura en el núcleo de la estrella enciende la combustión de carbono de su interior. Al contrario que las estrellas convencionales, las enanas blancas tienen dificultades en mantener el balance entre la presión generada por las capas externas atraídas por la gravedad y los gases en el interior que intentan escapar del núcleo. La fusión de los elementos químicos del núcleo, más pesados que los del disco de acreción, hace que la temperatura de la estrella aumente. La enana blanca es entonces incapaz de regular el proceso de fusión, desencadenando una reacción termonuclear descontrolada. Esta liberación de energía por la fusión térmica es más que suficiente para disociar las partículas que conforman la enana blanca, haciendo que la estrella explote de forma violenta, al igual que una supernova tipo Ia.
Por tanto, el sistema V2487 Ophiuchi es una oportunidad muy interesante que nos permitirá saber qué tipo de sistema binario dio lugar a la nova observada en 1998, cuál es la naturaleza real de la compañera de la estrella enana blanca y la “foto previa” a una explosión supernova Ia. Hasta ahora, deducimos que la compañera es probablemente una gigante roja de baja luminosidad y que ambas tienen un periodo orbital algo superior a un día. Sin embargo, no podemos afirmar nada hasta completar un análisis fiable de los datos de los que disponemos.
Nuestra tarea ahora es volver a analizar los datos que tenemos de la nova en combinación con los datos que acabamos de obtener desde el telescopio de 8 metros VLT, situado en Chile. Estudiaremos cada una de las características observables del sistema desde el flujo del disco de acreción hasta los detalles de la estrella compañera. Los resultados nos permitirán poner restricciones a los parámetros del sistema y conocer con mayor detalle la naturaleza de V2487 Ophiuchi: una nova recurrente con un comportamiento distinto a las pocas conocidas que podría convertirse en la progenitora de una supernova Ia en nuestra galaxia.
Nancy Elías de la Rosa es originaria de Güímar, Tenerife. Licenciada en Física por la Universidad de La Laguna, se doctoró en Astrofísica con una tesis cotutelada por la Universidad de La Laguna y la Universidad de Padua, Italia. Su carrera científica prosiguió con estancias en Alemania y Estados Unidos. Tras disfrutar de un contrato Juan de la Cierva en el Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña, Barcelona, regresó a Italia con una beca Marie Curie de la Unión Europea. Ahora trabaja en el Instituto de Ciencias del Espacio en Barcelona.
