i nova | enciclopèdia.cat
Gran enciclopèdia catalana

nova

substantiu femeníf
Astronomia i astronàutica
astronomia astr
Estel la lluminositat del qual augmenta bruscament i que torna després, a poc a poc, a la situació inicial.

En general, la lluminositat aparent que presenta l’estel en la fase de prenova és molt minsa i l’estel no és visible a ull nu, per la qual cosa hom pensava antigament que les noves eren veritables estels nous, i d’ací prové llur denominació. L’augment de la lluminositat absoluta d’una nova té lloc en poques hores o, com a màxim, en pocs dies, i el valor d’aquesta lluminositat arriba fins a un màxim que és de 5 000 a 100 000 vegades més gran que el valor original. Això significa que la lluminositat aparent de l’estel augmenta de 13 a 15 ordres de magnitud i que l’estel allibera durant aquest fenomen una quantitat d’energia d’uns 103 7 a 103 8 J. Un cop atès el màxim, la lluminositat comença a minvar, i la disminució, que pot durar dies o bé anys, és més ràpida com més alt és el valor del màxim. En els pocs casos en què hom ha disposat d’informació de l’estel abans que aquest es posés en evidència com a nova, hom ha pogut comprovar que el seu estat abans i després del fenomen és pràcticament el mateix. D’altra banda, hom observa que les noves poc lluminoses són recurrents, és a dir, que un mateix estel presenta periòdicament un augment de lluminositat. Bé que no existeix cap prova directa, hom accepta que les noves més lluminoses també són recurrents i que els corresponen períodes de centenars de milers d’anys. Fins fa poc temps hom creia que el fenomen pel qual un estel es transforma en nova era un alliberament molt ràpid d’energia, una explosió en el seu si provocada per causes intrínseques a l’evolució de l’estel. Actualment, però, hom accepta que una nova és, en realitat, un estel binari, un dels components del qual és un estel gros, relativament fred, i l’altre un estel nan blanc d’una elevada temperatura superficial. Hom suposa que ambdós estels són relativament pròxims i que masses gasoses de les regions superficials del més gros, molt riques en hidrogen, es precipiten a gran velocitat sobre les capes superficials del nan blanc, compostes principalment de carboni, nitrogen i oxigen, les quals experimenten un notable increment de la temperatura. Quan aquesta temperatura ateny un valor d’uns 30 milions de graus, es comencen a produir reaccions nuclears que transformen l’hidrogen en heli seguint el cicle de Bethe, el qual allibera una gran quantitat d’energia que provoca l’explosió i la consegüent ejecció cap a l’espai de les capes superficials, moment en el qual l’estel es manifesta com a nova. Amb l’expulsió de les capes superficials, el combustible nuclear (l’hidrogen) hi comença a mancar, i a poc a poc el cicle de Bethe es deixa de produir i la temperatura torna al valor inicial. Arribada aquesta situació, el cicle general pot tornar a començar. És evident que, per a atènyer els 30 milions de graus, com més petita sigui la temperatura inicial de la superfície del nan blanc més gran haurà d’ésser la quantitat de masses gasoses que s’hi precipitin i, per tant, més llarg serà el procés. Això vol dir també que, quan es produeixi, l’explosió serà més potent, cosa que està d’acord amb el fet observat que el període entre dues aparicions d’una mateixa nova és més gran com més gran és la seva lluminositat màxima.

Llegir més...