Ilustración de una erupción de nova en otra galaxia(Crédito de la imagen: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/M. Garlick, M. Zamani)
En un estudio realizado por primera vez en el infrarrojo cercano de una nova recurrente más allá de la Vía Láctea, los astrónomos han descubierto temperaturas excepcionalmente altas y firmas químicas inesperadas, que apuntan a una explosión especialmente intensa.
Las explosiones de
Nova se producen en sistemas binarios semidesacoplados que contienen una estrella fría de tipo tardío y una enana blanca.
«Una estrella enana blanca caliente, del tamaño de la Tierra pero con una masa comparable a la del Sol, absorbe material de su estrella compañera fría», explica Nye Evans, de la Universidad de Keele, a universeexpedition.com. «El material de la estrella fría se amontona en la superficie de la enana blanca y acaba detonando en una explosión termonuclear. Es la explosión de una nova».
La mayoría de las novas se han visto entrar en erupción una vez, pero en unas pocas se ha observado que explotan varias veces. Se trata de las novas recurrentes, cuyos intervalos entre erupciones oscilan entre un año y varias décadas. «Una vez que la explosión se ha calmado, el sifón vuelve a empezar y, con el tiempo, se produce otra explosión termonuclear, y así sucesivamente», explica Evans.
Se han identificado menos de una docena de novas recurrentes en nuestra galaxia – se conocen más más allá de la Vía Láctea, la mayoría de ellas en la Galaxia de Andrómeda (M31), con cuatro en la Gran Nube de Magallanes (LMC).
Conoce una nova extraordinaria
La nova LMCN 1968-12A (LMC68), que se encuentra en la LMC, se observó por primera vez en 1968. En 1990 volvió a observarse en erupción, lo que la convirtió en la primera nova extragaláctica recurrente jamás observada, cuyas erupciones se producen como un reloj cada cuatro años.
«En sistemas como LMC68, en la explosión de la nova se expulsa menos masa de la que se obtiene por transferencia de la estrella fría», explica Evans. «Esto significa que la masa de la enana blanca aumenta constantemente. Con el tiempo, se acercará a un valor crítico… por encima del cual la enana blanca no podrá soportar su propio peso, e implosionará, uno de cuyos resultados es una explosión de supernova.»
Este gráfico muestra los espectros en el infrarrojo cercano de LMC68, obtenidos 8,58 días después de la erupción con el telescopio Magellan Baade de la Institución Carnegie (negro), y 22,49 días después con el telescopio Gemini Sur (rojo). (Crédito de la imagen: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/T. Geballe/J. Pollard)
Después de su erupción de 2020, el Observatorio Neil Gehrels Swift de la NASA había estado vigilando de cerca LMC68 durante meses, anticipando su próxima erupción, que ocurrió en agosto de 2024.
«LMCN 1968-12a está unas 50 veces más lejos que las explosiones de novas en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, y por lo tanto es unas 2.500 veces más débil», dijo Evans. «Hay que utilizar los telescopios más grandes que existen [para verla, y] hay que llegar a ellas en cuanto explotan; por tanto, se perturban otros programas de observación». «Hay mucha buena voluntad de por medio, ya que no hay muchos telescopios infrarrojos grandes».
Nova LMCN 1968-12A (LMC68), que se encuentra en la LMC, fue observada por primera vez en 1968. En 1990 se observó de nuevo en erupción, lo que la convirtió en la primera nova recurrente extragaláctica jamás observada.
Analizando la composición química de una nova única
Al captar por primera vez la luz infrarroja cercana de LMC68, el equipo de astrónomos pudo estudiar su fase ultracaliente, en la que muchos elementos se energizan al máximo. Esto proporcionó información valiosa sobre las fuerzas extremas que impulsaron la erupción de la nova.
Para ello utilizaron la espectroscopia, una técnica que permite analizar las distintas longitudes de onda de la luz absorbida y emitida durante la erupción. Esto les permite identificar los elementos químicos presentes y comprender cómo les afecta el intenso calor de la nova, que suele «ionizar» o excitar los átomos, haciendo que sus electrones salten a niveles de energía más altos antes de volver a su estado original.
«Las líneas de emisión se forman cuando un átomo o ion se relaja desde un estado de alta energía a otro de energía más baja», explicó Evans. «La diferencia de energía se emite como un fotón de luz infrarroja que es una firma única del átomo o ion. Así es como sabemos de qué están hechas las estrellas».
Una visualización del observatorio Swift de Neil Gehrels. (Crédito de la imagen: NASA)
«Mientras que otros estudios en el infrarrojo cercano de novas similares en la Vía Láctea revelaban típicamente firmas de diversos elementos conocidos como “metales” (que, para los astrónomos, es cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio, aunque un químico podría tener algo que decir al respecto), el equipo se sorprendió al descubrir que los espectros de LMC68 contenían una señal excepcionalmente brillante de átomos de silicio que habían sido ionizados nueve veces, un proceso que exige una inmensa cantidad de energía.
«El silicio ionizado que brilla casi 100 veces más que el Sol no tiene precedentes», afirmó en un comunicado Tom Geballe, astrónomo emérito del NOIRLab y coautor del artículo. «Y aunque esta señal es impactante, también lo es lo que no está ahí».
«Habríamos esperado ver también firmas de azufre, fósforo, calcio y aluminio altamente energizados».
La nebulosa de la Tarántula en la gigantesca formación estelar de la Gran Nube de Magallanes hogar de LMC68 (Crédito de la imagen: ESO)
El equipo argumenta que podría ser posible que una alta concentración de electrones en la región exterior de la nova hubiera hecho que los átomos excitados perdieran energía mediante colisiones en lugar de emitir luz. Pero aunque esta es una posibilidad, no explica por qué las líneas espectrales habituales que suelen verse en la luz de las novas recurrentes están completamente ausentes en este caso.
Esto sugiere que en LMC68 está ocurriendo algo inusual y diferente de las novas típicas.
LMC68 difiere de las novas recurrentes galácticas porque su estrella compañera probablemente tiene una metalicidad más baja, lo que significa una menor cantidad de elementos más pesados, lo que es típico de la LMC. Las estrellas de baja metalicidad pueden provocar explosiones de novas más potentes, ya que se necesita más material para desencadenar la erupción.
Una ilustración muestra a una estrella enana blanca «vampiro» soplando su parte superior mientras se está alimentando de una estrella compañera cercana (Crédito de la imagen: Robert Lea (creado con Canva))Aunque la deficiencia de metal de la estrella secundaria podría influir en la composición de la nova, no explica totalmente la ausencia de líneas de metal en el infrarrojo cercano. La explosión sigue procesando material a través de la reacción termonuclear habitual, pero faltan las señales metálicas esperadas.
La temperatura coronal más elevada de 5,4 millones de grados Fahrenheit (3 millones de grados Celsius) en LMC68 podría ofrecer una pista. La elevada temperatura del gas coronal podría dar lugar a un proceso denominado ionización por colisión, en el que los átomos del gas se ionizan más de lo habitual, lo que significa que pierden más electrones y alcanzan estados de mayor energía.
«Para despojar al átomo o al ion de tantos electrones se requiere el aporte de energía», explica Evans. «En la ionización por colisión, la energía la proporcionan electrones rápidos que colisionan con el átomo o ion, impartiéndole su energía».
Esto significa que los iones que suelen verse en la fase coronal de otras novas son menos abundantes en sus formas «normales» porque han sido empujados a estos estados superiores.
El hecho de que el gas alrededor de LMC68 sea deficiente en metales también significa que contiene menos elementos como magnesio y calcio en comparación con las estrellas típicas. Cuando este gas atraviesa el proceso de fuga termonuclear (la explosión de la nova), la falta de estos elementos se amplifica, lo que provoca una menor abundancia en los restos de la explosión.
Esta combinación de altas temperaturas y carencia de metales podría explicar la ausencia de líneas metálicas en las observaciones actuales.
«Con sólo un pequeño número de novas recurrentes detectadas dentro de nuestra propia galaxia, la comprensión de estos objetos ha progresado episódicamente», dijo Martin Still, director del programa de la NSF para el Observatorio Internacional Gemini. «Al ampliar nuestro alcance a otras galaxias utilizando los mayores telescopios astronómicos disponibles, como Gemini Sur, los astrónomos aumentarán el ritmo de progreso y medirán de forma crítica el comportamiento de estos objetos en diferentes entornos químicos.»
Aunque se trata de una teoría intrigante, el equipo subraya la necesidad de realizar estudios de modelización para medir con mayor precisión los productos de estas reacciones y más observaciones utilizando longitudes de onda de luz más largas para confirmar la hipótesis.
La investigación del equipo se publicó en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
