Una nova enana (también conocida como variable U Geminorum) es un tipo de estrella variable cataclísmica. Se trata de un sistema estelar binario cercano en el cual uno de los componentes es una enana blanca que acreciona materia desde su estrella compañera.
Mecanismo de Funcionamiento
A diferencia de las novae clásicas, donde ocurre la fusión y detonación de hidrógeno acumulado en la superficie de la enana blanca, las novae enanas se deben a la inestabilidad en el disco de acreción. Cuando el gas en el disco alcanza una temperatura crítica, se produce un cambio en la viscosidad que provoca un aumento temporal del flujo de masa a través del disco. Esto calienta el disco completo, incrementando significativamente su luminosidad.
Dado que la transferencia de masa desde la estrella donante es menor que este flujo incrementado, el disco eventualmente cae por debajo de la temperatura crítica y regresa a un estado más frío y tenue.
Diferencias con las Novae Clásicas
Las novae enanas se distinguen de las novae clásicas principalmente por su luminosidad, que es menor, y por su frecuencia de recurrencia, que puede variar desde días hasta décadas. Recientemente, investigaciones con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que la relación entre el periodo orbital y la luminosidad del estallido podría convertir a las novae enanas en velas estándar útiles para medir distancias cósmicas.
Subtipos de Novae Enanas
Existen tres subtipos principales de estrellas U Geminorum (UG):
- SS Cygni (UGSS): Aumentan su brillo entre 2 y 6 magnitudes en 1 o 2 días y regresan a su brillo original en varios días posteriores.
- SU Ursae Majoris (UGSU): Presentan estallidos normales además de "supermáximos" o superestallidos más brillantes y prolongados. Dentro de esta categoría se incluyen las estrellas ER Ursae Majoris y WZ Sagittae (UGWZ).
- Z Camelopardalis (UGZ): Se caracterizan por detenerse temporalmente en un brillo particular por debajo de su pico, un comportamiento denominado standstill (estallido detenido). Se consideran el límite entre las novae enanas y las variables similares a novae más estables.
Fenómenos Adicionales: Superhumps
Algunas novae enanas muestran un brillo periódico conocido como superhumps. Estos son causados por deformaciones en el disco de acreción cuando su rotación entra en resonancia con el periodo orbital del sistema binario.
