Estas variables presentan rápidos y bruscos estallidos durante los cuales se eyecta material al espacio. La escala de los estallidos va de pequeñas erupciones locales (estrellas fulgurantes) a explosión de toda la estrella (supernovas).

También denominadas variables nebulares, aparecen conectadas con nubes interestelares oscuras o brillantes. Estas estrellas son presecuencia principal: están contrayéndose hacia la secuencia principal. Las variaciones de magnitud son irregulares y su espectro contiene líneas de emisión formadas en la cromosfera y líneas prohibidas que sólo pueden haberse formado en densidades extremadamente pequeñas, posiblemente en la nube de la que se han originado. Las líneas espectrales muestran que escapa materia de la estrella.

Como las estrellas T Tauri están situadas dentro de nubes densas de gas son difíciles de observar, sin embargo esta situación ha mejorado con el desarrollo de las técnicas infrarroja y radio.

Ya en la antigüedad los astrónomos habían notado que a veces nuevas estrellas se hacían visibles en el cielo y después de un cierto tiempo volvían a desaparecer. En la Edad Media los astrónomos llamaron a esas estrellas novas que en latín significa estrella nueva. Alguna de estas nuevas estrellas fueron muy brillantes y se las llamó supernovas. Tres de estas supernovas fueron observadas en tiempos históricos: la supernova de Tycho Brahe en 1572, la supernova de Kepler en 1604 y la supernova que observaron los astrónomos chinos en el año 1054, en este lugar hoy se observa la nebulosa del Cangrejo en la constelación de Taurus, esta nebulosa se expande a una velocidad de unos 1400 km/s, demostrando que una gigantesca explosión ocurrió hace más de 900 años.

¿Qué son pues las novas y supernovas? ¿Con que frecuencia ocurren? ¿Qué clase de objetos son sus progenitores? ¿Por qué ocurre una explosión gigantesca? ¿Qué distingue a las novas de las supernovas? Vamos a intentar responder a estas cuestiones. Ambas novas y supernovas son objetos que bruscamente aumentan su luminosidad en varios ordenes de magnitud. Normalmente no son visibles antes de la explosión.

Se clasifican en varios subtipos: novas clásicas, novas recurrentes, novas enanas y variables de tipo nova. El estallido es muy rápido, en un día o dos alcanza el máximo de magnitud, que puede ser entre 7 y 16 magnitudes más brillante que la luminosidad normal. Este aumento es seguido de un declive gradual que puede durar de meses a años.

En las novas recurrentes el aumento de brillo es inferior a 10 magnitudes y en las novas enanas de 2 a 6 magnitudes. Las novas enanas también son conocidas como U Geminorum o SS Cygni, en ambos tipos los estallidos o aumentos de luminosidad se repiten. Para las novas recurrentes el tiempo entre dos estallidos es de unas pocas décadas y para las novas enanas de 20 - 600 días. El intervalo de tiempo depende de la intensidad del estallido: cuanto más intenso más tiempo hace falta para el siguiente estallido. Es posible que las novas clásicas obedezcan la misma relación, pero como sus amplitudes son muy grandes el tiempo entre dos estallidos debería ser de miles a millones de años.

También hay novas rápidas, lentas y moderadas, según el tiempo que tardan en alcanzar el máximo de brillo. Muestran un espectro pre-máximo de tipo O, B o A pero no son estrellas de la secuencia principal, son objetos subluminosos. Su distancia puede determinarse por las velocidades radiales y la expansión de la nebulosa que resulta de la explosión. Conocida la distancia se puede determinar la magnitud absoluta de la prenova y así sabemos que fue una estrella subluminosa, pero no lo suficientemente débil para que la luz sea sólo de una enana blanca, hay una adicional fuente de luz.

Ya que la post y prenova son objetos azules, más brillantes que una enana blanca, debe de haber una adicional subluminosa fuente de luz azul, esto es, un disco de material caliente. Además, como la nova es un sistema binario , debe estar presente la estrella compañera que ha sido vista en algunos casos, cuando es una subgigante, en otros casos es demasiado débil para verla y debe ser una estrella fría de la secuencia principal.

Como es hemos descrito en el módulo 5, unidad 2, sí una enana blanca forma parte de un sistema binario y el compañero llena o sobrepasa su lóbulo de Roche, puede recibir materia, principalmente hidrógeno y helio, de su compañero. Conforme el gas se acumula en la superficie de la enana blanca, se va haciendo más denso y más caliente. Cuando alcanza la temperatura de 10⁷ K, el hidrógeno empieza a fusionarse rápidamente dando helio. Esta reacción nuclear es tan breve como violenta, similar a una explosión nuclear. La estrella súbitamente aumenta su luminosidad y expulsa al espacio el combustible que no ha sido consumido. El origen de la explosión de nova sería, pues, las reacciones nucleares en régimen explosivo en la capa de hidrógeno acretada y la subsecuente expansión.

La explosión no detiene la transferencia de masa de la compañera y gradualmente la enana blanca acreta nueva materia para la próxima explosión.

Las supernovas son objetos que aumentan rápida y bruscamente su emisión en muchos ordenes de magnitud. Generalmente antes de la explosión no son visibles y por ello no sabemos directamente que tipo de objetos son los progenitores, hay una excepción la supernova que fue descubierta en la Gran Nube de Magallanes el 23 de Febrero de 1987, en este caso el progenitor había sido observado antes y clasificado como una supergigante azul, B3 Ib. Esta supernova fue inusual no sólo porque intrínsecamente fue mucho más débil que otras, sino también porque su curva de luz fue muy diferente a la de otras supernovas conocidas, que probablemente tuvieron diferentes progenitores.

De las supernovas históricas la registrada por los astrónomos chinos, que ha dejado como resto la Nebulosa del Cangrejo, alcanzó una magnitud aparente visual de -5, lo que significa que fue visible durante el día. La supernova de Tycho en el máximo tuvo una magnitud de -4 y la de Kepler -3. El brillo de las supernovas disminuye exponencialmente con el tiempo y después de un año o dos se hace invisible.

Las supernovas se dividen en dos grupos principales, supernovas de tipo I y de tipo II. Las supernovas de tipo I no tienen líneas de hidrógeno esta ausencia indica que la estrella ha perdido su envoltura de hidrógeno. Las supernovas de tipo I se observan en todas las galaxias, incluidas las elípticas que no tienen prácticamente materia interestelar (ver módulo 7, unidad 2) y por tanto formación de estrellas, sus estrellas se crearon hace mucho tiempo, la población constituyente son, pues, estrellas viejas.

Las supernovas de tipo II, que contienen hidrógeno, ocurren en los brazos espirales de las galaxias espirales y en las galaxias irregulares, no se dan en las elípticas, esto sugiere que los progenitores sean estrellas jóvenes y masivas, es decir, de la Población I. Mientras que para las supernovas de tipo I los progenitores serían estrellas viejas y poco masivas de la Población II. Este diferente progenitor para los dos tipos sugiere también mecanismos distintos para el fenómeno de supernova. Vamos a recordar la explosión de supernova de tipo II cuyo modelo de explosión está aceptado por todos los astrónomos (ver módulo 3, unidad 2).

La supernova de tipo II es el final de la vida de las estrellas masivas, como ya hemos visto en el módulo 3, unidad 2, se produce una implosión-explosión del núcleo dando lugar después de la explosión a una estrella de neutrones o un agujero negro. La materia expulsada en la explosión, la envoltura exterior al núcleo, está constituida principalmente por el hidrógeno y helio no consumido y por ello se observan en su espectro. La curva de luz es la esperada de la expansión y enfriamiento de la materia eyectada.

Para las supernovas de tipo I el mejor acuerdo entre la teoría y los espectros observados se obtienen modelando la explosión de la siguiente manera: un sistema binario constituido por una enana blanca y una estrella normal que llene su lóbulo de Roche, sistema binario semiseparado, la enana blanca de carbono-oxígeno acreta materia de su compañera (ver módulo 5 , unidad 2). Este escenario es consistente con la falta de HI, ya que la enana blanca lo ha perdido (posiblemente en su fase de Nebulosa planetaria) y con su presencia en las galaxias elípticas donde las estrellas son viejas, así como, con la ausencia de asociación a regiones de formación estelar.

Sí la enana blanca, que forma parte de un sistema binario, acreta masa del compañero y excede el límite de Chandrasekhar, 1.4 M_¤ , la presión de degeneración es incapaz de contrarrestar a la gravedad y la estrella empieza a colapsarse. Su temperatura interna aumenta rápidamente hasta el punto en que el carbono, su principal constituyente, empieza a fusionarse en elementos más pesados. La fusión del carbono se inicia casi simultáneamente en toda la enana blanca y la estrella explota como supernova de tipo I o supernova de detonación de carbono. Esta detonación es igual de violenta que la supernova de tipo II, pero por una causa diferente. La energía generada en el proceso es suficiente para destruir totalmente a la estrella que explota como supernova de tipo I. En otros modelos la estrella no se destruye en la explosión, sino que da lugar a una estrella de neutrones de 0.4 a 0.6 M_¤.

En la Figura 5-3-8 se describe este modelo de supernova.

Figura 5-3-9: Descripción del modelo de explosión de supernova de tipo I, constituido por dos enanas blancas.

Para explicar la explosión de supernova de tipo I no hay un acuerdo sobre un único modelo, el explicado antes tiene sus críticas y algunos astrónomos se inclinan más por el modelo constituido por un sistema binario de dos enanas blancas. La radiación gravitacional o el viento estelar hace que pierda momento angular el sistema, aproximandose las dos estrellas. La menos masiva, que es la más grande, llena su lóbulo de Roche y se disuelve en un disco que es acretado por la enana blanca más masiva, que sí supera la masa de Chandrasekhar dará lugar a la explosión de supernova de tipo I.

En la Figura 5-3-9, se describe la evolución de las dos estrellas hasta llegar a ser dos enanas blancas, después la coalescencia de las dos en una enana blanca masiva y finalmente la explosión.

Muchos astrónomos argumentan que las curvas de luz de las supernovas de tipo I son tan similares unas a otras que pueden utilizarse como indicadores de distancias (Figura 5-3-10). Teniendo en cuenta, que en el máximo de luz, la magnitud absoluta en el azul es M_B = -19.6 ± 0.2, según Branch & Tammann (1992), para todas las supernovas de tipo I, midiendo la magnitud aparente obtendremos la distancia.