El escenario clásico para la creación de supernovas tipo Ia, es cuando una enana blanca experimenta acreción de masa procedente de una estrella cercana, próxima a entrar en la fase de gigante roja. La creciente gigante roja llena su lóbulo de Roche y la materia se precipita sobre la enana blanca, presionando sobre el límite de Chandrasekhar dando lugar a la formación de una Supernova. Sin embargo, esto supone que la enana blanca se encuentra casi en su punto de inflexión. En muchos casos, la enana blanca está aún muy alejada del límite de Chandrasekhar, y la materia se acumula en su superficie. Poco después se enciende como una pequeña Nova expeliendo la mayor parte (cuando no toda) la materia que tan penosamente le ha costado capturar.
Un nuevo informe realizado por un grupo de astrónomos europeos está considerando, como afectará este ciclo a la acumulación total de masa de las enanas blancas que se convierten en novas recurrentes. En un estudio anterior más simplista (estudio 1D de Yaron y colaboradores en 2005), las simulaciones revelaron que es posible una ganancia neta de masa, siempre y cuando la enana blanca acumule anualmente un promedio de 10-8 veces la masa del Sol. Sin embargo, a este ritmo, el estudio sugiere que la mayoría de la masa se perdería de nuevo en la nova resultante, e incluso un incremento minúsculo de tan solo 0,05 masas solares podría precisar varios millones de años. Si este fuera el caso, la acumulación de la masa necesaria para que explotara como supernova tipo Ia estaría fuera del alcance de muchas enanas blancas, ya que, si precisara de más tiempo, la fase de gigante roja de la acompañante podría finalizar y la enana se encontraría alejada de la materia a engullir.
Para su nuevo estudio, el equipo europeo realizó la simulación del caso RS Ophiuchi (RS Oph) en 3D. La simulación no solo tuvo en cuenta la pérdida de masa transferida de la gigante roja a la enana, sino que también incluyeron la evolución de las órbitas (las cuales también influyen en las tasas de acreción) y estas variaron según la velocidad de materia perdida por la gigante roja. Tal y como se esperaba, el equipo encontró que, para tasas más lentas de perdida de masas de la gigante roja, la enana blanca era capaz de acumular más. Los cambios de las tasas de acreción variaban desde un 10% (de la masa de la gigante roja) para el caso lento, hasta aproximadamente un 2% para el caso rápido.
Lo que no resulta claramente obvio, es la perdida de momento angular conforme la gigante roja se desprende de sus capas, como resultado de la disminución en la separación entre ambas estrellas. A su vez, esto significa que la gigante roja y la enana blanca crecen más cuando están juntas con lo que la velocidad de acreción se incrementaba aún más. Globalmente, determinaron que la tasa de acumulación actual para RS Oph ya era mas alta que la de 10-8 masas solares por año, necesarias para una ganancia neta y debido a la disminución de la distancia orbital, únicamente podría mejorar. Puesto que la masa de RS Oph se encuentra muy próxima al límite Chandrasekhar de 1,4 masas solares, sugieren que RS Oph es un buen candidato para progenitor de una Supernova Ia.
Fuente: Universe Today