1. Acreción: El enano blanco debe estar en un sistema binario cercano con una estrella complementaria. La fuerte gravedad de la enana blanca tira de material (principalmente hidrógeno) de la estrella complementaria, formando un disco de acreción alrededor del enano blanco.
2. Masa crítica: A medida que el enano blanco acumula material, el hidrógeno se acumula en su superficie. Esta capa de hidrógeno se vuelve más gruesa y más caliente, aumentando la presión y la densidad.
3. fugaz termonuclear: Cuando la presión y la temperatura del hidrógeno acumulado alcanzan un punto crítico, una reacción fugitiva de fusión nuclear se enciende en la superficie del enano blanco. Esta repentina liberación de energía hace que el enano blanco se ilumine dramáticamente, convirtiéndose en una nova.
marco de tiempo: El tiempo que lleva una nova ocurrir es muy variable, dependiendo de la tasa de acumulación y la masa del enano blanco. Puede tomar desde unos pocos cientos a millones de años para que suceda una nova.
Factores clave:
* Tasa de acumulación: Cuanto más rápido sea el material enano blanco, más pronto alcanza la masa crítica para una nova.
* Misa enana blanca: Los enanos blancos más masivos tienen un tirón gravitacional más alto y pueden acumular material más rápido, lo que hace que Novae sea más probable.
* Estrella complementaria: La etapa de tipo y evolución de la estrella complementaria también juegan un papel en la determinación de la tasa de acumulación y la posibilidad de una nova.
nota: Novae son eventos recurrentes. Después de una nova, el enano blanco continuará acumulando material, lo que eventualmente conduce a otra explosión de Nova. Sin embargo, cada nova sucesiva es más débil que la anterior porque el enano blanco pierde algo de masa durante cada estallido.
