Les estrelles es formen en núvols de gas que hi ha a l'espai interestel·lar, en les galàxies. Com en tot allò interessant que passa en l'Univers, una inestabilitat està en l'origen del col·lapse de parts d'aquests núvols. La inestabilitat fa que la matèria s'acumule en una regió, i la gravetat fa que el procés es retroalimente. Això és, precisament, una inestabilitat: un procés que es retroalimenta sense fre. El gas cau i acumula pressió al centre de la regió col·lapsada, fins que aquesta és tan alta que s'engega el motor termonuclear de fusió.
La producció d'energia mitjançant aquest motor s'encarrega d'aturar el col·lapse i encén el nou astre. La Nebulosa d'Orió, a l'espasa de la constel·lació del guerrer, és un exemple de núvol en què encara s'hi formen estrelles.
Una de les coses curioses que passen en aquest procés és que és més comú que es formen parells d'estrelles que no estrelles soles com la nostra. Tanmateix, les seues masses no tenen per què ser iguals. Ho dic perquè és important en relació amb l'evolució de cadascuna d'elles, que depèn en gran manera de la seua massa.
Mentre les estrelles cremen hidrogen al seu nucli (seqüència principal), la parella d'estrelles balla entorn de centre de masses, seguint el ritme establert per les lleis de Kepler. En general, aquest centre de masses es troba en algun punt entre les dues, perquè encara que les masses siguen diferents, no ho són tant com entre el Sol i els planetes que l'orbiten. És com quan dos xiquets s'agafen de les mans i roden respecte a un eix perpendicular a la direcció marcada pels seus braços.
Així que les estrelles giren i giren, i ballen i ballen (ara no us maregeu!) mentre les coses van més o menys suaus. Tanmateix, tot s'acaba, i potser un dels aspectes més violents de l'Univers per a nosaltres és senzillament això: la consciència que tot s'acaba. En el cas de les estrelles binàries la fi és certament dramàtica, passe com passe.
Aviat, l'estrella que té una massa major arriba a la fi de la seua combustió abans que l'altra. En direm 'la primera'. Si la seua massa inicial és relativament baixa (menys de huit masses solars), pot començar a perdre les seues capes externes gradualment.1 En perdre massa, canvia la relació entre la parella i el centre de masses s'apropa a la segona estrella. De la primera només restarà una petita resta, petita i molt densa, que va apagant-se a poc a poc en acabar de fusionar els darrers nuclis que pot (heli o carboni, típicament). Un nan blanc.
Ara bé, quan la segona estrella comença a perdre les seues capes externes en arribar a la fi de la seua combustió d'hidrogen (i heli en les de major massa –sempre menor de 8 masses solars en el cas que ens ocupa), part d'aquest gas cau en la regió d'atracció gravitatòria del nan blanc, que acumula així matèria fins a poder arribar a un punt en què es fusionen nuclis a la seua superfície (a una temperatura de desenes de milions de graus Kelvin). Aquesta tempesta radiativa ocorre en escales de temps de dies, és a dir, de manera sobtada i explosiva dintre dels temps d'evolució de les estrelles, i és el que coneixem com una Nova.
En les darreres setmanes se n'ha parlat molt, arran de l'expectativa que en puguem veure una prompte Aquesta estrella apareixerà al nostre cel en la constel·lació de la Corona Boreal, visible en els mesos de primavera i d'estiu, entre Hèrcules i el Bover. Podeu ubicar el Bover mitjançant la seua estrella principal, Artur, molt brillant i de color ataronjat. A les primeres hores de les nits de primavera apareix cap a l'est i, gradualment, la seua aparició es desplaça cap a l'oest fins a les darreries de l'estiu, en què desapareix del nostre cel. La Corona Boreal apareix com un semi-cercle de joies brillants a l'est d'Artur, en direcció al triangle d'estiu.
Potser no veiem ningú de nosaltres una explosió supernova propera, però, si més no, tindrem la nostra Nova, que podrem veure a simple vista. Per cert, recomanaria observar la regió del cel abans de l'esclat, per prendre consciència de l'aparició de la nova estrella quan ocórrega.
