Coelum Astronomia 219 - 2018 - Page 63

www.coelum.com

63

Professore, nella storia delle novae, il maggiore contributo alla comprensione del fenomeno lo hanno dato le novae ricorrenti, ma sappiamo che non tutte le novae sono ricorrenti. Qual è la differenza tra queste due categorie?

In realtà la distinzione tra nova ricorrente e nova classica è limitata alla nostra storia osservativa. Solo dalla fine del XIX secolo con le survey fotografiche, si è iniziato a monitorare il cielo accumulando storia osservativa. La prima grande survey è stata quella dell’Osservatorio di Harvard che ha fotografato il cielo con astrografi posti in entrambi gli emisferi.

Possiamo dire che tutte le novae sono ricorrenti, ciò che cambia sono i tempi scala. Noi conosciamo gli oggetti che hanno tempi di ricorrenza tra i 10 e i 100 anni, ma non possiamo sapere se una nova che osserviamo oggi, ha avuto un precedente outburst 1.000 o 10.000 anni fa.

10 anni o 10.000 anni, ma qual è la discriminante fra tempi così diversi?

Le discriminanti sono due. Il primo è: quanta materia la compagna riesce a trasferire sulla nana bianca? Il trasferimento di massa avviene “a cucchiaini” o “a carriolate”?

La seconda è: qual è la massa della nana bianca? Maggiore è la massa della nana bianca, minore sarà la quantità di materia necessaria a raggiungere le condizioni di innesco.

Quindi una nana bianca di grande massa, che riceve grandi quantità di materia da una gigante rossa molto vicina impiegherà pochissimo tempo a “ricaricarsi” mentre una piccola nana bianca, compagna di una stellina al fondo della sequenza principale, che riceve materia con “il contagocce” impiegherà un tempo lunghissimo per entrare in outburst.

La struttura delle novae assomiglia moltissimo a quella delle Supernovae di tipo Ia. C’è una relazione tra questi oggetti?

Si tratta dello stesso tipo di sistema binario. In entrambi i casi abbiamo una nana bianca e una compagna che trasferisce materia. Durante l’outburst di una nova, una parte della materia accumulata sulla nana bianca viene espulsa negli ejecta, ma una parte rimane accumulata sulla nana. Se questo bilancio, esplosione per esplosione, rimane positivo, la stella crescerà di massa e potrebbe anche arrivare al limite di Chandrasekhar. A quel punto, un’ulteriore esplosione sarebbe di tipo catastrofico, distruggendo completamente la nana bianca in un’esplosione di Supernova Ia. Ovviamente questa non è la fine di tutte le novae, poiché, banalmente, la nana potrebbe partire da una massa troppo piccola e la compagna potrebbe non avere sufficiente massa da cedere.

Quindi, una delle novae ricorrenti che conosciamo, potrebbe in futuro esplodere come SN?

La massa della nana bianca di T CRB è vicinissima al limite di Chandrasekhar. Attualmente la massa è stimata in 1,35 masse solari ± 0,08. La banda di errore comprende quindi il limite. Certo che così vicina alla Terra, la vedremmo in pieno giorno, come la SN del 1054!

Già questo giustificherebbe un attento studio delle novae... Ma questi oggetti sono anche molto vari e le loro curve di luce sono difficilmente simili le une alle altre. Inoltre, anche i tempi degli outburst variano molto. Si può trovare una chiave di lettura in questa complessità?

Nelle novae la condizione di innesco è un limite di pressione oltre il quale inizia il “runaway termonucleare”. La pressione dipende dalla gravità e dalla superficie della nana bianca. Ora, una nana bianca, esattamente al contrario che nella materia ordinaria, al crescere della massa diminuisce di dimensioni: ciò significa che maggiore è la massa della nana bianca e più piccola questa sarà. Quindi è evidente che le