Coelum Astronomia 219 - 2018 - Page 65

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condizioni di innesco sono enormemente più facili da raggiungere in una nana di grande massa che in una piccola. Occorrerà un centesimo di massa solare per mandare in outburst una nana bianca di 0,5 masse solari, ma basterà un milionesimo di massa solare per innescare una nana bianca vicina al limite delle 1,4 masse solari. In entrambi i casi quindi avremo una nova, ma nella nana bianca di piccola massa l’enorme quantità di materia accumulata impiegherà mesi, se non anni, a diventare trasparente e iniziare quindi a raffreddare per irraggiamento (e permettere a noi, dall’esterno, di vedere di nuovo la binaria al centro del sistema). Nel caso invece della nova generata da una nana di grande massa, i pochi milionesimi di massa solare saranno soffiati via in una manciata di giorni. Ecco quindi da una parte le novae “slow” o “super-slow” e dall’altra le “fast” e le “super-fast”.

D’altro canto l’evoluzione della curva di luce risentirà molto anche della geometria del sistema binario. Un’esplosione non perfettamente sferica, fatta ad esempio a clessidra, con una maggior quantità di materiale sul piano equatoriale. In questi casi sarà determinante l’orientazione con la quale si vede il sistema. In generale, maggiore è la quantità di massa a disposizione della nova, più complessa sarà la sua evoluzione nel tempo, giocata sulle variazioni di trasparenza degli ejecta e sulla permeabilità di questi al fronte di ionizzazione.

Tornando alla nana massiccia, la piccola frazione di massa sufficiente all’innesco verrà soffiata via con facilità e a una velocità notevolmente maggiore, tanto che quasi immediatamente i gas inizieranno a ricombinare. La curva di luce in questo caso sarà estremamente semplice, e con discese veloci.

C’è infine da considerare la compagna del sistema binario. Una subgigante o una nana di sequenza principale con orbite di poche ore o giorni avranno sugli ejecta un impatto ben diverso da quello di una grande gigante rossa che perturberà il flusso proveniente dalla nova creando forme complesse.

Sopra. Evoluzione spettroscopica della nova Aql 2009 come ottenuta da ANS Collaboration con lo spettrografo mk.II della Astrolight Instruments montato al 61cm di Varese. Notare la scala logaritmica dei flussi. I "pettini" in verde in alto alla figura identificano i multipletti del FeII in emissione. Le altre righe in emissione sono identificate in rosso in basso. I giorni in blu sono contati a partire dal momento del massimo in banda V, occorso il (UT) 17.2 Dicembre 2009.