L’esplosione
stellare che é all’origine delle novae è estremamente meno violento e
definitivo del fenomeno delle supernovae; quest’ultimo è l’evento finale
della vita di una stella di un certo tipo (o
di certi tipi); mentre quello delle novae è un evento ricorrente nella storia
delle stelle che formano certi particolari sistemi binari; infatti
nell’esplosione della nova non è tutta la stella che viene interessata
dall’evento catastrofico, ma soltanto i suoi strati più esterni, tanto che la
stella nel suo insieme rimane sostanzialmente intatta.
I fenomeni che si osservano in una tipica nova sono i
seguenti: innanzi tutto, un aumento dello splendore di migliaia di volte nel
corso di pochi giorni. La magnitudine assoluta, al suo massimo, può andare da
–5,0 a –9,5. Queste condizioni assai raramente si mantengono per più di
pochi giorni, e appena toccato il picco di luminosità la nova comincia a
declinare, e ritorna al suo originario splendore dopo pochi anni. L’andamento
delle variazioni di luce di una tipica nova è descritto dalla curva di luce
disegnata qui sotto.
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Durante
le variazioni di luce si notano variazioni anche nello spettro. Quando la
nova sale verso il suo massimo, lo spettro mostra bande di assorbimento
che indicano una violenta espansione degli strati esterni della stella. Lo
studio delle bande spettrali al massimo della luminosità mostra che
successivi involucri di materiale gassoso vengono eiettati nello spazio a
velocità che possono giungere a superare i 3.000 km/s. Dopo un anno circa
questa nube in espansione può ancora essere visibile al telescopio.
Inoltre, quando la nova comincia ad indebolirsi, nello spettro appaiono
righe brillanti, simili a quelle di una nebulosa diffusa. Tale fenomeno
non è permanente, e dopo un certo numero di anni la nebulosa scema fino a
divenire invisibile, e quella che era stata una nova torna ad essere una
debole |
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e calda stella bianca, considerevolmente più piccola e densa del Sole. Le fasi principali dell’esplosione di una nova sono indicati nel diagramma a lato. L’ascesa iniziale di 8 o 9 magnitudini è solitamente conclusa in pochi giorni, ed è spesso seguita da un breve intervallo di poche ore prima della definitiva salita al massimo. Durante un periodo che può variare da 1 a 3 mesi dopo il massimo, una tipica nova scende di circa 3,5 magnitudini. Il declino di una nova allo stato finale di “post nova” richiede di solito diversi anni, e nel caso di alcune novae molto lente la stella non torna al suo minimo normale che dopo diversi decenni. Nova Aquilae, un caso abbastanza tipico, ha richiesto 7 anni per tornare all’originaria 11a magnitudine. Dopo aver raggiunto lo stato di post novae, alcune continuano a mostrare piccole variazioni, che solo occasionalmente arrivano a superare le 2 magnitudini. Tutte le post novae note sono calde subnane azzurre di piccolo raggio e grande densità, apparentemente intermedie tra le stelle della sequenza principale e le vere e proprie nane bianche. Il problema della spiegazione teorica del fenomeno delle novae ha appassionato per decenni gli astronomi, e sono state proposte diverse teorie.
Oggi sembra accertato che il fenomeno sia legato allo scambio di materia tra le due componenti di un sistema binario stretto: la causa del fenomeno eruttivo è, appunto, la duplicità del sistema. Altre evidenze si aggiungono se consideriamo altri due tipi di oggetti, strettamente legati alle novae: le novae ricorrenti e le variabili del tipo SS Cygni o U Geminorum (vedi relative schede). Le novae ricorrenti sono stelle che hanno mostrato più di un evento esplosivo. Non ce ne sono moltissime, e la più nota è la T Coronae Borealis; anche la T Pyxidis è degna di nota (vedi relative schede). Le stelle del tipo SS Cygni sono nane azzurre che mostrano frequenti esplosioni (sono chiamate anche variabili cataclismiche e novae nane).
Riassumendo, il collegamento fra questi tre tipi di oggetti (novae vere e proprie, novae ricorrenti e stelle del tipo SS Cygni) può aiutarci a comprenderne il meccanismo: in tutti e tre i casi, sono stati trovati numerosi esempi di strette e rapidissime binarie. Anche se è senz’altro possibile che almeno uno dei due membri del sistema sia intrinsecamente instabile, sembra evidente che le esplosioni delle novae classiche, ricorrenti e nane siano in qualche modo dovute alla presenza della compagna. L’ipotesi più semplice, chiaramente, fa riferimento all’accrescimento di massa dovuto al flusso mareale da una stella verso l’altra. L’esistenza delle due classi collegate, le novae ricorrenti e le SS Cygni, induce ancora ad un interrogativo: e se tutte le novae fossero ricorrenti? Quei due tipi di oggetti sembrano mostrare una relazione periodo-ampiezza, che indica come le stelle a periodo più lungo siano quelle che presentano le esplosioni più violente; allora, le novae vere e proprie, che esplodono con una violenza molto maggiore, potrebbero anch’esse essere periodiche, ma con periodi, magari, di molte migliaia di anni. La storia dell’astronomia potrebbe essere troppo recente per registrarne eventi precedenti.