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GLI SPETTRI DI NOVAE E SUPERNOVAE


Introduzione - V838 Mon - V4743 Sgr - V2362 Cyg



Novae
Stelle novae visibili ad occhio nudo possono essere osservate con cadenza decennale, ma quelle alla portata degli spettrografi amatoriali sono circa un paio all'anno. Nel nostro secolo hanno raggiunto la seconda magnitudine la nova Persei del 1901, la nova Aquilae del 1918, la nova Herculis del 1934 e la nova Cygni del 1975. Gia' in seguito agli studi della nova T Aurigae del 1892 si comprese che l'improvviso aumento di luminosita' (fino a 10 magnitudini in un giorno) di queste stelle e' imputabile a un'esplosione.
Tuttavia fu solamente nel 1954 che Merle F. Walker, osservando che la nova DQ Herculis faceva parte di un sistema doppio ad eclisse con periodo estremamente breve, avanzo' l'ipotesi che le novae fossero sistemi doppi stretti.

Figura 1: Raffigurazione pittorica di una nova. L'attrazione mareale della nana bianca deforma la compagna fino a sottrarle massa. Il gas cade sulla nana bianca spiraleggiando fino ad innescare un'esplosione quando entra in contatto con la superficie degenere.

Successivamente divenne chiaro che una delle due stelle e' ormai una nana bianca (figura 1), circondata da un anello spiraleggiante di gas sottratti all'atmosfera della compagna. Quando questi gas entrano in contatto con la materia caldissima dell'astro degenere, si innesca una reazione termonucleare che porta all'esplosione degli strati piu' esterni della nana bianca. Un guscio di gas incandescente viene allora espulso a velocita' di 2000 - 5000 Km/sec e quando si raffredda attorno ai 10000 K mostra abbondanti righe del Fe e talvolta Neon piu' volte ionizzati oltre all'He e all'idrogeno.
In una fase successiva compaiono le righe nebulari proibilte dell'ossigeno e azoto.
Le esplosioni sono cicliche e si ripetono a distanza di secoli. La massa espulsa ad ogni esplosione e' dell'ordine di 1/100'000 di masse solari.
La velocita' di evoluzione di una nova e' funzione della massa della nana bianca. Una stella degenere piu' massiccia (nana ONeMg) generera' una esplosione piu' violenta e un'evoluzione del guscio di gas piu' rapida rispetto ad una nana bianca meno massiccia (tipo CO).
Le novae mostrano percio' una grande varieta' di spettri e di evoluzioni temporali che segnalano fenomeni ancora non ben compresi. E forse questo costituisce il loro maggiore interesse. Oltre alle novae classiche esistono poi tutta una serie di variabili cataclismiche, i cui aumenti di luminosita' sono prodotti da meccanismi sostanzialmente simili alle novae ma meno violenti e con periodi molto piu' brevi. Il prototipo e' la stella Z Camelopardalis che sale di 2 a 6 magnitudini ogni 10-50 giorni.

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