Novae, supernovae e stelle simbiotiche
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Variabili cataclismiche E’ una categoria globale che abbraccia tutte le stelle che presentano fortissime variazioni di luminosita'. Comprendono le binarie cataclismiche, alcuni tipi di stelle simbiotiche e le supernovae.
Le binarie sono composte da una primaria nana bianca e una secondaria rosso-arancio (K o M gigante o normale in sequenza). La secondaria cede materia alla compagna. In molti casi il flusso genera un disco di accrescimento e quando la materia arriva sulla nana bianca avviene una forte produzione di energia per fusione nucleare. Si dividono in due tipi. Non-magnetiche, piu' numerose, che includono le novae nane (U Geminorum stars) e le novae classiche e ricorrenti. Magnetiche, per la presenza di un forte campo magnetico attorno alla primaria (nana bianca) che condiziona pesantemente il flusso di materia tra le stelle (AM Herculis stars eDQ Herculis stars). Le stelle novae sono un particolare tipo di binarie cataclismiche capaci di aumentare di oltre un milione di volte la loro luminosita’. A differenza delle supernovae la nova non si distrugge e, dopo l’evento, la stella calda risulta pressoche’ intatta e pronta a ripetere il fenomeno. Si suddividono in tre tipi principali, classiche, ricorrenti e novae nane. Le classiche, con l’eiezione di un guscio di materia dalla primaria, aumentano la luminosita’ approssimativamente da 8 a 15 magnitudini. Le novae ricorrenti sono in sostanza come le precedenti, ma si sono osservate piu’ di una volta nel corso del tempo. Non e’ sbagliato supporre che tutte le novae classiche siano anche ricorrenti a lungo periodo. Le novae nane incrementano la loro luminosita’ di 2-6 magnitudini salendo al massimo in meno di un giorno. I processi chimico/fisici connessi si differenziano da quelli dei primi due tipi. Lo spettro delle novae e’ caratterizzato da un continuo molto basso rispetto alle fortissime righe di emissione, allargate per effetto Doppler dalla forte velocita’ di espansione dei gas attorno alla stella. In generale lo spettro e’ assai variegato a seconda dei casi e subisce molti cambiamenti durante l’evoluzione della nova. Anche un semplice reticolo a diffrazione puo’ mostrare le emissioni piu’ intense (principalmente l’idrogeno alfa) mentre con uno spettroscopio anche di risoluzione non elevata e’ possibile calcolare con una notevole precisione la velocita’ di espansione dei gas misurando l’allargamento delle righe per effetto Doppler.
Essendo sistemi binari composti da giganti/supergiganti fredde e da una stella estremamente compatta e calda, il loro spettro durante la fase di quiescenza mostra le caratteristiche di entrambi i tipi, le bande di assorbimento della prima (come le bande molecolari TiO) e le intense righe di emissione (tra cui He II4686 Å e [O III]5007 Å) dovute all’eccitazione dei gas nebulari a causa della radiazione ultravioletta proveniente dalla nana bianca. Durante gli outburst si libera una enorme quantita’ di energia (intermedia tra quella delle novae classiche e delle supernovae). Le stelle simbiotiche sono progenitori di planetarie bipolari e supernove di tipo Ia. La fase simbiotica rappresenta l'ultimo stadio della vita della binaria. Ne sono conosciute solo qualche centinaio, la maggior parte nella nostra galassia.
La fine esplosiva di una stella e’ l’evento che genera il piu’ grande aumento di luminosita’ di una variabile cataclismica. Parliamo di incrementi di magnitudine assoluta fino a -19. Le supernovae sono distinte principalmente in due tipi: tipo II e tipo I a seconda che le righe dell’ idrogeno siano visibili o meno nello spettro. Il tipo I e’ suddiviso in Ia, Ib, e Ic per mezzo dell’analisi spettrale. Il tipo II a e’ suddiviso in II-L a II-P a seconda del modo in cui avviene il declino di luminosita’ dopo il massimo (L per lineare e P per Plateau in cui la luminosita’ rimane piuttosto stabile per alcune settimane anziche’ scendere linearmente). Alle supernovae di tipo Ia si associa il modello di un sistema binario in cui una nana bianca ha ricevuto una grandissima quantita’ di materia dalla compagna che la porta a superare il limite di Chandrasekhar (1.4 masse solari) . Negli altri tipi (Ib e Ic e II) l’esplosione avviene a seguito del collasso del core stellare, ma per questo e’ necessario che le stelle abbiano una grande massa. Gli spettri delle Ia e Ib non mostrano le righe di idrogeno perche’ questo e’ stato espulso attraverso un forte vento stellare oppure trasferito alla compagna. Le Stelle di tipo Wolf-Rayet (vedi sezione dedicata) sono considerate progenitori di questo tipo di supernovae. Come riconoscere il tipo di supernova dallo spettro? In questa sintesi si possono osservare le principali caratteristiche dei tipi descritti: http://supernova.lbl.gov/~dnkasen/tutorial/graphics/sn_types.jpg Come si vede, le caratteristiche spettrali in grado di far discriminare sono abbastanza macroscopiche, apprezzabili quindi anche in spettri a bassa risoluzione. Gli spettri a medio-alta risoluzione permettono di identificare gli effetti di molti altri elementi chimici che sono coinvolti in questo tipo di evento. Ad esempio, per le supernovae di tipo Ia, questo documento elenca le principali righe che si osservano durante il massimo di luminosita’: http://supernova.lbl.gov/~dnkasen/tutorial/SNIa_max_linelist.txt Al momento della scoperta mediamente le supernovae purtroppo non sono molto luminose e si prestano ad essere studiate solo con strumenti amatoriali configurati per l’osservazione di soggetti deboli, necessariamente a bassa risoluzione.
Approfondimenti: Strumento ottimale: spettroscopio per soggetti deboli (risoluzione piu’ alta possibile compatibilmente con la luminosita’, reticolo a diffrazione) Target (simbiotiche e cataclismiche) piu' luminosi: 36 entro la mag 12.7 (epoca 2009-2010)
Liste dei target
(simbiotiche e cataclismiche):
Liste ultime
novae e supernovae scoperte:
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