Astrofisica

A cura di Corrado Ruscica


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7– Stelle novae La stella nova, spesso chiamata semplicemente nova, si forma in seguito ad una esplosione nucleare che avviene negli strati superficiali della nana-bianca. Qui, il fenomeno esplosivo non coinvolge il nucleo della stella come avviene invece per le supernovae. Durante la formazione di una stella nova, la nana-bianca, che consiste degli elementi più pesanti dell’idrogeno, come l’ossigeno ed il carbonio, accresce materia ricca di idrogeno dalla stella compagna. La materia passa attraverso il disco di accrescimento, che circonda la nana-bianca, prima di “cadere”, seguendo una traiettoria a spirale, sulla stella compatta. Quando circa 1/100000 di massa solare, formato da materia ricca di idrogeno, è stato accresciuto, la temperatura e la densità della materia in accrescimento diventano così importanti che viene avviata una reazione nucleare. Gli strati superficiali della stella nana-bianca vengono espulsi alla velocità di 700-800 Km/sec o, in certi casi, a velocità maggiori. L’esplosione e l’espulsione della materia dalla stella compatta sono accompagnati da un intenso brillamento. Da qui il termine nova, cioè “nuova”, per cui la stella diventa visibile su scale intergalattiche. La luminosità della stella in questa fase di nova dura solo alcuni giorni, poi diminuisce nel corso di alcuni mesi e ritorna al livello iniziale prima della fase di esplosione. Il processo può ripetersi se si verificano le condizioni del trasferimento di materia attraverso il disco di accrescimento con un intervallo tipico tra un esplosione e la successiva dell’ordine di alcune migliaia di anni .
Nova T Pyxidis. La stella subisce un outburst ogni circa 20 anni, non comune per una stella nova classica. Ogni outburst produce diverse emissioni di gas a velocità progressivamente basse, da circa 10 milioni di Km/h per il primo outburst a circa 700000 Km/h per l’ultimo outburst. Le regioni di alta brillanza, che si vedono nell’immagine, si pensa siano il risultato del moto del gas dell’esplosione del 1966, che si muove ad alta velocità, con il gas relativo all’eplosione del 1944 che si muovo invece a bassa velocità. T Pyxidis dista circa 6000 anni-luce e si trova nella costellazione del Pyxis visibile nell’emisfero australe.	Credit: Space Telescope Science Institute, ESO, NASA
8– Nane novae Come le classiche novae, le novae nane sono il risultato del brillamento della stella nana-bianca dove la sorgente di energia non è di tipo esplosivo ma di tipo gravitazionale. Durante la fase di accrescimento attorno alla stella compatta, la materia non segue una traiettoria a spirale lungo il disco di accrescimento prima di cadere sulla stella compatta ma, per motivi non ancora conosciuti, essa si accumula, per così dire, nel disco di accrescimento. Questo processo causa una instabilità gravitazionale che finisce per distruggere il disco che perciò “cade” sulla nana-bianca. Viene liberata allora una grande quantità di energia gravitazionale senza che avvengano esplosioni nucleari. L’energia liberata riscalda la superficie della nana-bianca e nello stesso tempo la rende luminosa, per cui la osserviamo come nana-nova. Il termine “nana” indica che la luminosità emessa dalla stella è inferiore a quella della classica nova. Dopo alcune settimane o mesi, si forma un nuovo disco di accrescimento che diventa instabile e il processo si ripete nuovamente. Anche qui, la nana-bianca seguirà vari outburst in funzione di quanto efficiente sarà il processo di rifornimento di materia dalla stella compagna.
9– Supernovae di Tipo-I Si definisce supernova di Tipo-I l’evento che porta all’esplosione di una nana-bianca che distrugge se stessa in seguito alla fase dell’accrescimento di materia dalla stella compagna. Qualsiasi outburst che avviene sulla nana-bianca è relativamente debole ed espelle poca materia. Di conseguenza la nana-bianca aumenta la propria massa. Quando l’accrescimento ha raggiunto la massa critica di 1.4 masse solari, la densità e temperatura al centro della stella diventano così significative che il carbonio comincia la fase di bruciamento in modo violento ed esplosivo. Nel corso di pochi secondi, il fronte della combustione si muove verso la superficie della stella e rende tutta la nana-bianca una fornace nucleare. L’intera stella esplode e si autodistrugge. Non c’è alcun resto stellare dopo  l’esplosione della stella. Tutta la materia stellare, ossia i prodotti delle reazioni nucleari – ferro, nickel, silicio, magnesio e altri elementi pesanti – assieme al carbonio e all’ossigeno, vengono diffusi nel mezzo interstellare con velocità di circa 9000-12000 Km/sec. A differenza delle supernovae di Tipo-II, la materia espulsa nelle supernovae di Tipo-I consiste quasi interamente di elementi più pesanti. Non c’è più, o quasi, idrogeno.
Immagini di tre supernovae di Tipo-I riprese dal Telescopio Spaziale Hubble. Osservando queste supernovae distanti, gli astronomi sono in grado di misurare l’espansione dell’Universo, espressa dalla legge di Hubble. Questo tipo di supernovae sono intrinsecamente molto brillanti e quindi possono essere osservate a grande distanza. In più, le supernovae di Tipo-I hanno quasi tutte la stessa luminosità intrinseca. Confrontando la luminosità osservata con la luminosità intrinseca si può stimare la loro distanza. Esaminando poi la variazione della luminosità in funzione della lunghezza d’onda è possibile risalire alla velocità di allontanamento. Le distanze e le velocità di allontanamento permettono di ottenere informazioni importanti riguardanti l’espansione dell’Universo. Nella foto, le distanze delle tre supernovae sono 7 miliardi di anni-luce (a sinistra) e 5 miliardi di anni-luce (al centro e a destra).	Credit: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, High-Z Supernova Search Team, NASA.

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