Una sera d’estate, passeggiando in riva al mare, alzate lo sguardo, come al solito, verso la Via Lattea. Le nubi di polvere e le pallide distese stellari ne tracciano il profilo consueto ma ad un certo punto notate una stella in una posizione in cui fino alla sera prima non c’era niente. In epoca di connessione in rete perenne ci vuol poco per recuperare da internet un’immagine di archivio di quella regione celeste e, con grande sorpresa, scoprire che effettivamente la stella che brilla sotto i vostri occhi è una stella ospite, una Nova, come la definirono gli antichi. Potrebbe trattarsi anche di una Supernova ma non potete stabilirlo semplicemente ad occhio nudo. La probabilità che si verifichi un evento del genere è piuttosto bassa ma non nulla, data l’agguerritissima concorrenza di survey automatiche e cacciatori di Novae che scandagliano il cielo in ogni notte serena.

Quello che si può certamente fare con successo è gustarsi una recentissima scoperta che sta impreziosendo ulteriormente il nostro cielo, la Nova Delphini 2013.

Contrariamente a quanto farebbe supporre il nome, una Nova non è realmente una nuova stella, ma il risultato di un’esplosione che rende visibile un astro altrimenti troppo debole per essere percepito perfino con i telescopi di piccola apertura. Il fenomeno “nova” è in effetti una potente esplosione nucleare che comporta un repentino aumento della luminosità della stella di circa un milione di volte e che riguarda una nana bianca che fa parte di un sistema binario la cui secondaria è una nana rossa o arancione e più raramente una gigante.

Differentemente dall’esplosione di Supernova, processo che avviene una sola volta e che distrugge completamente la stella coinvolta, quello di una Nova riguarda gli strati esterni, per cui la stella rimane sostanzialmente integra, tanto che il processo può anche ripetersi in futuro. Conosciamo più in dettaglio i protagonisti della nostra storia.

Le nane rosse sono stelle con una massa molto ridotta, compresa tra 0.075 e 0.50 masse solari, di tipo spettrale M. Sono sicuramente le più comuni anche se difficili da osservare per la loro bassa luminosità. Hanno le dimensioni minime che permettono di innescare processi di fusione nucleare di Idrogeno in Elio al loro interno e pertanto appartengono alla sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell. Le temperature relativamente basse all’interno del nucleo permettono la lenta produzione di Elio che, mediante moti convettivi, viene trasportato in superficie generando una luminosità pari a circa il 10% di quella del Sole. La vita media di queste stelle è tanto più lunga quanto più piccola è la propria massa. Infatti stelle con una massa inferiore alle 0.8 masse solari non hanno ancora lasciato la sequenza principale il che si rivela un utile indicatore per stimare l’età degli ammassi stellari che le contengono. Le nane arancioni sono delle stelle di classe spettrale K e luminosità V appartenenti alla sequenza principale e sono una via di mezzo tra le nane rosse (classe spettrale di tipo M) e le nane gialle (classe spettrale di tipo G). Le nane arancioni hanno una massa di 0.6-0.9 masse solari ed una temperatura di 3900-5200 Kelvin. Queste stelle sono di particolare interesse poiché la loro stabilità nella sequenza principale è una condizione che facilita la presenza di pianeti simili alla Terra orbitanti attorno ad esse e quindi possibilità di vita extraterrestre. Le giganti sono delle stelle di elevate dimensioni e luminosità e si formano in uno stadio avanzato dell’evoluzione stellare.

Il ciclo evolutivo delle stelle in funzione della loro massa (Disegno di Michelangelo Miani)

Le stelle giganti si distinguono in: giganti rosse, giganti gialle e giganti blu. Le giganti rosse sono dotate di masse medio-basse (tipicamente tra 0.3 e 8 masse solari) e temperatura superficiale di circa 4000 Kelvin. Le giganti rosse più comuni sono quelle disposte nel red-giant-branch (RGB) del Diagramma HR, le quali continuano a bruciare Idrogeno in Elio in strati esterni attorno al nucleo composto da Elio inerte. Hanno un raggio di decine o centinaia di volte rispetto a quello del Sole ed una luminosità cento volte superiore rispetto a quella della nostra stella. Modelli di evoluzione stellare e le relative simulazioni mostrano che nel momento in cui il nostro Sole, tra circa 5 miliardi di anni, cesserà di bruciare Idrogeno nel nucleo diverrà un gigante rossa e aumenterà drasticamente le proprie dimensioni. La Terra, come anche Mercurio e Venere, finirà inglobata nella sua atmosfera e andrà incontro alla propria fine disintegrandosi. L’esempio più noto di gigante rossa è Aldebaran, la stella principale della costellazione del Toro.

Le giganti gialle hanno temperature intermedie per questo sono di classe spettrale G, F e a volte A. Vi è una minore quantità di giganti gialle rispetto alle giganti rosse poiché il tempo trascorso dalle stelle in questa fase è relativamente breve. Queste stelle hanno una luminosità molto elevata e possono portare alla formazione di stelle variabili, mentre giganti gialle di massa moderata possono divenire delle giganti rosse. Le giganti blu, sono di classe spettrale O e B pertanto hanno temperature pari o superiori a 10000 Kelvin e un raggio di 5-10 volte quello solare. Sono estremamente rare tanto da trovarle quasi esclusivamente nelle Associazioni OB (la cintura di Orione è parte di una delle più note).

Una nana bianca è lo stadio finale di una stella di medio-piccole dimensioni. Pur avendo dimensioni confrontabili con la Terra ha una massa pari o simile a quella del Sole (10³⁰Kg), il che implica che si tratta di un oggetto particolarmente denso e con gravità superficiale elevatissima. Si ritiene che quando una stella di medio-piccole dimensioni cessa di bruciare, all’interno del nucleo, le proprie riserve di Idrogeno in Elio giunge al termine della propria vita nella sequenza principale e pertanto si espande divenendo una gigante rossa che trasforma Elio in Carbonio e Ossigeno mediante un “processo triplo-alfa”. Se la gigante rossa non ha all’interno del nucleo una temperatura tale da bruciare Carbonio, allora avverrà l’espulsione di materiale degli strati esterni, generando una nebulosa planetaria nel cui centro rimarrà una massa inattiva di Carbonio e Ossigeno, ossia la nana bianca. Se la massa della stella iniziale è compresa tra 8 e 10.5 masse solari, la gigante rossa avrà una temperatura interna al nucleo tale da bruciare Carbonio ma non Neon, quindi si formerà una nana bianca composta da Ossigeno-Neon-Magnesio. Una nana bianca appena formata è molto calda ma poiché non si innesca più alcuna reazione al suo interno perde gradualmente la propria energia termica divenendo una nana nera. Comunque il tempo necessario affinché una nana bianca diventi una nana nera è stato stimato superiore all’età dell’Universo (13.8 miliardi di anni).

Artistic view of a nova explosion depicting the binary stellar system. Credit: David A Hardy and STFC

Adesso che i nostri attori sono in scena ritorniamo alla loro rappresentazione principale: l’esplosione di una Nova. In base alla periodicità del fenomeno e alle caratteristiche con la quale questo processo avviene, si distinguono le Novae classiche e le Novae periodiche.

La Nova classica è un processo in cui una stella inattiva, come una nana bianca costituita da un nucleo di Carbonio e Ossigeno, assorbe (grazie all’elevata gravità superficiale) del materiale come l’Idrogeno dalla stella compagna con la quale costituisce un sistema binario. L’Idrogeno fluisce sotto forma di disco dalla stella secondaria alla nana bianca per poi depositarsi sulla superficie di quest’ultima. L’Idrogeno e anche un po’ di Elio vengono compressi e producono un aumento di temperatura degli strati sottostanti di circa 10 Milioni di Kelvin. Questo dà luogo alla combustione di Idrogeno in Elio nello strato superiore, comportando una repentina reazione nucleare. Le conseguenze di questo processo sono un aumento di luminosità e l’espulsione di materiale che si espande progressivamente nello spazio circostante. Alcune Novae raggiungono velocemente la loro luminosità massima, vi restano per pochi giorni per poi calare di un fattore 10 in circa tre mesi, come è accaduto per la Nova Persei 1901.

GK Persei 1901 – view of the ejecta a century after the nova explosion. Credit: Adam Block/NOAO/AURA/NSF

Queste sono le “Novae veloci”. La luminosità della stella coinvolta può variare da 6 fino a 19 magnitudini rispetto al livello originario. Le “Novae lente” raggiungono il massimo punto di luminosità in un periodo di tempo di qualche settimana o mese, successivamente diminuiscono la propria intensità gradualmente mediante delle fluttuazioni (evidenziando in questo modo un secondo picco di luminosità) per poi ridurla velocemente. La luminosità di queste Novae si riduce di un fattore 10 in circa 150 giorni.

In più alcune Novae lente mostrano una luminosità minima per un periodo compreso tra 2 e 5 mesi: molto probabilmente la condensazione di polveri attorno alla stella prodotti dall’esplosione non permette il passaggio della luce visibile. Il caso più conosciuto è la Nova Herculis 1934.

Vi sono inoltre le “Novae molto lente” che raggiungono un massimo di luminosità in diversi anni per poi diminuire la propria intensità in intervalli di tempo analoghi. Il caso più noto coinvolge RT Serpentis nel 1915 che ha aumentato la propria magnitudine fino ad un valore 10 e rimanendo costante per circa 10 anni. Ha infine raggiunto una magnitudine 14 nel 1942.

Hubble Space Telescope imaged the double-star system T Pyxidis. This high-resolution image shows that the shells are more than 2,000 gaseous blobs packed into an area that is 1 light-year across. Resembling shrapnel from a shotgun blast, the blobs may have been produced by the nova explosion, the subsequent expansion of gaseous debris, or collisions between fast-moving and slow-moving gas from several eruptions. False color has been applied to this image to enhance details in the blobs.

Le Novae periodiche sono simili alle Novae classiche, ma diverse analisi hanno evidenziato un’emissione di energia proveniente dall’esplosione superiore a quella che si osserva visivamente. In genere si ha un aumento di luminosità dalle 4 alle 9 magnitudini e il periodo di tempo dell’esplosione dura decine di anni. Una Nova ricorrente è RS Ophiuchi la quale è esplosa per sei volte in più di un secolo, negli anni 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 e 2006. Questa ha aumentato la propria magnitudine da 12.5 a 4.8, raggiungendo il picco massimo in 24 ore per poi diminuire in un centinaio di giorni. RS Ophiuci ha brillato debolmente per circa 700 giorni dopo ogni esplosione.

Sono state classificati due tipi di Novae periodiche: Novae periodiche di Tipo A, ossia improvvisi esplosioni termonucleari che coinvolgono una nana bianca e che vengono osservate per più di una volta; Novae periodiche di Tipo B, dovute principalmente ad un’instabilità ed un’esplosione del disco di accrescimento, tipico delle stelle U Geminorum.

Con questo bagaglio di informazioni sicuramente osserveremo con altri occhi la Nova Delphini 2013 che promette di dare spettacolo ancora a lungo.