Ogni notte serena negli ultimi due mesi, all’Osservatorio Astrofisico R.P.Feynman così come in centinaia di altri Osservatori simili in giro per il mondo, si tiene d’occhio una piccola porzione di cielo nella costellazione della Corona Boreale nella speranza di assistere ad uno degli eventi più violenti e spettacolari dell’universo, l’esplosione di una “nova” ossia l’apparizione inaspettata di una nuova stella fissa (per distinguerla da pianeti e comete) invisibile fino a quel momento senza strumenti adeguati, che può raggiungere tutto ad un tratto un’eccezionale luminosità, tanto da diventare visibile ad occhio nudo, per poi svanire nuovamente alla vista dopo un certo periodo di tempo.

Le novae sono un fenomeno poco frequente nel cielo, perchè di solito non raggiungono luminosità tali da essere facilmente avvistabili ad occhio nudo. Solo negli ultimi anni grazie a specifici programmi osservativi è stato possibile identificarne un numero consistente. Il catalogo compilato da Bill Gray ne annovera 556 a partire dal 76 a.c. fino ad oggi (Settembre 2024). Dal punto di vista osservativo, una nova classica è un’esplosione stellare caratterizzata da un rapido aumento verso la massima luminosità in un lasso di tempo che va da poche ore a qualche giorno, un’ampiezza elevata nell’ottico (8 ≤ Δmag ≤ 16), un’eiezione di massa espulsa ad alta velocità (valori tipici che vanno da alcune centinaia a diverse migliaia di km/sec, come indicato dalle linee di emissione molto ampie e/o dalle componenti di assorbimento largamente spostate verso il blu nei profili di tipo P Cyg ben visibili negli spettri, come vedremo meglio in seguito), spettri ottici post-massimo che evolvono verso un grado di eccitazione e di ionizzazione crescenti, e condizioni nebulari che prevalgono di solito durante le fasi più avanzate del declino della luminosità come dimostrano le righe di emissione proibite che dominano gli spettri. 

La stella in questione, T Coronae Borealis, o T CrB, promette di dare spettacolo e di aggiungere un nuovo diamante in quella regione di cielo compresa tra Arturo e Vega. Al massimo della luminosità infatti, apparirà circa luminosa quanto la Stella Polare anche se sarà visibile solo per pochi giorni prima di svanire nuovamente nell’oscurità.

T CrB è, infatti, una nova ricorrente con un ciclo di circa 80 anni. Le precedenti esplosioni documentate con dovizia sono avvenute il 12 maggio 1866 e il 9 febbraio 1946, ma la prima osservazione registrata della nova risale a più di 800 anni fa, all’autunno del 1217, quando un uomo di nome Burchard, abate di Ursberg, in Germania, annotò di aver osservato “una stella flebile che per un certo tempo brillava con grande luce” in quella stessa regione di cielo.

Ma cosa ha spinto gli astrofisici ad allertare la comunità scientifica ed a sostenere che uno di questi giorni l’evento si ripeterà? Come spesso avviene per questioni astrofisiche si è studiato cosa è avvenuto in passato. Il suo comportamento nell’ultimo decennio sembra sorprendentemente simile a quello osservato nel periodo che precedette l’eruzione del 1946. In particolare, si è notato che prima di diventare una nova la stella si affievolisce per circa un anno. T CrB ha iniziato ad indebolirsi a marzo del 2023, per cui ci si aspetta che  la prossima esplosione possa avvenire entro la fine di Settembre 2024 (stima più ottimistica) o al più entro qualche mese. A rigore, per il compimento degli 80 anni bisognerebbe aspettare il 2026 ma l’incertezza in questo genere di eventi è sempre grande per cui è opportuno monitorarla già da adesso.

T Coronae Borealis, soprannominata “Blaze Star” è in realtà un sistema binario situato a circa 3.000 anni luce da noi, composto da una nana bianca, un relitto cosmico delle dimensioni della Terra di una stella morta che possedeva una massa comparabile a quella del nostro Sole, e da un’antica gigante rossa che viene lentamente privata dell’idrogeno degli strati più esterni dall’incessante attrazione gravitazionale della sua vicina affamata. Per centinaia e/o migliaia di anni il materiale perso dalla compagna fluisce attraverso il lobo di Roche e forma un disco di accrescimento prima di terminare il suo viaggio accumulandosi sulla superficie della nana bianca (ad eccezione delle cosiddette polar in cui l’intensità del campo magnetico presente è tale che la formazione di un disco di accrescimento è impedita e il materiale fluisce direttamente sulla nana bianca attraverso i poli magnetici). Il disco di accrescimento è soggetto a instabilità che causano fasi brillanti regolari e a bassa ampiezza chiamate eruzioni di tipo cataclismico. L’esplosione come nova avviene, invece, quando il materiale accumulato sulla superficie della nana bianca, genera un aumento di pressione e temperatura tale da innescare un’esplosione termonucleare sufficientemente potente da farlo esplodere e disperderlo nello spazio.

Nel video seguente una gigante rossa ed una nana bianca orbitano l’una attorno all’altra fino a generare una nova simile a T Coronae Borealis. La gigante rossa è la grande sfera in tonalità di rosso, arancione e bianco, con il lato rivolto verso la nana bianca nelle tonalità più chiare. La nana bianca è nascosta in un brillante bagliore bianco e giallo che rappresenta un disco di accrescimento attorno alla stella. Un flusso di materiale, mostrato come una nube diffusa di rosso, scorre dalla gigante rossa alla nana bianca. Quando la gigante rossa si muove dietro la nana bianca, un’esplosione sulla nana bianca si innesca, creando una bolla di materiale espulso dalla nova mostrata in un pallido arancione. Dopo che la nebbia si dirada, rimane un piccolo punto bianco, indicando che la nana bianca è sopravvissuta all’esplosione. (NASA/Goddard Space Flight Center)

 

A differenza dell’evento di supernova, un’esplosione finale e titanica che distrugge le stelle morenti di grande massa, nel caso della nova, la nana bianca rimane intatta e può nuovamente ricominciare ad accumulare materiale sulla superficie. Il ciclo si ripete periodicamente nel tempo, un processo che può durare da decine fino a centinaia di migliaia di anni.

Ci sono altre novae ricorrenti con cicli molto brevi come RS Ophiuchi e U Scorpii , ma ciò che rende speciale T CrB è il fatto di essere relativamente vicina al nostro Sistema Solare. Anche se ci vogliono 3.000 anni perché la sua luce raggiunga la Terra, il che significa che l’esplosione a cui assisteremo è avvenuta in realtà prima che venisse costruita l’ultima delle piramidi egizie, si tratta di una distanza modesta su scala cosmica, il che permetterà di studiare l’evento con tutta la schiera possibile di strumenti astronomici, dalle migliaia di telescopi di non professionisti, che già conducono ricerche scientifiche a vario titolo, al Telescopio Spaziale Fermi per i raggi gamma, al Telescopio Spaziale James Webb della NASA, l’Osservatorio Neil Gehrels Swift, IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer), il NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), il NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) e l’INTEGRAL dell’Agenzia Spaziale Europea (Extreme Universe Surveyor),  e numerosi telescopi radio e ottici a terra, incluso il Very Large Array dell’Osservatorio Nazionale di Radioastronomia nel New Mexico. L’obiettivo è quello di acquisire quanti più dati possibile attraverso tutto lo spettro elettromagnetico. I professionisti osserveranno l’evento principalmente al suo picco e durante il suo declino, mentre l’energia visibile dell’esplosione svanisce, ma è altrettanto critico ottenere dati durante la fase iniziale di crescita fino all’eruzione, dati che con buona probabilità saranno acquisiti proprio dai non professionisti che nei loro Osservatori possono permettersi il lusso di osservare la stella ad libitum, anche per mesi se necessario, cosa del tutto impossibile per qualunque Osservatorio professionale. Questo consente loro di raccogliere molti dati. E con centinaia di Osservatori disseminati in tutto il mondo, si può ottenere una copertura quasi continua della Blaze Star.

Dal punto di vista fotometrico, dopo la rapida ascesa iniziale che può durare solo poche ore in novae molto veloci come U Sco, ed un breve stop, la nova raggiunge la fase di massima luminosità ottica che è seguita da un immediato declino verso la quiescenza, caratterizzato di solito da due fasi, una più rapida, quando i materiali espulsi sono ancora otticamente spessi e quindi la sorgente centrale non può essere vista dall’esterno, fase che dura fino a quando la nova è scesa di 3-4 magnitudini rispetto al massimo, e poi una più lenta, quando i materiali espulsi sono esposti direttamente alla potente radiazione ionizzante emanata dalla stella centrale e diventano otticamente sottili finchè quest’ultima è visibile dall’esterno. Il momento in cui avviene la transizione da condizioni otticamente spesse a condizioni otticamente sottili nei materiali espulsi segna anche, in alcune novae, l’inizio di eventi transitori che perturbano un declino altrimenti regolare, sia per la formazione di polvere che per oscillazioni semi-periodiche. I granuli di polvere possono formarsi nei materiali espulsi, e l’oscuramento risultante generato dalla polvere può ridurre di diverse magnitudini la luminosità della nova. Dopo che è stato raggiunto un massimo di assorbimento, l’oscuramento da polvere si riduce progressivamente e, dopo un po’, la nova riprende l’andamento declinante che avrebbe seguito in assenza di formazione di polvere. La diluizione dei granuli di polvere causata dall’espansione continua dei materiali espulsi è la principale ragione della fine della fase di oscuramento. La radiazione assorbita nell’ottico riscalda i granuli di polvere che la riemettono a lunghezze d’onda più lunghe, e la nova appare diverse magnitudini più luminosa a lunghezze d’onda infrarosse. Da qui l’importanza di monitorare l’andamento ove possibile nelle bande B, V, R, I e similari, in particolare con i filtri SLOAN e Stromgren. A questo proposito, infatti, è opportuno ricordare che se un osservatore fornisce solo pochi punti fotometrici, è necessario combinare i dati di diversi osservatori per ricostruire l’intera curva di luce di una nova. Tuttavia, la dispersione dei punti in una curva di luce combinata può essere così ampia (fino ad 1 magnitudine nei casi peggiori) che i dettagli vengono sfuocati e diventano pressochè irrecuperabili. Questo accade perché, durante il declino, il flusso di una nova è principalmente concentrato in poche righe di emissione. Due filtri fotometrici in teoria quasi identici, possono produrre dati molto diversi se uno include una forte riga di emissione e l’altro no nella sua banda passante. Questo comportamento avviene frequentemente con il filtro V, il cui ripido bordo di trasmissione sul lato blu coincide con il doppietto [OIII] 4959, 5007, che è di solito la riga di emissione più intensa durante la fase nebulare. Per evitare le righe di emissione più forti ed ottenere una misura significativa del vero continuo sottostante, si potrebbero utilizzare, in aggiunta ai filtri standard Johnson B e V, i filtri Stromgren b e y, la cui banda passante è più stretta ed esclude le principali righe di emissione. Se si dispone di un solo filtro, è opportuno che l’osservatore resti concentrato sulla nova il più a lungo possibile e con lo stesso setup fotometrico durante tutta la campagna osservativa. Così facendo i dati raccolti saranno autoconsistenti, permettendo di evidenziare tutti i dettagli più fini della curva di luce senza doverli combinare con dati esterni.

Dal punto di vista spettroscopico l’evoluzione spettrale delle novae è fondamentalmente guidata da due parametri fisici: la densità di massa dei materiali espulsi e la loro velocità di espansione. Lo spettro di una nova attorno al massimo e all’inizio del declino può essere di tipo FeII o He/N. Una nova di tipo FeII mostra, oltre alle righe di emissione di Balmer dell’idrogeno, molte righe di emissione permesse del FeII, mentre una nova di tipo He/N, oltre alle linee di Balmer, presenta righe di emissione di Elio e Azoto, ma non di FeII. La classificazione iniziale dello spettro di una nova, che può essere acquisito anche con strumentazione amatoriale se raggiunge magnitudini sufficientemente elevate, è cruciale poiché determina il comportamento che ci si può aspettare per la sua evoluzione futura. Rispetto alle novae di tipo FeII, quelle di tipo He/N tendono a declinare più rapidamente, presentano velocità di espansione maggiori, quindi righe di emissione più ampie e rilasciano una quantità di massa inferiore. Le novae di tipo FeII sembrano appartenere a una popolazione stellare più antica, concentrata principalmente verso il bulge della Galassia, mentre le novae di tipo He/N mostrano una distribuzione meno concentrata verso il centro galattico, risultando più diffuse lungo il disco, il che suggerisce una popolazione stellare parentale più giovane e nane bianche di massa maggiore.

Nello spettro si distinguono le seguenti fasi principali:

1. Initial rise – Pre-maximum spectrum: si riferisce all’espansione libera adiabatica degli ejecta che si stanno raffreddando rapidamente. Questa fase è anche chiamata “hot fireball spectrum” ed è osservata molto raramente perché implica che si riesca a scoprire la nova durante la sua ascesa al massimo, che normalmente è un processo rapido che dura da poche ore a pochi giorni e che ci sia la disponibilità immediata di tempo telescopico presso un Osservatorio, due condizioni che non si verificano frequentemente. Alcune novae mostrano un cosiddetto pre-halt maximum nella curva di luce, caratterizzato da colori più blu, che anticipa l’ascesa finale alla massima luminosità. Questa caratteristica nella curva di luce è stata catturata in pochissime novae, come T Pyx e V1974 Cyg. Le linee di Balmer e non-Balmer sono caratterizzate da alte velocità di espansione  dell’ordine dei 2000-3000 km/s se misurate dal minimo dei rispettivi profili P Cygni. Queste caratteristiche sono prodotte durante l’espansione iniziale dell’involucro otticamente spesso espulso dalla nova.
2. Maximum light – Principal spectrum: questa fase corrisponde all’ascesa alla massima luminosità nelle magnitudini V ed R e ad una contemporanea diminuzione della luminosità a lunghezze d’onda blu e UV. Questo è il momento in cui il fireball raggiunge la temperatura critica di raffreddamento, la pseudo-fotosfera inizia a ritirarsi e lo spettro è dominato dall’emissione free-free da plasma più rarefatto al di fuori della fotosfera. Di conseguenza, gli ejecta della nova agiscono ora come un mezzo passivo, convertendo il flusso UV in emissione a lunghezze d’onda più lunghe e mostrando quindi transizioni a bassa ionizzazione negli spettri, come quelle del gruppo FeII (da cui il nome “iron curtain”), del doppietto della linea D del Sodio e del CaII. Queste linee sono affiancate da ampi profili P Cygni con velocità spostate verso il blu generalmente inferiori a quelle osservate durante la fase del fireball.
3. Orion Spectrum: Verso la fine della prima fase del declino e all’inizio della fase di transizione da condizioni otticamente spesse a condizioni otticamente sottili, appare un altro sistema spettrale, il cosiddetto Orion Spectrum. Gli spettri ottici mostrano ora caratteristiche dovute a righe ad alta ionizzazione (HeI, OII, NII) e le righe CIII/NIII della  banda a 4640 di Bowen. La loro apparizione nello spettro è dovuta alla bassa densità degli ejecta combinata con l’intenso flusso UV. Man mano che la densità diminuisce ulteriormente, lo spettro sviluppa righe nebulari che aumentano la loro luminosità nel tempo. Durante questa fase, i sistemi di assorbimento scompaiono.
4. Nebular Phase: L’aumento del flusso di HeII segna la fine della fase otticamente spessa e l’inizio della fase nebulare, seguita dall’aumento della luminosità delle transizioni proibite a lunghezze d’onda ottiche dell’Ossigeno [OIII] a 4363 e 4959, 5007, rispettivamente, e dell’Azoto [NII] 5755, 6548, 6584. Le osservazioni spettroscopiche ottenute durante la fase nebulare, quando gli ejecta sono otticamente sottili, sono utili per studiare la struttura geometrica e di ionizzazione degli ejecta. In questa fase il picco dell’emissione si sposta verso lunghezze d’onda UV e infine verso i raggi X.
5. Post-Nova Spectrum: Infine, pochi anni dopo l’esplosione, l’oggetto sviluppa lo spettro post-nova, caratterizzato dalla graduale scomparsa delle righe coronali e proibite a causa della diminuzione del livello di ionizzazione. Le righe di emissione residue rimangono forti o almeno ancora rilevabili, ad esempio NIII a 4640 A e la riga di emissione HeII 4686 originata dal disco di accrescimento attorno alla nana bianca.

Tornando alla nostra amica T CrB, in basso è riportato uno spettro acquisito una decina di anni fa che è sostanzialmente quello di una stella di tipo M3III, molto diverso da quello dell’altra nova ricorrente RS Ophiuchi.

Già nel 2015 lo spettro era però molto cambiato. Le modifiche più evidenti sono l’intensità senza precedenti raggiunta da HeII 4686 (superiore a Hγ), l’alta intensità delle righe di OIII e NIII coinvolte nel meccanismo di fluorescenza di Bowen, e l’apparizione di righe ad alta ionizzazione come [NeV] 3427, il tutto sopra un marcato continuo nebulare e di Balmer. (si veda: The 2015 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst di Munari et al.).

Sembrerebbe quindi che il palcoscenico sia pronto per una nuova spettacolare entrata in scena di T CrB e non è detto che non siate proprio voi a coglierla nel momento in cui deciderà di impreziosire con una nuova gemma il nostro cielo.