ABSTRACT

T Coronae Borealis è una stella nota anche come la “Blaze Star”, dove il termine “blaze” si riferisce a una fiamma intensa o ad un bagliore brillante e descrive in modo poetico e evocativo la natura esplosiva e brillante delle eruzioni periodiche di questa stella.

T Coronae Borealis (T CrB) è infatti delle poche Novae Ricorrenti ad oggi note, ècioè una stella che presenta esplosioni periodiche molto energetiche che provocano un brusco e deciso innalzamento della sua luminosità.

Tutte le analisi scientifiche finora effettuate portano alla conclusione che, molto probabilmente, la prossima “esplosione ricorrente” di T CrBavverrà entro pochi mesi o al più tardi entro il prossimo anno. Sebbene l’evento avrà un impatto visivo modesto, dal punto di vista scientifico rappresenterà un’opportunità straordinaria per approfondire la nostra comprensione della dinamica dei sistemi stellari complessi, stimolando l’interesse e l’entusiasmo degli astronomi di tutto il mondo.

C’è anche un altro motivo di interesse per gli astronomi non professionisti: T CrB è uno dei casi in cui l’astronomia amatoriale ha fornito e continuerà a fornire un contributo rilevante e di prim’ordine.

Molti sono gli aspetti di interesse che riguardano T CrB: in questo articolone analizzeremo alcuni, spingendoci ad un livello di dettaglio leggermente più spinto rispetto a quello di analoghi articoli apparsi sui quotidiani e web, nell’intento di raggiungere una comprensione maggiore di quanto sta accadendo e di quanto sta per accadere.

Inizieremo richiamando brevemente la natura delle Novae e delle Novae ricorrenti. Ci concentreremo poi su T CrB, ripercorrendo un po’ la storia delle sue osservazioni più antiche, descrivendo poi quali sono i segni premonitori della grande esplosione prossima ventura. Esamineremo quindi la natura della curva di luce di T CrB ed analizzeremo alcuni dei principali fenomeni che la riguardano e che non sono ancora completamente spiegati, fino a toccare uno degli aspetti più intriganti tra quelli non ancora compresi appieno: la possibilità che T CrB divenga una supernova di tipo Ia.

DESCLAIMER: 

nei giorni in cui stavamo chiudendo questo articolo le notizie su un’imminente esplosione sembravano confermate. Avremmo potuto attendere per la pubblicazione ma crediamo che informare il lettore su ciò che sta per accadere possa offrire un giusto strumento per valutare le notizie che si diffonderanno proprio in seguito all’evento significativo. Per fortuna ad oggi T Coronae Borealis è ancora in stato di allerta e non mostra evidenti esplosioni per cui vi invitiamo a godervi l’accurato articolo a cura del GrAG con le curve di luce e i riferimenti storici così da avere il possesso di un quadro completo della situazione. 

Verso la Prossima Esplosione: Previsioni e Misteri

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Sistemi Binari e Novae: La Danza Cosmica

Almeno il 50% delle stelle nell’Universo sono parte di un sistema binario, in cui due stelle orbitano attorno a un comune centro di massa.

In alcuni casi, le stelle possono interagire così strettamente fra loro da scambiarsi massa attraverso un processo noto appunto come trasferimento di massa. Ogni stella in un sistema binario è caratterizzata dal suo “lobo di Roche” (cfr. figura 1 e 2), una regione nello spazio entro la quale la gravità della stella domina sul materiale circostante. Se il materiale si trova all’interno del lobo di Roche della stella, rimane sotto il controllo gravitazionale della stella stessa mentre invece il materiale che supera questo confine può cadere verso l’altra stella del sistema.

Prendiamo ad esempio i due sistemi binari raffigurati nelle figure 1 e 2: nel sistema della figura 1 le stelle sono ampiamente contenute nel proprio lobo di Roche e le due stelle rimangono ben separate. Nel sistema della figura 2 la stella più grande oltrepassa il proprio lobo di Roche perdendo materia verso la più piccola.

Novae

Un tipo comune di sistema binario è costituito da una nana bianca e una gigante rossa. In questo scenario, la nana bianca, molto compatta e molto densa, “ruba” materia dalla sua compagna gigante rossa. Questo processo di trasferimento di massa avviene quando il materiale dalla gigante rossa oltrepassa il suo lobo di Roche e cade sulla superficie della nana bianca.

Le novae sono fenomeni esplosivi che si verificano nei sistemi binari quando una nana bianca acquisisce materiale oltre una certa soglia dalla propria compagna gigante rossa. Il materiale acquisito è principalmente idrogeno, che forma uno strato degenere sulla superficie della nana bianca. Nel tempo, la pressione e la temperatura all’interno di questo strato aumentano fino a raggiungere livelli critici. A questo punto, la fusione dell’idrogeno in elio si innesca in maniera esplosiva, liberando una quantità enorme di energia in un breve periodo.

La fusione termonucleare esplosiva sulla superficie della nana bianca provoca un improvviso aumento della luminosità, trasformando una stella altrimenti debole in un faro brillante nel cielo. Questo fenomeno è osservabile dalla Terra come un “flash” di alta luminosità, che può durare da pochi giorni a diverse settimane prima che la stella torni al suo stato originale.

Il processo si può ripetere più volte, a seconda della quantità di materiale disponibile per l’accrescimento. Quando questo ciclo esplosivo si ripete periodicamente, il sistema è classificato come una nova ricorrente.

Ci sono oggi dieci Novae ricorrenti conosciute nella nostra galassia, anche se si sospetta che molte Novae siano ricorrenti con periodi tanto più ampi quanto più alto è l’incremento di magnitudine durante l’esplosione.

T Coronae Borealis, la protagonista: cos’è, cosa accadrà

Come si vede alla terza riga della tabella 1, T Coronae Borealis è una nova ricorrente a circa 3000 anni luce dalla Terra, di magnitudine a riposo pari a 9,8-10. È un sistema binario costituito da una gigante rossa ed una nana bianca. Di seguito sono riportate le principali caratteristiche orbitali e fisiche del sistema[1]:

[1]valori da Munari dicembre 2023, Schaefer marzo 2023, Selvelli et al. luglio 1992

Si stima che T CrB raggiungerà durante l’esplosione una magnitudine pari a 2, che è più o meno la magnitudine della stella polare.  L’effetto visibile ad occhio nudo, quindi, sarà la comparsa di una stella “tipo stella polare” nella costellazione di Corona Boreale, nella posizione evidenziata dalla freccia nella riproduzione di figura 4 e 5. Le stelle di magnitudine 2 nel cielo sono una cinquantina, con l’esplosione di T CrB per qualche giorno se ne aggiungerà una, non un grande spettacolo, ma la comparsa di una “NOVA stella” sarà di per se un evento eccitante.

T CrB nella storia

Ad oggi, sono documentate quattro esplosioni di T CrB, tutte distanziate di ca 80 anni o comunque di un numero di anni pari ad un multiplo di 80.

Come qualche volta accade per i fenomeni astronomici, riferimenti si possono trovare anche in manoscritti storici. In particolare, per due eventi è stata svolta una approfondita indagine di archivio, scoprendo e studiando una serie di documenti del 1787 e, con una affascinante convergenza del mestiere di storico e di astronomo, addirittura nel 1217.

Vediamo brevemente i risultati di questa indagine storica.

L’esplosione del 1217

Nel 1217, l’Abate Burchard di Ursberg osservò un fenomeno celeste straordinario, descritto come una “stella” che brillava intensamente nella costellazione della Corona Boreale. Questo evento è stato documentato nella Chronicon Urspergensis, una cronaca medievale che copre il periodo dal 1126 al 1229. Burchard riportò che, nel periodo autunnale dello stesso anno, una stella che normalmente era poco visibile brillò con grande luce e mantenne questa luminosità per molti giorni. Inoltre, un raggio molto brillante si estendeva dalla stella verso l’alto, simile a un grande fascio di luce. Questo fenomeno fu visibile per diversi giorni e fu interpretato da Burchard come un “segno meraviglioso”[1].

[1]Riportiamo il testo della cronaca tradotto in italiano: “Nello stesso anno, nel periodo autunnale, di sera dopo il tramonto del sole, fu visto un segno meraviglioso in una stella a occidente. Infatti, quando quella stella, situata verso sud, declinava leggermente verso ovest, in direzione di quella stella che gli astrologi chiamano corona di Arianna (N.d.A.: corona borealis), come noi stessi annotammo, era precedentemente piccola e poi ritornò a essere piccola, ma allora brillò con una luce maggiore, e si vide salire da essa verso l’altezza del firmamento un raggio molto chiaro, come una grande e alta trave. E questo fu visto per molti giorni, come detto, nel periodo autunnale di sera; poi gradualmente scomparve e la stella ritornò alla sua piccolezza. Anche i predicatori in quei tempi asserivano che molti altri segni avvenissero in cielo e in terra, che sarebbe troppo lungo enumerare e aggiungere a questa brevità.”.Il testo originale in latino è: “Eodem anno tempore autumpnali, hora vespertina post occasum solis in quadam stella in occidente visum est signum mirabile. Namcum stella illa, posita versus austrum, aliquantulum declinans in occidentem, in directo siderisillius, quod vocant astrologi coronam Ariadnae, sicut nos ipsiannotavimus, anteaerat parva et post ad parvitatemredi it, sed tunc maiori luminerefuls it, visusque est ab ea ascendere versus altitudinem firmamenti quidam radiusvaldeclarus, quasi trabes magna et alta. Et hoc per multos dies, utpredictumest, tempore autumpnalis erovisumest; post paulatimdefecit et ad suamparvitatem stella rediit. Predicatore squoquehistemporibus multa alia asserebant contigissesigna in celo et in terra, quae longumesset enumerare et huic brevitatian nectere.”

Il racconto di Burchard è stato analizzato in profondità e la conclusione dei ricercatori che se ne sono occupati è che il testo si riferisca in effetti ad una “stella” (termine esplicitamente contenuto nella versione in latino). La descrizione di una “stella” esclude la possibilità di una cometa, dato che Burchard non usò i termini a quel tempo comunemente associati alle comete. Inoltre, l’interpretazione positiva del fenomeno come un “segno meraviglioso” è incompatibile con la visione negativa che le comete avevano nell’epoca medievale.

Gli studiosi hanno concluso che l’evento osservato da Burchard era molto probabilmente un’eruzione di T CrB, fornendo un’importante testimonianza storica delle eruzioni di questa nova ricorrente.

L’esplosione del 1789

Nel dicembre del 1787, l’astronomo inglese Francis Wollaston registrò una posizione astrometrica di una stella che si ritiene fosse l’eruzione della Nova T Coronae Borealis (T CrB).

Wollaston pubblicò nel 1789 un catalogo di tutte le stelle luminose e interessanti note all’epoca. Il catalogo fu realizzato con una metodica molto scrupolosa, utilizzando sia osservazioni di Wollaston sia informazioni presenti in molti cataloghi pre-esistenti, inclusi il Catalogo Britannico di stelle di Flamstead, il catalogo di nebulose e ammassi di Messier, il catalogo di stelle doppie di William Herschel, e una dozzina di altri cataloghi. Wollaston mirava a riunire i vari cataloghi disparati ed a volte conflittuali, e a processare tutte le coordinate in un’unica epoca comune del 1790. In molti casi dubbi, Wollaston ebbe comunicazioni con i compilatori dei cataloghi precedenti.

Il catalogo includeva anche una stella le cui coordinate coincidevano esattamente con la posizione di T CrB, Tenuto conto del fatto che nelle vicinanze di T CrB non ci sono stelle più luminose di magnitudine 13, che la la magnitudine limite di Wollaston è di 7,8 e che misure da lui effettuate in date precedenti il dicembre 1787 non riportano alcuna stella nella posizione di T CrB, l’unica possibile spiegazione per l’osservazione del 1787 è che si tratti di T CrB stessa in fase di post-esplosione al momento dell’osservazione.

L’esplosione del 1866

T CrB è stata la prima nova osservata con “metodi moderni”  e la prima su cui, in occasione dell’esplosione del 1866, sono state effettuate misure spettrografiche. L’autore di tali osservazioni è stato William Huggins, un pioniere della spettroscopia astronomica.

William Huggins (1824-1910) fu un eminente astronomo britannico che rivoluzionò l’astronomia attraverso l’uso della spettroscopia per studiare le stelle e altri oggetti celesti. Huggins inizialmente si dedicò alla medicina, ma presto rivolse la sua attenzione all’astronomia, costruendo un osservatorio privato nella sua residenza (Becker, 2010).

Nel maggio del 1866 Huggins ricevette una lettera da John Birmingham, un astronomo amatoriale irlandese, riguardante una nuova stella nella costellazione della Corona Boreale. Questo evento segnò l’inizio di una serie di osservazioni dettagliate da parte di Huggins e del suo collaboratore William Allen Miller utilizzando uno spettroscopio per analizzare la luce emessa dalla nova. Le osservazioni spettroscopiche furono condotte il 16 maggio 1866, appena quattro giorni dopo la scoperta di Birmingham. Huggins notò che lo spettro della nova era composto da una serie di linee brillanti sovrapposte a un fondo quasi continuo:

“Esaminando lo spettro della stella vicino a ε Coronae Borealis, fui colpito dall’apparizione di linee brillanti su uno spettro continuo. Queste linee brillanti furono viste distintamente in più occasioni, e non ci sono dubbi sulla loro realtà.”

Interpretò queste linee come emissioni di gas idrogeno incandescente, mentre il continuo spezzato da linee di assorbimento era attribuito al corpo stellare.

Nel corso delle osservazioni, Huggins sviluppò una teoria secondo cui la nova era una stella in fiamme, che aveva espulso una grande quantità di gas idrogeno a causa di un evento catastrofico. Credeva che il calore intenso della stella avesse innescato e consumato rapidamente il gas e ciò spiegava l’improvviso aumento e il rapido declino della luminosità della nova.

L’esplosione del 1946

Nel 1946, T Coronae Borealis (T CrB) è esplosa di nuovo, raggiungendo una magnitudine visuale di 2.0. Un evento che è stato ben documentato confermando T CrB come una delle novae ricorrenti più luminose osservate sin ora. L’esplosione del 1946 è avvenuta 80 anni dopo la precedente del 1866, consolidando il pattern di ricorrenza di circa 80 anni di questa nova​​.

L’osservazione del 1946 è stata riportata da numerosi astronomi, con dettagliate misurazioni fotometriche e spettroscopiche.

T CrB la ricostruzione della curva di luce dal 1842 ad oggi

Basilare per ogni studio teorico e per ogni previsione di quanto accadrà anche nell’immediato futuro è la disponibilità della curva di luce integrale di T Coronae Borealis. Tale curva di luce è stata ricavata tramite un esteso e scrupoloso lavoro di raccolta ed analisi di osservazioni che coprono il periodo dal 1842 ad oggi. Le osservazioni provengono da fonti molto differenti tra di loro ed hanno richiesto una notevole attività di validazione, selezione, omogeneizzazione e riduzione dei dati al sistema fotometrico standard Johnson 𝐵 e 𝑉.

La curva di luce risultante è riportata nel grafico che segue, dove sono evidenziate in verde le osservazioni in V-band ed in blu le osservazioni in B-band. Sono ben visibili le esplosioni del 1866 e del 1946.

Come già accennato, in un così esteso intervallo temporale le fonti prese in considerazione sono state molte, ed è davvero interessante e significativo vedere quali sono state le varie tecniche di raccolta dati, suddivisibili in osservazioni visive, osservazioni fotografiche, Fotometria Fotoelettrica e CCD.

• Osservazioni Visive: sono 116,844 e rappresentano quasi il 90% del totale delle osservazioni. Ciascuna osservazione fornisce una stima della magnitudine di T CrB. Per la maggior parte appartengono all’American Association of Variable Star Observers (AAVSO) International Database.
• Fotografia: Sono stati analizzati archivi di lastre per ottenere magnitudini fotografiche. Si tratta di una racconta di osservazioni che coprono un periodo significativo, esse si rivelate essenziali per ricostruire la curva di luce storica.
• Fotometria Fotoelettrica e CCD: Dal 1946 in poi, le misurazioni sono state effettuate utilizzando dispositivi fotoelettrici e, successivamente, CCD. Il miglioramento della tecnologia ha favorito una maggiore precisione nelle misurazioni di luminosità.

La maggior parte delle osservazioni sono catalogate in vari archivi gestiti da diverse organizzazioni astronomiche, tra cui quelli dell’AAVSO e della British Astronomical Association (BAA).

Contributo degli Astronomi Amatoriali

Gli astronomi amatoriali hanno svolto un ruolo fondamentale nel monitoraggio di T CrB, soprattutto per quanto riguarda la continuità ed assiduità delle osservazioni: dal 1946 al 2022. Si tratta di una mole di dati impressionante se si considera che sono state registrate in media quattro misurazioni visive per ogni notte!

Dal 1973 ca in poi, gli astronomi amatoriali hanno iniziato a effettuare osservazioni fotoelettriche e dal 2004 osservazioni CCD ben calibrate.

Ad oggi, il contributo degli astronomi amatoriali è cresciuto ancora di importanza, in corrispondenza con il miglioramento della strumentazione disponibile, della precisione delle osservazioni e di una maggiore attenzione alla elaborazione corretta dei dati.

Il contributo del GrAG ad ANS Collaboration

Da alcuni mesi, alcuni soci del GrAG partecipano alle attività di osservazione della Asiago Novae and Symbiotic Stars Collaboration (ANS Collaboration). 

La ANS Collaboration nasce nel 2005 sulla scia della lunga esperienza maturata ad Asiago dal professor U. Munari sul coinvolgimento di astrofili in esperienze di ricerca astronomica a profilo professionale. La mission di ANS è produrre, su oggetti selezionati, misurazioni astronomiche di alta precisione in ambito fotometrico multi-banda e spettroscopico.

Le osservazioni del GrAG vengono effettuate utilizzando il telescopio remoto sociale CosmoGrag, sono poi successivamente sottoposte a riduzione e a trasformazione verso il sistema standard fotometrico Cousin Johnson utilizzano il tool ANS Photometry ed inviate ai database centralizzati dell’osservatorio di Asiago, contribuendo in tal modo ad incrementare il numero di osservazioni di qualità di T CrB.

T CrB: caratteristiche della curca di luce, segni premonitori della nuova esplosione, stima della data della prossima esplosione

Nella curva di luce di T CrB della figura 7 sono ben riconoscibili alcuni fenomeni differenti fra loro e ben caratterizzati. In particolare, sono molto significativi per le previsioni sulla data della prossima esplosione:

• l’incremento della magnitudine negli anni precedente l’esplosione
• la presenza di un profondo minimo molto netto a ridosso dell’esplosione

Innalzamento della magnitudine pre-post esplosione (high state)

Il grafico riportato in figura 8 è una rappresentazione differente della curva di luce della figura 7, in cui si nota, specialmente nella banda B, l’innalzamento della magnitudine nel periodo precedente e successivo alla esplosione del 1946, approssimativamente dal 1936 al 1954. Un analogo innalzamento si è verificato a partire dal 2015! 

Approfondendo questa linea di ragionamento e supponendo che il comportamento di T CrB sia rimasto più o meno immutato, la previsione per la nuova esplosione è che avvenga tra marzo-aprile del 2024 e settembre-ottobre del 2026.

T CrB: il minimo pre-esplosione

Nella curva di luce della figura 8 si individua anche un profondo minimo appena precedente l’esplosione del 1946. 

Per verificare se tale comportamento si sta ripresentando anche nella nostra era storica è necessario studiare il grafico con l’andamento della curva di luce dal 2021.

Sia in V sia in B è riconoscibile l’oscillazione legata al periodo di 227,56 giorni del sistema binario e, soprattutto, una diminuzione della magnitudine a partire dall’intervallo marzo-aprile del 2023, in perfetta analogia a quanto accaduto nel 1946. Dal confronto di dettaglio del minimo del 1946 e quello del 2023, si ricava una stima che vede l’esplosione collocata questa volta in un lasso ancora più stretto da febbraio a settembre 2024.

T CrB i fenomeni non spiegati

Molti sono i fenomeni riguardanti T CrB che necessitano di un assestamento dei modelli teorici e quindi di ulteriori osservazioni approfondite. E quale migliore occasione di indagine e di analisi se non quella offerta dall’esplosione prossima ventura?

L’innalzamento della magnitudine pre-post esplosione ed il minimo pre-esplosione

Sono i fenomeni di cui abbiamo già parlato, in particolare per i “pre” come segnali premonitori della nuova esplosione.

L’ipotesi più attendibile per l’incremento di luminosità prima dell’esplosione è l’aumento della velocità di accrescimento del disco che circonda la nana bianca: la gigante rossa inizia a trasferire massa attraverso il lobo di Roche a un ritmo circa 20 volte superiore al normale, e questo incremento nel tasso di accrescimento produce l’innalzamento della luminosità del disco di accrescimento.

Per quanto riguarda il periodo di tempo posteriore all’esplosione, lo stato di alta luminosità potrebbe essere dovuto invece alla prosecuzione della fusione nucleare sulla superficie della nana bianca.

In ultimo per l’improvvisa diminuzione di luminosità che provoca il minimo pre-esplosione, la causa più probabile sembra essere l’incremento di materiale espulso dalla gigante rossa che va ad alimentare la nube di polvere che circonda il sistema binario la quale a sua volta oscura la luce della stella, portando al calo di luminosità di cui sopra.

Per tutti questi fenomeni, non esiste tuttavia un modello consolidato.

Il “massimo secondario”: un fenomeno le cui cause sono state svelate

Dopo le esplosioni del 1866 e del 1946 la curva di luce presenta un netto “massimo secondario”, ben visibile nel grafico di dettaglio della figura 10.

Lo spettro nel massimo secondario è continuo, il colore B-V è lo stesso del massimo primario, l’energia coinvolta è circa cento volte inferiore a quella del massimo primario.

Nel tempo sono stata avanzate varie ipotesi di spiegazione, basate sostanzialmente sull’innesco di una seconda esplosione termonucleare, nessuna delle quali tuttavia soddisfacente.

Recentemente, è stato proposto (Munari, dic 2023) che il secondo picco di luminosità prenda origine da un fenomeno di riemissione/riflessione da parte della gigante rossa della luce ricevuta dalla nana bianca. Vediamo meglio cosa ciò implica.

Nella figura 11 viene riportata la posizione relativa ad un osservatore sulla Terra della gigante (palla blu) e della nana bianca (crocetta rossa) in funzione del passare del tempo, calcolata secondo i parametri orbitali riportati in precedenza.

Il cerchio disegnato sulla gigante individua la temperatura e la zona via via colpita dalla radiazione della nana bianca. La nana bianca si sta raffreddando dopo l’esplosione così anche la radiazione, processo che determina temperature sempre più basse della zona colpita della gigante (da sinistra a destra si passa dal verde vivo al rosso spento).

Sviluppando matematicamente il modello ed ipotizzando che la temperatura della nana bianca decresca nel tempo con l’andamento mostrato nel grafico 12 nel periodo in esame, si ottiene la curva di luce teorica della figura 13, in perfetto accordo con le osservazioni.

Dopo anni di studi ed approfondimenti vari, una spiegazione molto semplice ed immediata, e proprio per questo convincente, ha fatto capolino: come direbbe Occam con il suo proverbiale rasoio, “quando senti il rumore di zoccoli, pensa ai cavalli, non alle zebre!“

La variazione del periodo

Come sappiamo, T CrB è un sistema binario di periodo 227,55 giorni. Ma il periodo di T CrB non è costante nel tempo fattore non irrilevante se si stabilire l’evoluzione futura del sistema.

Per quanto riguarda il periodo, possono essere individuati tre intervalli di tempo con comportamenti differenti:

• 1867-1946: nessuna variazione: i dati, pur affetti da ampia indeterminazione, indicano che non si sono presentati cambiamenti di notevole entità
• 1946: incremento netto del periodo: in corrispondenza dell’esplosione del 1946 si presenta un incremento chiaro del periodo, pari a 0.185[1] giorni; l’ipotesi più accreditata è che si sia verificata una espulsione di materiale dalla nana bianca durante l’eruzione nova, che avrebbe allontanato le due stelle; questa ipotesi, tuttavia, non è confermata e contrasta con il fatto che la massa espulsa richiesta è superiore alle aspettative per le novae
• 1946-2022: diminuzione del periodo: diminuzione di entità minore ma costante del periodo pari a -8.9[2]x10^-6 giorni al giorno; fra le ipotesi all’origine sono la perdita di massa del sistema stellare (vento stellare), il trasferimento di massa dalla gigante alla nana bianca, l’interazione con un terzo corpo nel sistema. I dati attualmente disponibili, però, non confermano nessuna di queste ipotesi

Negli ultimi due casi, quindi, l’entità della variazione è tale da non essere spiegabile con gli attuali modelli teorici e saranno necessarie ulteriori osservazioni e studi per comprendere appieno la vera natura dei fenomeni.

[1] 0.185 +/- 0.056 giorni

[2] 8.9 +/- 1.6×10^-6

Evoluzione di T CrB: diventerà una supernova di tipo Ia?

Le supernove, fenomeni catastrofici derivanti dal collasso del nucleo delle stelle massicce, presentano una eccezione significativa nelle supernove di tipo Ia. Queste ultime anno origine nei sistemi binari composti da una gigante rossa e una nana bianca. Nel processo, la nana bianca accresce massa dalla compagna fino a superare il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari, provocando il collasso del nucleo e un’esplosione conseguente al bruciamento esplosivo del carbonio.

Le supernove Ia sono cruciali per l’astrofisica e la cosmologia: servono per misurare distanze cosmiche e tracciare l’espansione dell’Universo, oltre a contribuire significativamente alla chimica galattica producendo elementi come ferro, manganese, nichel e cobalto.

Ci sono alcuni fenomeni che indicano la possibile evoluzione di T CrB in supernova Ia.

T CrB è un sistema binario con una nana bianca che ha una massa di circa 1,3 masse solari, vicino al limite critico. Studi teorici (Kato et al., 2015) suggeriscono che la relazione tra il periodo, la massa della gigante rossa e la massa della nana bianca ricade tra quelle che rende possibile l’evoluzione in supernova. Anche le variazioni del periodo osservate in T CrB descritte in precedenza potrebbero essere indicative di questo processo evolutivo.

Molto rilevante per capire il destino di T CrB è inoltre la sua composizione: T CrB potrebbe essere un candidato per una futura supernova Ia se la sua nana bianca fosse composta di carbonio e ossigeno. In tal caso, gli attuali modelli teorici sulla struttura ed evoluzione delle nove prevedono che la nana possa aumentare la propria massa nel tempo fino a superare il limite di Chandrasekhar. Se la nana bianca fosse costituita invece da ossigeno, neon e magnesio, i meccanismi di “smaltimento di massa” della nana bianca sarebbero più efficienti e quindi la sua massa rimarrebbe al di sotto di quella limite.

L’esplosione di T CrB fornirà indizi preziosi sulla sua natura. Se il materiale espulso sarà ricco di neon, indicherà una nana bianca di ossigeno, neon e magnesio. In caso contrario, confermerebbe una nana bianca di carbonio e ossigeno, suggerendo la possibilità di una futura supernova Ia.

Conclusione 

Questa carrellata su T Coronae Borealis (che speriamo sia stata non troppo faticosa per il lettor) è a nostro parere un’ottima occasione di approfondimento sia dei temi specifici riguardanti T CrB sia dei metodi di analisi utilizzati dalla comunità scientifica (cfr. ad esempio la ricostruzione e l’analisi dettagliata e quasi strenua della curva di luce).

Abbiamo inoltre avuto modo di sottolineare il contributo assolutamente non trascurabile degli astronomi amatoriali, che diventa sempre più importante e qualificato, grazie anche all’organizzazione in gruppi ed associazioni quali ANS Collaboration e AAVSO: una ulteriore conferma dell’importanza delle osservazioni a lungo termine e della collaborazione tra astronomi professionisti e dilettanti.

I misteri su T CrB per cui non esistono ancora spiegazioni consolidate sono molti, nell’articolo abbiano analizzato i principali:

• Cause fisiche delle peculiarità della curva di luce:
  • “High state” prima e dopo l’esplosione
  • Minimo molto marcato appena prima dell’esplosione
  • Minimo secondario dopo ca cento giorni dall’esplosione
• Cause fisiche della variazione del periodo del sistema binario che costituisce la T CrB
• Evoluzione di T CrB: diverrà o meno una supernova di tipo Ia?

Che dire, se non ribadire ulteriormente che sarà essenziale seguire con estrema attenzione l’evoluzione di T CrB nei prossimi anni/mesi/giorni  e speriamo che il nostro contributo si riveli all’altezza.

Referenze

Laddove non diversamente indicato, le informazioni dell’articolo sono prese dagli articolidi Schaefer e di Munari.

1. and Mikolajewska J., oct 1997, New binary parameters for the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
2. , HachisuI., 2015, Theory of Nova Outbursts and Type Ia Supernovae
3. , dic2023, The secondary maximum of T CrB caused by irradiation of the red giant by a cooling white dwarf;
4. , lug 2023, The”super-active” accretion phase of T CrB has ended;
5. Schaefer B. E., set 2023, webinar AAVSO “Recurrent Nova T CrB Coming Soon to a Sky Near You!”
6. Schaefer B. E.; mar 2023, The 𝐵&𝑉 Light Curves for Recurrent Nova T CrB From 1842–2022, the Unique Pre- and Post-Eruption High-States, the Complex Period Changes,and the Upcoming Eruption in 2025.5+/-1.3;
7. Schaefer B. E., 2023, The recurrent nova T CrB had prior eruptions observed near December 1787 and October 1217 AD;
8. L., CassatellaA., GilmozziR., lug 1992, The nature of the recurrent nova T Coronae Borealis: ultraviolet evidence for a white dwarf accretor
9. J. Becker, 2010, From dilettante to serious amateur:williamhuggins’ move into the inner circle

Referenze delle figure

• Figura 1 e 2: http://www.labella.altervista.org/AstronomicalNotes/CloseBinaryStarsEvolution.html
• Figura 3: https://www.universoastronomia.com/2018/12/06/una-nana-bianca-sorprendente/
• Figura 7,8, 9, 10: Schaefer, marzo 2023
• Figura11, 12, 13: Munari, dicembre 2023

Il CosmoGrAG

La realizzazione del CosmoGrAG è stata lunga e complessa ed è stata completamente gestita all’interno della associazione. La cupola, con un diametro di 3 metri, ospita un telescopio Newton da 12”/30 cm con apertura focale F3, montato su una montatura equatoriale in grado di sostenere un carico fino a 50 kg. Il sistema di acquisizione dati è composto da un CCD APS-H da 9,2 megapixel e pixel di 7,4 micron, filtri fotometrici BVRI Johnson Cousins, un fuocheggiatore elettronico con una risoluzione di 0,01 micron e componenti elettronici dedicati alla gestione remota.

Il processo di acquisizione e raccolta degli scatti è gestito tramite un software open source installato su un PC dedicato, che controlla l’intera strumentazione, inclusi i pannelli fotovoltaici installati per il risparmio energetico. Le sequenze di acquisizione sono dotate di sistemi di controllo che avvertono in caso di problemi.

Cos’è l’AAVSO e quali sono le sue funzioni

L’American Association of Variable Star Observers (AAVSO) è un’organizzazione scientifica ed educativa senza scopo di lucro che riunisce astronomi dilettanti e professionisti di tutto il mondo interessati allo studio delle stelle che cambiano di luminosità: le stelle variabili. La missione dell’AAVSO è di consentire a chiunque di partecipare alla scoperta scientifica, le sue principali attività sono:

• osservazione e analisi di stelle variabili ed esopianeti
• raccolta e archiviazione delle osservazioni per l’accesso a livello mondiale
• creazione di forti collaborazioni tra astronomi dilettanti e professionisti
• promozione della ricerca e della formazione scientifica.

L’AAVSO è stata fondata nel 1911 per coordinare le osservazioni di stelle variabili effettuate in gran parte da astronomi dilettanti per l’Osservatorio dell’Harvard College. Oggi la sede dell’associazione è situata a Cambridge, Massachusetts, ed ha partecipanti attivi in più di cento Paesi.

L’adesione all’AAVSO è aperta a tutti, professionisti, dilettanti e osservatori di stelle variabili.

Cos’è una curva di luce

In astronomia la “curva di luce” è un grafico che rappresenta la variazione della luminosità di un oggetto celeste nel corso del tempo. Questo è particolarmente rilevante nell’osservazione di fenomeni astronomici come stelle variabili, novae o supernovae.

Le curve di luce forniscono informazioni preziose sull’oggetto osservato, consentendo agli astronomi di studiare i cambiamenti nella luminosità e di trarre conclusioni riguardo ai processi fisici che si verificano nell’oggetto astronomico in esame.

Evoluzione di una Nova in Supernova

Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificate secondo i loro spettri

• Tipo I: Supernove senza righe di idrogeno
  • Tipo Ia hanno una forte riga di Si II
  • Tipo Ib hanno righe di Elio Tipo
  • Ic non hanno Elio
• Tipo II: Supernove con righe di idrogeno nello spettro

I tipi II, Ib, Ic sono riconducibili al collasso del nucleo in stelle massicce (fase finale della vita delle stelle)

Il tipo Ia invece si origina in sistemi binari costituiti da una gigante rossa ed una nana bianca (novae)

Sistema Fotometrico Stardard Johnson

Un sistema standard fotometrico è un insieme di regole e misurazioni stabilite per quantificare e standardizzare la misura della luminosità degli oggetti celesti. Fornisce quindi una base coerente e standardizzata per la misurazione della luminosità e del colore degli oggetti celesti, consentendo agli astronomi di effettuare confronti significativi tra dati provenienti da diverse fonti e strumenti

Un sistema standard fotometrico include:

• Bande di lunghezza d’onda ben definite su cui effettuare le osservazioni utilizzando appositi filtri, come ad esempio UBVRI, nel sistema fotometrico Johnson-Cousins (sono i filtri del CosmoGrAG)
• Stelle standard, il cui flusso luminoso sia stato accuratamente misurato e documentato in diverse bande; sono utilizzate come punti di riferimento per calibrare le misurazioni di luminosità di altri oggetti celesti (Landolt, CMC-15, URAT1, AAVSO Photometric All-Sky Survey (APASS), USNO,…)
• Procedure di calibrazione: protocolli e tecniche utilizzate per garantire che le misurazioni ottenute siano accurate e confrontabili. Includono la correzione per effetti atmosferici, l’efficienza del telescopio e della fotocamera, e altre correzioni necessarie.

Il sistema fotometrico standard Johnson è uno dei più utilizzati nell’astronomia per la classificazione delle stelle e la misurazione della loro luminosità. Questo sistema è stato sviluppato da Harold Johnson e William Morgan negli anni ’50.

Il GRAG: obiettivi e sito osservativo

L’Associazione Astrofili “Galileo Galilei” di Tarquinia, costituita da appassionati astrofili nelle province di Viterbo e Roma, si propone di riunire gli amanti dell’astronomia nel territorio di Monte Romano per osservazioni e astrofotografia. Senza scopi di lucro, la comunità offre un supporto tecnico di monitoraggio astronomico da anni, coinvolgendo appassionati provenienti da varie regioni.

L’obiettivo principale dell’associazione è stabilire un punto fisso di osservazione per incontri mensili attrezzati e facilmente accessibili. La “Galileo Galilei” si impegna nella divulgazione scientifica organizzando corsi nelle scuole di ogni livello e classe, inclusi corsi di astronomia e astrofotografia per persone svantaggiate o diversamente abili. L’autofinanziamento avviene attraverso corsi a pagamento di livello superiore avanzato. L’associazione offre serate pubbliche gratuite o tematiche, come osservazioni astronomiche durante eventi celesti, conferenze sulle proprie attività di ricerca amatoriale, conferenze con astronomi professionisti.

Il progetto ha ricevuto supporto dalle autorità locali, tra cui il sindaco di Monte Romano e l’Università Agraria locale. Il GrAG dispone infatti di un terreno gentilmente messo a disposizione ad uso gratuito dall’Università Agraria di Monte Romano (Viterbo), facilmente raggiungibile da gran parte del Lazio, riservato ai soci effettivi del Gruppo Astrofili Galileo Galilei e dei loro progetti sociali e pubblici. Il sito gode di un buon SQM medio misurato in 21.2.

Riconosciuta ufficialmente dalla regione Lazio dal 2022 per il suo impegno nella lotta all’Inquinamento Luminoso, il GrAG opera anche come osservatorio semi-professionale, godendo della tutela del cielo per Lasco di Picio entro un raggio di 10 km.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 269 VERSIONE CARTACEA