Resti di novae ricorrenti:
la carestia in M 31 e LMC

Si chiamano variabili cataclismiche le stelle facenti parte di un sistema binario compatto in cui si verifica un trasporto di massa instabile tale da provocare dei cambiamenti sostanziali della loro luminosità nel corso del tempo. La stella donatrice è solitamente di piccola massa e si trova nella fase di sequenza principale (tipo spettrale G o M) o di gigante rossa, mentre quella ricevente è una nana bianca più o meno vicina al valor limite di massa detto massa di Chandrasekhar (MCh≃1.44 M⊙), raggiunto il quale si verifica un’esplosione di supernova Ia che comporta la distruzione della stella stessa. L’accrescimento di materiale ricco di idrogeno da parte di una nana bianca con massa inferiore a MCh determina l’innesco di reazioni termonucleari sulla sua superficie e la conseguente espulsione periodica della materia in eccesso in esplosioni violente di tipo nova, responsabili dell’aumento di luminosità.

Le stelle novae sono quindi variabili cataclismiche caratterizzate da esplosioni di tipo nova. Esse vengono suddivise in diverse classi a seconda del periodo di variabilità (i.e., l’intervallo di tempo che intercorre tra due successive eruzioni di materia superficiale): tra queste, le novae ricorrenti presentano un periodo di variabilità di qualche decennio o secolo. Essendo le eruzioni delle novae ricorrenti molto frequenti, ci si aspetta che i resti del materiale espulso rimangano visibili attorno alla stella per più di 1000 anni per via del continuo “rifornimento” di nuova materia. In particolare, nel 2019 è stata osservata nella vicina galassia Andromeda (M31) una nova ricorrente unica nel suo genere in quanto circondata da resti di enorme dimensioni (i.e., estesi per un massimo di 134 pc, ove 1 pc = 3.086 × 10¹³ km). Chiamata M31N 2008-12a,ma abbreviata poi in 12a, e avente periodo di variabilità di circa 359 giorni, la nova ricorrente di M31 ospita una nana bianca di massa pari a 1.38 M⊙, ovvero di poco inferiore a MCh, motivo per cui essa è soggetta ad eruzioni estremamente aggressive che danno luogo ad un “super resto” di nova (nova super-remnant, NSR). Il NSR di 12a è risultato chiaramente visibile nelle strette bande di emissione H𝛼e [S II] (𝜆 = 6713, 6731 Å), ma non nella banda [O III] (𝜆 = 5007 Å), in immagini prese da telescopi terrestri.

Poiché la teoria prevede l’esistenza di NSR attorno a ciascuna nova ricorrente e poiché nel 2023 è stato scoperto che, in effetti, la celebre nova ricorrente KT Eridani nella Via Lattea è circondata un simile NSR, un gruppo di ricercatori di Liverpool e New York ha dato vita alla prima campagna osservativa di NSRs in M31 e nella Grande Nube di Magellano (Large Magellanic Cloud, LMC) utilizzando i dati tabulati nella (LGGS). Al momento si conoscono 4 novae ricorrenti in LMC e 20 in M31, di cui una è proprio 12a; il campione finale comprende tutte le novae ricorrenti di LMC e 19 su 20 di M 31, data l’esclusione della già studiata 12a, per un totale di 23 oggetti. Tuttavia, 5 delle 19 novae ricorrenti di M 31 sono state eliminate a posteriori perché troppo vicine al bulge (i.e., nucleo) della galassia per essere analizzate opportunamente con il metodo della fotometria annulare (dal latino “annulus”, letteralmente “piccolo anello”, i.e., zona compresa fra due cerchi concentrici).

L’applicazione del metodo della fotometria annulare alle immagini di LGGS nelle bande strette H𝛼, [S II] e [O III] e nelle bande larghe𝑉e𝑅 per le stelle target non ha però mostrato alcuna emissione degna di nota attorno a queste: ciò sembrerebbe indicare la mancanza di NSRs associati al campione di novae ricorrenti esaminato.

Per spiegare tale “carestia” di NSRs sono state avanzate diverse ipotesi. La più probabile è che la maggior durata del periodo di variabilità delle novae ricorrenti di M31 e LMC rispetto a quello di 12a ostacoli la formazione di una concentrazione considerevole di materia intorno a queste, fatto che contribuisce a diminuire l’intensità delle emissioni luminose nelle bande fotometriche analizzate. Periodi di variabilità più lunghi corrispondono ad un minor tasso di accrescimento di materia sulla stella nana bianca o ad una minore massa intrinseca di questa: in altre parole, le proprietà strutturali del sistema binario in cui avviene l’esplosione di nova e l’interazione tra le stelle membro definiscono l’efficienza e la visibilità delle eruzioni. Ergo, i NSRs esisterebbero, ma non risulterebbero rilevabili nelle immagini di LGGS. Alternativamente, si può supporre che l’esistenza del NSR di 12a sia un evento raro e che la maggior parte delle novae ricorrenti sia pertanto priva di NSRs.

Ad ogni modo, indipendentemente dalla causa della carestia di NSRs in M31 e LMC, i ricercatori hanno in programma di effettuare un’ulteriore analisi dei dati di LGGS sfruttando osservazioni più profonde nelle bande fotometriche H𝛼e [S II], in cui si prospettano emissioni più evidenti e marcate da parte dei NSRs.

Fonte: arXiv.

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