T Coronae Borealis, abbreviata come T CrB, è un sistema stellare binario che ha catturato l’attenzione per il suo potenziale di diventare una spettacolare nova nel 2024.
Situato nella costellazione della Corona Boreale, questo sistema è composto da una gigante rossa e una nana bianca in orbita ravvicinata. Il fenomeno delle novae, che si manifesta con un’improvvisa e intensa luminosità, è causato dall’accumulo di materiale sulla superficie della nana bianca, proveniente dalla compagna. Quando la massa accumulata raggiunge una soglia critica, si verifica un’esplosione termonucleare che illumina il cielo.
T CrB non è una novità per gli astronomi. Questo sistema ha già dato vita ad altre esplosioni, le più recenti nel 1866 e nel 1946, ma negli ultimi anni è tornato sotto i riflettori. I modelli suggerivano che una nuova esplosione fosse imminente, tanto che molti avevano ipotizzato che avrebbe potuto verificarsi già entro il 2024. Tuttavia, come riportato da recenti analisi e comunicati, il fenomeno tarda a manifestarsi, sollevando domande sulle dinamiche interne di questo sistema.
Cos’è una nova?
Una nova è un’esplosione stellare generata dall’interazione tra una nana bianca e una stella compagna, solitamente una gigante rossa.
La nana bianca, che rappresenta il residuo compatto di una stella ormai “morta”, possiede un’elevatissima densità e una gravità estrema. In un sistema binario stretto, la gravità della nana bianca sottrae materiale alla compagna, formando un disco di accrescimento intorno a sé. Il gas, principalmente idrogeno, si accumula sulla superficie della nana bianca fino a raggiungere temperature e pressioni tali da innescare una reazione termonucleare.
Questa reazione provoca un’improvvisa e violenta espulsione di materia nello spazio, accompagnata da un notevole aumento della luminosità. A differenza delle supernovae, le novae non distruggono la nana bianca, che può continuare ad accrescere materiale e dar luogo a nuove esplosioni nel tempo.
Le esplosioni ricorrenti di T Coronae Borealis
T CrB è un sistema binario composto da una nana bianca di 1.2 masse solari una gigante rossa in un’orbita stretta di circa 227 giorni. Questo sistema è noto come una delle poche novae ricorrenti conosciute, grazie alla capacità della nana bianca di accumulare materiale dalla gigante rossa fino a innescare esplosioni termonucleari periodiche.
La prima esplosione documentata di T CrB risale al 12 maggio 1866. In quell’occasione, la stella passò rapidamente dalla magnitudine 9.5 alla 2.3, diventando visibile a occhio nudo. Tuttavia, dopo soli nove giorni la luminosità calò sotto i limiti della visibilità. La magnitudine assoluta durante l’evento raggiunse il valore di −8.7, equivalente a una luminosità di 230mila volte quella del Sole.
La seconda esplosione osservata avvenne il 9 febbraio 1946, scoperta dall’astronomo statunitense Armin Joseph Deutsch presso l’Osservatorio Yerkes. In questo caso, T CrB raggiunse una magnitudine apparente di 3.2 e una magnitudine assoluta di −8.4, equivalente a 180mila volte la luminosità solare.
Recenti studi hanno individuato tracce di esplosioni precedenti alla scoperta di T CrB come nova ricorrente. Una di queste esplosioni risale a dicembre 1787, mentre un’altra è datata ottobre 1217.
La nova prevista a settembre 2024
Questi eventi sembrano seguire il ciclo di circa 80 anni della stella, il che suggeriva che la prossima esplosione poteva non verificarsi prima del 2026.
Tuttavia, nel febbraio 2015, il sistema si è illuminato in un modo che ricordava il suo comportamento nel 1938, otto anni prima della sua eruzione del 1946. Questo aumento di luminosità ha suggerito che l’esplosione di T CrB era stata accelerata fino al 2023. Il sistema ha anche subito un oscuramento circa un anno prima della sua esplosione del 1946, e un calo simile è iniziato a marzo 2023, spingendo gli astronomi ad adattare le loro previsioni per una nuova esplosione attorno al 2024, con una data probabile per settembre.
Si stima che la luminosità di picco possa variare tra la magnitudine 2 e 3, rendendo T CrB paragonabile in splendore alla stella Gemma della medesima costellazione e quindi, di fatto, mostrare in cielo “una stella in più”. Tuttavia, nonostante il monitoraggio costante, finora la nova ancora non si è vista.
Perché questo ritardo?
Il ritardo nell’esplosione di T Coronae Borealis non significa che il sistema sia inattivo, ma suggerisce dinamiche interne più complesse rispetto a quanto ipotizzato inizialmente. Analisi dettagliate mostrano che il tasso di accrescimento di materia sulla nana bianca potrebbe essere più lento del previsto.
Infatti, anche se studi spettroscopici indicano che la gigante rossa stia perdendo materiale ad un ritmo elevato, solo una frazione di questa materia raggiunge effettivamente la superficie della nana bianca, mentre il resto potrebbe essere espulso dal sistema a causa di venti stellari o turbolenze nel disco di accrescimento.
Dati osservativi recenti raccolti con telescopi a raggi X hanno rivelato un aumento di emissioni ad alta energia provenienti dal disco di accrescimento, un segnale che suggerisce un incremento della temperatura e della densità. Tuttavia, l’assenza di un picco nei raggi UV indica che la reazione termonucleare non si è ancora propagata alla superficie della nana bianca. Questo potrebbe implicare che il sistema è prossimo all’esplosione, ma non ha ancora raggiunto le condizioni ideali per scatenarla.
Gli astronomi si sono entusiasmati quando T Coronae Borealis sembrava comportarsi come previsto, ma ora emerge che ci sono dinamiche ancora non visibili. Secondo Edward Sion, professore alla Villanova University, la velocità con cui il materiale della gigante rossa viene attratto verso la nana bianca può variare negli anni, complicando le previsioni sull’esplosione. La stretta distanza tra le due stelle, di appena 0.5 unità astronomiche, introduce ulteriori complessità nel processo di accrescimento, ancora poco compreso.
Un fatto isolato, o un fenomeno comune?
Il comportamento di T Coronae Borealis non è unico nel panorama delle novae ricorrenti. Altri sistemi simili hanno mostrato variazioni nei tempi di esplosione, influenzate da fattori specifici. Un esempio celebre è RS Ophiuchi, un sistema binario che ha generato esplosioni a intervalli irregolari, con un intervallo medio di circa 15 anni. Tuttavia, nel caso di RS Ophiuchi, l’interazione con il materiale espulso dalla gigante rossa è risultata più efficiente, permettendo l’accumulo rapido sulla nana bianca.
Un altro caso interessante è U Scorpii, una nova ricorrente che ha mostrato esplosioni con intervalli tra i 10 e i 30 anni. Le sue emissioni nell’ultravioletto hanno indicato un’alta efficienza nel trasferimento di massa dalla compagna, ma anche una grande variabilità nei tassi di accrescimento, forse dovuta a cambiamenti nell’orbita del sistema binario.
In generale, queste variazioni ci ricordano che le novae ricorrenti non seguono schemi rigidi. Diversi fattori, tra cui l’interazione gravitazionale tra le stelle, la composizione chimica del materiale accresciuto e la presenza di campi magnetici, contribuiscono a rendere ogni sistema unico. L’osservazione di T Coronae Borealis, e di sistemi simili, è quindi fondamentale non solo per anticipare la prossima esplosione, ma anche per migliorare i nostri modelli teorici delle stelle binarie e delle loro interazioni.
