1974 Cygni e la sua compagna

Mai così dettagliata la cronaca fisico chimica dell'evoluzione esplosiva di una nova brillante

    articolo di Summer Starrfield e Steven N. Shore apparso su Le Scienze nr 319

 Dal momento della sua esplosione mai tanti astronomi avevano osservato una nova con un numero così grande di strumenti,  dall'inizio del 1992, V1974 Cygni è stata studiata in tutto lo spettro, dai raggi X alle onde radio, e da tutte le posizioni: dalla terra, dall'atmosfera dalle orbite circumterrestri.   Nel corso del primo anno la nova ha espulso gas roventi che si sono evoluti proprio come si era previsto dai modelli di 20 anni prima; nel secondo anno però essa si è esaurita inaspettatamente.   Si sta cercando ancora di capire perché V1974 abbia avuto una vita così breve.   Peter Collins, astronomo dilettante di Boudler, nel Colorado, è stato il primo a osservare l'esplosione nella notte del 19 febbraio 1992.  Entro poche ore dalla sua segnalazione stavamo già osservando la nova col satellite  IUE (Ultraviolet International Explorer), siamo riusciti a coglierla ancora nella sua fase di palla di fuoco, quella prima dell'espansione del gas.   Ben presto 1974 Cygni è divenuta l'unica nova a essere osservata sia in vita che in morte: alla fine del 1993 infatti, l'emissione in X di bassa energia che proveniva dal nucleo della nova cessò, indicando che la combustione nucleare aveva esaurito il combustibile.   La nova ha confermato molte nostre ipotesi sulle stelle di questa categoria- ad es. quelle sulle modalità di evoluzione del gas espulso -  ma ne ha anche confutate molte altre.  Essa ha infatti anche emesso circa 10 volte più materia di quanto non si prevedesse, in parte sottoforma di aggregati e filamenti densi.  Forse la chiave per spiegare la massiccia espulsione di materia sta proprio in queste strutture, le quali testimoniano l'esistenza di processi turbolenti che potrebbero aver portato in superficie materia  dal nucleo della stella.  Comunque, anche se siamo stati costretti a rivedere numerosi particolari della teoria dell'evoluzione delle nove, gli elementi fondamentali del quadro sono rimasti intatti. Fu la nova T Aurigae, nel 1982,  a essere riconosciuta per prima come esplosione stellare, sulla base delle peculiarità del suo spettro rispetto a quello delle stelle normali.   Da allora si sono studiate e scoperte una o due nove all'anno. Una nova tanto brillante da essere visibile a occhio nudo, come 1974 Cygni compare circa una volta ogni 10 anni.  Gia verso il 1953 cominciò a chiarirsi come si verifichino queste esplosioni stellari.   Nel 1954 Merle F. Walker, che allora lavorava al Monte Wilson and Palomar Observatories, scoprì che la vecchia nova DQ Herculis (esplosa nel 1934) è un sistema binario orbitante.  Le stelle ci usano la cortesia di eclissarsi reciprocamente nella loro orbita, il che permette di misurare il periodo di rotazione orbitale.   Esso si è rivelato estremamente breve: 4 ore e 39 minuti.   Inoltre una delle due stelle è risultata molto piccola; oggi sappiamo che è una nana bianca.   Le nane bianche, prodotto finale dell'evoluzione stellare, concentrano una quantuità di materia pari a quella del sole in un volume non superiore a quello della terra. Robert P. Kraft, che allora si trovava anch'egli a Mount Wilson, dimostrò che anche le altre vecchie nove sono sistemi binari a in orbita stretta.  In tutti questi sistemi, una stella  è relativamente grande e poco evoluta, mentre l'altra è una nana bianca.  Ma come fanno una nana bianca, ormai priva di combustibile nucleare, e una compagna assolutamente stabile a dar luogo a una esplosione 10mila volte più brillante del sole? Si è  scoperto che le due stelle sono in grado di modificare profondamente l'evoluzione reciproca. Una nova è, all'inizio, un sistema binario assai allargato, in cui un membro della coppia ha una massa molto maggiore dell'altro.  La stella di grande massa evolve rapidamente, trasformando in elio il proprio idrogeno tramite il ciclo delle reazioni nucleari <<CNO>> , che coinvolge, carbonio, azoto e ossigeno.  Alla fine di questa fase la stella diventa una gigante rossa e si espande, inglobando la compagna più piccola; intanto nel suo nucleo la fusione dell'elio produce carbonio e ossigeno.   Le due stelle continuano a orbitare una intorno all'altra all'interno dell'involucro gassoso comune, cedendo a questo energia e momento angolare orbitale.  In seguito a questo trasferimento di energia, il gas viene espulso dal sistema, e le due stelle si avvicinano progressivamente l'una all'altra lungo un percorso a spirale. Alla fine, quando tutta la materia della stella più grande che si estendeva oltre l'orbita di quella piccola è andata perduta, il periodo di evoluzione nell'involucro comune ha termine, e il sistema si trasforma in una binaria stretta.  La stella di grande massa, inoltre, avendo consumato tutto il proprio combustibile, è divenuta una nana bianca compatta, mentre la sua compagna è rimasta più o meno come era all'inizio.  Supponiamo ora che all'inizio le due stelle siano ancora più lontane, e che la più massiccia sia nata con una massa compresa tra 8 e 12 masse solari.  In tal caso la fusione nel suo nucleo può procedere ulteriormente, trasformando il carbonio in magnesio e neon. La nana bianca che ne risulta contiene questi elementi più pesanti, e non solo carbonio e ossigeno, e prende il nome di: nana bianca ONeMg, anziché di nana bianca CO. Kraft scoprì inoltre che la compagna della nana bianca perde gas. Dopo aver formato il disco di accrescimento che turbina intorno alla nana bianca, il gas ricco di idrogeno cade sulla superficie di quest'ultima.  Nel 1972 uno di noi (Starrfield, allora al Thomas J. Watson Reserch Center dell'IBM) insieme com Warren M. Sparks (Goddard Space Flight Center NASA,  e James W. Turan che lavorava alla Yeshiva Universiy insieme a G. Siegfrid Kutter Università della Virginia) realizzò simulazioni numeriche che dimostravano come sia proprio il gas del disco di accrescimento a scatenare l'esplosione.   La gravità molto intensa della nana bianca comprime il gas durante la caduta. Se sulla superficie della stella si accumula una quantità di gas di massa 100 volte superiore a quello della terra, allora la densità nello strato più basso arriva a superare i 10mila grammi per cm cubo (10mila volte la densità dell'acqua).  Dato che il gas è compresso, la temperatura sale a qualche milione di kelvin. Questo processo di accumulo provoca inoltre il rimescolamento di materia proveniente dal nucleo della nana bianca con gli strati sovrastanti in caduta, modificandone la composizione. In queste condizioni i nuclei di idrogeno si trasformano in elio per fusione e liberano energia tramite lo stesso ciclo di reazioni CNO che alimenta le stelle normali. La materia diventa ancora più calda, accelerando la fusione, fino a dare origine alle reazioni termonucleari incontrollate come quelle che si hanno in una bomba all'idrogeno.  A questo punto un gas normale si espanderebbe e si raffredderebbe, arrestando la fusione, ma la materia di una nana bianca si comporta in maniera molto peculiare, descritto dalla meccanica quantistica: la sua densità è tale che gli elettroni, incapaci di avvicinarsi ulteriormente, diventano la fonte di pressione.Il carbonio e l'ossigeno provenienti dal nucleo nana bianca fungono da catalizzatori del ciclo CNO e quindi accelerano la fusione, dando luogo a una esplosione. La velocità delle reazioni nucleari è estremamente sensibile alla temperatura, tanto che aumenta 10^16 - 10^18  volte per un incremento in temperatura di un fattore 10. Quando la temperatura nelle profondità degli strati che si sono accumulati supera i 30 mln di kelvin, la materia comincia a mescolarsi in maniera turbolenta con gli starti sovrastanti.  La regione di mescolamento si espande verso la superficie portando con se calore e nuclei provenienti dall'interno.  Entro pochi minuti gli strati superficiali, insieme con i prodotti della fusione e con elementi del nucleo della nana bianca, sono espulsi nello spazio con un fantasmagorico lampo di luce.  

Le simulazioni dei primi minuti dell'esplosione di una nova prevedono che la temperatura in superficie possa superare il milione di kelvin e che i gas caldissimi vengono espulsi a una velocità di oltre 500 km/s. In seguito all'improvviso aumento di volume, il gas si raffredda; entro poche ore la radiazione emessa passa dalla regione X dello spettro a quella ultravioletta, di energia inferiore.  Contemporaneamente l'area del gas aumenta, rendendo la nova sempre più brillante. Poi si verifica una trasformazione spettacolare.  All'inizio il guscio in espansione è formato da un gas caldo e denso di elettroni e di ioni, questo gas è abbastanza trasparente; nell'espansione, però la temperatura scende sotto i 10 mila Kelvin, e gli elettroni cominciano a ricombinarsi con gli ioni formando atomi neutri o privi di elettrone. Questi atomi hanno molti livelli energetici liberi e quindi possono assorbire energia a decine di milioni di lunghezze d'onda diverse. Gli atomi e gli ioni che danno il maggior contributo all'assorbimento, con uno spettro estremamente complesso, sono quelli con numero atomico vicino a 26,  cioè a quello del ferro. Questi atomi e ioni intercettano la maggior parte dell'energia emessa nell'ultravioletto, che è proprio la regione spettrale in cui la nova irradia maggiormente in questa fase. Nei nostri primi studi sulle nove, condotti con Peter H. Hauschildt dell'Arizona State University e altri, chiamammo questi atomi e la fase in cui agiscono <<cortina di ferro>>.  L'energia assorbita dalla cortina viene riemessa a lunghezze d'onda maggiori, nel visibile e nell'infrared.  Le nostre prime osservazioni di V1974 Cygni hanno dato conferma chiarissima dell'esistenza della cortina di ferro.  Entro poche ore dalla scoperta della nova,  George Sonneborn del Goddard Space Flight Center aveva attivato il nostro programma <<Target of opportunity>> che ci permette di iniziare immediatamente osservazioni col satellite IUE quando appare una nova brillante.  Grazie alla eccellente manovrabilità di questo satellite, Sonneborn ha ottenuto una serie di spettri ultravioletti. Entro un ora siamo riusciti a osservare che la luminsità della nova era scesa leggermente,  mentre quella nel visibile era aumentata. Nei due giorni successivi la radiazione ultravioletta si è ridotta al 3% del valore iniziale, mentre allo stesso tempo la nova cominciava a diventare più brillante nel visibile. Non appena la luminosità nel visibile ha raggiunto il suo massimo, l'emissione ultravioletta ha cessato di diminuire, anzi ha iniziato a risalire. Questo incremento è dovuto a un secondo cambiamento di ionizzazione.   Espandendosi, il gas diminuisce di densità, fino a tornare trasparente quando gli atomi che assorbivano la radiazione ultravioletta si ionizzano di nuovo. A questo punto la radiazione che fuoriesce dalla nova può fluire più liberamente, aumentando la ionizzazione e la trasparenza. In pratica la cortina di ferro si alza e la radiazione ultravioletta che emerge dalla regione più calda e profonda  della stella può attraversare gli strati esterni. Nel giro di  due mesi la luminosità. ultravioletta di V1974 Cygni era tornata al valore iniziale. Mentre la luminosità nell'ultravioletto cresceva, diminuiva quella nel visibile; la luminosità totale (bolometrica costante), prevista dalle simulazioni previste nel 1972, ha trovato conferma proprio con le osservazioni di V1974 Cygni.   Prevedendo che il massimo di intensità di radiazione avrebbe continuato a spostarsi verso lunghezze d'onda sempre più piccole,  Roland S. Polidan Del Goddard Space Center chiese che la sonda Voyager2, oramai giunta oltre l'orbita di netuno, rilevasse spettri di V1974 Cygni.  Il 27 aprile 1992 la sonda rilevò la nova, la prima a essere osservata nell'uiltravioletto lontano.  La sua luminosità in questa regione spettrale andò aumentando nel corso delle osservazioni. Il massimo di intensità della radiazione continuò a spostarsi verso lunghezze d'onda più piccole. Con il satellite ROSAT  Joachim Krautter dell'osservatorio di Heidelberg, Hakki Ogelman dell'università del Winsconsin e Starrfield iniziarono a osservare la nova nella regione X dello spettro il 22 aprile 1992: lo spettro X era molto debole, ma includeva fotoni di energia altissima.  Nel corso dell'anno successivo la luminosità  nei raggi X della nova è aumentata di continuo,  sopratutto alle basse energie.  Pareva che fosse comparsa una nuova sorgente X, destinata a rafforzarsi progressivamente: in realtà il guscio di gas espulso si assottigliava sempre più, permettendoci di osservare la caldissima nana bianca sottostante. 

Tre mesi dopo V1974 Cygni era la sorgente di raggi X più brillante del cielo.  Queste sorgenti X (dette SS da supersoft sources) = sorgenti supermolli, probabilmente rimangono attive per decenni, ma con nostra grande sorpresa, nell'estate 1993 la nova cominciò ad affievolirsi e a dicembre era ormai al di sotto dei limiti di rilevazione di ROSAT (vedi foto a fianco). Per fortuna abbiamo potuto continuare le osservazioni con IUE e abbiamo scoperto che la quantità di azoto stava diminuendo, dimostrando che gli ioni si stavano ricombinando con elettroni per formare atomi meno ionizzati. Inoltre l'azoto ionizzato 4 volte si ricombinava più velocemente di quello ionizzato tre volte. Era chiaro che l'intensa radiazione X che aveva strappato questi ioni all'azoto era ormai scomparsa: il che significava che la nana bianca aveva consumato tutto il proprio combustibile e che la fusione nucleare sulla superficie era cessata.  L'evoluzione della nova era durata all'incirca 18 mesi.  La vita di una nova generalmente dipende dalla massa della nana bianca in cui si verifica l'esplosione: in una nana bianca di grande massa il gas che si accumula viene maggiormente compresso.  In questo caso la fusione inizia presto, sicché il combustibile si esaurisce prima e la nova ha vita breve, inoltre l'esplosione espelle una quantità di materia molto inferiore di quanto non avvenga in una nana bianca di piccola massa. La breve vita di V1974 Cygni comporta che essa  avesse una massa del 20 - 30 % maggiore di quella del sole. Allora la massa della materia espulsa dalla nova, avrebbe dovuto essere di 10^-5 masse solari, mentre le osservazioni indicano una quantità circa 10 volte maggiore e la ragione di questa discrepanza è per ora sconosciuta. Può darsi che qualche indizio per risolvere questo problema si trovi negli addensamenti di materia che abbiamo visto chiaramente per la prima volta il 7 settembre 1992, quando abbiamo osservato la nova con il Goddard High resolution Spettroscope (GHRS) dello Hubble Space Telescope. Con questo strumento di grande potenza abbiamo ottenuto gli spettri ultavioletti di migliore qualtà realizzati per una nova. Ogni riga di emissione indicava che il gas era stato espulso in due stadi: gas ad alta velocità scagliato verso l'esterno in un guscio uniforme, e gas più denso e lento che procedeva in addensamenti grumosi. Infine: Muniti dei nostri spettri di qualità abbiamo riesaminato i dati precedenti ottenuti dallo IUE. Gli addensamenti erano evidenti anche negli spettri realizzati subito dopo la scomparsa della cortina di ferro, segno che queste strutture si eraano formate durante l'esplosione.  Altri studi effettuati col V. L. A. dimostravano per la prima volta che gli addensamenti erano avvolti  nella materia espulsa.  Nell'autunno 1993 il gas si era rarefatto a sufficienza da permettere a Scott Austin dell'Arizona State University e a Mark Wagner dell'Ohio State University e a noi di utilizzare finalmente gli spettri nel visibile e nell'ultravioletto per determinare la composizione chimica dei resti. Infine, con una messe di dati così varia e importante ci si aspetta di risolvere ancora alcune lacune sulla dinamica dei processi turbolenti avvenuti durante la fase esplosiva, e certo che i progressi della fisica permetteranno ciò.           

                                                                quelli della via lattea