T Coronae Borealis
Oggi parliamo di T Coronae Borealis (TCrB). Diversamente dal nostro Sole, fa parte di un sistema binario, ovvero un sistema stellare costituito da due stelle che orbitano attorno ad un centro di massa comune. Il nostro Sole è una stella solitaria, e più della metà delle stelle appartiene a sistemi multipli. Il sistema binario di T CrB è composto da una nana bianca e da una gigante rossa, due tipi di oggetti stellari. Che cosa si intende con questa terminologia? Si differenziano non solo in massa, dimensione e colore, tre delle caratteristiche fondamentali di una stella, ma anche per natura: una delle due non è infatti una stella, ma piuttosto una “non stella”.
Le nane bianche sono in realtà residui stellari di stelle di dimensioni simili al Sole che hanno finito il combustibile nucleare e quindi, non producono più energia: nel tempo diventeranno sempre più fredde. Hanno una massa compresa tra 0.17-1.33 𝑀⊙( simbolo della massa del sole = 1,989 1030chilogrammi kg circa).
Viceversa le giganti rosse sono stelle nella fase finale della loro evoluzione, che hanno lasciato la fase più stabile detta “sequenza principale” (dove attualmente soggiorna il nostro Sole). Ricapitolando quindi la nana bianca è una “non stella”, mentre la gigante rossa una vera e propria stella anche se anziana. Le giganti rosse hanno una massa compresa tra 0.3 e 8 𝑀⊙.
Ad oggi non abbiamo ancora una stima precisa della massa della nana bianca del sistema di T CrB, si presume stia tra le 1,2 e le 1,35 𝑀⊙ mentre la gigante rossa ha una massa stimata di 0,7 𝑀⊙.
Il termine nana e gigante può risultare ingannevole, ma raggio e massa sono due caratteristiche diverse e all’aumentare dell’una non cresce anche l’altra in maniera proporzionale. La massa di cui si compone nana bianca presenta una densità elevatissima, tipicamente, una tonnellata per centimetro cubo. Per avere un’idea del valore di tale densità, un cucchiaino di materia nana bianca peserebbe 5,5 tonnellate sulla Terra, più o meno quanto un elefante! Tutto ciò è legato al raggio di questi oggetti, il diametro di una nana bianca è di circa 7000 km cioè più o meno uguale al raggio della Terra. Ecco dunque il perché di un valore così alto di densità: una massa come quella del Sole (che ha un raggio di circa 700000 chilometri) racchiusa in una sfera grande all’incirca quanto la Terra. Una gigante rossa invece ha un raggio che è pari a circa 100 volte il raggio del Sole, seguendo lo stesso ragionamento sulla densità delle nane bianche, con un raggio così grande la materia risulta molto meno compressa e la densità più piccola.
Abbiamo quindi da una parte un oggetto di raggio piccolo, ma dal materiale compatto e molto denso, e dall’altra parte una stella molto grande.
Parliamo ora di un’altra caratteristica sopra citata, il colore. Questo è ricavato a partire dalla radiazione emessa dalla stella stessa. Una stella produce la radiazione che noi vediamo grazie alla fusione di idrogeno in elio, e in elementi più complessi, fusione che avviene nella regione centrale e che produce energia. La temperatura sulla superficie della stella dipende dalle reazioni di fusione, e la fotosfera, la parte esterna della stella che riusciamo ad osservare, ha un colore che dipende dalla temperatura superficiale della stella. Stelle molto calde in superficie hanno un tipico colore azzurro (30.000-50.000°C) mentre quelle fredde un colorito rossiccio (2.700-3.800°C).
Nel sistema binario di T CrB è presente anche un terzo elemento, detto “disco di accrescimento” con un raggio di circa 100 UA (unità astronomica, unità che indica la distanza Terra-Sole ed è pari a 150 milioni di km) e uno spessore di circa 10 UA posizionato attorno alla nana bianca. Come comprensibile dal nome, il materiale contenuto all’interno del disco di accrescimento andrà ad accrescere la nana bianca. Materiale fornito da chi? Dalla gigante rossa del sistema binario! Il materiale viene letteralmente strappato dalla gigante rossa a causa dell’intenso campo gravitazionale generato dalla nana bianca e riversato su essa stessa accrescendone la massa. Il materiale strappato si compone di idrogeno ed elio ed avvolge la nana bianca creando una densa e calda atmosfera attorno al residuo stellare. L’alimentazione prosegue fino ad una massa critica, raggiunta la quale si riescono nuovamente innescare le reazioni di fusione nucleare, questa volta solo sulla superficie della stella, che producono energia, il che porta ad un grande e improvviso aumento della luminosità della stella.
La luminosità della nana bianca di T CrB aumenterà di circa 10000 volte, diventerà brillante per qualche settimana come la nostra attuale stella polare, Polaris e sarà quindi visibile ad occhio nudo. Questo non è un fenomeno episodico, ma periodico. Prende il nome di nova ricorrente, e si ripresenta per T CrB circa ogni 80 anni: dicembre 1787, 12 maggio 1866 , 9 febbraio 1946. Si è riusciti addirittura a identificare un evento nell’ottobre 1217. Secondo le recenti stime possiamo aspettarci una nuova esplosione entro settembre 2024, quindi prendete nota sul calendario e preparatevi a puntare lo sguardo tra Ercole e Boote, verso il semicerchio quasi perfetto di stelle della costellazione della Corona Borealis.
