T CORONAE BOREALIS PROSSIMA A TORNARE NUOVAMENTE "NOVA"?

Il grande settore celeste compreso tra le appariscenti stelle Arcturus, Spica, Vega e Antares è un’immensa area popolata da astri non particolarmente luminosi; soprattutto, il neofita che alza lo sguardo in quella direzione di cielo le prime volte nella tarda primavera rimane colpito nel notare una moltitudine di stelle fioche e dalla luminosità praticamente simile senza distinguere però, se non con una certa difficoltà, le complesse figure di Ercole, Ofiuco o la Testa del Serpente, li immaginate in antichità. L’unico asterismo che risalta ben evidente è rappresentato da una sorta di “Y” centrata su Izar (ε Bootis), e con le tre estremità occupate da Arcturus (α Bootis) a sud e da Seginus (γ Bootis) e Gemma (α CrB) rispettivamente in alto ad occidente e ad oriente. Ad attirare l’attenzione in questa figura, oltre alla luminosa Arcturus, è la presenza di sei stelle di terza e quarta grandezza poste in semicerchio che cingono una settima, Gemma, a formare un diadema la cui pietra più preziosa è proprio la bianca stella centrale appena citata: parliamo ovviamente della Corona Boreale.

Mappa del cielo di questo periodo con indicata la Corona Boreale e la posizione di T CrB (Fonte: Heaven's above)

Proprio in questa graziosa costellazione una carta celeste dettagliata è indispensabile per reperire T Coronae Borealis, un’amena stellina che "solitamente" splende di decima grandezza, situata un grado al di sotto di ε CrB e nei pressi del confine con la Testa del Serpente. Si tratta del più famoso e luminoso esempio di nova ricorrente, tanto da essere nota nei Paesi anglosassoni come Blaze Star, attribuitole a causa degli improvvisi aumenti di luminosità che ne fanno una delle sole 10 stelle classificate, appunto, come novae ricorrenti.

Posizione di T CrB (Fonte: Sky & Telescope)

Il fenomeno parossivo è stato osservato finora solo due volte, nel 1866 e nel 1946; la stella in quelle due occasioni divenne così luminosa da superare la vicina Gemma (mag. 2,21) in luminosità e raggiungendo, nell'occasione, l'incredibile valore di -8,4 magnitudini assolute, corrispondenti alla sbalorditiva luminosità di oltre 200 mila volte il Sole!

A contraddistinguere questa classe di stelle dalle comuni novae sono due fattori: la minore ampiezza nella variazione di luminosità, circa 8 magnitudini contro le 10-13 magnitudini (ed oltre!) delle novae nonché il “breve” periodo che intercorre tra i fenomeni esplosivi, in questo caso distanziati da 80 anni: ben poca cosa se confrontato con quelli delle novae, i cui eventi possono ricorrere anche a distanza di millenni!

Tali differenziazioni sono dovute alle diversità dei sistemi binari di cui fanno parte: nelle comuni novae, le componenti sono quasi a contatto tra loro, solitamente una nana bianca ed una stella di sequenza principale; la stella più densa, ovvero la nana bianca, accumula materiale proveniente dalla compagna finché, raggiunta una massa critica, si innesca un fenomeno di espulsione di questo strato che si è “addossato” sulla sua superficie, quasi fosse un violento rigetto, rilevabile proprio nell'aumento di luminosità che si osserva. Nel caso di una nova ricorrente, invece, la compagna della stella principale è una gigante rossa che cede più velocemente il suo materiale gassoso in quanto più espansa e con gravità superficiale di gran lunga minore rispetto ad una stella di sequenza principale, generalmente più piccola e densa: tale particolarità comporta che il periodo tra gli outburst nelle novae ricorrenti sia quindi inferiore rispetto a quello delle comuni novae.

Nel sistema di T Crb una nana bianca è legata, su un orbita stretta e della durata di soli 227 giorni, proprio ad una gigante rossa. Teoricamente, è anche possibile che la materia accumulata sulla nana bianca sia tale da spingerne la massa oltre il limite di Chandrasekhar (pari a 1,4 masse solari), portando quindi l'intera stella a “bruciare” in modo esplosivo come supernova di tipo Ia; tenendo conto della distanza dei T Crb, valutata in 2.500 anni-luce, la l’eventuale supernova prodotta apparirebbe così luminosa nel cielo da proiettare tranquillamente delle ombre qui sulla Terra!

Dall’ultimo outbusrt, T CrB è rimasta sotto attenta osservazione da parte di astronomi ed astrofili variabilisti di tutto il mondo; come detto, rimanendo costante in luminosità attorno alla magnitudine 10,2-10,3. A partire, però, da Febbraio 2015 essa ha cominciato a salire lentamente di luminosità, portandosi alla magnitudine 10,0 nel giro di un anno e raggiungendo l’attuale magnitudine 9,2 e divenendo anche più “blu”, indice di un certo surriscaldamento di materiale gassoso divenuto quindi, incandescente: forse proprio quello disposto nel disco toroidale attorno alla nana bianca e che precipita su di essa.

Curva di luce di T CrB con indicato il recente aumento di luminosità nel visuale e nel blu (Fonte immagine: AAVSO)

Tale attività, si ritiene possa essere dovuta all’entrata della stella in uno stato "super-attivo", esattamente come accadde nel 1938, ovvero otto anni prima della sua ultima grande esplosione; bisognerà forse aspettare fino al 2026 (80 anni dopo l'eruzione 1946) per poterla vedere tornare ad esibirsi come nova? Forse anche prima. Oppure T CrB potrebbe riservare qualche sorpresa di maggior rilievo? Raccomando a tutti di seguire ciò che accade nella bella Corona celeste che nelle nottate primaverili fa bella mostra di se.