La nuova scienza delle novae

La scoperta dell’emissione di raggi γ dalle novae è stata utilizzata non solo per comprendere meglio gli eventi improvvisi di illuminazione, ma anche per rispondere ad alcune vecchie domande e sollevarne di nuove. L’8 novembre 2016, Kwan-Lok ​​Li della Michigan State University ha scoperto una nuova fonte luminosa di raggi γ nella costellazione del Sagittario usando il Large Area Telescope (LAT) a bordo del Fermi Gamma-Ray Space Telescope .

Li e i suoi colleghi stavano ispezionando i dati LAT da quella parte del cielo per eventuali raggi γ di una nova, in cui la luce di una stella precedentemente oscura diventa improvvisamente molto più luminosa. Nessuna sorgente di raggi γ era stata osservata sul posto fino a due settimane dopo l’inizio dell’eruzione ottica (vedere la figura 1). Sebbene tali eventi siano stati scoperti per la prima volta nel 2010, l’eruzione del 2016 è l’esempio più drammatico dell’improvvisa comparsa di raggi γ  nelle novae ottiche.

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Figura 1. La regione del cielo intorno alla nova ASASSN-16ma prima (a sinistra) e dopo (a destra) la comparsa improvvisa dei raggi γ . Le immagini sono state prese dal Large Area Telescope a bordo del Fermi Gamma-Ray Space Telescope . (Per gentile concessione di Kwan-Lok ​​Li, Michigan State University.)

Riquadro 1. Cambiamenti nella massa nana bianca Nei sistemi binari che ospitano le eruzioni di nova, l’accrescimento svolge più ruoli. Tra le eruzioni, è un’importante fonte di luminosità a volte dominante e una fonte di massa aggiuntiva per la nana bianca. Durante le eruzioni, il materiale precedentemente accumulato diventa la fonte di combustibile per le fughe termonucleari (TNR). Il nano bianco quindi guadagna massa tra le eruzioni successive e perde massa durante le eruzioni della nova mentre l’energia dell’evento espelle la materia accumulata. Quindi, in molti cicli nova, i nani bianchi guadagnano o perdono massa? La risposta ovviamente determina il futuro a lungo termine dei binari, che include la possibilità che alcuni diventino supernove di tipo Ia.

Teoricamente, una considerazione chiave nel rispondere alla domanda è mescolare i processi. I TNR nelle novae sono reazioni di fusione, un ciclo carbonio-azoto-ossigeno o uno ossigeno-neon-magnesio, e la miscelazione tra l’involucro della nana bianca e il suo materiale centrale può alterare la forza del TNR. Come e quanto materiale misto si mescola è una questione di dibattito. Le sovrabbondanze di elementi come azoto e neon sono spesso osservate in nova ejecta. Tale osservazione, suggerendo che un po ‘di materiale di base viene espulso, favorisce la perdita di massa. Tuttavia, le nane bianche che accumulano materiale da compagni nani rossi sono più massicce di quelle dei binari nani bianchi nani rosso che non hanno ancora iniziato il processo di accrescimento, il che suggerisce un guadagno di massa.
Dopo l’intensità di picco, la nova richiede in genere settimane o mesi per oscurarsi di un fattore 10. Le osservazioni spettroscopiche mostrano che la materia viene espulsa dalle nova a velocità che vanno da circa 300 km / sa quasi 10 000 km / s. Le nova con ejecta ad alta velocità svaniscono più rapidamente, una proprietà che è stata studiata meglio in un campione di novae osservate nella galassia di Andromeda.
La stella compagna fornisce al nano bianco combustibile fresco e ricco di idrogeno per l’eruzione della nova. Con abbastanza carburante, il materiale sulla superficie della nana bianca raggiunge una temperatura e una pressione criticamente elevate, e ne deriva una fuga termonucleare (TNR), che dura circa 1000 secondi e genera più di 10 45 erg di energia. In molti casi, il TNR è abbastanza forte da espellere violentemente gran parte della materia che il nano bianco ha accumulato dal suo compagno (vedi riquadro 2). E proprio come nelle eruzioni vulcaniche, l’ejecta fornisce la maggior parte dello spettacolo di luci.

Riquadro 2. Prodotti per nucleosintesi Il fuggiasco termonucleare (TNR) nelle novae produce abbondanti quantità di isotopi radioattivi come azoto-13, berillio-7 e alluminio-26. Novae potrebbe spiegare l’origine della linea di emissione diffusa 1.809 MeV della Via Lattea dal decadimento radioattivo dell’isotopo 26 Al. Nell’immediato seguito del TNR, si prevede che gli isotopi radioattivi con un’emivita di minuti o giorni creino singole fonti transitorie di novae. La linea 511 keV è prodotta dall’annientamento dei positroni daldecadimentoβ+e la linea 478 keV daldecadimento7Be. Sebbene nessuno sia stato rilevato fino ad oggi, i flussi stimati dai modelli di nucleosintesi e i limiti di sensibilità dell’attuale generazione di strumenti puntano verso una nova stuzzicosamente vicina.

La massa totale espulsa dalle novae – circa 10 −3 masse solari all’anno assumendo 50 novae – è significativamente più piccola di quella delle supernove a collasso centrale, che sarebbe di 0,1 masse solari all’anno assumendo valori di 1 supernova a collasso core per secolo e 10 masse solari per supernova. Tuttavia, le novae probabilmente contribuiscono in modo significativo all’evoluzione chimica galattica di alcuni elementi o isotopi selezionati. Un esempio di spicco è il litio, un elemento fragile la cui origine è stata a lungo dibattuta. La recente scoperta delle linee di assorbimento di7Be in V339 Delphini e7Li in V1369 Centauri subito dopo il TNR suggerisce che7Be potrebbe essere creato durante eruzioni in quantità abbastanza grandi che le novae potrebbero essere una fonte importante di litio.
Le eruzioni di Nova lasciano sostanzialmente invariati i sistemi binari sottostanti. La stella compagna è spesso una nana rossa, che è più piccola del Sole. Circa il 10-30% di tutte le novae proviene da una nana bianca abbinata a un gigante rosso. Ma la maggior parte di questi binari non ha mai visto eruzioni di nova. La prova di un’eruzione in nova diventa difficile da trovare qualche decennio o secoli dopo l’esplosione. Tutto ciò che si può vedere è che la nana bianca sta accumulando nuovo carburante, quindi alla fine si verificherà una nuova eruzione di nova. La nana bianca di solito impiega da un decennio a qualche centinaio di migliaia di anni per accumulare abbastanza materiale per innescare un TNR, sebbene in un caso spettacolare nella galassia di Andromeda, l’accumulo richieda solo un anno.
Nova ejecta sono moltiplicati. Recenti osservazioni a lunghezza multipla rendono evidente che plasma caldo e polvere fredda coesistono con la fase calda (10 000 K) di ejecta. In particolare, la scoperta a sorpresa della forte emissione di raggi γ dalle novae ha portato a un rinnovato interesse per la fase calda dell’ejecta. Con le osservazioni a lunghezza multipla che spingono gli sviluppi teorici, il mistero dei forti raggi γ delle novae viene svelato.

La fase calda

Al picco ottico, l’emissione da una nova è dominata dalla luce visibile, emessa da un caldo ejecta, che assorbe prontamente i fotoni in arrivo. I fotoni a luce visibile interagiscono con il materiale in profondità all’interno dell’ejecta principalmente mediante dispersione di elettroni. Il processo crea una superficie dell’ultimo scattering. Man mano che l’ejecta si espande e si assottiglia, la superficie si allontana e gli strumenti possono vedere più lontano nell’ejecta. Man mano che le dimensioni della superficie si riducono, la sua temperatura effettiva aumenta.
La luminosità di una nova rimane pressoché costante perché la fusione nucleare continua sulla superficie della nana bianca a un ritmo quasi costante. Mentre il picco della distribuzione spettrale di energia si sposta dalla luce visibile all’UV, l’emissione fotosferica dalla nana bianca può sfuggire senza interagire molto con l’ejecta. A quel punto, la fotosfera ha una temperatura tra 500000 K e 1 milione di K, e gran parte della sua emissione è nell’estremo UV, che è facilmente assorbito dal mezzo interstellare. Sebbene l’emissione UV diventi più difficile da osservare, la fotosfera emette raggi X rilevabili a bassa energia. L’osservatorio Swift di Neil Gehrels può rispondere rapidamente a eventi celesti imprevisti e ha fornito una vasta gamma di dettagli riguardanti il ​​comportamento a raggi X visibile, UV e morbido delle novae.
Le lunghezze d’onda radio e IR forniscono ulteriori informazioni sulle novae. Assumendo una ragionevole distribuzione della densità nell’ejecta, si può dedurre la sua massa totale da un singolo spettro radio. Con più spettri radio, sia la distribuzione della densità che la massa totale dell’ejecta possono essere limitate. Alle lunghezze d’onda IR e radio, gli elettroni liberi disperdono gli ioni senza essere catturati: quel processo libero libero, che domina l’emissione e l’assorbimento, mantiene nova ejecta opaca all’IR e alla luce radio anche dopo che diventano trasparenti alla luce visibile.
Per densità tipiche previste e per temperature di 10.000 K, nova ejecta emette emissioni radio libere da ejecta opache per diversi mesi (vedere la figura 2). Durante quel tempo, il diametro angolare dell’ejecta aumenta costantemente, quindi il flusso di fotoni radio e IR aumenta con il passare del tempo dopo l’espulsione al quadrato. Conoscendo la velocità radiale dell’espansione dalla spettroscopia e supponendo che la nova sia sfericamente simmetrica, i ricercatori possono dedurre la distanza dalla nova. Alla fine l’ejecta diventa trasparente anche alle emissioni IR e radio.
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Figura 2.
Le curve di luce della nova V1723 Aql mostrano la luminosità a diverse frequenze radio gigahertz in funzione del tempo a partire da 100 giorni dopo l’eruzione di ejecta. Le emissioni termiche modellate dall’ejecta in espansione (linee tratteggiate) sono simili alle osservazioni (linee continue).
La collaborazione ENova, che include gli autori, ha utilizzato la Very Large Array (VLA) di Karl G. Jansky nel New Mexico, il primo radiotelescopio al mondo, per osservare più di 20 novae. Di solito sono ben osservati usando la fotometria ottica e IR terrestre e la spettroscopia più i raggi X e il monitoraggio UV con Swift e altri satelliti. Spesso si gioca un gioco di fretta: quando vengono scoperte nuove novae, le prime osservazioni devono essere organizzate rapidamente, e quindi gli astronomi devono attendere mesi e talvolta anni affinché una nova prima si illumini e poi si riduca alla non rilevabilità.
Finora il team ENova ha pubblicato stime di massa di ejecta su quattro novae, che vanno da 10 −5 a 3 × 10 −4 masse solari. Per diverse novae, le osservazioni radio VLA hanno rivelato qualcosa di ancora più interessante delle loro masse di ejecta. I bagliori della luminosità radio durante il primo mese dopo il TNR potrebbero essere un indizio importante nel mistero dei raggi nova γ .

Geometria dei getti caldi

Nel caso più semplice, i getti delle novae sono sfericamente simmetrici e furono espulsi tutti in una volta al momento del TNR. Hanno una struttura a densità semplice tale che ρ ∝ −2 , dove ρ è densità e r è la distanza dalla nana bianca, che risulta dalla diffusione della velocità al momento dell’espulsione e hanno una temperatura uniforme e costante. Le novae reali sono molto più complicate. I getti delle novae devono variare di temperatura sia nel tempo che nello spazio. Se i getti sono trattati come una shell che non interagisce e si espande dinamicamente, ci si aspetterebbe che si raffreddino adiabaticamente rapidamente. Le osservazioni mostrano che il getto rimane ampiamente ionizzato. Altrimenti, le emissioni libere cesserebbero bruscamente quando il getto si ricombina, un evento che non si è mai visto. Le possibili fonti di calore note da decenni comprendono il decadimento in situ di isotopi radioattivi sintetizzati durante il TNR e l’irradiazione da parte della nana bianca centrale, che rimane luminosa a causa della continua combustione nucleare quasi costante.
I getti delle novae hanno una struttura a densità complicata e scomoda. Un’immagine del telescopio spaziale Hubble del residuo di GK Persei (Nova Persei 1901) mostra l’ingombro in dettagli raffinati. In linea di principio, le instabilità note possono portare a tale disomogeneità della densità. Tuttavia, gli astronomi non sanno quando durante l’eruzione della nova tali ammassi si formano e crescono. Per determinare la massa di ejecta dai dati radio, si può parametrizzare il grado sconosciuto di aggregazione usando un fattore di riempimento del volume. Quindi i dati sono coerenti con una gamma più ampia di masse di ejecta.
Ejecta non può essere espulso prontamente durante il TNR. Nella T Pyxidis nova, la parte crescente delle curve della luce radio non corrisponde alla dipendenza 2 prevista se si presume che la maggior parte della massa sia stata espulsa all’inizio della sua eruzione del 2010 e TNR. Un modello con espulsione 50 giorni dopo il TNR si adatta bene ai dati. Allo stesso modo, l’espulsione ritardata viene dedotta dalla storia dell’espansione dell’immagine diretta di ejecta radioemittente in V959 Monocerotis e dalle osservazioni radiografiche di entrambe le novae. I getti probabilmente consistono di almeno due flussi che si scontrano tra loro. Quella composizione è stata appresa dalle osservazioni degli shock e dalla morfologia dei getti.

La scioccante fase calda

Nel marzo del 2010 un gruppo di ricercatori che utilizzano il Fermi satellitare scoperto un transitorio γ fonte a raggi nella costellazione del Cigno. Un’osservazione radiografia in precedenza da Swift di quella regione nel cielo ha confermato che l’oggetto misterioso che ha prodotto il γ fonte ray era una nova chiamata V407 Cygni. Imparare che le novae possono produrre emissioni di raggi γ  ha aperto un nuovo campo scientifico perFermi e nuove strade della ricerca nova.
Per generare raggi γ , le particelle devono essere accelerate a energie relativistiche, il che richiede un forte shock. Poiché V407 Cygni ha un donatore di massa gigante rosso, gli astronomi credevano che la presenza del gigante rosso fosse la chiave per produrre raggi γ . In questi casi sono attesi forti shock perché un gigante rosso ha un vento stellare massiccio, lento che avvolge il nano bianco. La nova ejecta, quindi, si scontrano immediatamente con il vento del gigante rosso e creano una forte scossa all’interfaccia. In effetti, i ricercatori hanno spiegato alcune caratteristiche di un’altra nova integrata, RS Ophiuchi, usando l’accelerazione delle particelle.  Una volta che le particelle sono accelerate, i raggi y vengono generati sia nel processo adronico, in cui accelerati protoni collidono con la materia per creare pioni neutri che poi decadono in fotoni y , o il processo leptonica , in cui la luce visibile o i fotoni IR interagiscono con elettroni ad alta energia e raggiungono energie elevate. Nessuna prova conclusiva supporta ancora nessuno dei due scenari, sebbene i teorici possano essere inclini al modello adronico.
Il consenso iniziale che solo novae incorporato nel forte vento dei donatori di massa emetterebbe y raggi è stata smentita nel 2012, quando y emissioni-Ray sono stati scoperti da due novae cui Red Dwarf compagno stelle mancava forti venti. Ormai Fermi ha rilevato più di una dozzina di novae. Anche le nova che sono le più luminose nei raggi γ non sono molto al di sopra del limite di rilevamento di LAT di Fermi , con un intervallo dinamico nel flusso rilevato di circa 10. Le distanze da tutte le novae galattiche nell’era di Fermi hanno probabilmente un intervallo di un fattore di 10, oppure un intervallo di flusso di un fattore 100 per un singolo valore di luminosità intrinseca. La distanza è un fattore importante nel determinare con quali novae è possibile rilevare Fermi . Molti astronomi ora pensano che la maggior parte, se non tutte, le nova emettano raggi γ , sebbene i dati esistenti suggeriscano che alcuni producono più raggi γ di altri.
Anche prima della scoperta dei raggi γ , gli shock erano noti per essere comuni nelle novae. Una linea di prova è l’emissione radio precoce rilevata da alcune novae.
Ad esempio, l’emissione radio dell’eruzione del 2010 di V1723 Aquilae è diventata così intensa da non poter essere prodotta dal caldo ejecta. È stato richiesto uno shock, sia per creare emissioni prive di calore da una grande quantità di 10 6 K gas o per produrre emissioni non termiche da elettroni accelerati. Un’altra linea di prova è l’emissione di raggi X termici otticamente sottile rilevata da molte novae nella banda 0,5-10 keV. Gli urti con velocità nell’intervallo 1000–3000 km/s, che sono compatibili con le velocità di deflusso misurate mediante spettroscopia ottica, implicano temperature del plasma comprese tra 10 milioni K e 100 milioni K. Tuttavia, le luminosità misurate dei raggi X termici sono circa 10 35 erg/s o meno. Il fatto che γ osservatola luminosità dei raggi X è paragonabile alla luminosità dei raggi X termica osservata è una grande sorpresa. La teoria prevede che la maggior parte della potenza d’urto dovrebbe rimanere con particelle termiche e che solo circa l’1% dell’energia d’urto totale viene trasferita alle particelle accelerate. O gli shock nelle novae sono inaspettatamente efficienti nell’accelerare le particelle, oppure è ancora da osservare qualche shock più potente.
Sembra che gli shock, incorporati o meno, siano onnipresenti nelle novae e forse molto più potenti di quanto si fosse realizzato. Gli shock possono persino fornire energia all’emissione ottica di una nova. A differenza di altri shock astrofisici che accelerano le particelle, i primi shock nelle novae derivano da velocità modeste di circa 1000 km / se l’alta densità del materiale. Pertanto, l’emissione di raggi X termici dietro gli shock può apparire come emissione ottica perché possono essere rapidamente assorbiti e rielaborati dall’ejecta non scossa circostante. Quel modello fornisce una spiegazione plausibile per il comportamento di ASASSN-16ma nova. Al picco ottico, i raggiγ  si accendono improvvisamente, come mostrato nella figura 1e rimase forte per nove giorni. Durante quel periodo, il flusso di raggi γ era fortemente correlato con il flusso ottico (figura 1). Una tale correlazione sarebbe una conseguenza naturale se iraggiγe l’emissione ottica fossero eccitati dallo stesso shock il cui potere oscillava.
La capacità dell’ejecta di assorbire i raggi X dipende dall’energia del fotone dei raggi X. I raggi X a energia più bassa vengono assorbiti più facilmente. Il satellite NuSTAR è il primo telescopio a raggi X focalizzato in orbita alla ricerca di raggi X sopra i 10 keV e ha le migliori possibilità di rilevare i raggi X dalle novae subito dopo un’eruzione, quando la regione di emissione si trova in profondità all’interno dell’ejecta. Uno studio ha rilevato con successo la nova V5855 Sagittarii dai raggi X utilizzando NuSTAR in concomitanza con il rilevamento di raggi γ  da parte di Fermi . Tuttavia, rimane ancora un enigma: la luminosità dei raggi X dello shock profondamente incorporato è ancora inadeguata per spiegare la luminosità dei raggiγ ameno che lo shock non sia inaspettatamente efficiente alle particelle accelerazione.

Morfologia dei getti

L’imaging diretto dei getti dalle novae è un compito impegnativo. Sono luminosi poco dopo il TNR e si sbiadiscono nel tempo. Durante il primo periodo in cui le nova sono luminose, le loro scale angolari sono modeste. Per una nova vicina, come molte di quelle rilevate con Fermi , l’ejecta avrà un raggio di soli 0,1 arcsec un anno dopo l’inizio dell’eruzione. L’imaging ottico a terra di nova a volte mostra gusci di nova spazialmente risolti su scale di secondo d’arco fino a un secolo dopo il TNR, ma solo dopo che i gusci si sono espansi per diversi anni o più. L’imaging diretto entro pochi anni dall’eruzione di una nova richiede le più alte risoluzioni spaziali disponibili, spesso usando Hubble e osservazioni radio con il VLA (vedere la figura 3) e interferometria basale molto lunga.

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Figura 3. La nova V5668 Sagittarii può essere vista combinando immagini ottiche (colore) dal telescopio spaziale Hubble e immagini radio (contorni bianchi) dal telescopio Very Large Array. L’immagine ottica mostra una struttura ad anello e l’immagine radio è dominata da due nodi luminosi e centrali. Insieme, le immagini suggeriscono che la forma della nova visibile potrebbe essere un toro visto da una prospettiva all’avanguardia. (Per gentile concessione di Justin Linford, National Radio Astronomy Observatory.)
Molte conchiglie di nova sono chiaramente allungate piuttosto che circolari. Gli studi sulla velocità radiale dei profili delle linee di emissione ottica mostrano anche prove di strutture, come il bipolarismo e un anello equatoriale. Una probabile origine della forma non sferica è che gli ejecta sono influenzati dal compagno binario. La difficoltà di questa interpretazione è che i deflussi rapidi tipici delle eruzioni della nova sono meno sensibili all’influenza della stella compagna perché trascorrono poco tempo nelle immediate vicinanze del binario , dove l’effetto è grande.
Quando è possibile ottenere immagini dettagliate, vengono spesso visualizzate forme come un toro equatoriale e un cono polare, a volte con strutture aggiuntive. Le simulazioni che includono l’effetto del movimento binario possono ricreare tale morfologiaalmeno a grandi linee. Le osservazioni radio della V959 Monocerotis, una delle novae rilevate con Fermi , hanno contribuito a scoprire la sua struttura. dati radio del VLA tracciano il caldo ejecta, che appariva allungato nella direzione est-ovest quattro mesi dopo l’eruzione quando il vento veloce e biconico dominò l’immagine radio.
Due anni dopo l’eruzione della V959 Monocerotis, l’emissione del vento sbiadì e rivelò un toro equatoriale. La resa in figura 4 mostra l’ejecta allungato nella direzione nord-sud. Nelle immagini ad alta risoluzione angolare, si può vedere solo l’emissione non termica da regioni compatte all’interfaccia tra il toro lento e il vento veloce, il che suggerisce che gli shock che producono raggi γ si sono sviluppati su quell’interfaccia. Sembra plausibile che tutte le novae condividano il toro e la struttura del cono, e abbiamo usato quel quadro come ipotesi di lavoro per spiegare l’accelerazione delle particelle nelle novae.
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Figura 4. Una nova cambia forma nel tempo. Poco dopo la fuga termonucleare, un involucro di materiale denso (giallo) inizia a circondare il sistema binario (a) , che ha la forma di un toro equatoriale. (b) Mentre l’esplosione della nova continua, la nana bianca eccita il vento in rapido movimento (blu) che fluisce verso i poli conici a bassa densità del toro. Una volta che il vento cessa (c) , il deflusso si stacca dal binario e diminuisce di densità man mano che si espande. Il materiale a movimento più lento nel toro equatoriale rimane denso e sarà la caratteristica principale osservata dai radiotelescopi. (Per gentile concessione di Teofilo Britt Griswold, NASA.)

Gli Shock generano nuove domande

Dove andrà la ricerca nova? L’ osservatorio di Fermi γ -ray e l’aggiornamento della struttura radio VLA hanno portato alla scoperta di potenti shock ad accelerazione di particelle nelle novae. Questi shock suggeriscono potenziali soluzioni ai misteri di lunga data della nova, come la confusione dell’ejecta, la formazione di polvere (vedi riquadro 3), bizzarre variazioni nei modelli di luminosità ottica e osservati toro equatoriale e morfologie bipolari. Ma i potenti shock sollevano anche nuove domande. Perché il TNR porta a flussi multipli e distinti che si scontrano? Il modo in cui sono stabiliti questi deflussi può aiutare a spiegare le grandi masse nane bianche trovate in alcune stelle binarie interagenti o far luce su quale frazione di nane bianche in via di accrescimento potrebbe diventare supernove di tipo Ia? Dove sono le firme termiche dei potenti shock?

Riquadro 3. Polvere nelle novae

Nova ejecta ha fasi calde (10 000 K), calde (maggiori di 10 milioni K) e fredde (1000 K). Circa il 20% di tutte le novae mostra cali nelle loro curve di luce ottica e un eccesso associato nell’IR. Quelle proprietà sono la prova della creazione transitoria di polvere lungo la nostra linea di vista, polvere che assorbe gran parte della luce visibile dalle novae e rigenera l’energia nell’IR.
Altre nova mostrano un eccesso di IR ma nessun calo ottico. Questa situazione può essere spiegata dalla polvere che è fuori dalla nostra visuale, forse perché la polvere è preferibilmente formata vicino al piano orbitale del binario ospite. Database Atlante spettrale della Novae meridionale della Stony Brook University contiene esempi di curve luminose di ciascuno. Affinché i granelli di polvere si formino e crescano, l’ejecta deve essere freddo e relativamente denso. La formazione di polvere può essere la conseguenza degli stessi shock utilizzati per spiegare l’emissione di raggiγdalle novae. I granelli di polvere sarebbero difficili da formare senza le regioni ad alta densità create dalle novae.
Uno sviluppo nel prossimo futuro che aiuterà a rispondere a queste domande è la determinazione di distanze precise per le novae utilizzando i dati della missione Gaia dell’Agenzia spaziale europea . I prossimi sondaggi nel dominio del tempo scopriranno anche le novae in modo più efficiente. La prossima generazione di osservatori di raggi X, tra cui la sonda a raggi X ad alta energia (HEX-P), un potenziale successore di NuSTAR , sarà in grado di diagnosticare più shock ancora più vicini al momento della loro formazione. I futuri radiotelescopi avranno una maggiore sensibilità e una maggiore risoluzione angolare per catturare la morfologia dell’espansione della nova ejecta in maggiore dettaglio. Tali osservatori e altre nuove strutture astronomiche del prossimo decennio forniranno più risposte e probabilmente anche più domande.

Riferimenti e approfondimenti

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