T-CrB: esplode in ritardo o le cose stanno diversamente?

• "Quest'anno ci aspetta uno spettacolo galattico imperdibile!"
• "Questa estate assisteremo all'esplosione di una stella: sarà visibile dalla Terra per una settimana."
• "Sta per esplodere una stella!"
• "L'evento è previsto in una finestra temporale che va da febbraio a settembre 2024"
• "Uno spettacolo che capita una volta nella vita"

Continuiamo? Ma no, basta così... Però ora la domanda nasce spontanea, scomodando il Paradosso di Fermi: "dove sono tutti quanti?" Molti sono tornati a parlare di meteo, ma nel frattempo il problema è che questa stella, T Coronae Borealis, non è esplosa entro settembre. Non sarà mica colpa della stella se non ha mantenuto le promesse (non sue) e se ora, dovesse davvero esplodere, dai nostri cieli neanche si vedrebbe perché incastonata in una costellazione di Primavera-Inizio Estate come la Corona Boreale.

E se non dovesse esplodere fino a marzo 2025, allora gli articoli saranno già pronti: basterà cambiare l'anno e raccogliere di nuovo i click. 

Ma a parte tutto questo, quale è la storia di questa stella e perché porta con sé tutto questo clamore?

Per capire e per guardare il cielo sperando, ma con la consapevolezza che ci vuol pazienza, bisogna partire da un po' più lontano.

A circa 16 ore precise di Ascensione Retta e poco meno di 26° di Declinazione Nord, nella costellazione della Corona Boreale, giace una stella ben lontana dall'essere osservabile a occhio nudo poiché splendente di magnitudine 10.8. 

Si tratta in realtà di una coppia di stelle interagenti per orbita e per scambio di massa: una è una gigante rossa di classe spettrale M4 III mentre l'altra è una nana bianca. Le due stelle distano tra loro circa 0.65 Unità Astronomiche, completando una mutua orbita intorno al baricentro comune in 227.57 giorni circa. La massa della nana bianca è stimata in circa 1.37 masse solari, al di sotto quindi del Limite di Chandrasekhar (1,4 masse solari) che determinerebbe la distruzione totale della stella in supernova Ia.

Viene chiamata T Coronae Borealis ed è nota anche come "Blaze Star" o "Stella Fiammeggiante" poiché in alcune occasioni la sua luminosità è salita rapidamente fino a magnitudine 2 per poi scendere di nuovo gradualmente.

Si tratta di una nova ricorrente, cioè di una stella i cui processi di scambio di massa tra le componenti portano ogni tanto a esplosioni: tra queste, sono registrate le esplosioni del 1866 e del 1946. Il processo che determina queste esplosioni è, come accennato, lo scambio di massa: la nana bianca, notevolmente più densa della compagna, attrae materiale dalla gigante rossa in un processo chiamato accrescimento. Al raggiungimento di una massa critica, sulla superficie della nana bianca la temperatura diventa tale da innescare delle reazioni termonucleari (superficiali) causando repentini aumenti di luminosità. Quel fenomeno che, visto da Terra, sembra l'accensione di una nuova stella. Di una "nova", appunto. Il fatto che si tratti di esplosioni superficiali fa sì che la stella non venga distrutta e questo spiega anche come mai queste esplosioni possano essere "ricorrenti": la stella espelle il materiale in eccesso ma continua ad attrarne dalla stella compagna, andando incontro a una nuova esplosione. 

Nel 1866 la luminosità della stella è aumentata fino a magnitudine 2.0 con un calo relativamente rapido in termini di mesi. Nel 1946 la curva di luce è stata simile alla precedente. Durante la fase di "accrescimento superattivo", la stella ha mostrato forti righe di emissione di h-alfa, di HeI 5876 e di HeII 4686.

Tra la prima e la seconda esplosioni di T-CrB sono passati ottanta anni. Dal 1946 a oggi sono passati quasi ulteriori ottanta anni. Allora ci risiamo? Fosse così semplice... 

Prima di iniziare, accenniamo a un concetto di base che sarà utile nel discorso. 

Le bande U, V e B fanno riferimento a filtri utilizzati per misurare la luminosità delle stelle e di altri oggetti celesti in diverse parti dello spettro elettromagnetico, ciascuna rappresentando una differente gamma di lunghezze d'onda. In particolare:

• Banda U (ultravioletta): copre lunghezze d'onda nell'ultravioletto (circa 320-400 nm).
• Banda B (blu): corrisponde al blu visibile (circa 400-500 nm).
• Banda V (visibile): si riferisce alla parte visibile dello spettro centrata sul verde (circa 500-600 nm).

Queste bande permettono di ottenere informazioni su colore e la temperatura delle stelle.

La prima pubblicazione riguardante T-CrB risale a The Astronomer's Telegram del 27 aprile 2010, ore 10:32 UT, ATel#2586 a firma di R. Zamanov et al. Non c'erano grandi rivelazioni: la nova ricorrente era stata studiata in tre filtri (UBV) tramite i telescopi del National Astronomical Observatory Rozhen in Bulgaria rinvenendo una ampiezza totale di 0.4 magnitudini in U, scesa a 0.3 nel secondo run di osservazione. L'articolo giungeva alla conclusione per la quale i colori della sorgente tremolante delle stelle simbiotiche differiscono da quelli delle variabili cataclismiche. Nessun riferimento a possibili nuove esplosioni, insomma, ma l'articolo fornisce i dati "normali" di ampiezza per T CrB, quelli validi nei tempi di quiete, distanti da possibili esplosioni. Una ampiezza di circa 0.4 magnitudini. 

L'inizio dello stato super-attivo

Le cose cambiano a fine 2014. In ATel#8675 del giorno 11 febbraio 2016 ore 07:47 UT dal titolo "UBV observations of the Flickering of T CrB", gli autori guidati ancora da R. Zamanov evidenziano l'ingresso di T Coronae Borealis in uno stato super-attivo, come avrebbe testimoniato da lì a poco un lavoro di Munari, Dallaporta & Cherini, allora in stampa e pubblicato poi ad agosto 2016 con il titolo "The 2015 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst". Il 7 febbraio 2016, infatti, l'osservazione ancora in tre filtri delle variazioni di T CrB attraverso il National Astronomical Observatory Rozhen in Bulgaria, confrontata con i dati precedenti, ha evidenziato come la luminosità fosse aumentata di una magnitudine 1.5 in filtro U mentre l'ampiezza delle variazioni era diminuita di un fattore 2 sia in banda U sia in banda B. Per tracciare qualcosa di equivalente era necessario ritornare al 1938, prima dell'ultima eruzione del 1946: grande aumento della luminosità media (ΔB = 0.72 magnitudini rispetto alla tendenza secolare sottostante), scomparsa della modulazione orbitale dalla curva di luce della banda B e comparsa di forti linee di emissione a ionizzazione. Un grande aumento dell'emissione di radiazioni dalla sorgente calda è responsabile di una grande espansione nella frazione ionizzata del vento della gigante M. Il vento risultava completamente ionizzato nella direzione dell'osservatore.

Nello stesso 2016, ma il 14 giugno 20:36 UT, un altro lavoro dal titolo "VLA Observations of T CrB Reveal Increase in Radio Flux Density Between 2014 and 2016" a firma di Justin D. Linford et al. conferma anche in altre bande - tramite le osservazioni del Very Large Array (VLA) - l'ingresso in stato super-attivo. Anche la forma spettrale delle emissioni radio era cambiata rispetto a precedenti osservazioni, datate ottobre 2014, con una impennata verso le frequenze più alte.  

Cosa è questo stato super-attivo? Lo stato super-attivo di una nova ricorrente si riferisce a una fase caratterizzata da un notevole aumento del tasso di accrescimento di materiale sulla nana bianca, spesso seguita da un'intensa emissione di radiazioni e variazioni significative nella luminosità. Per quanto riguarda il tasso di accrescimento, lo stato super-attivo si manifesta con un aumento nel ritmo di trasferimento di materiale dalla gigante rossa alla nana bianca.  Questo può essere dovuto a cambiamenti nella struttura o nell'evoluzione della stella compagna, come il gonfiore e la perdita di massa durante la fase di gigante rossa. Per le emissioni spettrali, si evidenziano aumenti di emissioni di linee quali H-alfa, HeI e HeII, a indicare come il gas caldo e ionizzato sia presente intorno alla nana bianca e nel disco di accrescimento. In ultimo, luminosità e variabilità salgono drasticamente, rendendo la stella più visibile. Gli stati super-attivi, quindi, vengono considerati come segnali di una "imminente" eruzione di nova. 

Lo stato super-attivo di T CrB è stato quindi "diagnosticato" già nel 2016 sulla base di osservazioni prese da fine 2014.

Se da un lato si raccolgono dati, dall'altro si inizia a fare previsioni sulla prossima esplosione. Esce, così, un articolo dal titolo "Increasing Activity in T CrB Suggests Nova Eruption Is Impending" a firma di Gerardo J.M.Luna et al. La pubblicazione su The Astrophysical Journal Letter è datata 8 ottobre 2020. Nell'articolo si sostiene come la curva di luce di T CrB sia molto simile a quella osservata nel 1946, quando l'eruzione venne innescata da un transitorio stato di elevato accrescimento. Proprio sulla base di questa somiglianza, si ritiene che T CrB si trovi nel mezzo di uno stato di accrescimento elevato come quelli che indussero alle esplosioni precedenti. Se a questo si aggiunge il fatto di essere sulla soglia degli ottanta anni, allora l'articolo ritiene possibile una esplosione di nova nei prossimi anni. 

La curva di luce nella magnitudine B del DASCH (punti blu) e i dati di magnitudine B (punti neri) da Schaefer (2010) coprono il periodo dal 1924 al 1967, includendo l'attività pre- e post-eruzione. La curva di magnitudine B dell'AAVSO (punti rossi) copre lo stato "super-attivo" dal 2004 ad oggi. Le curve di luce DASCH e Schaefer sono state spostate di +80 anni. La linea tratteggiata verticale indica l'eruzione del 1946.1 spostata di +80 anni. La somiglianza tra l'aumento di luminosità attuale e quello precedente è notevole. Crediti Gerardo J. M. Luna et al.

La fine dello stato attivo

Il 28 febbraio 2023 12:44 UT, #ATel#15916 dal titolo "Persistent flickering of T CrB during the high activity state pre-nova outburst phase" e a firma di S.N.Shore et al. conferma la presenza di uno stato super-attivo, ma ne evidenzia un livello inferiore: ampiezza maggiore a quella del 2016 ma luminosità in filtro B diminuita. Allo stesso tempo, sono stati registrati eventi molto rapidi (variazioni di luminosità in tempi da 1 a 4 minuti con ampiezze rispettivamente di 0.1 e 0.3 magnitudini).

Il 1 luglio 2023 l'articolo "The ”'super-active' accretion phase of T CrB has ended" di Munari et al. stabilisce la fine del periodo di super-attività (SAP: Super Active Period). Analizzando i flussi di H-beta, HeI 5876 e HeII 4686 rappresentativi delle condizioni di eccitazione/ionizzazione bassa, media e alta, si è evidenziato il SAP abbia raggiunto il suo apice nell'aprile 2016: il flusso irradiato dalle linee di Balmer è aumentato di due ordini di grandezza, accompagnato dalla comparsa di forti linee di emissione HeI, HeII e molte altre. Dopo il picco massimo, l'intensità delle linee di emissione è diminuita costantemente, fino a raggiungere nuovamente i livelli pre-SAP a metà del 2023. In termini meno analitici e più comprensibili, questo significa che il disco di accrescimento si è svuotato del materiale extra che ha determinato lo stato “super attivo” e ha completato il suo trasferimento sulla nana bianca, il che sembra porre le basi per una nuova e probabilmente imminente eruzione di nova. 

Le basi per una nuova esplosione

Un segnale della probabile esplosione di T CrB è nel così detto "pre-eruption Dip", intendendo con questo proprio il ritorno allo stato pre-SAP di cui si parlava poco fa. Il calo nel 1945-1946 iniziò intorno all'epoca 1945.0 (circa 1.1±0.3 anni prima dell'eruzione del 1946, con la magnitudine della banda B che passò da 10.5 a 12 e con quella della banda V che passò da 9.8 a 12.3. 

Analizzando le curve di luce, si nota come quella dal 2016 mostri la consuete modulazione ellissoidale con ampiezza di circa 0.4 magnitudini per una onda sinusoidale a metà del periodo orbitale (stessi valori di cui all'articolo del 2010 con il quale abbiamo iniziato la trattazione). Dal 2023.25 si nota una attenuazione sistematica delle variazioni ellissoidali di lunga durata. Le diverse variazioni nei vari colori misurati è coerente con l'aumento dell'assorbimento di polvere, in uno scenario caratterizzato da una recente espulsione di massa discreta in cui si verifica formazione di polvere.

Il calo pre-eruzione di T CrB è quindi iniziato a marzo/aprile 2023 e, se le tempistiche sono simili a quelle del 1945, allora l'eruzione potrebbe verificarsi 1.1±0.3 anni dopo, ovvero poco prima della metà del 2024, a 2024.04±0.3.

L'immagine precedente mostra la banda B con rombi blu e la banda V con rombi verdi, con misurazioni suddivise in due intervalli di tempo giornalieri. Le curve nere indicano le tiipiche modulazioni ellissoidali di ampiezza 0.4 magnitudini. le variazioni su tutte le scale temporali intorno alle curve nere sono normali per T CrB, con sfarfalii maggiori nella banda B. L'andamento mostra una sistematica diminuzione, soprattutto in banda B, a partire da 2023.25 circa. Si tratta della prova del calo pre-eruzione.

Prima del 2023.25, il colore di T CrB fluttua intorno a BV=1.05 con variazioni normali legate al ciclo ellissoidale. Dopo il 2023.25, invece, il BV aumenta sistematicamente da 1.08 a 1.41 in appena un quarto d'anno. L'arrossamento nei colori (maggiore in B, sostanziale in V e piccolo in R e I) è caratteristico dell'estinzione della polvere. 

L'immagine mostra il calo pre-eruzione intorno al 1945, quando T CrB subì un oscuramento sia in B che in V. Si registrò dapprima uno sbiadimento graduale, poi uno accelerato e un minimo mantenuto per circa sei mesi prima dell'eruzione temonucleare. La luce V registrata proviene quasi interamente dalla gigante rossa e non esiste alcun meccanismo noto tramite il quale la compagna gigante rossa possa improvvisamente sbiadire in modo così grande, tanto meno svanendo molto al di sotto del suo livello più debole. Quindi l'oscuramento deve essere estrinseco alla gigante rossa e questo può significare solo dalla polvere che in qualche modo entra nella linea di vista.

Processi a parte, l'ultimo grafico del 1945 è ciò che guida la previsione di una nuova esplosione: la tempistica del 1945 fornisce la migliore guida per il prossimo evento. Con l'eruzione che si è accesa nel 1946.1, ci si aspetta che l'eruzione inizi 1,1±0,3 anni dopo l'inizio del calo pre-eruzione.

La previsione può servire per cercare di comprendere lo stato elevato pre-eruzione, poiché non è ancora chiaro se l'aumento di luminosità derivi da un aumento dell'accrescimento o dalla combustione nucleare sulla nana bianca. Una buona previsione consente anche di prenotare tempo-telescopio per poter effettuare osservazioni di dettaglio dell'evento durante il suo verificarsi e dipanare i dubbi ancora esistenti sui processi in essere. 

Nel 1866, T CrB fu il primo evento di nova a lasciarsi studiare e osservare dettagliatamente e spettroscopicamente mentre oggi cattura i titoli generalisti. Cambiano i modi ma le novae ricorrenti tendono a ripetersi in maniera molto simile di volta in volta, entro piccoli margini di errore. 

Anche i tempi sono abbastanza regolari, con variazioni tra il 4 e il 40% tra le eruzioni. Il tempo di ricorrenza di T CrB, come detto più volte, è di circa 80 anni ma se questo ci consente di fare previsioni sul futuro, e visto che nella scala di un milione di anni nulla sembra cambiato, allora perché non andare a scavare nel passato per eventuali precedenti esplosioni? Dato il livello di luminosità raggiunto, peraltro, una stella di magnitudine 2 non dovrebbe essere sfuggita agli astronomi dei tempi, ma il problema è trovare le prove scritte, se ce ne sono. 

L'esplosione del 1842 fu documentata da Sir John Herschel: la sua prova fu un disegno delle stelle visibili nel cielo ma in realtà la posizione di T CrB indicata da Herschel dista 1° circa dalla posizione reale, corrispondente invece alla stella G8 HD 144287. Herschel, quindi, non ha fornito prove dell'esplosione anche se ne ha parlato.

Andando a scavare nel tempo, ci sono due affermazioni che possono riportare a precedenti esplosioni di T CrB, precisamente nel 1217 e intorno al 1788. Si tratta di frasi molto generiche che sono sempre state trascurate, ad eccezione del lavoro di R. Webbink che, invece, ne tenne conto nella storia di T CrB. 

L'esplosione del 1787 sarebbe provata da documenti lasciati dal pastore e astronomo William Hyde Wollaston: nel suo catalogo, oltre che in lettere e grafici a corredo, è segnata una stella di magnitudine 2 in una posizione molto prossima a quella di T CrB. L'esplosione del 1217, invece, sembra documentata da un monaco tedesco, Abbott Burchard, il quale notò un incremento di luminosità per circa una settimana. 

Se queste due osservazioni riguardassero effettivamente T CrB, la regola degli 80 anni non sarebbe poi così precisa. Non perché tra il 1217 e il 1787 intercorrano quasi sei secoli, ovviamente: ci sono state sicuramente esplosioni non registrate. Ma aggiungendo 80 anni ripetutamente al 1217 si arriva a un anno molto diverso dal 1842. A meno che si consideri il margine di errore del 40% di cui si parlava prima, ma a questo punto il discorso diventerebbe troppo complicato e privo di una regola. 

Sarà spettacolo?

Quando sentite o leggete "Sta per esplodere, alzate gli occhi al cielo" dovete pensare a una cosa, soprattutto. Se per voi il fatto di poter vedere una stella sapendo che in condizioni normali non la potreste vedere e che, dopo questa volta, non la vedrete più nella vostra vita... se per voi aver compreso tutti gli studi che sono dietro al fatto di poter prevedere - con un margine di errore "astronomico" - una esplosione stellare... se per voi tutto questo ha già un suo fascino, allora sì, alzate gli occhi al cielo e cercate di capire con una mappa quale sia questa stella. 

Se vi aspettate di vedere una esplosione nel cielo, invece, lasciate stare perché quel che vedrete è una stella della stessa luminosità, più o meno, della stella Polare, indistinguibile dalle altre se non avete mai guardato il cielo. Una cosa che vi farà dire "Ma dove sta questo spettacolo?". 

La nova nel Delfino esplosa nel 2013. Immagine di Stefano Capretti

L'immagine in alto mostra una nova che si accese nel Delfino nell'estate del 2013. Come chiaro, se la stella non fosse stata evidenziata dai trattini non avremmo avuto modo di riconoscerla da altre più o meno brillanti (il campo inquadrato non ha stelle molto brillanti ma basterebbe ampliarlo per far "sparire" la nova insieme a tante altre stelle).

Non sarà, quindi, uno spettacolo celeste o galattico o qualcosa di impressionante. Sarà una stella che prima non si vedeva e che ora, per un po' di tempo, tornerà a vedersi. Conoscendo i processi che ci sono dietro, basterebbe questo a renderla spettacolare. 

Quando? Le prime ipotesi parlavano di 2025.3, poi sono andate a 2024.4 ma i margini di errore ci sono e, anche se indubbiamente il processo sembra far propendere per una esplosione molto prossima, non sappiamo precisamente quando e neanche se la Corona Boreale sarà visibile.