T Coronae Borealis

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T Coronae Borealis
T Coronae Borealis
Scoperta12 maggio 1866
ClassificazioneGigante rossa+Nana bianca
Classe spettraleM3III+p[1]
Tipo di variabileNova ricorrente
Distanza dal Sole3130 ± 490 anni luce
(960 ± 150 parsec)[2]
CostellazioneCorona Boreale
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta15h 59m 30,161s[1]
Declinazione+25° 55′ 12,59″[1]
Lat. galattica042,3738
Long. galattica+48,1647
Dati osservativi
Magnitudine app.9,8 (min)
7,57 (media)
Magnitudine app.2
Magnitudine di picco2,5 (nova)[3]
Magnitudine ass.−2,29[4]
Parallasse0,94 mas
Moto proprioAR: −5,97 mas/anno
Dec: 9,81 mas/anno
Velocità radiale-27,79 km/s[1]
Nomenclature alternative
T CrB, CrB 1866, CrB 1946, GSC 02037-01144, TYC 2037-1144-1, AG+26 1536, HD 143454, PPM 104498, uvby98 100143454 ABV, BD+26 2765, HIC 78322, HIP 78322, AAVSO 1555+26, GC 21491, HR 5958, SAO 84129, GCRV 9203, IRAS 15574+2603
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Coordinate: Carta celeste 15h 59m 30.161s, +25° 55′ 12.59″

T Coronae Borealis è una stella binaria della costellazione della Corona boreale, una delle poche nove ricorrenti conosciute della nostra galassia. Nell'ambito delle nove ricorrenti T Coronae Borealis viene catalogata nel sottogruppo delle RS Oph, uno dei tre sottogruppi in cui sono suddivise le nove ricorrenti ed il cui prototipo è RS Ophiuchi[5]. Questo sottogruppo ha come caratteristiche di avere come stelle secondarie delle giganti rosse, una veloce perdità di luminosità dell'ordine delle 0,3 magnitudini al giorno, un'elevata velocità iniziale di espulsione di materia dell'ordine dei 4.000 km/s[6].

Il sistema stellare è costituito da un sistema binario di stelle composto da una nana bianca di grande massa, da una gigante rossa e da un disco di accrescimento in orbita attorno alla nana bianca alimentato da gas (principalmente idrogeno) proveniente dalla gigante rossa. Sotto l'azione dell'elevatissimo campo gravitazionale della nana bianca, masse di gas sono strappate dalla stella compagna e progressivamente si accumulano nel disco d'accrescimento, in una lenta caduta spiraleggiante verso la superficie della stella degenere. Periodicamente, circa ogni 80 anni[7], al raggiungimento di una massa critica, la repentina trasformazione dell'energia cinetica del gas del disco in calore nell'impatto sulla superficie innesca termicamente una fusione nucleare dell'idrogeno (runaway thermonuclear reaction in inglese) che dà origine al fenomeno della nova.

La distanza del sistema stellare dal sistema solare non è ancora stata stabilita con certezza e varia - secondo le stime dei ricercatori - tra 2.600 ± 460 anni luce (800 ± 140 parsec)[4] e 3.130 ± 490 anni luce (960 ± 150 parsec).

T Coronae Borealis in stato di quiete (minimo) fluttua attorno alla 10ª visuale con una magnitudine bolometrica apparente media di 7,57[4]. Poco prima dell'esplosione presenta un aumento di luminosità che può essere accompagnato da diminuzioni di luminosità per poi esplodere[8]. Al massimo di un'esplosione raggiunge una luminosità di 200.000 L☉. T Coronae Borealis è la più luminosa delle nove ricorrenti conosciute raggiungendo la 2ª magnitudine apparente.

Caratteristiche del sistema[modifica | modifica wikitesto]

Le due stelle hanno un periodo di rivoluzione attorno al baricentro del sistema di 227,57 giorni[4] ad una distanza compresa tra 0,9 ± 0,1[7] e 0,965 UA[4]. Le caratteristiche fisiche delle componenti del sistema sono:

  • nana bianca: la sua massa non è ancora stata stabilita con certezza, secondo alcuni astronomi sarebbe di 1,2 ± 0,2 M☉[7], secondo altri sarebbe compresa tra 1,35 e 1,377 M☉[9].
  • gigante rossa: spettro M4 III, massa 0,7 ± 0,2 M☉, il suo raggio è di 66 ± 11 R☉, la sua luminosità è di 620 ± 120 L☉, la sua temperatura superficiale è compresa tra i 3.400[4] e i 3560 K[7]. A questa stella sono attribuite fluttuazioni di luminosità di ampiezza variabile e con un periodo semiregolare di circa 55 giorni[7], inoltre è classificata dall'AAVSO anche come variabile ellissoidale rotante, con periodo di 227,6 giorni[10].
  • disco d'accrescimento: il disco d'accrescimento è alimentato dal gas che fuoriesce dal lobo di Roche della gigante rossa ad un ritmo stimato in circa 2,5×10−7 M⊙ per anno[7].

Esplosione del 1866[modifica | modifica wikitesto]

Il 12 maggio 1866[11] salì velocemente dalla magnitudine 9,5 alla 2,3 ma dopo 9 giorni non era più visibile ad occhio nudo[12]. Raggiunse la magnitudine assoluta di −8,7 equivalente a 230.000 L☉[13].

Esplosione del 1946[modifica | modifica wikitesto]

Il mattino del 9 febbraio 1946 l'astronomo statunitense Armin Joseph Deutsch dell'Osservatorio Yerkes scoprì che era nuovamente in esplosione[12]. Raggiunse la magnitudine apparente 3,2 e quella assoluta −8,4, equivalente a 180.000 L☉[13].

Esplosioni nell'Antichità[modifica | modifica wikitesto]

A fine agosto 2023 è uscito un articolo che riporta l'osservazione di due esplosioni avvenute prima della scoperta di T Coronae Borealis come nova ricorrente: una è avvenuta attorno al dicembre 1787 e l'altra ad ottobre 1217 [14][15].

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c d NOVA CrB 1866, su simbad.cfa.harvard.edu, SIMBAD.
  2. ^ (EN) K. Belczynski, J. Mikolajewska, On the Nature of the Recurrent Nova T Coronae Borealis, in S. Howell, E. Kuulkers e C. Woodward (a cura di), Wild Stars In The Old West: Proceedings of the 13th North American Workshop on Cataclysmic Variables and Related Objects. ASP Conference Series, vol. 137, 1998, p. 550. URL consultato l'11 aprile 2015.
  3. ^ (EN) Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae, pag. 130
  4. ^ a b c d e f (EN) Bradley E. Schaefer, Orbital Periods For Three Recurrent Novae (PDF), in The Astrophysical Journal, vol. 697, n. 1, 2009, pp. 721-729, DOI:10.1088/0004-637X/697/1/721. URL consultato l'11 aprile 2015.
  5. ^ (EN) Recurrent Novae, Classical Novae, Symbiotic Novae, and Population II Novae
  6. ^ (EN) The Outbursts of Classical and Recurrent Novae
  7. ^ a b c d e f (EN) K. Belczynski, J. Mikolajewska, New binary parameters for the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 296, n. 1, 1998, pp. 77-84, DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01301.x.
  8. ^ (EN) Cecilia H. Payne-Gaposchkin, Henry Norris Russell Prize Lecture of the American Astronomical Society - Fifty years of novae, American Astronomical Society, Meeting, 149th, 17 gennaio 1977. Astronomical Journal, vol. 82, pag. 665-673, settembre 1977
  9. ^ (EN) A new interpretation for the second peak of t coronae borealis outbursts: a tilting disk around a very massive white dwarf
  10. ^ http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5529c743afaa&-out.add=.&-source=B/vsx/vsx&recno=130367 AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2014) VizieR
  11. ^ (DE) O. Hachenberg, P. Wellmann, Das Spektrum und die Lichtkurve der Nova T Coronae borealis 1866 während ihres Maximums Juli 1938. Mit 4 Abbildungen., Zeitschrift für Astrophysik, vol. 17, pag. 246, 1939
  12. ^ a b (EN) F. S. Hogg, Notes and Queries - Nova T Coronae Borealis, in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 40, 1946, pp. 74-75. URL consultato l'11 aprile 2015.
  13. ^ a b (EN) T. E. Harrison, J. J.Johnson, J.Spyromilio, Infrared observations of the recurrent novae V745 SCO and V3890 SGR, in Astronomical Journal, vol. 105, n. 1, 1993, pp. 320-330, DOI:10.1086/116429.
  14. ^ (EN) The recurrent nova T CrB had prior eruptions observed near December 1787 and October 1217 AD
  15. ^ https://www.focus.it/scienza/spazio/un-manoscritto-medioevale-parla-di-una-stella-intermittente-che-si-riaccendera-nel-2024

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) Robert Paul Kraft, The Binary System Nova T Coronae Borealis, Astrophysical Journal, vol. 127, pag. 625, maggio 1958

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

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