Cita:
Walcom, dici che + o meno tutto le novae sono ricorrenti, no?
Sì.
Cita:
Ma sa una nana bianca nell'accumulare massa strappandola alla compagna supera il limite di Chandrasekhar, cosa succede? Diventa una stella di neutroni o l'esplosione la smembra?
Per quanto riguarda le novae classiche è acclarato da evidenze osservative che la massa accumulata dalla nana bianca viene poi persa durante l'outburst nella fase di nova. Non solo la nana bianca non accumula massa, anzi decresce come conseguenza degli outburst ripetuti e non può quindi raggiungere il limite di Chandrasekhar. Quindi le novae classiche non possono essere i progenitori della Supernovae di Tipo Ia come una volta si ipotizzava. A riprova di questo c'è anche l'assenza di Idrogeno ed Elio nello spettro delle supernova di Tipo Ia, elementi comuni durante l'accrescimento di materia delle nane bianche in sistemi binari.
E' possibile invece che ci sia un collegamento con le supernovae di Tipo Ia e le novae ricorrenti veloci tipo U Sco & RS Oph. Per questo tipo di oggetti il valore della massa della nana bianca è vicino al limite di Chandrasekhar. Ma rimangono aperte questioni fondamentali: la popolazione di questo tipo di novae ricorrenti è sufficiente a spiegare il tasso osservato di supernovae tipo Ia? che tipo di nana bianca si trova in questi sistemi? è possibile che l'Idrogeno presente nel sistema binario venga completamente nascosto al momento dell'esplosione in Supernova? (Bode, 2009)
Per quanto riguarda le novae classiche, queste probabilmente evolvono verso una configurazione di 2 nane con massa e luminosità decrescente ma tempi di vita molto lunghi. La Galassia non è vecchia abbastanza per aver accumulato molte di queste coppie ma, se anche esistessero, la scoperta di sistemi binari così deboli sarebbe estremamente difficile (Vogt, 1989).
Ernesto Guido
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