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| novae e simbiotiche |
| introduzione |
| di Antonio Vagnozzi e Paolo Casali |
Storia 
Fig.1
Le binarie interagenti
Simbiotiche
compaiono per la prima volta in letteratura
nel 1932 in un breve articolo a firma di W.Merrill e M. Humanson, dove tre
oggetti, per la precisione AX Per, RW Hya e CI Cyg, vengono citati come Nebulose
Planetarie anomale. In effetti una Nebulosa Planetaria prevede uno spettro di
emissione generato dalla fotoionizzazione del gas che circonda la nana bianca da
parte della nana bianca stessa, estremamente calda e compatta, ma non di certo
le bande dell'ossido di titanio che invece caratterizzano gli spettri delle
stelle fredde e che sono evidenti alle maggiori lunghezze d'onda nello spettro
delle simbiotiche. Soltanto nel 1984 (quindi piu' di mezzo secolo dopo!) David
Allen definisce le caratteristiche salienti che individuano questa classe di
binarie interagenti nelle quali si intrecciano alcune tematiche di interesse
fisico-geometrico sempre attuali e applicabili ai vari campi di studio della
moderna astrofisica. Lo spettro In quiescenza lo spettro mostra evidenti bande di assorbimento da gigante/supergigante fredda, in combinazione con intense righe in emissione di alta eccitazione generate per fotoionizzazione di gas nebulare da radiazione ultravioletta proveniente dalla compagna caldissima. Ci troviamo di fronte, quindi, a un sistema binario composto da una stella calda e compatta (tipicamente una Nana Bianca) e da una gigante/supergigante fredda, che per essere contenuta impone al sistema di avere una separazione orbitale dell'ordine delle decine di unità astronomiche con periodi, quindi, non inferiori al centinaio di giorni. 
Fig.2 Outburst ed eclissi Il trasferimento di massa dalla gigante fredda alla nana bianca avviene a tassi prossimi al limite di Eddington, raramente riscontrabili in altri tipi di binarie, e pronti a generare super-soft X-ray sources per bruciamento stabile dell'idrogeno accresciuto. L'accumulo delle ceneri (He) avviene in condizioni non degeneri e gli outbursts che ne conseguono portano alla liberazione di enormi quantità di energia (intermedia tra quelle delle novae classiche e delle supernovae), ma non all'espulsione di materia. L'inviluppo in outburst della nana bianca espande fino a raggiungere delle dimensioni confrontabili con quelle della sua compagna gigante fredda e può essere in tal modo eclissato, come accade in PU Vul, se il piano orbitale è favorevolmente inclinato con la nostra linea di vista (i~90 gradi). Utilizzando tecniche di modellizzazione orbitale, è possibile determinare massa, raggio e temperatura della nana bianca durante varie fasi dell'outburst e confrontare i risultati ottenuti con i modelli teorici. Jets Alle fasi di outburst nelle simbiotiche si associa spesso la produzione di jets bipolari. Il grado di collimazione è molto alto e diversamente da quanto si osserva in quasars e micro-quasars, non vi sono evidenze di forti campi magnetici. Da un punto di vista spettroscopico i jets si possono rilevare solamente in alta risoluzione. Si presentano come due picchi in emissione leggermente spostati verso il blu e/o verso il rosso rispetto ad alcune righe particolarmente intense quali H-alpha e H-beta dell'HI, o la 5876 ang dell'HeI. Ciò è dovuto all'effetto Doppler della luce e il fenomeno è particolarmente evidente nel caso in cui i jets sono allineati parallelamente (o quasi) con la nostra linea di vista lungo la direzione polare dell'orbita delle due stelle. |
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Crediti:
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