Si parla, naturalmente, di Novae extra-galattiche in pieno spirito "Crossino"! Ma cos'è una stella nova e cosa la differenzia dalla supernova?

Gli astronomi del passato pensavano che si trattasse di stelle appena nate, e diedero loro il nome di "novae", cioè "stelle nuove". In realtà, una nova è una stella piuttosto vecchia... Si tratta infatti di una nana bianca, cioè di una stella con massa pari circa a quella del Sole, ma molto più condensata, che fa parte di un sistema binario , cioè di una coppia di stelle. La compagna orbita molto vicino alla nana bianca e così facendo perde una parte del proprio gas che, attirato dalla nana bianca, dapprima ruota attorno ad essa, formando un disco di accrescimento, per finire poi attratto e catturato. Gran parte delle novae impiegano dai 10.000 ai 100.000 anni per raccogliere abbastanza idrogeno dalle loro compagne prima di innescare la reazione nucleare.

Man mano che cade sulla superficie della stella, il gas ne accresce la massa finché essa non raggiunge un certo limite critico. A quel punto, sulla nana bianca si accendono delle reazioni nucleari esplosive ed essa espelle violentemente nello spazio la parte più esterna del proprio involucro gassoso, nonché una gran quantità di radiazione ed energia. L’ascesa luminosa iniziale della nova si conclude solitamente in pochi giorni, ed è spesso seguita da un breve intervallo di poche ore prima della definitiva salita al massimo che permette alla stella di raggiungere una magnitudine assoluta compresa tra –5 e –9. Nella fase successiva, durante un periodo che può variare da 1 a 3 mesi, una tipica nova scende di circa 3,5 magnitudini, divenendo venti volte meno luminosa rispetto al massimo.

Il fenomeno esplosivo emette un'energia pari a quella irradiata dal Sole in 100mila anni e lo splendore della stella aumenta anche di alcune decine di migliaia di volte. L'esplosione di una nova è tuttavia molto meno violenta di quella di una supernova (per confronto le Supernovae di tipo “Ia” raggiungono la magnitudine assoluta –18,5, 10.000 volte più luminose delle più brillanti novae); inoltre essa non distrugge completamente la stella, ma solo i suoi strati più esterni e solamente una piccolissima frazione della massa totale viene espulsa. Dopo questo parossismo, la nova scende gradualmente alla luminosità originaria, scomparendo alla vista. Il declino di una nova allo stato finale di “post nova” richiede di solito diversi anni, e nel caso di alcune novae molto lente, la stella non torna al suo minimo normale che dopo diversi decenni.
Giunta a questo punto la nana bianca può quindi continuare a catturare materia dalla compagna e il fenomeno può ripetersi anche più volte.

Tutte le novae possiedono all’incirca la stessa luminosità intrinseca nel momento del massimo. Grazie a questa particolarità, la loro distanza può essere calcolata con buona approssimazione, misurandone semplicemente il flusso luminoso.

Tipicamente lo splendore apparente di una nova galattica può raggiungere valori attorno alla quinta – sesta magnitudine (come le stelle più deboli visibili ad occhio nudo), ma vi sono casi eccezionali in cui una nova ha uguagliato la luminosità delle stelle più splendenti del cielo, come la Nova Persei 1901 o la Nova Cygni 1975.

Negli ultimi anni, grazie al miglioramento delle caratteristiche dei rivelatori elettronici abbinati a strumenti astronomici, è stato possibile ricercare le novae anche in alcune galassie esterne alla Via Lattea, principalmente la Galassia di Andromeda (M 31) e quella del Triangolo (M 33) oltre naturalmente alle Nubi di Magellano, non visibili alle nostre latitudini e ad alcune altre piccole galassie satelliti della Via Lattea e della Galassia di Andromeda. Eccezionalmente si possono individuare stelle novae con strumenti amatoriali anche nelle galassie esterne al Gruppo Locale, come NGC253 nello Scultore, IC342 in Camelopardalis o M81 nell'Orsa Maggiore (vedi foto).

Lo splendore apparente delle novae in queste galassie, che ricordiamo si trovano ad una distanza variabile dai 300.000 anni luce per le satelliti della Via Lattea, fino a 2,5 milioni di anni luce per M 33, è molto basso, paragonabile a quello delle stelle più deboli visibili con un telescopio di medie dimensioni. Come per la ricerca di supernovae, sono quindi necessari tempi di esposizione di alcune decine di secondi ed un sistema accurato di confronto delle immagini con quelle d’archivio. Questo avviene solitamente mediante una visualizzazione computerizzata rapida e alternata dell’immagine con quella in archivio. Questa speciale tecnica viene chiamata “blinkaggio”.

Già da anni i responsabili dell’Osservatorio del Col Drusciè si dedicano alla ricerca delle supernovae, ma è solamente dall’autunno del 2004 che è stata iniziata un’osservazione sistematica anche delle galassie vicine per la ricerca di stelle novae. Come spesso accade, la fortuna arride ai “principianti” (in questo caso i ricercatori del CROSS) che, dopo poche osservazioni della Galassia di Andromeda, hanno fatto centro ed hanno scoperto in soli quattro mesi due novae extra-galattiche. In questa attività di ricerca vengono costantemente monitorate una decina di galassie fra le più vicine alla Via Lattea, fra cui M81, M33 e naturalmente M31 che più generosamente delle altre può donare soddisfazioni ai suoi attenti osservatori.

	18 febbraio 2005: Nova 200502a in M31	Scopritore: M. Migliardi	vai alla pagina della Nova
	16 novembre 2004: Nova 200411c in M31	Scopritore: A. Dimai	vai alla pagina della Nova
NOVAE EXTRAGALATTICHE IMPORTANTI
	aprile 2007: nova in M81		vai alla pagina della Nova
NOVAE GALATTICHE
	giugno 2008: nova Ophiuchi 2008		vai alla pagina della Nova

CROSS Index