V392 Persei
| V392 Persei | |
|---|---|
  | |
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| Classificazione | Stella variabile |
| Classe spettrale | DNe + ? |
| Tipo di variabile | Nova (Nova ricorrente ?) |
| Distanza dal Sole | ≈ 12.700 a.l. (15.960 < > 10.740 a.l.) (≈ 3,9 kpc 4,9 < > 3,3 kpc) |
| Costellazione | Perseo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 04h 43m 21,4s |
| Declinazione | +47° 21′ 25,87″ |
| Lat. galattica | 157,9918° |
| Long. galattica | +00,9022° |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. |
|
| Magnitudine app. | 15, 16,1679, 13,766, 13,29 e 13,062 |
| Magnitudine ass. | −9,5 V (durante l'esplosione) |
| Parallasse | 0,257 ± 0,052 mas |
| Nomenclature alternative | |
V392 Per, TCP J04432130+4721280,
2MASS J04432138+4721257, Gaia DR2 254361745823908736, AAVSO 0435+47, Nova Persei 2018, AllWISE J044321.36+472125.8, CMC15 J044321.3+472125, GSC2.3 NCFD013562, N Per 2018, IPHAS J044321.37+472125.8, Nova Per 2018, UCAC4 687-031629, URAT1 687-136723, SON 10653, USNO-A2.0 1350-04820860, USNO-B1.0 1373-0142019, USNO-B1.0 1373-0142020, WISE J044321.38+472125.8, XPM 274-0217060[1] | |
V392 Persei detta anche Nova Persei 2018, è una nova che nella volta celeste appare situata nella costellazione del Perseo. Per decine di anni dopo la sua scoperta nel 1970 si ritenne che V392 Persei fosse una nova nana, un sottogruppo delle variabili cataclismiche, appartenente al tipo variabile Z Camelopardalis: nel 2018 con sorpresa degli astronomi è esplosa come nova, più precisamente del tipo ONe (Ossigeno-Neon) e con caratteristiche tali da farla ritenere una valida candidata ad essere una nova ricorrente della sottoclasse U Sco[2].
Storia delle osservazioni
[modifica | modifica wikitesto]V392 Persei è stata scoperta come stella variabile il 16 febbraio 1970 dall'astronomo tedesco Gerold Alfred Richter all'Osservatorio di Sonneberg[3], all'epoca fu ritenuta una nova nana del tipo Z Camelopardalis. Da allora è stata tenuta sotto controllo e sono state registrate le sue ampie variazioni di magnitudine. Il 29 aprile 2018 l'astrofilo giapponese Yuji Nakamura, residente a Kameyama (prefettura di Mie)[4], scoprì un evento astronomico transiente, che fu fin dall'inizio correlato a V392 Persei[5].
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Il sistema stellare di V392 Persei è costituito da una stella binaria e da un disco di accrescimento. Il sistema binario è costituito da una nana bianca, del tipo ONe e da una stella subgigante della sequenza principale[6]: la notevole distanza dal Sistema solare non permette con gli attuali telescopi, anche spaziali, di conoscere i parametri fisici esatti delle due stelle. Parimenti non sono conosciuti i parametri fisici del disco di accrescimento, costituito da idrogeno, e della massa annua con cui viene alimentato dalla stella secondaria; tale massa dovrebbe essere dell'ordine del decimilionesimo di massa solare all'anno. V392 Per non dovrebbe divenire il progenitore di una supernova di tipo Ia in quanto la nana bianca è del tipo ONe[7][8].
Sotto l'azione dell'elevatissimo campo gravitazionale della nana bianca, masse di gas della stella compagna che hanno raggiunto il lobo di Roche vanno ad alimentare il disco d'accrescimento in orbita attorno alla nana bianca; al raggiungimento di una massa critica, cadono sulla sua superficie dove l'impatto con la superficie stellare provoca la trasformazione dell'energia cinetica del gas in calore così intenso da innescare termicamente la fusione nucleare dell'idrogeno (runaway thermonuclear reaction in inglese), evento che dà origine al fenomeno della nova; risultato dell'esplosione termonucleare è un aumento di luminosità su tutto lo spettro elettromagnetico e l'espulsione di circa 1/10000000 M⊙ di materia a velocità dell'ordine delle migliaia di km/s[9].
Esplosione come nova del 2018
[modifica | modifica wikitesto]Il sistema di V392 Per ha una magnitudine di quiescenza di 17–17,5 nella banda V[6][10].
Il 29,474 T.U. aprile 2018 fu rilevata come nova dall'astrofilo giapponese Yuji Nakamura quando era di magnitudine apparente 6,2; il 29,904 T.U. aprile 2018 raggiunse la 5,6ª magnitudine[6]. La magnitudine assoluta durante l'esplosione del 2018 è stata −9,5 V±0,8. L'esplosione ha portato all'espulsione di materia a una velocità di 5200 km/s[11], rendendo V392 Per una sorgente di raggi X[12] e una brillante sorgente di raggi gamma[13].
V392 Persei nell'esplosione del 2018 ha quindi avuto un aumento di luminosità di oltre 11 magnitudini, oltre il doppio delle esplosioni osservate prima che avevano fatto classificare V392 Persei come una nova nana, denominazione che nonostante il nome simile indica un fenomeno completamente diverso anche se avviene in sistemi stellari dello stesso tipo.
Varie caratteristiche presentate dell'esplosione sono tipiche delle nove ricorrenti in particolare di quelle costituite da binarie simbiotiche[6].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ (EN) V0392 Per
- ^ (EN) Classical Nova Persei 2018 outburst from the dwarf nova V392 Per
- ^ (DE) V392 Persei - eine Nova mit Vorbeobachtungen
- ^ (EN) Alert Notice 633: Nova outburst of V392 Per = TCP J04432130+4721280
- ^ (EN) CBAT "Transient Object Followup Reports" TCP J04432130+4721280
- ^ a b c d (EN) On the progenitor system of V392 Persei
- ^ (EN) V392 Per turning into a Neon Nova, with marked changes in the three-component line profiles
- ^ (EN) ON THE PROGENITORS OF GALACTIC NOVAE
- ^ (EN) Swift Observations of Extragalactic Recurrent Novae Archiviato il 7 novembre 2013 in Internet Archive.
- ^ (EN) V0392 Per
- ^ (EN) Optical Spectroscopy of TCP J04432130+4721280 (V392 Per) Confirms a Nova Eruption
- ^ (EN) Swift observations of the 2018 nova eruption from V392 Persei
- ^ (EN) Bright gamma-ray emission from TCP J04432130+4721280 (V392 Per) detected by Fermi-LAT
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]- Stelle principali della costellazione di Perseo
- RS Ophiuchi
- U Scorpii
- KT Eridani
- T Coronae Borealis
- YY Doradus
Altri progetti
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