Nova outbursts

Come descritto nella Sez. , le osservazioni di Chandra/HETG della nova ricorrente RS Ophiuchi 13.9 giorni dopo il suo outburst del 2006 rivelano uno spettro ricco di righe di emissione indicativo di plasma emittente a temperature tra i 3 ed i 60 MK (Drake et al. 2009, ApJ, 691, 418). Le righe risultano molto piccate e suggeriscono un meccanismo di collimazione del plasma emittente in direzione perpendicolare alla linea di vista. Inoltre le righe appaiono asimmetriche e spostate verso il blu per effetto Doppler. Drake et al. (2009) hanno suggerito che la natura asimmetrica del mezzo circumstellare in cui l'esplosione è avvenuta potrebbe essere responsabile sia dell'ampio intervallo di temperature che della collimazione dello shock osservati.

Ricercatori dell'Osservatorio Astronomico di Palermo, in collaborazione con l'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, USA) ed il Naval Research Laboratory (Washington, USA), hanno investigato l'origine dell'allargamento, blue-shift ed asimmetria delle righe osservate con Chandra/HETG, per mezzo di accurate simulazioni idrodinamiche in tre dimensioni (Orlando, Drake & Laming 2009, A&A, 493, 1049). Il modello da loro sviluppato descrive l'espansione dell'onda d'urto, generata dall'outburst occorso nel 2006 in RS Oph, attraverso il mezzo circumstellare del sistema composto da una gigante rossa e dalla sua compagna nana bianca (su cui avviene la reazione termonucleare che porta all'outburst). Il modello tiene conto della conduzione termica (inclusi gli effetti di saturazione del flusso di calore) e delle perdite radiative da parte di plasma otticamente sottile. Il mezzo circumstellare include un addensamento equatoriale previsto dalla teoria e suggerito da osservazioni nella banda ottica ed infrarossa. Il modello è stato implementato usando il codice idrodinamico a griglia adattiva FLASH (Fryxell et al. 2000, ApJS, 131, 273) e le simulazioni 3D sono state condotte sull'infrastruttura GRID del consorzio COMETA.

Figure: Pannello in alto: rendering tridimensionale della densità di massa (in scala log) 13.9 giorni dopo l'outburst per il modello di ``best-fit'' (tratto da Orlando et al. 2009). In rosso (blu) si indica il plasma con temperatura maggiore (minore) di 1 MK. Pannelli in basso: immagini nella banda X in scala lineare (a sinistra) e logaritmica (a destra) per il modello di best-fit (tratto da Orlando et al. 2009).

Dalle simulazioni è stata sintetizzata l'emissione X e derivati gli spettri come sarebbero osservati con Chandra/HETG. La sintesi spettrale tiene conto dell'allargamento termico delle righe, del Doppler shift delle righe dovuto a componenti della velocità lungo la linea di vista, e dell'assorbimento dovuto al mezzo circumstellare post-shock e al materiale espulso dalla reazione termonucleare (ejecta), assumendo che quest'ultimo abbia una metallicità 10 volte superiore a quella del mezzo circumstellare. Il piano dell'orbita del sistema RS Oph è stato assunto inclinato di $35^o$ rispetto alla linea di vista in accordo con il valore stimato dalle osservazioni prima dell'outburst del 2006.

È stata condotta una estesa esplorazione dello spazio dei parametri del modello. Come esempio, il pannello in alto di Fig.  mostra il rendering tridimensionale della densità di massa (in scala log) 13.9 giorni dopo l'outburst per il modello di ``best-fit'' trovato. La morfologia dello shock è piuttosto complessa, asferica, e si origina dalla propagazione dello shock attraverso il vento della gigante rossa e l'addensamento sul piano equatoriale. Quest'ultimo, in particolare, determina la collimazione dell'onda d'urto perpendicolarmente al piano dell'orbita del sistema binario e porta ad una morfologia bipolare dello shock che ricorda quella osservata nelle bande radio ed ottica.

Il modello di best-fit riproduce l'emissione X osservata in modo naturale se il mezzo circumstellare in cui avviene l'outburst è caratterizzato da un addensamento equatoriale. Il modello predice che gran parte dell'emissione X durante le prime fasi evolutive si origina in una regione piccola che si propaga in direzione perpendicolare alla linea di vista e localizzata appena dietro il fronte di interazione tra l'onda d'urto e l'addensamento equatoriale (vedi pannelli in basso di Fig. ). I profili di riga predetti dal modello sono asimmetrici e spostati verso il blu e sono notevolmente simili a quelli osservati (confronta Fig.  con Fig.  della Sez. ). Le asimmetrie sono dovute ad un sostanziale assorbimento della componente dell'emissione X con Doppler-shift verso il rosso da parte del materiale degli ejecta.

Figure: Profili di riga sintetizzati dal modello di best-fit al giorno 13.9 (tratto da Orlando et al. 2009). La figura mostra il contributo all'emissione X del materiale degli ejecta (linee rosse) e del mezzo circumstellare post-shock (linee blu). Si confronti questa figura con la Fig.  della Sez. .

Il confronto tra i dati ad alta qualità di Chandra/HETG ed i risultati del nostro modello ha permesso di scoprire, per la prima volta, i dettagli della struttura emittente nella banda X durante le prime fasi di evoluzione dell'outburst, contribuendo ad una migliore comprensione della fisica dell'interazione tra l'outburst di nova ed il mezzo circumstellare nelle novae ricorrenti. Le implicazioni di questo studio sono rilevanti sulla determinazione se RS Ophiuchi è o non è un sistema progenitore di supernovae di tipo Ia.