Lo scenario classico per la creazione di supernovae di tipo Ia è una stella nana bianca che accresce massa da una stella vicina che entra nella fase di gigante rossa. La gigante rossa in crescita riempie il suo lobo di Roche e la materia cade sulla nana bianca, spingendola oltre il limite di Chandrasekhar causando una supernova. Tuttavia, questo presuppone che la nana bianca sia già nel punto di svolta. In molti casi, la nana bianca è ben al di sotto del limite di Chandrasekhar e la materia si accumula in superficie. Quindi si accende come una nova più piccola che soffia via la maggior parte (se non tutto) del materiale che ha lavorato così duramente per raccogliere.
A nuovo articolo di un gruppo di astronomi europei considera come questo ciclo influenzerà l'accumulo complessivo di massa sulle nane bianche che subiscono novae ricorrenti. In un precedente studio 1D più semplicistico (Yaron et al. 2005) le simulazioni hanno rivelato che un guadagno netto di massa è possibile se la nana bianca accumula una media di 10-8volte la massa del Sole ogni anno. Tuttavia, a questo ritmo, lo studio ha suggerito chemaggior partedella massa andrebbe nuovamente persa nelle novae risultanti, e anche un minuscolo guadagno di 0,05 masse solari occuperebbe dell'ordine di milioni di anni. Se questo fosse il caso, costruire la massa necessaria per esplodere come una supernova di tipo Ia sarebbe fuori portata per molte nane bianche poiché, se impiegasse troppo tempo, la fase di gigante rossa della compagna finirebbe e la nana sarebbe fuori. di materiale da divorare.
Per il loro nuovo studio, il team europeo ha simulato il caso di RS Ophiuchi (RS Oph) in una situazione 3D. La simulazione non ha preso in considerazione solo la perdita di massa dal gigante sulla nana, ma ha incluso anche l'evoluzione delle orbite (che influenzerebbe anche i tassi di accrescimento) e le velocità variabili per la velocità della materia che viene persa dal gigante. Non sorprende che il team abbia scoperto che per tassi di perdita di massa più lenti dal gigante, il nano è stato in grado di accumularne di più. “I tassi di accrescimento cambiano da
circa il 10% [della massa della gigante rossa] nel caso lento a circa il 2% nel caso veloce'.
Ciò che non era immediatamente ovvio è che la perdita di momento angolare quando il gigante ha perso i suoi strati ha provocato una diminuzione della separazione delle stelle. A sua volta, ciò significava che il gigante e il nano si avvicinavano e il tasso di accrescimento aumentava ulteriormente. Nel complesso hanno determinato che l'attuale tasso di accrescimento per RS Oph era già superiore al 10-8masse solari all'anno necessarie per un guadagno netto e, a causa della distanza orbitale decrescente, non farebbe che migliorare. Poiché la massa di RS Oph è precipitosamente vicina al limite di Chandrasekhar di 1,4 massa solare, suggeriscono: 'RS Oph è un buon candidato per un progenitore di un SN Ia'.