Nova rossa luminosa
[[File:V838 Mon HST.jpg|upright=1.30|right|thumb|[[V838 Monocerotis]] – una possibile nova rossa luminosa]]

Una '''nova rossa luminosa''' (abbreviazione in inglese: '''LRN''' da ''Luminous Red Nova'', pl. ''luminous red novae'', pl. abbr. ''LRNe'') è un'esplosione stellare che si pensa sia dovuta alla fusione di due [[stella|stelle]]. Sono caratterizzate da un distinto colore rosso e da una [[curva di luce]] [[spettroscopio|spettroscopica]] che persiste con una luminosità rinascente nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]]. Le novae rosse luminose non devono essere confuse con le [[nova]]e standard, le esplosioni che si verificano sulla superficie delle stelle [[nana bianca|nane bianche]].

==Scoperta==

Un piccolo numero di oggetti che mostrano le caratteristiche delle novae rosse luminose sono stati osservati negli ultimi 30 anni circa. La stella rossa [[M31-RV]] nella [[Galassia di Andromeda]] brillò intensamente durante il 1988 e potrebbe essere stata una nova rossa luminosa. Nel 1994, [[V4332 Sgr]], una stella della galassia della [[Via Lattea]], brillò in modo simile, e nel 2002, [[V838 Mon]] fece lo stesso e fu studiata abbastanza da vicino.

La prima nova rossa luminosa confermata è stato l'oggetto [[M85 OT2006-1]],<ref>{{Cita web|url=http://www.messier-objects.com/tag/m85-ot2006-1/|titolo=M85 OT2006-1|sito=Messier Objects|data=14 agosto 2015|lingua=en|accesso=29 marzo 2018}}</ref> nella [[galassia]] [[M85 (astronomia)|M85]]. È stato osservato per la prima volta durante una ricerca di [[supernove]] dell'[[Osservatorio Lick]], e successivamente esaminato da una squadra di astronomi dell'[[Università della California - Berkeley|U.C. Berkeley]] e del [[California Institute of Technology|Caltech]]. Il team, guidato da [[Shrinivas Kulkarni]], ha confermato la sua differenza da esplosioni note come novae e ''pulsi termici'' e ha annunciato ''Luminous Red Novae'' come una nuova classe di esplosioni stellari in un comunicato stampa del 23 maggio 2007 e pubblicato sulla rivista ''[[Nature]]''.

[[V1309 Scorpii]] è una nova rossa luminosa che ha seguito la fusione di un [[binaria a contatto]] nel 2008.<ref name="tylenda">{{Cita pubblicazione|nome=R.|cognome=Tylenda|data=11 marzo 2011|titolo=V1309 Scorpii: Merger of a contact binary|rivista=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=528|p=A114|lingua=en|accesso=4 aprile 2018|doi=10.1051/0004-6361/201016221|bibcode=2011A&A...528A.114T|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2011/04/aa16221-10/aa16221-10.html|nome2=M.|cognome2=Hajduk|nome3=T.|cognome3=Kamiński|nome4=A.|cognome4=Udalski|nome5=I.|cognome5=Soszyński|nome6=M. K.|cognome6=Szymański|nome7=M.|cognome7=Kubiak|nome8=G.|cognome8=Pietrzyński|nome9=R.|cognome9=Poleski|nome10=Ł.|cognome10=Wyrzykowski|nome11=K.|cognome11=Ulaczyk|arxiv=1012.0163v2}}</ref>

Nel gennaio 2015 è stata osservata una nova rossa luminosa nella Galassia di Andromeda.<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Alexander A.|cognome=Kurtenkov|data=28 maggio 2015|titolo=The January 2015 outburst of a red nova in M 31|rivista=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=578|p=L110|lingua=en|accesso=4 aprile 2018|doi=10.1051/0004-6361/201526564|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2015/06/aa26564-15/aa26564-15.html|nome2=Peter|cognome2=Pessev|nome3=Toma|cognome3=Tomov|nome4=Elena A.|cognome4=Barsukova|nome5=Sergei|cognome5=Fabrika|nome6=Krisztián|cognome6=Vida|nome7=Kamil|cognome7=Hornoch|nome8=Evgeni P.|cognome8=Ovcharov|nome9=Vitaly P.|cognome9=Goranskij|nome10=Azamat F.|cognome10=Valeev|nome11=László|cognome11=Molnár|nome12=Krisztián|cognome12=Sárneczky|nome13=Andov|cognome13=Kostov|nome14=Petko|cognome14=Nedialkov|nome15=Stefano|cognome15=Valenti|nome16=Stefan|cognome16=Geier|nome17=Klaas|cognome17=Wiersema|nome18=Martin|cognome18=Henze|nome19=Allen W.|cognome19=Shafter|nome20=Rosa Victoria|cognome20=Muñoz Dimitrova|nome21=Vasil N.|cognome21=Popov|nome22=Maximilian|cognome22=Stritzinger|arxiv=1505.07808}}</ref>

Il 10 febbraio 2015, una nova rossa luminosa è stata osservata nella [[Galassia Girandola]] da Dumitru Ciprian Vîntdevară del Planetario e dell'Osservatorio Astronomico del Museo Vasile Parvan di [[Bârlad]], in [[Romania]].<ref>{{Cita web|url=http://www.astronomerstelegram.org/?read=7206||titolo=Spectroscopy and photometry of the luminous red nova PSN J14021678+5426205 in M 101|cognome=Goranskij|nome=V. P.|sito=The Astronomer's Telegram|data=11 marzo 2015|lingua=en|accesso=28 marzo 2018|nome2=D. V.|cognome2=Cherjasov|nome3=B. S.|cognome3=Safonov|nome4=O. V.|cognome4=Vosyakova|nome5=E. A.|cognome5=Barsukova|nome6=O. I.|cognome6=Spiridonova|nome7=A. F.|cognome7=Valeev}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www.rochesterastronomy.org/sn2015/snname.html|titolo=List of supernovae sorted by name for 2015|sito=Astronomy Section Rochester Academy of Science|lingua=en|accesso=28 marzo 2018}}</ref>

==Caratteristiche==

La [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] dell'esplosione che si verifica nelle novae rosse luminose è tra quella di una supernova (che è più luminosa) e di una nova (meno luminosa). La luce visibile dura per settimane o mesi ed è distintamente di colore rosso, diventando più tenue e più rossa nel tempo. Quando la luce visibile si attenua, la radiazione infrarossa cresce e dura anche per un lungo periodo di tempo, di solito attenuandosi e illuminandosi più volte.

Le [[Astronomia dell'infrarosso|osservazioni all'infrarosso]] di M85 OT2006-1 hanno dimostrato che la [[Temperatura efficace (astrofisica)|temperatura]] di questa stella è leggermente inferiore a 1000 [[Kelvin|K]], una temperatura piuttosto bassa. Non è chiaro se questa caratteristica sia condivisa da altre novae rosse luminose.

==Evoluzione==

Il team che sta studiando l'M85 OT2006-1 crede che si sia formata da due stelle di [[sequenza principale]] che si sono fuse tra loro. (Vedi la voce [[V838 Mon]] per ulteriori informazioni su ''[[V838 Monocerotis#Il mergeburst|mergebursts]]'' e possibilità alternative.)

Nel momento in cui si verifica il ''mergeburst'' (la fusione), la LRN sembra espandersi in modo estremamente rapido, raggiungendo migliaia fino a decine di migliaia di [[raggio solare|raggi solari]] in pochi mesi. Ciò farebbe raffreddare l'oggetto, spiegando l'intrigante coesistenza di un bagliore luminoso con un oggetto post-flash freddo.

==Altri punti di vista==

Alcuni astronomi ritengono sia prematuro dichiarare una nuova classe di esplosioni stellari basata su un numero così limitato di osservazioni. Ad esempio, Pastorello et al. nel 2007,<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Andrea|cognome=Pastorello|data=18 ottobre 2007|titolo=A very faint core-collapse supernova in M85|rivista=Nature|volume=449|numero=7164|pp=E1–E2|lingua=en|accesso=28 marzo 2018|doi=10.1038/nature06282|bibcode=2007Natur.449E...1P|url=https://www.nature.com/articles/nature06282|PMID=17943088|nome2=M.|cognome2=Della Valle|nome3=S. J.|cognome3=Smartt|nome4=L.|cognome4=Zampieri|nome5=S.|cognome5=Benetti|nome6=E.|cognome6=Cappellaro|nome7=P.|cognome7=Mazzali|nome8=F.|cognome8=Patat|nome9=S.|cognome9=Spiro|nome10=M.|cognome10=Turatto|nome11=S.|cognome11=Valenti|arxiv=0710.3753|issn=0028-0836}}</ref> ha spiegato che l'evento potrebbe essere dovuto a una supernova di tipo II-p e Todd et al. Il 2008<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Todd A.|cognome=Thompson|data=21 ottobre 2009|titolo=A New Class of Luminous Transients and a First Census of their Massive Stellar Progenitors|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume=705|numero=2|pp=1364-1384|lingua=en|accesso=28 marzo 2018|doi=10.1088/0004-637X/705/2/1364|bibcode=2009ApJ...705.1364T.|nome2=José L.|cognome2=Prieto|nome3=K. Z.|cognome3=Stanek|nome4=Matthew D.|cognome4=Kistler|nome5=John F.|cognome5=Beacom|nome6=Christopher S.|cognome6=Kochanek|arxiv=0710.3753}}</ref> ha sottolineato che le {{Chiarire|supernove sottoposte ad un alto livello di estinzione}} saranno naturalmente sia rosse che di bassa luminosità.

==Predizione==

È stata fatta una previsione che all'inizio del 2022 (2022,2 ± 0,6) [[KIC 9832227]] si fonderà e produrrà una nova rossa.<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Lawrence A.|cognome=Molnar|data=gennaio 2017|titolo=KIC 9832227: a red nova precursor|rivista=[[American Astronomical Society]]|volume=229|numero=|lingua=en|accesso=28 marzo 2018|bibcode=2017AAS...22941704M|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2017AAS...22941704M|nome2=Daniel|cognome2=Van Noord|nome3=Karen|cognome3=Kinemuchi|nome4=Jason P.|cognome4=Smolinski|nome5=Cara E.|cognome5=Alexander|nome6=Henry A.|cognome6=Kobulnicky|nome7=Evan M.|cognome7=Cook|nome8=Byoungchan|cognome8=Jang|nome9=Steven D.|cognome9=Steenwyk}}</ref><ref>{{Cita news|lingua=en|nome=John|cognome=Wenz|url=http://www.astronomy.com/news/2017/01/2022-red-nova|titolo=Two stars will merge in 2022 and explode into red fury|pubblicazione=Astronomy Magazine|data=6 gennaio 2017|accesso=28 marzo 2018}}</ref>

== Note ==
<references/>

==Voci correlate==
* [[Stella binaria]]
* [[Variabile cataclismica]]
* [[Nova nana]]
* [[Ipernova]]
* [[Nova]]
* [[Supernova]]

==Collegamenti esterni==
*{{Cita news|lingua=en|nome=Robert|cognome=Tindol|autore=|url=http://mr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12988.html|titolo=Caltech and Berkeley Astronomers Identify a New Class of Cosmic Explosions|pubblicazione=Caltech Press Release|data=23 maggio 2007|accesso=4 aprile 2018|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070526072411/http://mr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12988.html|dataarchivio=26 maggio 2007|urlmorto=sì}}
*{{Cita pubblicazione|autore=|nome=A.|cognome=Rau|data=20 aprile 2007|titolo=Spitzer Observations of the New Luminous Red Nova M85 OT2006-1|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume=659|numero=2|pp=1536-1540|lingua=en|accesso=4 aprile 2018|doi=10.1086/512672|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/512672/fulltext/|nome2=S. R.|cognome2=Kulkarni|nome3=E. O.|cognome3=Ofek|arxiv=0612161}}
*{{Cita news|lingua=en|url=https://cosmosmagazine.com/node/1340|titolo=Stars merge in new cosmic explosion|pubblicazione=Cosmos Magazine|data=24 maggio 2007|accesso=4 aprile 2018|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070528064144/https://cosmosmagazine.com/node/1340|dataarchivio=28 maggio 2007|urlmorto=sì}}

{{Stelle variabili}}
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