Scoperta la stella nana bianca più calda

Grazie a osservazioni del telescopio spaziale Hubble, due astronomi delle Università di Tubinga e di Potsdam hanno stabilito un paio di record. Innanzitutto hanno identificatouna stella nana bianca che, sebbene risulti già in fase di raffreddamento, con una temperatura di 250.000 gradi Celsius è risultata la più calda del suo genere mai rilevata nella nostra Galassia. Inoltre, i ricercatori sono stati anche i primi a osservare una nuvola di gas intergalattico catturata dalla Via Lattea, un indizio di come le galassie possano raccogliere materiale “fresco” dallo spazio profondo per formare nuove stelle. I risultati della ricerca sono esposti in uno studio pubblicato sull’ultimo numero della rivista scientifica Astronomy & Astrophysics.

Diagramma della Via Lattea con il Sole, la nana bianca e la nube di gas sulla linea di vista della Grande Nube di Magellano. Crediti: Philipp Richter/University of Potsdam

Diagramma della Via Lattea con il Sole, la nana bianca e la nube di gas sulla linea di vista della Grande Nube di Magellano. Crediti: Philipp Richter/University of Potsdam

Le stelle di massa relativamente piccola verso la fine del loro “ciclo vitale” diventano estremamente calde. Per esempio, il Sole – che appartiene a questa categoria – ha mantenuto una temperatura superficiale piuttosto costante intorno ai 6.000 gradi Celsius fin dalla sua nascita 4,6 miliardi di anni fa. Ma, immediatamente prima di esaurire il combustibile delle reazioni termonucleari, fra altri cinque miliardi di anni, la nostra stella raggiungerà una temperatura trenta volte superiore, riscaldandosi fino a 180.000 gradi, prima di iniziare a raffreddarsi allo stadio di nana bianca. Le simulazioni al computer suggeriscono che le stelle possano diventare ancora più calde; in effetti, la temperatura più alta osservata per una di queste “stelle morenti” è stata misurata attorno ai 200.000 gradi. Dall’interpretazione degli spettri ultravioletti ottenuti dal telescopio spaziale Hubble sulla stella RX J0439.8-6809, gli autori del nuovo studio hanno ottenuto il nuovo record di 250.000 gradi, una temperatura che può essere raggiunta solo da una stella circa cinque volte più massiccia del nostro Sole. Questa nana bianca, ora in fase di raffreddamento, sembra aver raggiunto la sua temperatura massima di 400.000 gradi circa mille anni fa. La composizione chimica di questa rovente piccoletta desta ancora molti dubbi. Le analisi mostrano che sulla sua superficie sono presenti sia carbonio che ossigeno, prodotti della fusione nucleare dell’elio, un processo che avviene normalmente in profondità nel nucleo di una stella. RX J0439.8-6809 era già stata notata più di 20 anni fa come punto molto luminoso nelle immagini a raggi X, a significare un’enorme fonte di calore. Gli scienziati pensarono a una nana bianca che accendeva fuochi nucleari sulla sua superficie con l’idrogeno carpito a una stella compagna. Inoltre, gli astronomi ritenevano che la nana bianca fosse situata nella galassia a noi vicina, la Grande Nube di Magellano. Ora, i nuovi dati di Hubble mostrano invece che la stella si trova all’estrema periferia della Via Lattea, nel cosiddetto alone galattico, allontanandosene a una velocità di 220 chilometri al secondo. Lo spettro ultravioletto della stella conteneva anche un’altra sorpresa, indicando la presenza di gas che non appartiene alla stella, ma facente parte di una “nuvola” giustapposta tra la Via Lattea e RX J0439.8-6809. I ricercatori hanno calcolato che questa nube di gas sta scappando dalla Via Lattea a una velocità attorno ai 150 chilometri al secondo. Gli astronomi conoscevano l’esistenza di gas che viaggiano ad alta velocità in direzione della Grande Nube di Magellano, ma non erano in grado di dire con certezza se si trovassero nella Via Lattea o nella Grande Nube di Magellano. Trovare tale gas nello spettro di RX J0439.8-6809 offre ora la prova che la nube di gas appartiene alla Via Lattea. Tuttavia, e qui sta la vera sorpresa, la sua composizione chimica indica che ha avuto origine dallo spazio intergalattico. Secondo gli autori dello studio, questa è una prova a favore del fatto che le galassie raccolgono nuovo materiale dallo spazio profondo, materiale che possono quindi utilizzare per accendere nuove stelle.

di Stefano Parisini (INAF)

L’ammasso globulare 47 Tucanae

Il telescopio spaziale Hubble di NASA/ESA, ormai 25 enne, continua instancabile a regalarci immagini mozzafiato, come questa che vedete qui a fianco che ritrae l’ammasso globulare NGC 104, meglio conosciuto come 47 TucanaeSi tratta di uno degli ammassi globulari più grandi conosciuti, nonché il più brillante dopo Omega Centauri. Per la prima volta gli astronomi sono riusciti a censire migliaia e migliaia di giovani nane bianche che hanno iniziato la loro “migrazione” dall’affollato centro del cluster verso la periferia. Le nane bianche sono costrette ad uscire dal denso centro dell’ammasso a causa delle interazioni gravitazionali con stelle più massicce. Ricordiamo che le nane bianche sono stelle che hanno completato il processo di fusione dell’idrogeno in elio, e non avendo più “carburante” vanno inesorabili verso la loro fine. Nonostante ciò, anche se le nane bianche hanno esaurito il combustibile a idrogeno che le fa brillare, i loro nuclei caldi rimangono esposti, il che le rende molto luminose se osservate con la luce ultravioletta. E solo Hubble – dalla sua posizione privilegiata a quasi 600 chilometri di distanza dalla superficie terrestre – può rilevare queste stelle perché la luce ultravioletta è bloccata dalla nostra atmosfera e quindi non raggiunge i telescopi a terra. Usando Hubble gli esperti hanno tracciato la posizione di ben 3000 nane bianche in questo ammasso globulare. Un fitto sciame di puntini luminosi e freddi nella Via Lattea. 47 Tucanae si trova, infatti, nella Costellazione del Tucano, a 13400 anni luce dal Sistema solare, ma è abbastanza luminoso da poter essere visto anche ad occhio nudo dalla Terra. «Prima di tutto abbiamo visto l’immagine finale: nane bianche che sono emigrate verso orbite più lontane al di fuori del nucleo», ha spiegato Jeremy Heyl della University of British Columbia, in Canada, primo autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal. «Questa ricerca comprende circa un quarto di tutte le ‘giovani’ nane bianche del cluster, ma in realtà abbiamo catturato le stelle nel processo di migrazione verso l’esterno e la loro distribuzione in base alla massa». Il risultato ottenuto è stato tramite la funzionalità a ultravioletto della Wide Field Camera 3 montata su Hubble e gli astronomi sono riusciti a rintracciare diverse popolazioni di nane bianche di età diverse, stimate attraverso i colori delle stelle stesse. Tramite il colore è possibile stabilirne anche la temperatura. Un gruppo di sei milioni di anni stelle ha appena iniziato il suo viaggio dal centro del cluster, mentre un’altra popolazione di nane bianche ha circa 100 milioni di anni ed è già arrivata nella sua nuova posizione, a 1,5 anni luce dal suo punto di partenza. «Prima di diventare nane bianche, le stelle che stanno migrando sono state tra le più massicce del cluster, più o meno massiccio come il Sole», ha spiegato la co-autrice del paper Elisa Antolini dell’Università degli Studi di Perugia. «Sapevamo che con la perdita di massa si sarebbe verificata una migrazione verso l’esterno. Per questo non è stata una sorpresa. Ciò che, invece, ci ha sbalordito è che le nane bianche più giovani nane bianche hanno appena intrapreso il loro viaggio. Questa potrebbe essere la prova che le stelle perdono gran parte della loro massa in una fase successiva della loro vita, il che è una scoperta emozionante». Circa 100 milioni di anni prima che stelle diventino nane bianche, queste si gonfiano entrando nella fase di giganti rosse. Finora molti astronomi hanno ritenuto che le stelle perdevano la maggior parte della loro massa proprio in questa fase. Ma è evidente che se così fosse le stelle verrebbero espulse dal centro dell’ammasso globulare nella fase di gigante rossa. Con il nuovo studio, infatti, questa teoria è stata ribaltata: «Le nostre osservazioni con Hubble hanno condotto a nane bianche che hanno appena iniziato la loro migrazione verso orbite più ampie», ha spiegato Harvey Richer, ricercatore anche lui presso la University of British Columbia. «Questo rivela che la migrazione delle stelle dal centro e la perdita della loro massa cominciano più tardi nella vita della stella rispetto a quello che si è sempre pensato. Queste nane bianche perdono una grande quantità di massa appena prima di diventare nane bianche e non durante la fase di giganti rosse». Cosa vuole dire? I nuovi risultati implicano che le stelle in realtà perdono dal 40 al 50 per cento della loro massa “soli” 10 milioni di anni prima di diventare delle nane bianche.
di Eleonora Ferroni (INAF)

La stella più veloce della galassia

Utilizzando il telescopi Keck e Pan-Starrs, entrambi situati alle Hawaii, un gruppo internazionale di astronomi, guidati da Stephan Geier dell’ESO (European Southern Observatory) a Garching, ha trovato una stella iperveloce che viaggia a circa 1200 chilometri al secondo, infrangendo ogni precedente record di velocità galattica. Appartiene a quello sparuto gruppo di stelle, scoperto nell’ultimo decennio, definite esuli, perché possiedono una velocità tale da potere sfuggire alla giostra gravitazionale della Via Lattea. Al contrario delle altre iperveloci più conosciute, strappate dalla loro vita di coppia a causa di un incauto passaggio nei pressi del buco nero centrale, la piccola stella oggetto dello studio è stata prima spolpata e poi violentemente espulsa dall’esplosione in supernova della stella con cui condivideva un angusto sistema binario. I risultati sono pubblicati nell’ultimo numero della rivista Science.
La stelle “normali”, come il nostro Sole, sono legate alla nostra galassia, orbitando attorno al centro galattico con velocità moderata, dell’ordine di 100 chilometri al secondo. Alcune cosiddette stelle iperveloci sfuggono a questo legame, viaggiando a velocità 10 volte superiori. Gli scienziati ritengono che il meccanismo di accelerazione per questi oggetti celesti derivi da un effetto fionda, indotto dall’incontro ravvicinato di una coppia di stelle con la forza attrattiva del buco nero supermassiccio troneggiante al centro della Via Lattea.
Tuttavia per alcune stelle iperveloci questo meccanismo è improbabile, per vari motivi tra cui il fatto che la loro traiettoria non proviene dal centro della nostra galassia, dove appunto si trova il buco nero. Una di queste stelle, catalogata come US 708 e nota nella sua categoria come HVS 2 (HVS = hypervelocity star) è diversa dalle altre. US 708 è, in termini tecnici, una stella subnana calda, il nucleo d’elio residuo di una gigante rossa spogliata degli strati esterni di idrogeno. Inoltre questa stellina, nuda e compatta, ruota molto velocemente.
Le nuove misure cinematiche e spettroscopiche effettuate dal gruppo di Geier, confrontate con precedenti osservazioni, hanno permesso di determinare come la velocità totale della stella sia di circa 1.200 chilometri al secondo, molto più elevata rispetto le velocità delle stelle conosciute nella nostra galassia. E anche sostanzialmente più alta della velocità calcolata per la stessa stella in un precedente studio basato solo sulla sua velocità radiale.
Calcolando la traiettoria a ritroso, è stato escluso il centro galattico come possibile provenienza di US 708. Di conseguenza, è stata esclusa la sua accelerazione da parte del buco nero supermassiccio. Allo stesso tempo, le sue caratteristiche puntano tutte nella direzione di un’accelerazione impressa da un evento catastrofico che ha coinvolto la coppia binaria di cui con ogni probabilità faceva parte.
«Le proprietà peculiari di US 708 che, contrariamente alle altre stelle iperveloci, è una stella all’elio compatta in rotazione veloce, probabilmente formatasi dall’interazione con una vicina compagna, si adattando molto bene a uno scenario di accelerazione alternativo a quello del buco nero», spiega Geier. Secondo il ricercatore, US 708 originariamente risiedeva in un sistema binario ultracompatto, dove alimentava d’elio una massiccia compagna nana bianca. Il raggiungimento di una quantità critica d’elio sulla superficie della nana bianca ha quindi innescato l’esplosione termonucleare che gli astrofisici identificano come supernova di tipo Ia, la cui costante luminosità viene presa come riferimento per le distanze. La compagna superstite è stato soffiata via dalla terribile onda d’urto e accelerata fino alla velocità da record che i ricercatori hanno ora misurato.
«Questi risultati forniscono la prova osservativa che esiste un legame tra stelle iperveloci all’elio e le supernove di tipo Ia», conclude Geier. «Assieme a questo, abbiamo compiuto un altro importante passo in avanti nella comprensione delle supernove di tipo Ia di cui, nonostante siano impiegate come candele standard per misurare l’espansione dell’universo, non conosciamo bene i progenitori». Insomma, la leva che ha lanciato US 708 come una biglia impazzita nel flipper cosmico potrebbe essere spesso all’opera nelle esplosioni di supernova, almeno per il tipo Ia.
di Stefano Parisini (INAF)

Un sistema stellare triplo nell’Eridano

Keid (ο2 Eri / ο2 Eridani / Omicron2 Eridani / 40 Eridani) è un sistema stellare triplo distante circa 16,45 anni luce dalla Terra, appartenente alla costellazione dell’Eridano. Avendo magnitudine apparente 4,43, Keid è visibile a occhio nudo. Nel 1783 William Herschel la identificò come stella doppia. Nel 1851, Otto Wilhelm von Struve scoprì che la meno brillante delle due stelle del sistema era, a sua volta, doppia. Nel 1910 fu scoperto che, sebbene una delle due componenti più deboli fosse poco luminosa, essa aveva colore bianco. Ciò implicava che essa fosse una stella molto piccola. Essa era infatti una nana bianca, la prima ad essere scoperta. Keid si trova nella parte settentrionale della grande costellazione dell’Eridano e, specificatamente, nella parte più vicina alla costellazione di Orione. È posta poco sotto la linea che congiunge Nu Eridani a Delta Eridani e appare vicina (circa 1°) a Beid (ο1Eridani), con la quale non è tuttavia legata fisicamente. In realtà Beid è sette volte più distante da noi di quanto non sia Keid. Essendo posta nella parte nord della costellazione, a soli 7° a sud dell’equatore celeste, Keid è osservabile senza difficoltà da tutte le regioni popolate della Terra, a differenza delle stelle poste nella parte meridionale di questa vasta costellazione. Keid A è la componente principale del sistema.

Si tratta di una stella di sequenza principale arancione di tipo spettrale K1 Ve. Essa possiede una massa pari a 0,89 M☉e un raggio pari a 0,85 R☉. Il colore arancio di Keid A è determinato dalla temperatura superficiale che è 5.100 K, inferiore a quella del Sole di circa 700 K. La minore superficie radiante e la minore temperatura determinano una luminosità che è più bassa di quella del Sole: questa stella ha infatti una luminosità pari a 0,36 L☉e una magnitudine assoluta 5,99. Ciononostante, Keid A è la componente di gran lunga più brillante del sistema, tanto che la sua magnitudine apparente (4,43) coincide con quella del sistema stesso. Le emissioni di raggi X provenienti da questa stella testimoniano la presenza di una corona, che sembra avere una intensità paragonabile a quella del Sole. Keid A ha una età stimata di 5,6 miliardi di anni, poco maggiore di quella del nostro Sole. La componente A del sistema dista dalla coppia B-C 418 UA (circa 63 miliardi di km). Il periodo orbitale è di circa 8.000 anni. Keid B è una nana bianca di magnitudine 9,52 e di tipo spettrale DA4. La sua radiazione è quindi dominata dalle linee dell’idrogeno. Per il resto Keid B è formata principalmente da elio e, soprattutto, carbonio. La sottoclasse spettrale 4 pone Keid B fra le nane bianche a media temperatura: la sua temperatura superficiale è infatti stimata essere intorno ai 16.000 – 17.000 K. In particolare, una prima serie di misure ha dato come risultato 17.000 ± 200, mentre una seconda serie, di poco successiva, ha dato risultati 16.400 K e 16.730 K. Le misurazioni della massa e del raggio di Keid B hanno costituito a lungo un problema. Infatti è da tempo risaputo che esiste una precisa relazione fra il raggio e la massa di una nana bianca: in particolare il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della sua massa. Ora in molte misure compiute fra gli anni settanta e gli anni novanta il raggio risultava troppo piccolo per una massa che era calcolata essere 0,43 M☉. Questo aveva portato a formulare ipotesi molto complicate, come quella secondo cui Keid B era il risultato della fusione di stelle molto piccole. Tuttavia misurazioni più recenti e più precise hanno permesso di conciliare i due dati: la massa stimata è infatti più alta, essendo calcolata ora essere 0,501 ± 0,011 M☉, e questo dato la riconcilia con il raggio, che è calcolato essere 0,0136 ± 0,00024 R☉, cioè circa 9.400 km. Keid B è pertanto grande una volta e mezza la Terra. La concentrazione di una massa pari a metà di quella del Sole in volume di una Terra e mezza comporta che la densità di Keid B sia molto elevata, come accade in tutte le nane bianche. In particolare Keid ha una densità di un quarto di tonnellata per centimetro cubo. Dato che la superficie radiante di Keid B è molto piccola, lo è anche la sua luminosità: Keid B ha una luminosità di solo 1,3 10-3 L☉. Quando Keid B si trovava nella sequenza principale, era probabilmente la stella più massiccia del sistema. Infatti più una stella è massiccia più velocemente si evolve e, quindi, poiché Keid B è la componente più evoluta del sistema, doveva inizialmente avere una massa maggiore di quella delle altre due componenti. Le fasi di instabilità che hanno accompagnato gli stadi successivi a quelli dell’uscita dalla sequenza principale hanno portato l’astro ad espellere i propri strati esterni e quindi a perdere massa. La distanza media fra Keid B e Keid C è 35 UA (poco più di 5 miliardi di km). Tuttavia l’orbita è molto eccentrica: e=0,410 e questo porta le due componenti ad avvicinarsi fino a 21 UA (poco più di 3 miliardi di km) al periastro e ad allontanarsi fino a 49 UA (circa 7,3 miliardi di km) all’afastro. Un’orbita viene compiuta ogni 252 anni. Keid C è una stella di sequenza principale rossa di tipo spettrale M4.5Ve e di magnitudine apparente 11,17. Si tratta della componente meno massiccia del sistema, avente una massa di solo 0,195 M☉. Il suo colore rosso è determinato da una temperatura superficiale relativamente bassa, circa 3.500 K. Il raggio di questa piccola stella è 28% di quello solare. Il piccolo raggio e la bassa temperatura superficiale fanno sì che la luminosità di questa stella non sia elevata: essa emette solo 7 decimillesimi della radiazione emessa dal Sole. Come molte stelle della sua classe, Keid C è una stella a flare: in stelle come queste di tanto in tanto il campo magnetico cortocircuita in modo imprevedibile, causando un improvviso aumento della luminosità in tutte le lunghezze d’onda dello spettro. Si tratta di un fenomeno simile a quello dei brillamenti solari. Tuttavia mentre i brillamenti costituiscono una porzione trascurabile dell’energia emessa dal Sole, quelli che avvengono nelle stelle di classe M di sequenza principale possono raddoppiare la luminosità della stella. Anche Keid C ha una corona che emette raggi X. Si tratta, comparata a quella del Sole, di una corona molto intensa, che emette circa 0,14% della luminosità totale della stella. La stella principale ha una metallicità di [Fe / H] =- 0,19, vale a dire circa il 65 % della metallicità solare, rendendo così abbastanza probabile la formazione di pianeti terrestri. Finora, tuttavia, non è stato individuato alcun pianeta. La zona abitabile di Keid A, dove potrebbe esistere un pianeta con acqua liquida, dista circa 0,63 UA (circa 94 248 000 km) dalla stella. A tale distanza un pianeta compirebbe una rivoluzione completa in 203 giorni terrestri e il diametro di Keid A apparirebbe circa il 30% più ampio di quello del Sole dalla Terra. Un osservatore posto su un ipotetico pianeta in orbita attorno alla stella primaria vedrebbe splendere Keid B con un colore bianco e alla magnitudine -7,3, mentre Keid C splenderebbe alla magnitudine -5,7 con un colore rosso. Entrambe quindi sarebbero ben visibili ad occhio nudo, ben più luminose di Venere visto dalla Terra. Sarebbe estremamente improbabile trovare un pianeta nella zona abitabile della nana bianca Keid B, perché essa nella fase di gigante rossa avrebbe inglobato eventuali pianeti posti in tale zona. Durante i flare, Keid C emette grandi quantità di raggi X, 10.000 volte il quantitativo emesso durante i brillamenti solari. Ciò sarebbe letale per gli ipotetici esseri viventi che si venissero a trovare su un pianeta posto nella zona abitabile di Keid C. Viste da Keid C le altre due componenti brillerebbero entrambe come la Luna piena vista dalla Terra, anche se il colore e la grandezza angolare sarebbero completamente diversi; da un lato la piccola nana bianca, 12 volte più vicina a Keid C rispetto alla principale, brillerebbe di una intensa luce bianca dovuta all’alta temperatura superficiale, dall’altro Keid A che, nonostante la maggior distanza da Keid C e la bassa temperatura che le fa assumere un colore giallo-arancio, è oltre 60 volte più grande della nana bianca.
Tratto da Wikipedia
(Vedi anche l’articolo Cinque stelle da ascoltare e cinque stelle da guardare del 2 settembre 2010 in Alla ricerca di ET).

Stelle di neutroni

Una stella di neutroni è una stella compatta il cui peso è sostenuto dalla pressione di neutroni liberi. Si tratta di una cosiddetta stella degenere. I neutroni sono costituenti del nucleo atomico e sono così chiamati in quanto elettricamente neutri. A differenza dei protoni, essi possono essere uniti a formare enormi nuclei fino a diverse volte la massa del Sole. Le stelle di neutroni sono state i primi oggetti astronomici notevoli a essere predetti teoricamente (nel 1933) ed, in seguito, scoperti (nel 1968 come pulsar).


Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del Sole, sebbene il loro raggio sia di qualche decina di chilometri, vale a dire diversi ordini di grandezza inferiore. La loro massa è impacchettata in un volume di 7 × 1013 m3, circa 1014 volte più piccolo e la densità media è quindi 1014 volte più alta. Tali valori di densità sono i più alti conosciuti e impossibili da riprodurre in laboratorio (a titolo esemplificativo, per riprodurre una densità pari a quella dell’oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia). Si tratta di una densità simile a quella dei nuclei atomici, ma estesa per decine di chilometri. In effetti le stelle di neutroni possono essere considerate nuclei atomici giganti tenuti insieme dalla forza gravitazionale. A causa dell’altissima densità e delle piccole dimensioni una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (1011) di volte più intenso di quello della Terra. Una delle misure di un campo gravitazionale è la suavelocità di fuga, cioè la velocità che un oggetto deve avere per potergli sfuggire, sulla superficie terrestre essa è di circa 11 km/s, mentre su quella di una stella di neutroni si aggira intorno ai 100 000 km/s, cioè un terzo della velocità della luce. Le stelle di neutroni sono uno dei possibili stadi finali dell’evoluzione stellare e sono quindi a volte chiamate stelle morte o cadaveri stellari. Si formano nelle esplosioni disupernova come il residuo collassato di una stella di grande massa (nelle supernovae di tipo II o Ib) o come il residuo di una nana bianca (nelle supernovae di tipo Ia, ipotesi oggi controversa). Una tipica stella di neutroni ha un diametro di 20 km, ha una massa minima di 1,4 volte quella del Sole (altrimenti sarebbe rimasta una nana bianca) e una massima di 3 volte quella del Sole (altrimenti collasserebbe in un buco nero). La sua rotazione è spesso molto rapida, la maggior parte delle stelle di neutroni ruota con periodi da 1 a 30 s, ma esistono alcune che arrivano a pochi millesimi di secondo. La materia alla loro superficie è composta da nuclei ordinari ionizzati. Cominciando a scendere, si incontrano nuclei con quantità sempre più elevate di neutroni. Questi nuclei decadrebbero rapidamente in condizioni normali, ma sono tenuti stabili dall’enorme pressione. Ancora più in profondità si trova una soglia sotto la quale i neutroni liberi si separano dai nuclei e hanno un’esistenza indipendente. In questa regione si trovano nuclei, elettroni liberi e neutroni liberi. I nuclei diventano sempre di meno andando verso il centro, mentre la percentuale di neutroni aumenta. La natura esatta della materia superdensa che si trova al centro non è ancora ben compresa. Alcuni ricercatori si riferiscono ad essa come ad una sostanza teorica, il neutronio. Potrebbe essere una mistura superfluida di neutroni con tracce di protoni ed elettroni, potrebbero essere presenti particelle di alta energia come pioni e kaoni e altri speculano di materia composta da quark subatomici. Finora le osservazioni non hanno né confermato né escluso questi stati “esotici” della materia. Tuttavia, esaminando le curve di raffreddamento di alcune stelle di neutroni conosciute, sembrerebbe confermata l’ipotesi di stati superfluidi (e anche superconduttivi), almeno in alcune zone degli strati interni di tali astri.
Storia delle scoperte
Nel 1932, Sir James Chadwick scoprì il neutrone, una nuova particella (che allora si pensava elementare mentre oggi si sa essere composta di quark) che gli valse il premio Nobel del 1935. Nel 1933 Walter Baade e Fritz Zwicky, proposero l’esistenza di stelle interamente composte di neutroni, dopo un solo anno dalla scoperta di Chadwick. Cercando una spiegazione per le origini delle supernovae, proposero che queste producessero delle stelle di neutroni. Baade e Zwicky proposero correttamente che le supernovae sono alimentate dall’energia di legame gravitazionale della stella di neutroni in formazione: “Nel processo della supernova la massa viene annichilata”. Se per esempio le parti centrali di una stella massiccia, prima del collasso, ammontano a 3 masse solari, allora si potrebbe formare una stella di neutroni di 2 masse solari. L’energia di legame di una tale stella di neutroni è equivalente, quando espressa in unità di massa usando la famosa equazione E=mc², ad 1 massa solare. È in ultima analisi questa energia che alimenta la supernova.
Tipi di stelle di neutroni 
Una stella di neutroni isolata, senza alcuna materia attorno ad essa, è praticamente invisibile: la sua altissima temperatura la porta ad emettere un po’ di radiazione visibile, ultravioletta, X e gamma, ma data la sua piccolezza la luce emessa è molto poca e, a distanze astronomiche, non rilevabile. Se però la stella di neutroni ha una compagna, questa può cederle massa. Oppure la stella di neutroni può “alimentarsi” da materia presente nei dintorni, se per esempio sta attraversando una nube di gas. In tutti questi casi la stella di neutroni può manifestarsi sotto varie forme: Pulsar: termine generico indicante una stella di neutroni che emette impulsi direzionali di radiazione rilevabili sulla Terra grazie al suo fortissimo campo magnetico e alla sua radiazione. Funzionano più o meno come un faro rotante o come un orologio atomico; Burster a raggi X – una stella di neutroni con una compagna binaria di piccola massa, dalla quale estrae materia che va a cadere sulla sua superficie. La materia che cade acquista un’enorme energia, ed è irregolarmente visibile; Magnetar – un tipo di ripetitore gamma soft che ha un campo magnetico molto potente.
Rotazione delle stelle di neutroni
Le stelle di neutroni ruotano in modo molto rapido dopo la loro creazione, a causa della legge di conservazione del lmomento angolare: come una pattinatrice che accelera la sua rotazione chiudendo le braccia, la lenta rotazione della stella originale accelera mentre collassa. Una stella di neutroni appena nata può ruotare molte volte al secondo (quella nella Nebulosa del Granchio, nata appena 950 anni fa, ruota 30 volte al secondo). A volte, quando hanno una compagna binaria e possono ricevere da essa nuova materia, la loro rotazione accelera fino a migliaia di volte al secondo, distorcendo la loro forma sferica in un ellissoide, vincendo il loro fortissimo campo gravitazionale (tali stelle di neutroni, in genere scoperte come pulsar, sono chiamate pulsar ultrarapide).Col tempo, le stelle di neutroni rallentano perché i loro campi magnetici rotanti irradiano energia verso l’esterno. Le stelle di neutroni più vecchie possono impiegare molti secondi o anche minuti per compiere un giro. Questo effetto è detto frenamento magnetico. Nel caso delle pulsar, il frenamento magnetico aumenta l’intervallo tra un impulso e un altro. Il ritmo a cui una stella di neutroni rallenta la propria rotazione è costante e molto lento: i ritmi osservati sono tra 10−12 e 10−19 secondi al secolo. In altre parole, una stella di neutroni che adesso ruota in esattamente 1 secondo, tra un secolo ruoterà in 1,000000000001 secondi, se è tra quelle che rallentano di più: le più giovani, con un campo magnetico più forte. Le stelle di neutroni con un campo magnetico più debole hanno anche un frenamento magnetico meno efficace, e impiegano più tempo per rallentare. Queste differenze infinitesimali sono comunque misurabili con grande precisione dagli orologi atomici, sui quali ogni osservatore di pulsar si sincronizza. A volte le stelle di neutroni sperimentano un glitch: un improvviso aumento della loro velocità di rotazione (comunque molto piccolo, comparabile con il rallentamento visto in precedenza). Si pensa che i glitch si originino da riorganizzazioni interne della materia che le compongono, in modo simile ai terremoti terrestri.
Il fenomeno delle pulsar
Le stelle di neutroni hanno un campo magnetico molto intenso, circa 100 miliardi di volte più intenso di quello terrestre. La materia in arrivo viene letteralmente incanalata lungo le linee di campo magnetico. Gli elettroni viaggiano allontanandosi dalla stella, ruotando attorno ad essa in modo sincrono, finché non raggiungono il punto in cui sarebbero costretti a superare la velocità della luce per continuare a co-ruotare con essa. A questa distanza l’elettrone si deve fermare, e rilascia parte della sua energia cinetica come raggi X e raggi gamma. Gli osservatori esterni vedono questa radiazione quando osservano il polo magnetico. Poiché questo ruota velocemente insieme alla stella, gli osservatori vedono in realtà degli impulsi periodici. Tale fenomeno è detto pulsar. Quando le pulsar furono scoperte si pensò che potessero essere emissioni da parte di extraterrestri: nessun fenomeno naturale conosciuto a quel tempo poteva spiegare degli impulsi così regolari. Ci volle poco, però, per arrivare alla corretta interpretazione. Esiste un altro tipo di stella di neutroni, conosciuto come magnetar (contrazione di magnetic e star). Essa presenta campi magnetici ancora più forti, dell’ordine dei 10 GT o più, abbastanza da cancellare una carta di credito dalla distanza del Sole e, si pensa, essere mortali dalla distanza della Luna, a 400 000 km (quest’ultimo dato è solo un’ipotesi, dato che la tecnologia odierna non è in grado di generare campi magnetici così forti da essere mortali).
Tratto da Wikipedia

Una nana bianca da brividi: la più fredda mai rilevata

Un diamante è per sempre, chiedete a ogni donna e vi saprà dire il perché. E se invece si parla di stelle-diamante? Quelli sì che durano in eterno. Gli astronomi sono da sempre interessati a studiare l’affascinante mondo dei pianeti di carbonio. Di recente un team di scienziati ha identificato quella che forse più essere la nana bianca più fredda e debole dello spazio, tanto fredda da aver cristallizzato le scorte di carbonio trasformandosi a tutti gli effetti in una stella-diamante. “Si tratta di un oggetto davvero degno di nota”, ha detto David Kaplan dell’Università del Wisconsin-Milwaukee. “Nello spazio ce ne sono chissà quanti, ma a causa del debole segnale che emettono è molto difficile trovarli”. La gemma preziosa è stata scovata usando il Green Bank Telescope (GBT) e il Very Long Baseline Array (VLBA), in collaborazione con altri osservatori. Le nane bianche sono stelle interessanti da studiare perché corrispondono alla “terza età” delle stelle di massa simili al Sole: queste stelle, a conclusione del loro ciclo di vita, collassano formando un oggetto dalle dimensioni simili alla Terra e sono composte per la maggior parte di ossigeno e carbonio. Col passare del tempo (miliardi di anni), questi oggetti particolarmente densi raffreddano e la loro luce pian piano svanisce. Secondo i ricercatori, la preziosa e gelida nana bianca in questione dovrebbe avere la stessa età della nostra Via Lattea, quindi circa 11 miliardi di anni. Come illustrato nell’immagine, la nana bianca fa parte di un sistema binario: ha con sé, infatti, una compagna, la pulsar PSR J2222-0137, il primo oggetto di questo sistema ad essere rilevato dal GBT. Dalle prime osservazioni con i radiotelescopi è stato notato che questa stella di neutroni (nata dopo la violenta esplosione di una supernova) girava su se stessa più di 30 volte al secondo ed era legata gravitazionalmente a un’altra stella, all’inizio confusa con una stella di neutroni o una normale nana bianca. Le due completano l’orbita l’una attorno all’altra ogni 2,45 giorni. Per ottenere dati più precisi, la pulsar è stata studiata per due anni con il VLBA, grazie al quale è stato possibile determinare la sua distanza dalla Terra (circa 900 anni luce in direzione della costellazione dell’Acquario). Il passo successivo per gli astronomi è stato quello di applicare la teoria della relatività di Einstein per studiare perché la gravità della nana bianca causasse dei ritardi nei segnali radio al passaggio della pulsar. In questo modo sono state poi calcolate con precisione le masse dei due oggetti: la pulsar è 1,2 volte più massiccia del nostro Sole e la compagna ha una massa di 1,05 superiore alla nostra stella madre. Questo dato è stato fondamentale per i ricercatori: è impossibile, infatti, che potesse essere una seconda pulsar, perché le orbite erano troppo “ordinate” e l’esplosione di una seconda supernova è stata quindi esclusa. Conoscendo la sua esatta posizione, i ricercatori hanno puntato i telescopi, ma né il telescopio Southern Astrophysical Research (SOAR) in Cile né il telescopio Keck alle Hawaii sono stati in grado di rilevarla: “L’immagine che ci aspettavamo (e che non è arrivata) sarebbe stata di un oggetto 100 volte più debole di ogni altra nana bianca mai osservata finora”, ha detto Bart Dunlap dell’Università del North Carolina. “Se lì c’è una nana bianca, sicuramente è la più fredda mai scoperta”. I ricercatori hanno calcolato, infatti, che la nana bianca arriverebbe a 2.700 gradi centigradi, una temperatura bassa estremamente bassa per una stella. Temperature simili potrebbero aver portato la stella a cristallizzare gran parte del carbonio presente nei suoi “serbatoi” facendola diventare molto simile a un gigantesco diamante spaziale.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Il fantasmino più freddo dell’Universo

Detiene da tempo il record come posto più freddo dell’Universo: la nebulosa Boomerang è una specie di frigorifero cosmico, dove il gas in rapida espansione ha raggiunto l’abissale temperatura di 1 grado Kelvin(meno 272 gradi sotto lo zero Celsius), persino più fredda dell’algido bagliore residuo del Big Bang, il fondo cosmico in microonde a 2,8 gradi Kelvin.
La nebulosa Boomerang deve il nome alla forma lobata e leggermente asimmetrica desunta dalle prime osservazioni effettuate con telescopi terrestri. Successive immagini del 2003 ottenute dal telescopio spaziale Hubble hanno poi svelato i dettagli di una delicata struttura a clessidra, che ricorda anche le sgargianti ali di una farfalla in ulteriori osservazioni del 2005.
Ora, grazie al radiotelescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) dell’Eso in Cile, un gruppo di astronomi ha ottenuto una nuova visione di questo affascinante oggetto cosmico, svelandone la suavera forma.
Una forma che nelle lunghezze d’onda a cui è sensibile ALMA appare quasi come un misterioso “fantasmino”, un’inconsistente presenza che invece dà molta solidità alla comprensione della sua fredda natura.
«Quella che sembrava una forma a doppio lobo – o a boomerang appunto – vista da Terra con telescopi ottici, è in realtà una struttura molto più ampia che si sta rapidamente espandendo nello spazio» sintetizza Raghvendra Sahai, ricercatore del Jet Propulsion Laboratory della NASA e primo autore dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal.
La nebulosa Boomerang, localizzata a circa 5.000 anni luce di distanza nella costellazione del Centauro, è un esemplare relativamente giovane di nebulosa planetaria. Contrariamente a quanto suggerisce il nome, le nebulose planetarie rappresentano la fase finale di vita per le stelle di dimensioni simili al nostro Sole, quando si spogliano progressivamente dei loro strati di gas più esterni. Ciò che rimane al centro sono stelle nane bianche che emettono un’intensa radiazione ultravioletta. Sotto questa pioggia di radiazioni, il gas diventa luminescente in una gamma sfavillante di colori .
Questa nebulosa in particolare è ancora nello stadio cosiddetto pre-planetario, una fase in cui la stella centrale non è ancora diventata abbastanza calda da poter emettere sufficiente radiazione ultravioletta e produrre il caratteristico bagliore. In questa fase, la nebulosa può essere osservata attraverso la riflessione della luce stellare su grani di polvere circostanti.
La forma a clessidra osservata da Hubble – in questa come in altre nebulose planetarie – è il risultato di flussi di plasma ad alta velocità emessi dalla stella centrale, getti che scavano dei buchi nella circostante nuvola di gas, precedentemente espulsa dalla stella quando si trovava nella fase di gigante rossa.
Tuttavia, altre osservazioni effettuate nelle lunghezze d’onda millimetriche non hanno confermato che la nebulosa Boomerang possieda davvero un “vitino da vespa”, ma hanno rivelato piuttosto una “pancia” sferoidale e piuttosto uniforme.
La risoluzione senza precedenti del radiotelescopio ALMA ha permesso di ricomporre questa discrepanza. Osservando la distribuzione delle molecole di monossido di carbonio – che risplende appunto nelle lunghezze d’onda attorno al millimetro – gli astronomi sono stati in grado di rilevare la struttura a doppio lobo vista da Hubble, ma solamente nelle regioni centrali della nebulosa. Più esternamente, è stata invece osservata un’estesa nube di gas di forma approssimativamente tondeggiante.
Il gruppo di ricerca ha anche scoperto una densa striscia di grani di polvere, grandi pochi millimetri, che avvolge la stella e che fornisce una spiegazione alla sua forma a clessidra osservabile in luce visibile. I granelli di polvere hanno creato una maschera che nasconde una porzione della stella centrale, facendo in modo che la sua luce filtri nella nebulosa solamente in porzioni ristrette e opposte.
«Tutto questo è importante per capire come le stelle muoiano e divengano nebulose planetarie» commenta Sahai. «Utilizzando ALMA, siamo stati in grado, letteralmente e figurativamente, di gettare nuova luce sugli spasmi finali di una stella simile al nostro Sole.»
La nuova ricerca indica anche che le propaggini esterne della nebulosa stanno cominciando a riscaldarsi, benché siano ancora più fredde del fondo cosmico in microonde. Questo riscaldamento, secondo i ricercatori, può essere dovuto all’effetto fotoelettrico, un fenomeno fisico per cui un materiale solido emette elettroni quando colpito da fotoni di sufficiente energia.
di Stefano Parisini (INAF)

Costante, o forse no

Certo è un bell’ossimoro, una costante variabile. Eppure tra i fisici c’è chi crede che alcune costanti della fisica possano assumere un valore diverso in diverse zone dell’Universo, a seconda delle condizioni (di gravità, in particolare) che lì si verificano. È il caso della costante di struttura fine, indicata con la lettere greca alpha, un parametro fondamentale che caratterizza l’intensità della radiazione elettromagnetica e da cui dipendono in modo cruciale i rapporti tra le forze fondamentali(e quindi lo stesso aspetto dell’Universo in cui viviamo). Tra quelli che credono che questa costante sia in realtà variabile ci sonoJulian Berengut e i suoi colleghi dell’Università del New South Wales, in Australia. Che hanno studiato una nana bianca, una stella a grande distanza dalla Terra dove la gravità è 30.000 volte superiore alla nostra. Usando il telescopio spaziale Hubble, hanno misurato l’intensità della forza elettromagnetica su quella nana bianca, che era un buon banco di prova perché la teoria prevede che in questi oggetti molto compatti si creino campi di energia scalari che potrebbero alterare il valore di alpha. I campi scalari sono particolari forme di energia che compaiono nelle teorie che cercano di conciliare la relatività con la meccanica quantistica.I risultati, pubblicati su Physical Review Letters, non contraddicono i precedenti risultati dello stesso team, che studiando la luce provenienti da quasar a enormi distanze dalla Terra aveva trovato indicazioni che il valore della costante di struttura fine laggiù potesse essere diverso. I ricercatori hanno studiato in particolare la luce assorbita dagli ioni di nickel e ferro nell’atmosfera della nana bianca, che per la cronaca si chiama G191-B2B. Questi ioni restano nella parte alta dell’atmosfera “spinti” dalla potente radiazione elettromagnetica della stella, nonostante il forte campo gravitazione che tenderebbe a portarli verso il basso. “Questi spettri di assorbimento ci permettono di determinare il valore di alpha sulla nana bianca con grande accuratezza. Quello che troviamo è che qulunque differenza tra il suo valore lì e il suo valore sulla Terra, se c’è, deve essere minore di una parte per diecimila” spiega Berengut. “Questo vuol dire che eventuali campi scalari nell’atmosfera della stella influenzano solo debolmente la forza elettromagnetica”. Berengut spiega che il suo team tenterà ora di misurare con grande precisione il comportamento degli ioni di nickel e ferro sulla Terra, per affiancare questi dati a quelli astronomici. “In questo modo saremo capaci di misurare variazioni di alpha fino a una parte per milione, e dire se è davvero una costante della natura o no”.
di Nicola Nosengo (INAF)

Quel che resta di una gigante rossa

Così sarà la fine, tra circa cinque miliardi di anni, anche del nostro Sole, quanto esaurirà l’idorgeno, il combustibile principale che alimenta le reazioni di fusione nucleare al suo interno. Un destino condiviso da tutte le stelle di massa simile che, alla fine del loro ciclo evolutivo si espandono e raffreddano, divenendo delle giganti rosse. Quando però queste stelle si trovano all’interno di un sistema binario, è assai frequente che entrino in collisione con la loro compagna. In questo scontro la gigante rossa può perdere fino al 90 per cento della sua massa, anche se non tutti i processi che intervengono in questa drammatica fase sono ancora ben chiari per gli astrofisici. In particolare rimangono aperti alcuni interrogativi su cosa rimanga degli oggetti celesti alla fine di queste profonde interazioni e quali siano le loro proprietà. Un grosso aiuto per risolvere questi dubbi arriva da un sistema binario ad eclisse, già sotto osservazione per cercare attorno ad esso la presenza di pianeti extrasolari.  J0247-25, questa la sua sigla abbreviata, è composto oltre che da una stella di tipo comune anche da ciò che resta di una gigante rossa che ha perso i suoi strati esterni, ovvero una nana bianca di piccola massa. A studiare in dettaglio questo peculiare sistema è stato un team internazionale di ricercatori guidato da Pierre Maxted, della Keele University nel Regno Unito sfruttando lo strumento ULTRACAM installato al telescopio NTT dell’ESO in Cile. Le accurate riprese hanno permesso di studiare in modo molto dettagliato le variazioni di luminosità del sistema e di scoprire così che questo resto stellare pulsa in un modo del tutto peculiare rispetto alle altre stelle conosciute. Il team ha anche realizzato delle simulazioni al calcolatore per ricostruire la propagazione delle pulsazioni sotto forma di onde sonore, che risultano interessare le zone più profonde del resto stellare. I risultati di questo lavoro sono stati pubblicati nell’ultimo numero della rivista Nature. “Con le nostre osservazioni siamo riusciti a raccogliere molte informazioni su questo tipo di stelle, come ad esempio la loro massa, grazie al fatto che si trovano in un sistema binario. Questo ci permetterà di interpretare la natura dei segnali associati alle pulsazioni e così comprendere sia come questi oggetti sono sopravvissuti alla collisione ma anche come evolveranno nei prossimi miliardi di anni” commenta Maxted.
di Marco Galliani (INAF)

Fuochi d’artificio su T Pyxidis

E’ un po’ come il gran finale in uno spettacolo di fuochi d’artificio, quando gli ultimi “botti” illuminano la polvere e il fumo rimasto dalle esplosioni precedenti. Allo stesso modo, usando il telescopio spaziale Hubble della NASA per osservare la luce emessa dal vicino sistema doppio T Pyxidis, una nova ricorrente, nell’aprile 2011, un gruppo di ricercatori è riuscito a sfruttare un lampo di luce proveniente dall’ultima esplosione stellare per osservare il materiale eruttato in precedenza dalla stella. Il tutto in 3D. Una nova erutta quando una nana bianca – una delle due stelle del sistema binario – succhia letteralmente via materia dalla sua compagna, una nana rossa, fino a innescare reazioni di fusione termonucleare che rigettano nello spazio grandi quantità di materia. Questa nova ricorrente erutta in questo modo ogni 12 – 50 anni, aumentando di oltre 10mila volte la sua luminosità in poco più di un giorno. T Pyxidis si trova nella costellazione Pyxis. Contrariamente alle previsioni degli astronomi, l’immagine mostra che il materiale espulso da esplosioni precedenti è rimasto in prossimità della stella, a formare un disco di detriti attorno alla nova. Questo fa pensare che il materiale continui a espandersi verso l’esterno lungo il piano orbitale del sistema, ma non si allontani dal sistema stesso. Gli astronomi si aspettavano, piuttosto, di trovare un guscio sferico attorno alla nova, e non un disco. Il disco è inclinato di circa 30 gradi sul lato rivolto verso la Terra. Dai dati ottenuti si evince che la stella compagna ha un ruolo fondamentale nel plasmare il materiale espulso, creando il disco a forma di frittella.  Gli astronomi hanno utilizzato la Wide Field Camera 3 montata su Hubble, sfruttando l’eruzione della nova per tracciare il percorso della luce mentre illuminava il disco e il materiale di precedenti esplosioni. Il disco è di enormi dimensioni, circa un anno luce, e la luce della nova ricorrente non riesce a illuminarlo tutto: la luce, infatti, si diffonde sul materiale come se fosse un’eco. Tramite la luce è possibile vedere quali parti sono più prossime alla Terra e quali le più distanti e i ricercatori hanno potuto realizzare per la prima volta una mappa 3D della struttura. Il team ha potuto stimare con precisione la distanza della stella dalla Terra: 15.600 anni luce. Stime precedenti erano comprese tra 6.500 e 16.000 anni luce. T Pyxidis ha una storia di esplosioni: oltre l’evento del 2011, altre eruzioni note precedenti si sono verificate nel 1890, 1902, 1920, 1944 e 1966. I risultati verranno presentati martedì prossimo all’American Astronomical Society a Indianapolis.
di Eleonora Ferroni (INAF)
Leggi anche l’articolo del 16 aprile 2011 La nova ricorrente T Pyxidis

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