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)

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Il pianeta di diamante che una volta era una stella

Il pianeta orbita così vicino alla sua stella che l’intero sistema potrebbe stare dentro al Sole. Il pianeta costituito interamente di carbonio e ossigeno e denso come un diamante è stato scoperto osservando una stella pulsar superveloce, denominata PSR J1719-1438, situata nella costellazione del Serpente distante 4 mila anni luce dalla Terra. Secondo le stime degli astronomi il nuovo pianeta ha un diametro di 55 mila chilometri, quasi 5 volte quello terrrestre. Matthew Bailes, astronomo dello Swinburne Centre for Astrophysics & Supercomputing di Melbourne, lo descrive così: ”La sua densità è almeno 18 volte quella dell’acqua, quindi non può essere composto da gas come idrogeno ed elio, come la maggior parte delle stelle, ma deve essere per forza fatto di elementi più pesanti, carbonio e ossigeno, presenti allo stato cristallino come un diamante”. Una stella pulsar è un corpo celeste che ruotando vorticosamente su sé stesso con un periodo di pochi millisecondi emette potenti fasci di onde radio dai suoi poli. Quando questi impulsi regolari raggiungono la Terra possono essere captati dai radiotelescopi. Le stelle pulsar si formano quando il nucleo di una stella che esplode in una supernova collassa su sè stesso dando origine appunto a una pulsar. Una pulsar si trasforma in superveloce quando inizia a risucchiare massa dalla stella compagna con la quale orbita in un sistema binario. Questo aumento di massa fa ruotare la pulsar molto più velocemente. Le stelle pulsar superveloci sono molto rare e negli ultimi trent’anni ne sono state scoperte solo un centinaio. La nuova pulsar superveloce PSR J1719-1438 è stata trovata usando dei computer molto potenti che riescono ad elaborare fino a 200 mila gigabyte di dati, abbastanza per riempire quasi 24 mila dvd. Osservando PSR J1719-1438 dall’Osservatorio di Parkes in Australia, gli astronomi hanno calcolato che essa ruota 10 mila volte al minuto. Gli studiosi hanno però notato che le sue pulsazioni erano disturbate da un oggetto orbitante . Una nana bianca diventata diamante Questo non ha stupito subito gli astronomi, visto che circa il 70 per cento delle pulsar superveloci ha un compagno orbitante, in genere un’altra pulsar. Ma PSR J1719-1438 vicino a sè ha un pianeta. Bailes spiega che i pianeti in genere non si formano intorno a delle pulsar superveloci. Secondo la teoria più accreditata, i pianeti si formano nei dischi nebulosi che ruotano attorno alle stelle di neo-formazione. Questi materiali a causa delle interazioni gravitazionali iniziano ad aggregarsi tra di loro, e formano delle masse via via più grandi e dense, fino a diventare dei pianeti veri e propri. Il processo che ha originato il nuovo pianeta ha agito invece al contrario. La pulsar ha sottratto materiale al compagno e ciò che è rimasto è un oggetto con una massa simile a quella di un pianeta. Il nuovo pianeta sarebbe quindi ciò che resta di una nana bianca – il nucleo di una stella morta – privata di materiale dalla sua compagna pulsar. Il nuovo corpo celeste è costituito di appena lo 0,1 per cento della massa originaria della nana bianca. Gli astronomi hanno calcolato che il pianeta impiega 2 ore e dieci minuti a orbitare intorno alla pulsar, a una distanza di 600 mila chilometri. Quanti pianeti pulsar ci sono ancora da scoprire? Bailes e i suoi colleghi adesso vorrebbero capire se veramente questo tipo di pianeti siano così rari. Con tutta probabilità questa particolare modalità con cui si è formato il pianeta richiede che la nana bianca possieda una massa e delle caratteristiche chimiche particolari. Il pianeta diamante potrebbe forse essere il risultato di una particolare serie di eventi, ma secondo Bailes di pianeti così ce ne potrebbero essere molti altri. “La cosa più eccitante è che fino ad ora abbiamo esplorato solo una piccola parte dello spazio, ma adesso con questi supercomputer sempre più potenti potremo fare molte altre scoperte così”, dice Bailes. Il pianeta orbita così vicino alla sua stella che l’intero sistema potrebbe stare dentro al Sole. Un pianeta costituito interamente di carbonio e ossigeno e denso come un diamante è stato scoperto osservando una stella pulsar superveloce, denominata PSR J1719-1438, situata nella costellazione del Serpente distante 4 mila anni luce dalla Terra. Secondo le stime degli astronomi il nuovo pianeta ha un diametro di 55 mila chilometri, quasi 5 volte quello terrrestre. Matthew Bailes, astronomo dello Swinburne Centre for Astrophysics & Supercomputing di Melbourne, lo descrive così: ”La sua densità è almeno 18 volte quella dell’acqua, quindi non può essere composto da gas come idrogeno ed elio, come la maggior parte delle stelle, ma deve essere per forza fatto di elementi più pesanti, carbonio e ossigeno, presenti allo stato cristallino come un diamante”. Una stella pulsar è un corpo celeste che ruotando vorticosamente su sè stesso con un periodo di pochi millisecondi emette potenti fasci di onde radio dai suoi poli. Quando questi impulsi regolari raggiungono la Terra possono essere captati dai radiotelescopi. Le stelle pulsar si formano quando il nucleo di una stella che esplode in una supernova collassa su sè stesso dando origine appunto a una pulsar. Una pulsar si trasforma in superveoloce quando inizia a risucchiare massa dalla stella compagna con la quale orbita in un sistema binario. Questo aumento di massa fa ruotare la pulsar molto più velocemente. Le stelle pulsar superveloci sono molto rare e negli ultimi trent’anni ne sono state scoperte solo un centinaio. La nuova pulsar superveloce PSR J1719-1438 è stata trovata usando dei computer molto potenti che riescono ad elaborare fino a 200 mila gigabyte di dati, abbastanza per riempire quasi 24 mila dvd. Osservando PSR J1719-1438 dall’Osservatorio di Parkes in Australia, gli astronomi hanno calcolato che essa ruota 10 mila volte al minuto. Gli studiosi hanno però notato che le sue pulsazioni erano disturbate da un oggetto orbitante.

Una nana bianca diventata diamante

Questo non ha stupito subito gli astronomi, visto che circa il 70 per cento delle pulsar superveloci ha un compagno orbitante, in genere un’altra pulsar. Ma PSR J1719-1438 vicino a sè ha un pianeta. Bailes spiega che i pianeti in genere non si formano intorno a delle pulsar superveloci. Secondo la teoria più accreditata, i pianeti si formano nei dischi nebulosi che ruotano attorno alle stelle di neo-formazione. Questi materiali a causa delle interazioni gravitazionali iniziano ad aggregarsi tra di loro, e formano delle masse via via più grandi e dense, fino a diventare dei pianeti veri e propri. Il processo che ha originato il nuovo pianeta ha agito invece al contrario. La pulsar ha sottratto materiale al compagno e ciò che è rimasto è un oggetto con una massa simile a quella di un pianeta. Il nuovo pianeta sarebbe quindi ciò che resta di una nana bianca – il nucleo di una stella morta – privata di materiale dalla sua compagna pulsar. Il nuovo corpo celeste è costituito di appena lo 0,1 per cento della massa originaria della nana bianca. Gli astronomi hanno calcolato che il pianeta impiega 2 ore e dieci minuti a orbitare intorno alla pulsar, a una distanza di 600 mila chilometri.

Quanti pianeti pulsar ci sono ancora da scoprire?

Bailes e i suoi colleghi adesso vorrebbero capire se veramente questo tipo di pianeti siano così rari. Con tutta probabilità questa particolare modalità con cui si è formato il pianeta richiede che la nana bianca possieda una massa e delle caratteristiche chimiche particolari. Il pianeta diamante potrebbe forse essere il risultato di una particolare serie di eventi, ma secondo Bailes di pianeti così ce ne potrebbero essere molti altri. “La cosa più eccitante è che fino ad ora abbiamo esplorato solo una piccola parte dello spazio, ma adesso con questi supercomputer sempre più potenti potremo fare molte altre scoperte così”, dice Baile.
Tratto da un articolo pubblicato on line del National Geographic Italia

Scontri stellari: supernova in collisione

Le supernovae di tipo Ia sono uno dei fenomeni più brillanti dell’Universo, e vengono prodotte quando piccole stelle dense chiamate nane bianche esplodono con feroce intensità. Alla loro massima luminosità, queste supernovae possono brillare più intensamente di un’intera galassia. Anche se sono state osservate migliaia di supernovae di questo tipo negli ultimi decenni, il processo attraverso il quale una nana bianca produce un tale bagliore è ancora poco chiaro. Un po’ di chiarezza si è cominciata ad avere a partire dal 3 maggio 2014, quando un gruppo di astronomi del Caltech che lavorano ad un sistema di osservazione robotico denominato intermediate Palomar Transient Factory (iPTF, una collaborazione tra più istituti guidata da Shrinivas Kulkarni, Professore di Astronomia e Scienze Planetarie supportato dalla fondazione MacArthur e direttore dei Caltech Optical Observatories) hanno scoperto una supernova di tipo Ia identificata dalla sigla iPTF14atg nella galassia IC 831, a circa 300 milioni di anni luce di distanza da noi. I dati raccolti dal team di iPTF supportano una delle due teorie in competizione circa l’origine delle supernovae Ia, e suggeriscono la possibilità che ci siano due distinte popolazioni di questo tipo di sorgenti. I dettagli sono descritti in un articolo che verrà pubblicato sulla rivista Nature nel numero del 21 maggio prossimo, con primo autore Yi Cao, dottorando presso il Caltech. Le supernovae di tipo Ia sono note agli scienziati come “candele standard” poiché permettono di misurare le distanze cosmiche, in quanto ci sono buone ragioni di credere che abbiano tutte la stessa luminosità assoluta, e quindi a seconda di quanto appaiono deboli è possibile stimare la loro distanza. È come sapere che la stessa lampadina posta a un km di distanza appare 100 volte più debole se si trova a 100 metri di distanza da noi. Questa caratteristica è ciò che ha reso le supernovae Ia strumenti capaci di misurare l’aumento di espansione dell’Universo nel 1990, garantendo a tre scienziati il ​​Premio Nobel per la Fisica nel 2011. Ci sono due teorie in competizione circa l’origine di questi oggetti, entrambe iniziano dallo stesso scenario: la nana bianca destinata ad esplodere fa parte di una coppia di stelle che orbitano attorno ad un comune centro di massa. L’interazione tra queste due stelle, dicono le teorie, è responsabile dell’innesco dell’esplosione di supernova. Qual è la natura di questa interazione? Su questo punto le teorie divergono. Secondo una teoria, il cosiddetto modello “doppio degenere“, la compagna della nana bianca prossima all’esplosione è un’altra nana bianca, e l’esplosione della supernova si innesca quando i due oggetti si fondono uno nell’altro. Nella seconda teoria, il modello “singolo degenere“, la seconda stella è simile al Sole o una gigante rossa. In questo modello la forza di gravità della nana bianca attira a sé il materiale della seconda stella. Questo processo aumenta la temperatura e la pressione nel centro della nana bianca fino ad innescare una reazione di tipo runaway, un caso particolare di feedback positivo durante il quale il sistema si sposta in modo critico dalla condizione di equilibrio, e può terminare in un’esplosione. La difficoltà nel determinare quale modello sia quello corretto deriva dal fatto che queste supernovae sono molto rare (si verificano circa una volta ogni qualche secolo nella nostra galassia) e che le stelle progenitrici sono molto deboli prima che avvengano le esplosioni. È qui che entra in gioco l’iPTF. Dalla cima del Monte Palomar nel sud della California, dove si trova il Samuel Oschin Telescope da 1.22 metri, la camera completamente automatizzata osserva nella banda ottica circa 1.000 gradi quadrati di cielo ogni notte (circa 1/20 del cielo visibile sopra l’orizzonte) alla ricerca di sorgenti transienti, ovvero la cui luminosità cambia su scale temporali che vanno da ore a giorni. Tra queste sorgenti ci sono anche le supernovae di tipo Ia. Il 3 maggio dello scorso anno l’iPTF ha raccolto immagini della galassia nota con il nome di IC 831 e ha poi trasmesso i dati perché i computer del National Energy Research Scientific Computing Center li analizzassero con un algoritmo di apprendimento automatico in grado di distinguere tra oggetti celesti e artefatti digitali. Siccome questa prima analisi è stata effettuata quando era notte negli Stati Uniti e pieno giorno in Europa, i collaboratori europei e israeliani del progetto sono stati i primi a vagliare i risultati in cerca di segnali intriganti. Dopo aver individuato una possibile supernova (un segnale che non era visibile nelle immagini scattate la sera precedente) i team hanno allertato i loro colleghi statunitensi, tra cui Yi Cao, dottorando del Caltech e membro dell’IPTF. Cao e i suoi colleghi hanno quindi mobilitato i telescopi terrestri e spaziali, incluso il satellite Swift della NASA, che ospita a bordo un telescopio a raggi ultravioletti (UV), perché dessero un’occhiata più da vicino della giovane supernova.
«I miei colleghi ed io abbiamo trascorso molte notti insonni a progettare un sistema per la ricerca di emissione ultravioletta da giovani supernovae Ia», spiega Cao. «Come potete immaginare, mi sono entusiasmato moltissimo quando ho visto per la prima volta un punto luminoso nella posizione in cui si trovava la supernova. Sapevo che poteva trattarsi di quello che speravamo di trovare». La radiazione UV ha un’energia maggiore della luce visibile, per cui è particolarmente adatta all’osservazione di oggetti molto caldi come le supernovae, sebbene tali osservazioni siano possibili solo dallo spazio, dal momento che l’atmosfera assorbe quasi tutta la luce ultravioletta proveniente dall’Universo. Il telescopio a bordo di Swift ha misurato un bagliore di radiazione UV che è inizialmente diminuito, e che poi è tornato ad aumentare mentre la supernova si accendeva. Dal momento che un impulso di questo tipo ha una breve durata, può essere trascurato da indagini che osservano il cielo meno frequentemente di quanto non faccia l’iPTF. Questo tipo di bagliore ultravioletto è coerente con uno scenario in cui il materiale espulso da un’esplosione di supernova impatta contro la stella compagna generando un’onda d’urto che accende il materiale circostante. In altre parole, i dati sono in accordo con il modello “singolo degenere”. Nel 2010 Daniel Kasen, professore associato di Astronomia e Fisica presso l’Università di Berkeley e il Lawrence Berkeley National Laboratory, attraverso calcoli teorici e simulazioni ha previsto l’emissione di un impulso simile proveniente da collisioni tra supernovae e stelle compagne. «Dopo la mia previsione un sacco di gente ha cercato di catturare quel segnale», dice Kasen. «Questa è la prima volta che qualcuno l’ha effettivamente visto. Con questa osservazione si apre un nuovo modo di studiare le origini delle stelle che esplodono». Secondo Kulkarni la scoperta «fornisce la prova diretta dell’esistenza di una stella compagna in una supernova di tipo Ia, e dimostra che almeno alcuni tipi di queste supernovae provengono da uno scenario singolo degenere». Anche se i dati della supernova iPTF14atg supportano il modello che prevede un unico oggetto degenere, altre supernovae di tipo Ia potrebbero derivare da sistemi doppio degeneri. Ad esempio, le osservazioni del 2011 di SN2011fe, un’altra supernova di tipo Ia scoperta nella galassia M101 dalla PTF (il precursore della iPTF), sembravano escludere il modello singolo degenere per quella particolare supernova. Ciò significa che entrambe le teorie possono essere valide, dice Sterl Phinney, professore di Astrofisica Teorica al Caltech non coinvolto nella ricerca. «La notizia è che entrambi i modelli teorici sembrano essere giusti, e quindi esistono due tipi molto diversi di supernovae Ia». «Gli ingredienti essenziali per svelare la compagna di questa nana bianca sono stati la scoperta del segnale dalla supernova giovane da parte dell’iPTF e il rapido puntamento del satellite Swift. Ora dobbiamo ripetere questo tipo di osservazioni molte volte per determinare quale sia la frazione di supernovae Ia che consolida i due diversi modelli», dice Mansi Kasliwal, membro del team iPTF che si trasferirà presso la facoltà di Astronomia del Caltech nel settembre 2015.
di Elisa Nichelli (INAF)

 

Medusa, una vista che incanta

I suoi nomi scientifici sono diversi: Sharpless 2-274, Abell 21 o PN A66 2, ma questa splendida nebulosa planetaria è meglio conosciuta con il nome da una temibile creatura della mitologia greca: Medusa, la Gorgone. Ed è facile capire il perché. La Medusa è una creatura mostruosa, con serpenti al posto dei capelli. In questa nebulosa, che si trova in direzione della costellazione dei Gemelli, a circa 1500 anni luce da noi, i serpenti sono rappresentati dai sinuosi e fitti filamenti di gas incandescente che la compongono. Questo gas è stato rilasciato dalla stella al centro della nebulosa, giunta alla fine del suo ciclo evolutivo. L’immagine raccolta da un gruppo di astronomi con il telescopio VLT dell’ESO, la più dettagliata mai realizzata di questo oggetto celeste, mette in evidenza l’emissione rossastra dell’idrogeno e la più debole emissione verde dall’ossigeno gassoso, che si estende ben al di là dei limiti di questa ripresa, formando una mezzaluna in cielo. L’espulsione di massa dalle stelle in questo stadio della loro evoluzione è spesso intermittente, e ciò può produrre strutture affascinanti all’interno delle nebulose planetarie.

La spelndida immagine della nebulosa Medusa, la più dettagliata mai ottenuta, ripresa dal Telescopio VLT dell'ESO con lo strumento FORS. Crediti: ESO
Per decine di migliaia di anni i nuclei stellari delle nebulose planetarie restano circondati da queste spettacolari nubi colorate di gas . Per qualche altro migliaio di anni il gas si disperde lentamente nell’ambiente circostante. Questa è l’ultima fase di trasformazione di stelle come il Sole prima di terminare il loro ciclo evolutivo come nane bianche. L’accecante radiazione ultravioletta della stella caldissima al centro della nebulosa strappa gli elettroni agli atomi del gas che si muove verso l’esterno, lasciandosi dietro il gas ionizzato. I colori caratteristici di questo gas incandescente possono essere usati per identificare gli oggetti. In particolare, la presenza del bagliore verde dell’ossigeno doppiamente ionizzato ([OIII]) viene usata come mezzo per identificare le nebulose planetarie. Utilizzando i filtri adatti, gli astronomi possono isolare la radiazione del gas incandescente e far risaltare meglio le nebulose deboli su uno sfondo più scuro.
Redazione Media 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)

Basta una nana bianca per fare una supernova

Utilizzando i dati di archivio dal satellite a raggi X Suzaku, gli astronomi sono stati in grado di determinare la massa di una nana bianca esplosa migliaia di anni fa. I risultati indicano chiaramente l’esplosione di una sola nana bianca, escludendo lo scenario ben consolidato che coinvolge una coppia di nane bianche in coalescenza. Il lavoro è stato pubblicato su The Astrophysical Journal Letters. «Numerose evidenze indicano che entrambi questi meccanismi producono ciò che noi chiamiamo supernovae di tipo Ia», ha detto il ricercatore Hiroya Yamaguchi, astrofisico del Goddard Space Flight Center di Greenbelt della NASA. «Per capire come queste stelle esplodano, dobbiamo studiarne i detriti in dettaglio con strumenti sensibili come quelli a bordo di Suzaku». I ricercatori hanno analizzato le osservazioni di archivio del resto di supernova denominato 3C 397, che si trova a circa 33.000 anni luce di distanza da noi nella costellazione dell’Aquila. Gli astronomi stimano che questa nube di detriti stellari si stia espandendo da un tempo che va da 1.000 a 2.000 anni. 3C 397 sarebbe quindi un residuo stellare di mezza età. Il team ha rilevato in modo molto chiaro la presenza di elementi cruciali per una stima del peso della nana bianca, i dati sono stati ottenuti utilizzando lo spettrometro ad immagini a bordo di Suzaku. L’osservazione è stata realizzata nel mese di ottobre 2010 in un intervallo di energie tra 5.000 e 9.000 elettronvolt, e ha raggiunto un’esposizione totale effettiva di 19 ore. I dati nella banda degli infrarossi ottenuti dal telescopio spaziale Spitzer della NASA hanno inoltre fornito informazioni sulla quantità di gas e polveri raccolti dalla nube mentre si espandeva nello spazio interstellare. Le osservazioni effettuate nel mese di aprile 2005 indicano che 3C 397 ha raccolto una massa pari a circa 18 volte quella della nana bianca originale. La maggior parte delle stelle di massa piccola e intermedia, simili al Sole, finiranno i loro giorni come nane bianche. Una nana bianca tipica è massiccia quanto il nostro Sole e ha le dimensioni più o meno di un pianeta terrestre. Questo rende le nane bianche tra gli oggetti più densi che si conoscano, superate solo da stelle di neutroni e buchi neri. «Le nane bianche rimangono stabili fino a quando non raggiungono il peso di circa 1.4 masse solari», ha detto Carles Badenes, professore presso il Dipartimento di Fisica e Astronomia dell’Università di Pittsburgh in Pennsylvania. «Le nane bianche che si trovino nei pressi di questo limite di peso sono sull’orlo di un’esplosione catastrofica. Tutto ciò che occorre all’innesco è un po’ più di massa». Fino a poco tempo fa gli astronomi ritenevano che il canale più probabile attraverso cui una nana bianca poteva aumentare la propria massa fosse ricevendo materia da una compagna simile al Sole, all’interno di in un sistema binario stretto. Accumulando materia dalla sua compagna, nel corso di milioni di anni la nana bianca può avvicinarsi gradualmente al limite di peso, fino ad esplodere. Ci aspettiamo che le stelle compagne sopravvivano all’esplosione, ma gli astronomi hanno trovato scarsa evidenza della loro presenza, e questo indica la necessità di un modello alternativo. Nello scenario di coalescenza, l’esplosione è innescata da una coppia di nane bianche di massa inferiore a quella critica, le cui orbite si restringono nel tempo fino a far sì che le due stelle si fondano ed esplodano. «Con il conteggio del nichel e manganese presenti nella nube in espansione, siamo in grado di distinguere quale di questi scenari sia responsabile di una resto di supernova», ha dichiarato Brian Williams astrofisico del Goddard. «L’esplosione in una singola nana bianca vicina al proprio limite di massa e una fusione di due nane bianche producono infatti quantità significativamente diverse di questi elementi». Il team ha anche misurato il ferro e il cromo presenti nella nube, poiché si tratta di elementi che vengono prodotti in tutte le supernove di tipo Ia e permettono quindi di standardizzare i calcoli.
di Elisa Nichelli (INAF)

Una nova a occhio nudo nel Sagittario

Una nuova stella si è accesa sotta la teiera del Sagittario. Scoperta come possibile nova il 15 marzo scorso dall’astrofilo John Seach di Chatsworth Island in Australia, confermata il giorno dopo grazie a un’osservazione spettroscopica del Liverpool Telescope alle Canarie, il nuovo brillantino indossa ora il titolo ufficiale di Nova Sagittarii 2015 No. 2.
Vale la pena precisare che con nova non dobbiamo intendere la nascita di una nuova stella, come potrebbe pensare un osservatore terrestre che vede accendersi un astro là dove prima non c’era nulla. In realtà si tratta di esplosioni, come per le ben più potenti supernove, dove però a provocare la deflagrazione è l’accumulo di idrogeno sulla superficie di una piccola e massiccia stella nana bianca. L’idrogeno viene “sifonato” da una stella compagna che orbita strettamente assieme alla nana bianca, quindi compresso e riscaldato dalla gravità della stella fino a innescare le reazioni termonucleari che, per un breve periodo, fanno uscire dall’anonimato la nana bianca e la trasformano in nova, aumentando la sua luminosità da 50.000 a 100.000 volte.
L’aspetto interessante è che questa nova possiede una luminosità abbastanza intensa, ancora in crescita, avviandosi a diventare una delle nove più luminose degli ultimi anni, visibile dalle medie latitudini settentrionali anche con un semplice binocolo, se non addirittura a occhio nudo nelle giuste condizioni di oscurità. Occorre però alzarsi un paio d’ore prima dell’alba e scegliere una locazione con vista libera verso sud-est, dove sorge la costellazione del Sagittario, che resta poi bassa sull’orizzonte. La Nova Sagittarii 2015 No. 2 è rintracciabile all’interno della formazione stellare chiamata teiera, come riportato nell’illustrazione a fianco, fornita da Universe Today.
Il guscio di materiale proiettato dall’esplosione di Nova Sagittarii è stato osservato espandersi, subito dopo la scoperta, a una velocità attorno ai 2.800 km/secondo (circa 10 milioni di km all’ora), rallentando poi in breve tempo più o meno della metà. Al momento, la nova è ancora nella fase “palla di fuoco”, con la stella nana bianca nascosto da un involucro d’idrogeno ardente. Il colore giallo pallido osservabile attraverso un telescopio è il risultato d’una miscela di colori: il blu dell’esplosione stessa e il rosso della nube ardente in espansione. Mano a mano che il materiale eruttato si raffredda, a causa di una serie di fenomeni fisici, la nova tenderà ad assumere una colorazione rossastra, con un effetto simile a quello della polvere atmosferica che ci fa percepire il Sole come arrossato.
di Salvatore Parisini (INAF)

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