Ecco come si formano le stelle

Una serie di osservazioni realizzate con lo strumento Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), situato in Cile, hanno permesso ad un gruppo di astronomi guidati dai colleghi dell’Università di Leeds di mostrare per la prima volta che una stella massiccia, 25 volte la massa del Sole, si sta formando in un modo simile a quello che caratterizza le stelle di massa più piccola. I risultati sono riportati su Astrophysical Journal Letters. «Le nostre eccezionali osservazioni non solo ci dicono che questo oggetto massivo, che si sta ancora formando, si alimenta da un disco di materia che lo circonda, come nel caso delle stelle giovani simili al Sole, ma il modo con cui esso ruota rispecchia quello che caratterizza la formazione di stelle di massa più piccola», spiega Katharine Johnston, della School of Physics and Astronomy dell’University di Leeds e autrice principale dello studio. «Senza la presenza di un disco che incanala la materia verso la stella lungo una struttura sottile e densa, i processi energetici, come i venti stellari che sono emanati da queste stelle calde, bloccherebbero il materiale prima che sarebbe in grado di raggiungere la stella. È un po’ come quando veniamo bloccati se camminiamo contro vento». I risultati di questa ricerca rappresentano uno dei tasselli mancanti che va ad inserirsi nel quadro generale che permette agli astronomi di comprendere quali sono i tempi scala che caratterizzano il ciclo vitale delle stelle massicce e luminose: stiamo parlando delle stelle di tipo spettrale O. Questi oggetti sono i principali fornitori di elementi pesanti dell’Universo, come il ferro e l’oro, che vengono spazzati nel mezzo interstellare attraverso eventi esplosivi e super energetici (supernovae) quando arrivano alla fine del loro ciclo evolutivo. Nel corso degli ultimi anni, vari studi hanno permesso di ottenere delle evidenze osservative che rafforzano l’idea in base alla quale le stelle massicce si formano davvero in modo simile a quello delle stelle di massa inferiore. Tuttavia, fino ad oggi, le strutture a forma di disco che appaiono esattamente come quelle che sono presenti nelle stelle di piccola massa sono state osservate solamente nel caso delle stelle di tipo spettrale B, la cui massa è inferiore a 18 volte quella del Sole. Per masse superiori a 18 volte la massa solare, la ricerca di strutture a disco non ha dato risultati positivi. Infatti, nel caso di questi oggetti stellari di grossa taglia, spesso gli astronomi hanno osservato delle strutture “soffici”, centinaia di volte più grandi rispetto alle controparti presenti nelle stelle meno massive, dall’aspetto di gigantesche “ciambelle” ruotanti piuttosto che di vere e proprie strutture a forma di disco. «Abbiamo iniziato a pensare che i dischi non si possono formare nel caso delle stelle massicce e che questi oggetti potrebbero avere una origine diversa.», dice Johnston. «Forse l’accrescimento nelle stelle di tipo O è molto più caotico e dinamico se paragonato ai processi che hanno portato alla nascita della nostra stella il Sole». «Ma grazie alle osservazioni realizzate con ALMA», continua Johnston, «il nostro gruppo ha trovato ciò che stava cercando da tempo. In altre parole, abbiamo identificato un disco attorno ad una stella di tipo O che appare molto simile a quello che si è formato attorno alla nostra stella e al Sistema Solare, tranne per il fatto che si tratta di una sua versione in scala maggiore. Il disco è almeno 10 volte più grande e 100 volte più massiccio rispetto a quello che di solito osserviamo nelle stelle giovani». La scoperta era attesa da tempo, ma dato che le stelle massicce si formano più rapidamente rispetto agli oggetti stellari di massa inferiore è stato difficile catturare un esempio di questo tipo mentre si trova in una fase embrionale. Inoltre, le stelle massicce non sono così numerose come le controparti di massa più piccola, perciò occorre esplorare molto di più lo spazio prima di osservarne una. Ad esempio, Orione, dove troviamo la regione di formazione stellare più vicina, è quasi 10 volte più distante rispetto all’osservazione più vicina che gli astronomi hanno condotto su una stella giovane di piccola massa in cui esiste ancora un disco che la circonda. «Abbiamo bisogno di telescopi migliori per risolvere ed esplorare ancora più in profondità gli inviluppi di gas che circondano le stelle più massicce mentre si stanno ancora formando», conclude Melvin Hoare dell’Università di Leeds e co-autore dello studio. «Abbiamo cioè bisogno di uno strumento rivoluzionario come ALMA. Ora vogliamo richiedere ulteriore tempo di osservazione per utilizzare l’array sfruttando al massimo il suo potere esplorativo, in modo da capire se la struttura del disco è continua o frammentata e da cui si potrebbero eventualmente formare altre stelle o persino pianeti».
Corrado Ruscica (INAF)

Supernovae e buchi neri: una partnership cosmica

Le supernovae potrebbero rappresentare una sorta di “impresa di pulizie” dell’Universo. Pare che le esplosioni stellari, che segnano la fine del ciclo vitale di una stella, lavorino “a braccetto” con i buchi neri supermassicci per spazzare via il gas arrestando così i processi di formazione stellare. Uno studio recente, guidato dagli astronomi della Michigan State University, ha trovato che i buchi neri localizzati nel cuore delle galassie creano delle vere e proprie “fontane” di particelle cariche che rimescolano il gas in tutta la galassia interrompendo, se pur temporaneamente, la nascita di nuove stelle. I risultati su Astrophysical Journal Letters. A meno che non intervenga un altro processo, il gas alla fine si raffredda e determina nuovamente la creazione delle stelle. Tuttavia, enormi e violente esplosioni di alta energia proveniente dal buco nero centrale potrebbero far innalzare a sufficienza la temperatura del gas intergalattico al punto tale da far sì che le supernovae prendano il sopravvento spazzando via il caos che si viene a creare. Questi “spazzini cosmici” potrebbero aiutare gli astronomi a comprendere il perché alcune galassie ellittiche massicce abbiano smesso di generare nuove stelle miliardi di anni fa. «Una nostra precedente ricerca ha mostrato che le emissioni violente di radiazione provenienti dai buchi neri possono limitare in qualche modo i processi di formazione stellare nella galassie massicce, anche se esse non possono estinguerla completamente. Qualcosa d’altro è richiesto per spazzare via il gas che le stelle morenti scaricano continuamente nelle galassie perciò crediamo che la ‘pulizia’ prodotta dalle supernovae sembra essere il meccanismo più adeguato per fare questo», conclude Mark Voit della Michigan State University e autore principale dello studio.
di Corrado Ruscica (INAF)

L’evoluzione delle stelle

Dopo la sua formazione, la stella diventa stabile quando incomincia a produrre energia attraverso la fusione nucleare. Si stabilisce un equilibrio idrostatico al suo interno (cioe’ la pressione degli strati esterni uguaglia quella della radiazione prodotta all’interno) e un bilancio energetico (l’energia prodotta uguaglia quella irradiata). Affinche’ la stella raggiunga una temperatura centrale di 10 milioni di gradi, quella necessaria per la fusione del’idrogeno in elio, sono necessarie alcune decine di milioni di anni. Le reazioni termonucleari che avvengono all’interno delle stelle consistono nella fusione di due o piu’ nuclei atomici in un nucleo piu’ pesante. La massa del nucleo risultante e’ leggermente inferiore alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La differenza di massa M e’ quella che viene trasformata in energia (E), secondo la nota legge di Einstein  E = M c 2 dove c e’ la velocita’ della luce. La fusione di due nuclei atomici, che essendo costituiti da protoni e neutroni possiedono una carica elettrica positiva, e’ ostacolata dalla reciproca repulsione elettrostatica. Pertanto, e’ necessario che il gas abbia altissime pressioni e temperature, cioe’ una grande energia cinetica, per poter vincere la repulsione dei nuclei e riuscire a fonderli. Piu’ grandi sono i nuclei atomici e maggiore e’ la repulsione elettrica, quindi la temperatura necessaria alla fusione. Tutte le stelle iniziano la propria vita bruciando idrogeno nel nucleo e trasformandolo in elio, ma la loro evoluzione successiva dipende dalla loro massa iniziale, quella che possiedono al momento della nascita. La prima differenza riguarda la durata della loro vita. La luminosita’di una stella dipende dalla sua massa: piu’ precisamente, e’ proporzionale al quadrato della massa per le stelle della bassa sequenza principale, alla terza o quarta potenza della massa per le piu’ massicce. La massa di una stella determina anche la quantita’ di combustibile a disposizione per le reazioni di fusione nucleare: la luminosita’ e’ una misura del ritmo con il quale questa materia viene consumata. Percio’ il tempo di vita di una stella, cioe’ il tempo necessario affinche’ essa consumi tutto il combustibile a sua disposizione, e’ circa pari al rapporto tra la sua massa e la sua luminosita’. Siccome la luminosita’ aumenta piu’ rapidamente della massa, questo rapporto e’ tanto piu’ piccolo quanto piu’ massiccia e’ la stella. Le stelle piu’ calde, massicce e luminose, quelle che popolano la parte alta della sequenza principale, sono dunque quelle che vivono meno a lungo. Le piu’ grandi bruciano idrogeno nel nucleo solo per pochi milioni di anni, mentre le stelle piu’ piccole della sequenza possono farlo anche per 100 miliardi di anni. Il nostro Sole, che e’ una stella abbastanza piccola, ha un tempo di vita in sequenza principale di circa 10 miliardi di anni, cinque dei quali sono gia’ trascorsi. Inoltre, piu’ grande e’ la massa della stella, maggiore e’ la temperatura centrale che questa e’ in grado di raggiungere contraendosi. La fusione dei nuclei atomici richiede una temperatura tanto maggiore quanto piu’ essi sono pesanti, quindi solo nelle stelle piu’ massicce possono essere sintetizzati gli elementi pesanti. Infine, maggiore e’ la temperatura e piu’ rapido e’ il processo di fusione. Via via che una stella esaurisce un combustibile e incomincia la fusione di un elemento piu’ pesante, il processo accelera sempre di piu’. Un altro fattore che interviene nell’evoluzione delle stelle e’ lo stato fisico del gas al suo interno; in condizioni di densita’ relativamente basse, il gas di ioni ed elettroni si trova in uno stato fisico normale. Se la densita’ aumenta oltre un certo limite, invece, il gas diventa degenere. Nel primo caso, il gas possiede un meccansimo di regolazione termostatica, nel senso che la sua pressione e’ proporzionale alla sua temperatura. Il gas reagisce ad un aumento di temperatura aumentando la pressione; questo produce un’espansione e un raffreddamento. In questo modo pressione e temperatura sono sempre autoregolate, e l’aumento di temperatura non provoca l’accumulo di energia all’interno del gas. In un gas degenere, invece, la pressione non dipende piu’ dalla temperatura. Se la temperatura del gas aumenta, esso non si espande e l’energia accumulata non puo’ venire dissipata. Oltre un certo limite, questo accumulo di energia rende instabile la stella e ne provoca l’esplosione. Durante la fusione dell’idrogeno in elio, la stella possiede una temperatura, una luminosita’ ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R. Tutte le stelle che si trovano nella fase di fusione dell’idrogeno, che e’ la fase di maggior durata dell’intera vita stellare, hanno nel diagramma H-R una posizione compresa entro la fascia della sequenza principale. La massa della stella determina la posizione del suo punto rappresentativo sulla sequenza: tanto maggiore e’ la massa, tanto maggiori sono la sua temperatura e luminosita’ nella fase di bruciamento dell’idrogeno, e viceversa. La stella rimane stabile per tutta la durata di questa fase, che puo’ variare, secondo la sua massa, da pochi milioni a svariati miliardi di anni. Quando l’idrogeno sta per essere esaurito nel nucleo, l’equilibrio idrostatico che si era stabilito viene a mancare, perche’ l’energia prodotta dalla fusione non e’ sufficiente a controbilanciare la pressione degli strati esterni della stella. Di conseguenza, il nucleo incomincia a contrarsi e a riscaldarsi, in modo da accelerare la fusione dell’idrogeno restante e dare il via alla fusione di elio in carbonio. Questo produce un sovrariscaldamento della stella, che deve contemporaneamente espandere gli strati piu’ esterni per dissipare l’energia in eccesso. La temperatura superficiale della stella diminuisce, e di conseguenza il suo colore si fa via via piu’ rosso, mentre la luminosita’ complessiva aumenta, dato che la superficie emittente e’ aumentata con l’espansione. La stella diventa cioe’ una gigante rossa, una stella piu’ fredda e piu’ luminosa rispetto alle stelle di sequenza principale. Il suo punto rappresentativo sul diagramma H-R si sposta verso l’alto e verso destra, risalendo quello che viene detto il “ramo delle giganti rosse”. Contemporaneamente, la stella comincia a perdere massa, attraverso l’espulsione di parte dei suoi strati piu’ esterni. La massa perduta alla fine di questa fase puo’ essere anche una frazione significativa della massa iniziale della stella. Quando la temperatura centrale della stella ha raggiunto i 100 milioni di gradi, i nuclei di elio incominciano a fondersi a tre per volta per formare un nucleo di carbonio. La stella si sposta dalla regione delle giganti rosse ancora verso la sequenza.  Se la stella ha una massa inferiore a circa due volte la massa del Sole, la sua evoluzione attiva termina qui. Le stelle piu’ piccole, infatti, sono piu’ compatte di quelle grandi e, nel loro nucleo, il gas e’ cosi’ denso da raggiungere lo stato degenere: in queste condizioni, non e’ possibile un’ulteriore contrazione del nucleo, e la stella non puo’ innescare la fusione del carbonio prodotto. Quando l’elio sta per esaurirsi, il nucleo si contrae e gli strati esterni si espandono, per la minore produzione di energia all’interno; nel diagramma H-R, il suo punto rappresentativo risale verso il ramo delle giganti rosse. A questo punto, la stella diventa instabile e gli strati piu’ esterni incominciano a pulsare, fino a quando non vengono espulsi in direzione radiale, lasciando scoperto il nucleo caldo e denso della stella: una nana bianca. L’insieme della stella centrale e della nube di gas espulso prende il nome di nebulosa planetaria.  Le stelle piu’ massicce ripetono piu’ volte il ciclo di contrazione ed espansione, innescando ogni volta la fusione di un elemento piu’ pesante all’esaurirsi del combustibile precedente, mentre il loro nucleo si riscalda sempre piu’. A 800 milioni di gradi incomincia la fusione dei nuclei di carbonio, che da’ origine ad elementi come l’ossigeno, il magnesio, il neon. A temperature di 1,4 miliardi di gradi i nuclei di ossigeno si fondono, formando silicio, zolfo, fosforo, e cosi’ via. La catena dei bruciamenti nucleari si interrompe quando il gas nel nucleo della stella, che ad ogni contrazione e’ rimasto sempre piu’ denso e compatto, diventa degenere. A questo punto, la fusione del successivo combustibile nucleare rilascia nel gas degenere una grande quantita’ di energia, che provoca l’esplosione della stella come supernova. Il gas arricchito di elementi pesanti viene restituito al mezzo interstellare: l’esplosione delle supernovae rappresenta il principale meccanismo di arricchimento chimico delle galassie. Gli strati esterni della stella vengono espulsi nello spazio, mentre il suo nucleo collassa sotto la propria spinta gravitazionale, formando un oggetto estremamente denso e compatto.  Solo le stelle con massa superiore a 12-13 volte quella del Sole percorrono tutto il ciclo dei bruciamenti nucleari, arrivando a sintetizzare il ferro, dopodiche’ la catena si interrompe: la fusione del ferro in elementi piu’ pesanti e’ infatti endoenergetica, cioe’, invece di liberare energia, ne assorbe.  Il ferro sintetizzato nel nucleo della stella subisce quindi un’instabilita’: i nuclei di ferro si frantumano e, sotto l’enorme pressione alla quale sono sottoposti dagli strati di gas sovrastanti, collassano su se stessi. Il nucleo si contrae, alla ricerca di una nuova configurazione di equilibrio idorstatico. Gli strati esterni cadono sul nucleo a grande velocita’, urtando contro la sua superficie. L’onda d’urto che si forma riscalda il gas fino a temperature altissime; in queste condizioni si innescano immediatamente bruciamenti nucleari molto rapidi, che depositano una grande quantita’ di energia negli strati di gas, facendo esplodere la stella come supernova.  La sorte del nucleo, a questo punto, dipende dalla sua massa: se e’ inferiore ad un certo limite critico (qualche volta la massa del Sole), i nuclei si fondono con gli elettroni, formando un “mare” compatto e densissimo di neutroni. Cio’ che rimane della stella si assesta in una configurazione di equilibrio, una stella di neutroni.  Se invece la massa del nucleo e’ superiore a quel limite, nulla puo’ fermare il suo collasso, che diventa ireversibile; mentre il nucleo si contrae, a massa costante, la forza di gravita’ in superficie aumenta. In accordo con la teoria della Relativita’ Generale, lo spazio intorno alla stella si deforma, incurvandosi e modificando le traiettorie dei corpi che vi passano vicino. La stella scompare, perche’ perfino la luce resta intrappolata all’interno del suo enerome campo gravitazionale: si e’ formato un buco nero.
Le giganti rosse
Le giganti e le supergiganti rosse sono tra gli astri piu’ brillanti del cielo. Esse sono formate dall’inviluppo espanso e rarefatto di stelle evolute, che circonda un nucleo caldo e compatto. Pur avendo masse abbastanza modeste, le piu’ grandi giganti rosse hanno raggi centinaia di volte maggiori di quello del Sole. Le loro atmosfere si estendono per milioni di kilometri, con densita’ inferiori a 10-5 grammi per cm3. Si pensi che, quando il Sole diventera’ una gigante rossa, i suoi strati esterni si espanderanno fino oltre l’orbita di Marte, inghiottendo i pianeti piu’ interni, tra cui la Terra. Le temperature superficiali delle giganti rosse si aggirano sui 3.000 gradi, percio’ i loro spettri sono dei tipi K e M. Tra le giganti rosse piu’ note, ricordiamo per esempio Antares nella costellazione dello Scorpione, e Betelgeuse in Orione. Questi astri perdono continuamente gas, che viene soffiato via sotto forma di vento stellare; questa perdita di materia e’ decisiva per la stella in quanto, come abbiamo visto, la massa determina il tipo di evoluzione a cui essa va incontro.
Le nebulose planetarie
Questo tipo di nebulosa e’ costituito da una stella centrale caldissima, compatta e di piccole dimensioni, al centro di un disco o un anello gassoso luminoso. Il sistema ha dimensioni relativamente ridotte, in genere inferiori ad un anno luce. Le prime nebulose planetarie osservate furono percio’ paragonate al pianeta Saturno e ai suoi anelli, e a questo devono il loro nome. La stella che si trova al centro di una nebulosa planetaria e’ il residuo di una stella di piccola massa, nelle ultime fasi della sua evoluzione. Essa possiede temperature altissime, tra i 30mila e i 150mila gradi, ed emette prevalentemente nella regione ultravioletta dello spettro; e’ anche piuttosto piccola e compatta, con dimensioni inferiori ad un quinto del raggio del Sole.  Si pensa che le nebulose planetarie abbiano origine dalle stelle supergiganti rosse, le quali espellono gli strati piu’ esterni, composti di idrogeno ed elio, “spazzandoli via” nello spazio. Questo gas forma cosi’ un guscio sferico che si espande sempre piu’ lentamente. Esso viene ionizzato dalla radiazione della stella centrale: quando gli elettroni si ricombinano con gli ioni, il gas emette radiazione.  Col tempo, la nebulosa si disperde nello spazio: la durata dell’intero processo e’ probabilmente inferiore ai 100.000 anni. Anche questo e’ un meccanismo attraverso il quale le stelle restituiscono al mezzo interstellare parte del gas da cui si sono formate, arricchito di elementi pesanti.
Le nane bianche
Le nane bianche rappresentano lo stadio finale della vita di stelle di piccola massa. Il prototipo di questo tipo di stelle e’ Sirio B, la compagna della piu’ nota stella Sirio, con la quale forma un sistema binario. Durante e dopo la fase di gigante rossa, come abbiamo visto, la stella si spoglia dei suoi strati esterni e la parte restante va incontro ad un rapido collasso. Se la massa rimanente, quella del nucleo stellare, e’ inferiore ad un certo limite critico, pari a 1.44 volte la massa del Sole, il collasso ad un certo punto si arresta e la stella trova una configurazione di equilibrio stabile, diventando una nana bianca.  Tanto maggiore e’ la massa della stella, tanto minore e’ il raggio finale della nana bianca. Questo tipo di stella e’ molto piccola, densa e compatta, in rapida rotazione. Essa deve il suo nome al fatto che ha un raggio molto minore di una stella normale, ed essendo caldissima, emette luce a lunghezze d’onda piu’ corte, cioe’ bianca, come le stelle dei primi tipi spettrali. Una nana bianca ha una massa confrontabile con quella del Sole e dimensioni di un pianeta come la Terra. Il gas della nana bianca e’ completamente degenere, ad eccezione di uno straterello superficiale di materia che si trova allo stato fisico ordinario, prevalentemente idrogeno ed elio. La degenerazione di un gas (di elettroni, di neutroni o di ioni) si instaura quando esso viene compresso fino oltre una certa densita’ critica. In un gas degenere, nello spazio normalmente occupato da un solo atomo si trovano centinaia di migliaia di particelle. In una nana bianca, la materia e’ compressa fino a densita’ di 106 – 107 grammi per cm3: a queste densita’, una quantita’ di materia delle dimensioni di una zolletta di zucchero peserebbe piu’ di un’automobile qui sulla Terra ! Pur essendo cosi’ compressa, la materia al suo interno si trova pero’ allo stato gassoso, contrariamente a quanto avverrebbe per la materia normale, che ad alte pressioni solidifica.  Un gas degenere e’ estremamente resistente ad un’ulteriore compressione, perche’ esercita esso stesso una fortissima pressione: e’ questa pressione che sostiene la nana bianca. La stella non puo’ piu’ contrarsi ed innescare la fusione nucleare al suo interno: una nana bianca percio’ e’ una stella “morta”, destinata a splendere a spese della sua energia interna, senza poterne produrre di nuova. D’altra parte, la temperatura iniziale di una nana bianca puo’ raggiungere i 100.000 gradi ed il suo raffreddamento, fino a temperature prossime allo zero, richiede svariati miliardi di anni; tenendo conto che l’eta’ dell’universo e’ di 15-20 miliardi di anni, e’ probabile che nessuna nana bianca sia ancora giunta alla sua “morte termica”.  Se in un sistema binario una delle due stelle e’ una nana bianca, puo’ verificarsi il fenomeno della nova.
Le novae
Fin dall’antichita’ sono state segnalate apparizioni di stelle “nuove”, cioe’ apparizioni di stelle mai viste in precedenza. Queste stelle restavano brillanti per qualche settimana o pochi mesi, per poi affievolirsi e scomparire di nuovo. Da questo deriva il nome di “novae”, cioe’ stelle nuove. Oggi sappiamo che questo fenomeno non e’ dovuto alla comparsa di nuove stelle, bensi’ all’esplosione di stelle gia’ esistenti e non visibili, che le rende improvvisamente piu’ brillanti e permette di rivelarle. L’esplosione, che e’ meno violenta di quella di una supernova e non distrugge completamente la stella, e’ dovuta ad un meccanismo legato alla sua evoluzione.  Le novae, nel loro stato normale, sono stelle compatte non molto brillanti e ad alta temperatura (tipicamente nane bianche), che fanno parte di sistemi binari; la compagna e’ una stella evoluta ed espansa, come una gigante rossa, dalla quale fluisce in continuazione materia gassosa. Il gas perso si raccoglie in un disco di accrescimento attorno alla stella compatta, cadendovi sopra lentamente. La caduta di materia sulla nana bianca continua finche’ questa non raggiunge una massa limite; a questo punto produce nella stella una reazione di tipo esplosivo, che la libera di parte della materia che aveva guadagnato.  La luminosita’ della stella cresce anche di 11-12 magnitudini, passando da un valore tipico intorno a +4 o +5 fino a circa -7.5 al massimo dello splendore. Nell’esplosione gli strati esterni della stella, che possiedono temperature di 10-15.000 gradi, vengono espulsi con velocita’ fino a 3.000 Km/s. Allontanandosi dalla stella, il gas espulso diventa meno denso, rallenta e si raffredda, formando una piccola nebulosa.  Tipicamente, una nova emette nell’esplosione tanta energia quanta il Sole ne emette in 100.000 anni. La massa spulsa, invece, e’ una piccola frazione della massa totale della stella, all’incirca un centomillesimo. Dopo qualche anno la stella che ha subito l’esplosione ritorna piu’ o meno quella di prima.
Il fenomeno delle novae puo’ ripetersi, quando si ripresentino le condizioni appropriate. In questo caso si parla di “novae ricorrenti”. Non tutte le novae si comportano pero’ allo stesso modo; alcune salgono improvvisamente al massimo di luminosita’, raggiunto il quale si affievoliscono nel giro di pochi mesi; in altri casi la stella impiega piu’ tempo a raggiungere il culmine dello splendore, subisce esplosioni multiple che si susseguono nel tempo ed impiega anni per tornare al minimo di luminosita’.
Le supernovae
Quando una stella esplode come supernova, avviene uno dei fenomeni piu’ spettacolari che il cielo possa offrire. L’esplosione avviene quando il nucleo di una stella abbastanza massiccia collassa, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari. Gli strati esterni cadono sul nucleo riscaldandosi, e di colpo si innescano delle reazioni di fusione termonucelare. Esse producono una grandissima quantita’ di energia, che si deposita nel gas sotto forma di energia cinetica: gli strati vengono espulsi a grandissime velocita’ (decine di miglliaia di chilometri al secondo), in un’esplosione immane. L’energia sviluppata da una supernova e’ tale che per qualche settimana essa emette, da sola, la quantita’ di luce emessa da un’intera galassia ! La luce emessa dalla supernova si affievolisce e scompare nel giro di qualche anno, lasciando una nube di gas in espansione rallentata. I resti di supernova, cioe’ il gas espulso nell’esplosione, compongono alcune delle piu’ belle nebulose che conosciamo.  Al centro della supernova resta un buco nero oppure una stella di neutroni. L’esplosione libera nello spazio interstellare gas ad altissima temperatura, fortemente ionizzato, raggi cosmici; gli elettroni liberi e gli ioni portano con se’ un intenso campo magnetico. Se attorno alla supernova c’e del gas interstellare, il materiale espulso lo comprime e viene rallentato a sua volta; il gas interstellare viene riscaldato ed emette radiazione. Il gas in espansione assume via via una struttura a filemanti e a strati sottili, sfilacciati. Il resto di supernova emette radiazioni di vario tipo: ottiche, radio, infrarosse, ma anche X e gamma. Anche quando esso si e’ raffraddato, emette radiazione di sincrotrone, causata da un rapido moto degli elettroni liberi attorno alle linee del campo magnetico del gas. L’emissione X viene invece prodotta nell’interazione degli ioni e degli elettroni col gas interstellare.  Dato che le stelle di grande massa sono solo una piccola frazione del totale, l’esplosione di una supernova e’ un evento piuttosto raro: si stima che nella nostra Galassia esplodano in media 3 supernovae al secolo. Le ultime due supernovae esplose nella nostra Galassia sono quella del 1572, nella costellazione di Cassiopeia, e quella del 1604 in Ofiuco. Le supernovae sono ben visibili tuttavia anche in galassie esterne, anzi rappresentano uno dei migliori modi per stimarne la distanza.  Alcune supernovae sono entrate nella storia dell’astronomia. Molto nota e’ quella esplosa nel 1054, che fu osservata dagli antichi astronomi della Cina e che fu cosi’ luminosa da essere visibile per un po’ di tempo anche durante il giorno. Il residuo di quella supernova costituisce oggi la Nebulosa del Granchio, detta cosi per la sua struttura tentacolare.  Un altro resto di supernova e’ quello noto come Cygnus Loop (anello del Cigno, nell’omonima costellazione), residuo di una stella esplosa circa 50.000 anni fa, che ancora emette uno spettro a righe di emissione. Il ruolo delle supernovae nell’evoluzione delle galassie e’ fondamentale, non soltanto perche’ esse arricchiscono il gas interstellare di elementi pesanti, ma anche perche’, attraverso una compressione dello stesso gas, inducono la formazione di nubi dense e quindi di nuove stelle.
Le stelle di neutroni
Questi insoliti astri si formano durante le fasi finali dell’evoluzione di una stella con massa del nucleo compresa tra 1.44 e circa 3 volte la massa del Sole. Dopo aver esaurito la catena dei bruciamenti nucleari, la stella si contrae bruscamente, sotto la propria spinta gravitazionale, mentre gli strati esterni si espandono. La stella subisce un collasso cosi’ violento da non riuscire a riassumere a configurazione di equilibrio di nana bianca, come le stelle piu’ piccole. Essa raggiungera’ l’equilibrio in uno stato ancora piu’ estremo, diventando una stella di neutroni. Il collasso prosegue infatti finche’ gli stessi nuclei atomici si frantumano e i protoni si fondono con gli elettroni, formando un “mare” di neutroni degeneri ad altissima densita’ (1013 – 1014 grammi per cm3). La pressione dei neutroni degeneri sostiene la stella, impedendone un’ulteriore collasso.  Si sa ancora poco sulla struttura interna e sullo stato fisico di una stella di questo tipo, tranne che possiede un campo gravitazionale ed un campo magnetico estremamente intensi. Inoltre, una stella di neutroni dev’essere in rapidissima rotazione su se stessa, proprio a causa della propria contrazione: come una pattinatrice sul ghiaccio si mette a ruotare piu’ rapidamente quando raccoglie le braccia al corpo e viceversa rallenta quando le estende, cosi’ una stella o una nube di gas si mettono in rotazione attorno al proprio asse durante una contrazione.  Una massa confrontabile con quella del Sole si e’ ridotta alle dimensioni di un grosso asteroide: le dimensioni tipiche di una stella di neutroni sono infatti di circa 30 Km di diametro ! A quelle densita’, una quantita’ di materia grande quanto una zolletta di zucchero avrebbe una massa pari a quella di tutta l’umanita’…  Le stelle di neutroni non emettono luce come le stelle, percio’ non sono “visibili” nel senso stretto del termine. Tuttavia ne sono state individuate diverse sulla base di evidenze indirette: esse danno luogo infatti al fenomeno delle pulsar. Nel 1967, i radioastronomi si accorsero di alcune strane sorgenti, delle specie di “radiofari” che emettevano impulsi radio ad intervalli regolari e molto brevi, dell’ordine delle frazioni di secondo. In seguito questo fenomeno venne spiegato come una stella di neutroni in rapida rotazione e dotata di una campo magnetico molto intenso: quest’ultimo creerebbe infatti un forte campo elettrico. Sottoposti a questo campo elettrico, gli ioni e soprattutto gli elettroni presenti vengono sospinti fuori dai poli magnetici della stella; spiraleggiando attorno alle linee del campo magnetico, gli elettroni vengono decelerati ed emettono radiazione di sincrotrone. Se l’asse magnetico della stella (che non necessariamente coincide con quello di rotazione) e’ inclinato rispetto a noi, ogni volta che un polo magnetico si trova nella direzione della nostra linea di vista, osserviamo un lampo di radiazione.  Le pulsar non emettono soltanto nella banda radio, ma anche nell’ottico, nell’ultravioletto, nelle bande X e gamma, con lo stesso periodo degli impulsi radio. Queste radiazioni vengono emesse a spese dell’energia della stella, la quale rallenta progressivamente la propria rotazione: il periodo passa da una frazione di secondo fino a qualche ora o giorno.
I buchi neri
Se la massa del nucleo della stella, al termine della sequenza dei bruciamenti nucleari, e’ superiore a circa 3 volte la massa del Sole, il collasso che esso subisce non puo’ essere fermato nemmeno dalla pressione delle particelle che lo compongono: esso prosegue inarrestabile, dando origine ad un buco nero, una specie di mostro che inghiotte tutta la materia che si trova entro una certa distanza e dal quale niente puo’ scappare. La forza di gravita’, in questo caso, e’ cosi’ grande da comprimere le particelle fino ad una densita’ praticamente “infinita”: la materia viene ridotta in uno stato fisico sconosciuto, ma sicuramente diverso da quello della materia che conosciamo.  L’esistenza dei buchi neri e’ prevista dalla Relativita’ Generale di Einstein. Nel collasso, la stella si “ripiega” su se stessa ed incurva lo spaziotempo circostante a causa della sua enorme gravita’. La gravita’ superficiale di un buco nero e’ cosi’ alta che nemmeno la luce puo’ sfuggirle, nemmeno la luce, percio’ esso e’ completamente oscuro e non si puo’ rivelarne uno in modo diretto.  Come per ogni stella o pianeta, anche per un buco nero si puo’ definire la velocita’ di fuga ad una certa distanza D, cioe’ la minima velocita’ che un corpo dovrebbe avere per poter sfuggire all’attrazione gravitazionale che il buco nero esercita alla distanza D. Ragionando all’inverso, per una data velocita’ si puo’ trovare la distanza minima alla quale l’oggetto puo’ avvicinarsi al buco nero senza venirne catturato: se si pone questa velocita’ pari a quella della luce (la massima velocita’ esistente), si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce puo’ sfuggire al buco nero. Questo limite prende il nome suggestivo di “orizzonte degli eventi” e delimita la regione interna, dalla quale nessun segnale puo’ raggiungere l’esterno: di tutto cio’ che avviene all’interno non possiamo avere notizie.
Non e’ possibile definire per un buco nero una vera e propria superficie, ne’ un volume o una densita’: le proprieta’ che caratterizzano questo oggetto sono la sua massa ed il cosiddetto raggio di Schwarzschild (dal nome del fisico che studio’ per primo i buchi neri dal punto di vista teorico), cioe’ la distanza dal centro all’orizzonte degli eventi. Tra queste due quantita’ intercorre la relazione  RS = 2GM/c2 dove RS e’ il raggio di Schwarzschild, G la costante di gravitazione universale, M la massa del buco nero e c la velocita’ della luce. Tanto maggiore e’ la massa di un buco nero, tanto maggior e’ il suo “raggio d’azione”. Sostituendo i valori delle costanti, RS<7SUB> e’ pari a 3 (M/MS) Km, dove MS e’ la massa del Sole. Fino a non molti anni fa non c’erano prove dell’esistenza effettiva dei buchi neri. Infatti, essi possono essere rivelati soltanto dagli effetti gravitazionali che esercitano sulla materia circostante. Per esempio, se una delle componenti di un sistema binario e’ un buco nero e l’altra una stella normale, la presenza del primo sara’ rivelata dal moto orbitale della seconda attorno al centro di massa comune. Spesso, quando anch’essa evolve in gigante rossa e si espande, parte del gas dei suoi strati piu’ esterni puo’ formare un disco di accrescimento attono al buco nero. Dal disco, il gas cade lentamente sul buco nero; l’attrito cresce verso il bordo interno del disco, il gas si riscalda e produce un ampio spettro di radiazione, soprattutto nelle bande X e ultravioletta. Questa radiazione permette anch’essa di rivelare la presenza di un oggetto compatto con un disco di accrescimento.  Con il lancio dei primi satelliti dotati di rivelatori in raggi X, vennero scoperte dentro e fuori della nostra Galassia molte sorgenti X prima sconosciute (la nostra atmosfera, infatti, blocca la maggior parte dei raggi X provenienti dallo spazio). Esse emettono nella banda X piu’ di quanto non emettano nell’ottico e il loro spettro e’ di tipo non termico, cioe’ non e’ del tipo emesso da una stella. Alcune di queste sorgenti X sono di natura “stellare”, come Cygnus X-1, Scorpio X-1 o Hercules X-1; sembra che Cygnus X-1 sia un sistema binario del tipo prima descritto, con un buco nero con massa di circa 6 volte la massa del Sole ed una stella di 20 volte la massa del Sole. Altre sorgenti X sono pulsar, altre ancora coincidono con galassie o quasar.  Come abbiamo detto, il campo gravitazionale del buco nero e’ cosi’ forte da incurvare lo spaziotempo circostante; una delle conseguenze principali e’ che un raggio di luce che passa nelle vicinanze del buco nero, come di una grande concentrazione di massa, si incurva e cambia direzione; e’ cio’ che sta alla base del fenomeno delle lenti gravitazionali. Se il raggio di luce passa alla distanza RS, viene incurvato cosi’ tanto da cominciare a girare in tondo attorno al buco nero ! La presenza di un buco nero molto massiccio, interposto tra noi ed una sorgente di luce come una galassia distante, potrebbe quindi essere rivelata anche dall’effetto di lente gravitazionale sulla radiazione proveniente dalla sorgente. Sembra che buchi neri supermassicci esistano o siano esistiti nei nuclei delle galassie attive e che l’accrescimento di materia su questi oggetti ne rappresenti il motore energetico centrale.
Approfondimenti INAF

La formazione delle stelle

Una stella puo’ essere definita come un’enorme sfera autogravitante di gas caldissimo (principalmente idrogeno ed elio), che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione.  Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, cosi’ ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di miliardi di stelle grandi e piccole, di nubi di gas e polvere.

Le stelle ci appaiono sulla sfera celeste raggruppate in insiemi, detti costellazioni. A molte stelle gli astronomi hanno attribuito nomi propri, per lo piu’ di origine greca, araba o latina. Altre vengono classificate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell’alfabeto greco, che indica la luminosita’ relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri e’ la stella piu’ brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e cosi’ via. Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I piu’ moderni cataloghi, compilati con l’aiuto delle osservazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici.
La formazione delle stelle
Le stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstellare di gas (prevalentemente idrogeno, con tracce di altri gas) e polvere. Le nubi di gas interstellare sono molto grandi, con masse di gas fino ad un milione di volte quella del Sole, e hanno temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto (cioe’ da -263 oC a pochi gradi centigradi sotto zero). Queste nubi si trovano normalmente in equilibrio, nel senso che la forza di gravita’ che tenderebbe a farle collassare su se stesse e’ controbilanciata dalla pressione creata dal moto delle particelle al suo interno. A volte pero’ questa pressione non e’ sufficiente, in certi punti la densita’ aumenta e la nube si contrae spontaneamente e lentamente sotto l’azione della propria gravita’. E’ probabilmente attraverso questo meccanismo che si formano le stelle di piccola massa, all’interno di nubi molto dense e oscure. Le stelle piu’ massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi puo’ essere la compressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocita’ da stelle evolute (nebulose planetarie o supernovae). Oppure, la collisione casuale tra due nubi durante il loro moto all’interno della galassia, e il successivo collasso di una parte di esse. In realta’, le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non da’ origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioe’ un ammasso stellare ), dopo aver subito una frammentazione in nubi piu’ piccole. A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di piu’ stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Nella nostra galassia, poer esempio, le stelle singole sono all’incirca la meta’ del totale. Le restanti sono raggruppate in sistemi doppi (la maggioranza) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle! Le stelle doppie prendono anche il nome di sistemi binari.  Quando la nube si contrae, al suo interno le particelle di gas si muovono piu’ rapidamente e il nucleo si riscalda. In questa fase, che prende il nome di protostella, la nube emette energia sotto forma di radiazione, anche se molto piu’ debolmente di una stella; cio’ avviene a spese della sua energia gravitazionale, che viene convertita in radiazione. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superficiale di 2-3.000 gradi ed e’ ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si e’ originata. Generalmente si forma un disco di gas attorno alla protostella, gas che piano piano cade su di essa. La stella, a sua volta, emette dei getti gassosi dalle regioni polari, lungo l’asse di simmetria del disco. La struttura disco + getti e’ molto comune nelle prime fasi della vita di una stella.   In questa fase la protostella e’ oscurata dal materiale circostante e percio’ poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazione emessa dall’oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze piu’ basse, nella regione infrarossa dello spettro, percio’ le protostelle si possono rivelare in questa banda di lunghezze d’onda.  Durante la fase di protostella, detta anche di pre-sequenza principale, la stella attraversa delle fasi di instabilita’, accompagnate da variazioni di luminosita’ sporadiche. Si hanno quindi le cosiddette variabili T Tauri, dal nome di una stella di questo tipo nella  costellazione del Toro. Il gas e la polvere che circondano la stella vengono gradualmente spazzati via dai getti di gas e dal vento che essa emette.
La vita delle stelle
La contrazione della protostella continua finche’ al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare inizio alla fusione nucleare, che sara’ il suo mezzo di sostentamento per milioni o miliardi di anni; la protostella e’ diventata una stella. A questo punto, l’energia che essa emette non e’ piu’ prodotta a spese della propria energia gravitazionale, ma a spese della propria massa: le reazioni termonucleari consistono infatti nella fusione di piu’ nuclei atomici in un nucleo solo, di massa leggermente minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La massa che viene persa nel processo e’ quella che si trasforma in energia secondo la legge E = m c2. Le moderne teorie dell’evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa, hanno fissato questo limite inferiore a circa 0.08 volte la massa del Sole. Analogamente, esiste un limite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle instabilita’ e non puo’ esistere in equilibrio. Questo limite e’ probabilmente compreso tra 100 e 120 volte la massa del Sole. Il numero di stelle di una data massa rispetto al totale delle stelle che si formano dipende dai meccanismi con i quali le nubi protostellari si frammentano prima del collasso; la probabilita’ che una stella di una certa massa si formi e’ inversamente proporzionale alla massa, cioe’ si formano piu’ stelle piccole e meno stelle grandi.  Una stella si puo’ pensare come una struttura stratificata, come una sorta di “cipolla”, in cui ogni strato e’ possiede un dato valore di temperatura, di densita’ e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stella verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l’interno, cioe’ il “peso” degli strati esterni su quelli piu’ interni, e la pressione della radiazione prodotta nel nucleo della stella, che e’ diretta verso l’esterno. Durante tutta la vita della stella, che puo’ durare anche decine di miliardi di anni, questo equilibrio viene sempre mantenuto, attraverso dei meccanismi di autoregolazione.   Nelle condizioni di altissime temperature e pressioni che si trovano all’interno delle stelle, tutto il gas e’ ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocita’. La fusione di due o piu’ nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perche’ essi possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (dovuta al fatto che hanno una carica elettrica dello stesso segno). Le reazioni di fusione nucleare richiedono quindi due condizioni: una sufficiente abbondanza dell’elemento combustibile e una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione di nuclei.  Ogni elemento chimico richiede una temperatura diversa per la fusione: tanto piu’ pesante e’ l’elemento, tanto maggiore e’ la temperatura richiesta.   La piu’ semplice reazione nucleare che avviene all’interno di una stella e’ la fusione dell’idrogeno: quattro nuclei di idrogeno vengono fusi in un nucleo di elio, e la lieve differenza di massa viene convertita in energia. Q uesta reazione puo’ avvenire solo a temperature di almeno dieci milioni di gradi, e sostenta la stella per la maggior parte della sua vita.  La stella mantiene il suo equilibrio di pressione attraverso un meccanismo termostatico: quando la produzione di energia nel centro diminuisce, essa si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di fusione, che dipendono dalla temperatura del gas, accelerano. Durante questa fase la stella diventa piu’ calda e quindi emette radiazione di lunghezza d’onda inferiore rispetto a prima.  Viceversa, quando l’energia prodotta e’ eccessiva, la stella si espande per aumentare la superficie dalla quale puo’ dissiparla. L’espansione fa si’ che al centro della stella la pressione e la temperatura descrescano, e quindi le reazioni di fusione rallentino. Durante questa fase, la stella diventa piu’ luminosa perche’ aumenta la superficie emittente, ma gli strati esterni sono piu’ freddi e quindi emettono radiazione a maggior lunghezza d’onda.
Quando l’idrogeno, che e’ il costituente principale della stella, comincia ad esaurirsi nel suo centro, la produzione di energia per fusione nucleare cala; la stella e’ costretta ad aumentare la sua temperatura interna per accendere la fusione di un combustibile piu’ pesante e potersi sostentare. Diversamente, essa verrebbe schiacciata sotto il peso degli strati esterni e collasserebbe.   Dopo l’idrogeno, la stella innesca la fusione dell’elio. Tre nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di carbonio, rilasciando energia. Dopo l’elio, il carbonio si fonde per formare elementi piu’ pesanti e cosi’ via. Si formano cosi’ via via l’ossigeno, il neon, il magnesio, il silicio, lo zolfo, l’argon, eccetera.   Le stelle sono dunque delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall’idrogeno, che e’ l’elemento piu’ abbondante nell’universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi piu’ pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stellare, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas non arricchito. Sulla base di questa differenza, gli astronomi classificano le stelle in due gruppi: le stelle “di prima generazione” prendono il nome di stelle di popolazione II, mentre quelle che si sono formate successivamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popolazione I.
L’energia delle stelle
Durante una reazione di fusione termonucleare, come abbiamo visto, i nuclei atomici si uniscono in un nucleo piu’ complesso, e la differenza tra la massa finale e la somma delle masse di partenza viene convertita in neutrini e in radiazione. I neutrini sono particelle sub-atomiche prive di carica elettrica, che non interagiscono con la materia e percio’ sfuggono facilmente dalla stella, disperdendosi nello spazio. Essi vengono prodotti in grandissime quantita’: si pensi che ogni secondo, la Terra e’ investita da un flusso di 107 neutrini solari per cm2 e per secondo.  La radiazione si muove verso l’esterno in “pacchetti” di energia detti fotoni, i quali vengono assorbiti e riemessi in continuazione dagli atomi di gas. Prima di giungere alla superficie della stella ed essere liberati nello spazio, i fotoni devono compiere un percorso a zig-zag tra un atomo e l’altro, che dura alcuni milioni di anni !  Ad un certo punto, muovendosi verso la superficie, il cammino dei fotoni diventa cosi’ lento che l’energia deve trovare un altro mezzo per fluire all’esterno: si sviluppano cosi’ dei moti convettivi nel gas, cioe’ delle bolle di gas caldo che si muovono verso l’esterno raffreddandosi e facendo da veicolo per l’energia. Se questa restasse intrappolata all’interno della stella, l’equilibrio verrebbe meno.  Una volta arrivata alla superficie, la radiazione viene emessa in tutte le direzioni dello spazio. Poiche’ fino a quel momento essa e’ stata in equilibrio con il gas della stella, le sue caratteristiche dipendono da quelle del gas. Ovvero, la radiazione emessa ha una frequenza tanto maggiore quanto piu’ alta e’ la temperatura del gas negli strati superficiali della stella. In realta’, la stella emette luce di tutte le lunghezze d’onda, ma con intensita’ diversa; la lunghezza d’onda che possiede la massima intensita’ caratterizza il “colore” della stella, ed e’ tanto piu’ piccola quanto piu’ caldo e’ l’astro.  Questo fatto e’ espresso dalla legge di Wien, la quale stabilisce che il rapporto tra la temperatura superficiale di una stella e la frequenza alla quale l’intensita’ della radiazione e’ massima, e’ costante.
Le proprieta’ delle stelle
Le proprieta’ caratteristiche di una stella sono la massa, le dimensioni, temperatura superficiale (che determina il “colore” della stella) e la luminosita’, che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine.  La massa di una stella, come abbiamo visto, puo’ variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioe’ da 2 1029 a 2 10 32 Kg. Le dimensioni variano invece in un intervallo piu’ ampio; il diametro di una stella e’ sempre piuttosto difficile da determinare, e puo’ essere misurato solo per stelle vicine. Esso puo’ variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa.  Il colore, la luminosita’ e la temperatura delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. L’analisi di un gran numero di stelle ha permesso di individuare delle caratteristiche comuni e di suddividerle in classi, dette tipi spettrali e in classi di luminosita’ .  Alcune stelle mostrano delle variazioni di luminosita’ nel tempo: alcune hanno variazioni regolari, periodiche e di entita’ relativamente piccola, e vengono chiamate stelle variabili, altre hanno variazioni enormi ed improvvise di brillantezza, dovute a fenomeni di tipo esplosivo che modificano la loro struttura: le novae e le supernovae.
I moti stellari
Anticamente si pensava che le stelle fossero fisse sulla volta celeste, mentre in realta’ esse si spostano relativamente a noi, in conseguenza sia del loro moto di rotazione attorno al centro della nostra galassia, sia del moto stesso del Sole (e quindi del Sistema Solare). Il moto delle stelle, pur essendo relativamente rapido, ci appare lentissimo a causa delle enormi distanze coinvolte. La stella piu’ vicina a noi oltre al Sole, chiamata Proxima Centauri, dista infatti ben 4.2 anni luce (pari a circa 38mila miliardi di chilometri !). I movimenti delle stelle sulla volta celeste, detti “moti propri” sono dunque quasi impercettibili se osservati su tempi scala molto piu’ brevi della vita di una stella, come quello della vita umana. Esse percorrono nel cielo distanze angolari raramente superiori ai 5 secondi d’arco all’anno.
Approfondimenti Inaf

Hubble fotografa la stella dannata

La scena è quella classica del più pirotecnico fra i botti astronomici: l’esplosione d’una supernova. Solo che questa volta potremmo avere la “foto del petardo” quand’ancora era integro. Un sogno per gli astronomi, che non essendo fino a oggi riusciti a incastrare gli oggetti responsabili di quelle esplosioni note come supernove di tipo Ia – in questo caso, per l’esattezza, una mini-supernova detta di tipo Iax – devono accontentarsi di supposizioni. A scattarla, quasi senza volerlo, è stata la Wide-Field Camera 3 del telescopio spaziale Hubble. E a compiere il lavoro di analisi, descritto oggi sulle pagine di Nature, un team di ricercatori guidato da Curtis McCully, studente di dottorato alla Rutgers University, nel New Jersey. Se la scoperta sarà confermata, rappresenterà una tappa fondamentale nel percorso verso la comprensione delle supernove. Ma andiamo per ordine. È il mese di gennaio del 2012 quando gli astronomi del progetto Lick Observatory Supernova Search (LOSS) individuano i resti evidenti di un’esplosione di supernova nella galassia NGC 1309, a 110 milioni di anni luce da noi. Battezzata SN 2012Z, all’analisi spettroscopica mostra i tratti tipici delle supernove di tipo Iax. Meno energetiche delle “cugine” di tipo Ia, queste mini-supernove sono relativamente rare – gli astronomi ne hanno individuate una trentina – e dopo l’esplosione possono lasciarsi alle spalle una nana bianca superstite: per l’appunto, una “stella-zombie”. A rendere questo evento diverso dagli altri è una fortunata coincidenza: pochi anni prima, in particolare a cavallo fra il 2005 e il 2006 poi ancora nel 2010, quella regione della galassia NGC 1309 venne fotografata più volte da Hubble. Non appena McCully e colleghi se ne rendono conto, si mettono a scartabellare nel catalogo del telescopio spaziale per recuperare le preziose immagini precedenti all’esplosione. E dopo averne migliorato il contrasto ecco apparire un oggetto caratteristico, esattamente nei dintorni del punto in cui è esplosa la supernova. «Sono rimasto assai sorpreso nel vedere qualcosa proprio lì, nella posizione della supernova. Basandoci sulle precedenti esperienze nella caccia ai progenitori di normali supernove di tipo Ia», spiega McCUlly, «ci aspettavamo che anche in questo caso il sistema progenitore fosse troppo debole per risultare visibile. Quando la natura ci sorprende è sempre un’emozione». Ancora più emozionante, però, potrebbe rivelarsi quello che si potrà intravedere verso la fine del 2015, quando la luminosità della supernova non sarà più accecante com’è ora. Se l’ipotesi dei ricercatori è corretta, il misterioso progenitore all’origine della supernova doveva essere un sistema binario formato da una nana bianca e da una stella compagna, di circa due masse solari,formata principalmente di elio. E al ricalar delle tenebre uno dei due oggetti, per quanto stremato dall’esplosione, potrebbe tornare a brillare.
di Marco Malaspina (INAF)

Gli oscuri lampi gamma

Esplosioni potentissime rese oscure dalla polvere. E’ quanto hanno permesso di determinare alcune osservazioni realizzate con ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), che, per la prima volta, hanno “guardato” direttamente la distribuzione del gas molecolare e della polvere nelle galassie che ospitano i lampi di raggi gamma (Gamma-ray burst) – le più potenti esplosioni nell’Universo. E, con grande sorpresa, hanno trovato molto meno gas e molta più polvere del previsto. La ricerca è pubblicata dalla rivista Nature del 12 giugno. I lampi di raggi gamma sono intense emissioni ad altissima energia osservate in galassie distanti. Tra questi quelli che durano più di due secondi sono detti “di lunga durata” e sono associati alle esplosioni di supernova. In soli pochi secondi un tipico lampo gamma rilascia tanta energia quanta ne emette il Sole in tutta la sua vita. L’esplosione viene spesso seguita da un’emissione che si spegne lentamente, nota come emissione residua (o afterglow) che si pensa sia prodotta dalla collisione tra il materiale espulso e il gas circostante. In alcuni casi, invece, il lampo gamma sembra stranamente non essere seguito da alcuna emissione residua – è quello che viene chiamato lampo oscuro. Una possibile spiegazione è che le nubi di polvere assorbano questa radiazione. Per la prima volta un gruppo di astronomi giapponesi guidati da Bunyo Hatsukade dell’Osservatorio Astronomico Nazionale giapponese ha usato ALMA per rivelare l’emissione radio del gas molecolare in due galassie ospiti di LGRB: GRB 020819B e GRB 051022, a circa 4,3 e 6,9 miliardi di anni luce rispettivamente. Per quanto una tale emissione radio non si fosse mai vista da una galassia ospite di un GRB, ALMA l’ha reso possible con la sua sensibilità senza eguali. “Abbiamo cercato il gas molecolare nelle galassie ospiti di GRB per più di dieci anni – ha detto Kotaro Kohno, professore all’Università di Tokyo e membro dell’equipe di ricerca – usando diversi telescopi in tutto il mondo. Come risultato del nostro duro lavoro abbiamo infine compiuto un notevole passo avanti sfruttando la potenza di ALMA. Siamo entusiasti di ciò che abbiamo ottenuto”. Un altro straordinario risultato reso possibile dall’alta risoluzione di ALMA è stato di scoprire la distribuzione del gas molecolare e della polvere nelle galassie che ospitano GRB. Le osservazioni di GRB 020819B hanno rivelato un ambiente molto ricco di polvere alla periferia della galassia, mentre il gas molecolare è stato trovato solo intorno al centro. “Non ci aspettavamo che i GRB potessero verificarsi in questi ambienti così pieni di polvere, cioè con un basso rapporto tra gas molecolare e polvere. Ciò indica che questo GRB è avvenuto in un ambiente molto diverso da una tipica regione di formazione stellare”, aggiunge Hatsudake. Ciò suggerisce che le stelle massicce che muoiono come GRB hanno modificato la loro zona di formazione stellare prima di esplodere. L’equipe di ricerca ritiene che una possible spiegazione per l’alta frazione di polvere rispetto al gas molecolare intorno ai GRB sia dovuta al fatto che reagiscono in modo differente alla radiazione ultravioletta. Poiché i legami tra gli atomi che compongono le molecole vengono rotti molto facilmente dalla radiazione UV, il gas molecolare non sopravvive in una ambiente esposto alla forte radiazione prodotta dalle stelle calde e massicce nelle zone di formazione stellare. Una distribuzione simile è stata osservata anche in GRB 051022, ma causa la scarsa risoluzione data dalla grande distanza (infatti la galassia ospite di GRB 051022 si trova molto più lontana di quella di GRB 020819B), questo deve essere ancora confermato. In ogni caso le osservazioni di ALMA rafforzano l’ipotesi che la polvere assorba la radiazione residua, producendo i cosiddetti GRB oscuri.
Redazione Media Inaf

Nuovo studio sulle supernovae di tipo Ia

Le supernovae di tipo Ia sono esplosioni stellari tutte molto simili tra loro e anche per questo piuttosto preziose per gli astronomi. Vengono infatti utilizzate come “candele standard“, ovvero come “metro” cosmologico per misurare le distanze nello spazio. Questo grazie al fatto che la loro luminosità apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza a cui si trovano, e dal momento che pensiamo di conoscere piuttosto bene anche la loro luminosità propria – perché è possibile ricavarla dalla velocità con la quale si smorza la luce dell’esplosione – dalla relazione tra le due luminosità possiamo ottenere proprio la distanza delle galassie in cui l’esplosione è avvenuta. Non solo. Una volta nota la distanza delle supernovae, quando mettiamo in relazione questa misura con il loro redshift (lo spostamento verso il rosso che si registra nello spettro di una sorgente luminosa e che dipendente dalla sua velocità di allontanamento) possiamo anche capire come è cambiata la velocità di espansione dell’universo nel tempo. Fino a oggi pensavamo di conoscerle piuttosto bene insomma, ma uno studio, guidato da Richard Scalzo della Australian National University, ha dimostrato che le cose non stanno esattamente così. Le nane bianche al carbonio-ossigeno che esplodendo danno vita alle supernovae di tipo Ia avrebbero infatti, secondo la nuova ricerca, uno spettro di masse più ampio di quello aspettato. Questo costringerebbe a rivedere i modelli teorici che descrivono i processi alla base delle esplosioni. L’analisi è in corso di pubblicazione nelle Montly Notices della Royal Astronomical Society ed è disponibile on-line come preprint su arXiv. Le supernovae Ia sono così simili, si pensava finora, perché le quantità di carburante e i meccanismi di esplosione sono sempre gli stessi. L’ipotesi principale era infatti che le nane bianche al carbonio-ossigeno, progenitrici delle supernovae, diventassero sempre più pesanti catturando massa aggiuntiva (sottraendola da una stella compagna o fondendosi con un’altra nana bianca) fino al cosiddetto limite di Chandrasekhar ( cioè 1,4 volte la massa del Sole)  raggiunto il quale si verificava l’esplosione.”Il limite di Chandrasekhar è stato a lungo presentato dai cosmologi come il più probabile motivo per cui le luminosità delle supernovae di tipo Ia sono così uniformi e, cosa più importante, del perché non ci si aspetta che si modifichino sistematicamente a redshift più alti”, dice il cosmologo Greg Aldering, a capo del Nearby Supernova Factory (SNfactory) dei Berkeley Lab, che ha preso parte allo studio. D’altra parte, “il limite di Chandrasekhar è imposto dalla meccanica quantistica e deve valere allo stesso modo anche per le supernovae più lontane”.  Tuttavia , secondo Scalzo , “le nane bianche al carbonio-ossigeno più massicce tra quelle di recente formazione  sono di circa 1,2 masse solari. Perché possano avvicinarsi al limite di Chandrasekhar troppi fattori dovrebbero allinearsi perfettamente per poter permettere loro di accumulare le restanti 0,2 masse solari necessarie”. Il team di ricerca ha così deciso di andare a determinare l’energia totale degli spettri di 19 supernovae Ia, 13 scoperte dal SNfactory e 6 scoperte da altri. Tutte sono stati poi nuovamente analizzate dallo spettrografo del SNfactory, chiamato SNIFS  (SuperNova Integral Field Spectrograph) e che fa parte del telescopio di 2,2 metri dell’università delle Hawaii. E secondo queste nuove ananlisi, le nane bianche che danno poi vita alle supernovae si presentano in uno spettro di masse diverse. La maggior parte sono vicine o leggermente al di sotto della massa di Chandrasekhar, e una piccola parte riesce anche in qualche modo a superarla.Una volta stabilito che le nane bianche che esplodono come supernovae di tipo Ia hanno una gamma di masse sufficientemente ampia da smentire il modello basato sul limite di Chandrasekhar, rimane da capire che cos’è che innesca le supernovae di questo tipo. Le ipotesi che rimangono sul tavolo sono quelle dei modelli teorici che non sono stati scartati dopo questo nuovo studio. Una nana bianca al carbonio-ossigeno potrebbe per esempio accumulare elio, elemento che fa esplodere più facilmente il carbonio (risultando in questo caso in una doppia detonazione). Ma ci sono altri modelli “superstiti” che andranno testati, e con il tempo capiremo meglio le dinamiche dietro a queste esplosioni. Quello che è sicuro, dicono i ricercatori, è che la ”rete di sicurezza” psicologica che il limite di Chandrasekhar offriva come spiegazione al fenomeno è andata perduta. Di diversa opinione è Enrico Cappellaro dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Padova: “In effetti – dice l’astronomo ordinario – nei libri di scuola si trova che le SNIa sono l’esplosione di nane bianche che raggiungono la massa di Chandrasecker e questo, tra l’altro, spiegherebbe il fatto che sono tutte uguali. Tuttavia – aggiunge – sono almeno 20 anni che sappiamo che le SNIa non sono tutte uguali, ma mostrano variazioni nella luminosità’ correlate con una diversa evoluzione delle curve di luce. I modelli teorici hanno mostrato che queste variazioni corrispondono a differenze di massa nel materiale espulso dall’esplosione che, lo ricordo, distrugge completamente la stella”. “Questo lavoro – continua Cappellaro – sulla base di nuovi dati di grande qualità’, sposa questa interpretazione. Bisogna però dire che altri ricercatori sono dell’opinione che i modelli siano incompleti e che ci sia una frazione del materiale espulso che non riusciamo a misurare. Secondo questa interpretazione, almeno nei casi normali, la massa totale della nana bianca è sempre quella canonica e le differenze di luminosità’ hanno altre spiegazioni. Mi pare di poter dire che anche dopo questo lavoro la controversia rimane aperta”. “Certo – conclude – rinunciare al paradigma standard avrebbe delle conseguenze importanti e, in particolare, dovremmo rivedere tutto quello che pensavamo di sapere sui meccanismi di esplosione. Nonostante negli ultimi anni diversi ricercatori abbiano provato a lavorare in questa direzione per una ragione o l’altra i meccanismi proposti non hanno superato l’esame delle osservazioni. La caccia dunque continua”.
di Matteo De Giuli (INAF)

“Noi siamo fatti della materia delle stelle e la nostra gioielleria dalle loro collisioni”

Poco tempo fa, osservazioni molto accurate avevano stabilito che durante le esplosioni stellari tipo supernova si poteva creare l’argento. Tuttavia, la formazione di questo elemento escludeva la nascita dell’oro. Come mai? Probabilmente, si diceva, i processi dovevano essere essenzialmente diversi e non tutte le supernove erano uguali. Oggi, si è fatto un passo in avanti: l’oro si forma soltanto quando due stelle di neutroni collidono fra loro. Sappiamo bene che contrariamente agli elementi più comuni come il carbonio e il ferro, le fabbriche stellari non possono fornire le basi della gioielleria umana. In particolare, l’oro sembra associato a eventi di estrema violenza, come quelli che danno luogo ai lampi gamma (GRB). Se ne è avuta la prova il mese scorso durante l’osservazione di un GRB molto corto. Il fenomeno che ha liberato un’energia spaventosa era dovuto alla collisione di una coppia di stelle di neutroni che si sono fuse assieme per decadimento delle loro orbite. Non basta quindi l’esplosione di una supernova, ma ciò che resta deve ancora collidere violentemente per mitigare la febbre resa celebre dal film di Charlot (la febbre dell’oro). Si è stimato che durante il violento scontro si è prodotto una massa d’oro pari a circa dieci Lune. Molto di più di quanto scoperto da Paperon de’ Paperoni in una storia geniale di Carl Barks di tanti anni fa (Paperone e la Luna a 24 carati), dove, in posizione dinamicamente ineccepibile, era nascosto un altro nostrosatellite, ovviamente d’oro. Ricordiamo che i gamma ray-burst sono esplosioni energetiche di portata immensa, normalmente visibili nell’Universo più lontano. L’ultimo (GRB 130603B) si trova a “solo” 3.9 miliardi di anni luce ed è uno dei più vicini mai osservati. Questi lampi si dividono in due grandi categorie: quelli lunghi e quelli corti. Quello rivelato da Swift il 3 giugno è durato solo due decimi di secondo. Anche se si è spento immediatamente, ha, però, lasciato una luminosità diffusa ben percepibile nell’infrarosso. Le caratteristiche del bagliore hanno confermato che la radiazione proveniva da elementi pesanti molto rari che mostravano un chiaro decadimento radioattivo. Esattamente ciò che ci si aspetta dopo la collisione di due stelle di neutroni. Durante il lampo è stato espulso almeno un centesimo di massa solare, tra cui una percentuale non indifferente d’oro. Combinando la quantità d’oro prodotta nel singolo evento col numero di questo tipo di esplosioni che sono avvenute durante la vita dell’Universo, si può supporre che tutto l’oro presente nel Cosmo provenga solo dai GRB. Tornano in mente le parole di Carl Sagan: “Noi siamo fatti della materia delle stelle e la nostra gioielleria dalle loro collisioni”. Aveva proprio ragione!
di Vincenzo Zappalà (Astronomia.com)

La Nebulosa del Granchio

La Nebulosa Granchio (nota anche come Nebulosa del Granchio o con le sigle di catalogo M 1 e NGC 1952) è un resto di supernova visibile nella costellazione del Toro. Scoperta nel 1731 da John Bevis, la nebulosa è il primo oggetto del catalogo di oggetti astronomici pubblicato da Charles Messier nel 1774. La nebulosa, oggi vasta più di sei anni luce, è formata dai gas in espansione espulsi durante l’esplosione della Supernova 1054; i gas si stanno espandendo alla velocità di 1500 km/s e possiedono una massa totale di circa 4,6 ± 1,8 masse solari (M☉). La supernova che la produsse fu osservata per la prima volta il 4 luglio 1054 e venne registrata dagli astronomi cinesi e arabi dell’epoca; la sua luminosità era tale che la magnitudine apparente dell’evento fu compresa tra −7 e −4,5, tale da renderla visibile ad occhio nudo durante il giorno, sorpassando la luminosità apparente di Venere. La Nebulosa Granchio si trova a circa 6.500 anni luce dal sistema solare; perciò l’evento che l’ha prodotta è in realtà avvenuto 6.500 anni prima del 1054, cioè circa nel 5400 a.C. Al centro della nebulosa si trova la pulsar del Granchio (nota anche come PSR B0531+21), una stella di neutroni con un diametro di circa 10 chilometri, scoperta nel 1968: fu la prima osservazione di un’associazione tra pulsar e resti di supernova, una scoperta fondamentale per l’interpretazione delle pulsar come stelle di neutroni. La Nebulosa Granchio è spesso usata come calibrazione nell’astronomia a raggi X: è molto luminosa in questa banda, e il suo flusso è stabile, eccetto la pulsar vera e propria: quest’ultima infatti fornisce un forte segnale periodico che può essere usato per controllare le temporizzazioni dei sensori a raggi X. Nell’astronomia a raggi X, “Crab” (parola inglese che significa “Granchio”) e “milliCrab” sono a volte usate come unità di flusso. Pochissime sorgenti a raggi X hanno una luminosità superiore ad 1 Crab.

Osservazioni

La Nebulosa Granchio si osserva agevolmente da entrambi gli emisferi terrestri, sebbene gli osservatori posti a nord dell’equatore risultino più avvantaggiati: la nebulosa si trova infatti nell’emisfero boreale celeste; il periodo di osservazione nel cielo serale va dal mese di novembre fino alla metà di maggio, dall’emisfero nord, mentre da quello sud si osserva mediamente da fine dicembre a inizio aprile. Oltre il circolo polare artico si presenta circumpolare. La sua individuazione in cielo è relativamente semplice: si individua infatti circa 1,5° a nord-ovest della stella ζ Tauri, che costituisce il corno meridionale della costellazione del Toro, in cui la nebulosa si trova. L’area di cielo circostante è ricca di bei campi stellari, data la presenza in quest’area di cielo della scia luminosa della Via Lattea. La nebulosa inizia ad essere visibile già con un binocolo 10×50 o persino inferiori, se la nottata è propizia; si presenta come una piccolissima macchia chiara dalla forma irregolare, facilmente confondibile con le stelle circostanti. Un telescopio amatoriale da 60mm permette di individuare la sua forma debolmente allungata da nordovest a sudest, mentre un telescopio dall’apertura compresa fra 100 e 150mm la mostra come una macchia chiara molto simile ad una cometa, ma con una luminosità assai disomogenea. Una forma simile ad una “S” schiacciata ed allungata si mostra in strumenti da 200 o 300mm.

Storia delle osservazioni

La Nebulosa Granchio fu osservata per la prima volta nel 1731 da John Bevis. Fu poi riscoperta indipendentemente nel 1758 da Charles Messier, mentre osservava una brillante cometa; egli catalogò quest’oggetto come il primo del suo celebre catalogo di oggetti “simili a comete”. William Parsons osservò la nebulosa al Castello di Birr negli anni quaranta del XIX secolo, ribattezzandola Crab Nebula (Nebulosa Granchio) poiché lo schizzo che aveva fatto sulla nebulosa ricordava l’aspetto di un granchio. All’inizio del XX secolo, l’analisi delle prime lastre astronomiche della nebulosa ottenute nel corso di alcuni anni mostravano che la nebulosa è in via di espansione; ripercorrendo all’indietro le tappe di questa espansione si arriva a scoprire che la nebulosa è comparsa nei cieli della Terra attorno all’XI secolo. I documenti arabi e cinesi di quel periodo indicano che nel 1054 nello stesso punto di cielo apparve una nuova stella, talmente brillante da poter essere osservata durante il giorno; data la grande distanza a cui si trova l’oggetto, la stella osservata quasi mille anni fa poteva essere solo una supernova, ossia una stella di grande massa esplosa al termine della propria esistenza. La Nebulosa Granchio è infatti ciò che resta della supernova (denominata SN 1054) osservata e registrata nel 1054 da astronomi cinesi e arabi. Nell’opera Sung-hiu-yao (“Elementi essenziali della storia Sung”) si legge:

« 27 agosto 1054. Yang Wei-te dice: Osservo umilmente una stella ospite, che è apparsa in queste notti; al di sopra di essa c’è un debole scintillio di colore giallo. »

Da altre cronache è noto che questa “stella ospite” brillava probabilmente quanto la Luna piena e che scomparve nell’aprile del 1056; gli astronomi dell’epoca riferiscono che la “nuova stella” fu visibile durante il giorno per 23 giorni consecutivi e permase nel cielo notturno per altri 653 giorni consecutivi (quasi due anni). Importanti sono anche le testimonianze grafiche dell’evento, come le pitture rupestri opera degli indios Anasazi rinvenute nei Navaho Canyon e White Mesa (in Arizona), così come quelle nel Chaco Canyon National Park (nel Nuovo Messico). Ulteriori analisi delle testimonianze storiche hanno mostrato che la supernova che creò la nebulosa apparve probabilmente nel periodo compreso fra il mese di aprile e l’inizio di maggio, raggiungendo nel mese di luglio una magnitudine di picco compresa fra −7 e −4,5 (diventando così l’oggetto più brillante del cielo notturno ad eccezione della Luna piena). Grazie alle registrazioni delle osservazioni degli astronomi orientali e mediorientali del 1054, la Nebulosa Granchio è divenuto il primo oggetto astronomico riconosciuto in connessione con l’esplosione di una supernova.

Caratteristiche fisiche

Alle lunghezze d’onda della luce visibile la Nebulosa Granchio appare come un insieme di filamenti di forma ovaleggiante, delle dimensioni di 6×4′ (minuti d’arco; per raffronto, la Luna piena ha un diametro di circa 30′), che circonda una regione centrale di colore bluastro. I filamenti sono ciò che resta dell’atmosfera della stella progenitrice, scagliati nello spazio dall’esplosione in supernova, e sono formati principalmente da elio e idrogeno ionizzati, assieme a piccole percentuali di carbonio, ossigeno, azoto, ferro, neon e zolfo. La loro temperatura si aggira fra gli 11.000 ed i 18.000 K e la loro densità è di circa 1.300 particelle per cm³. Le stime sulla massa totale della nebulosa sono importanti per conoscere la massa della stella progenitrice; la quantità di materia contenuta nei filamenti della Nebulosa (ossia la massa espulsa formata da gas neutro e ionizzato, soprattutto elio) è stimata sulle 4,6 ± 1,8 M☉; la massa complessiva della nebulosa associata alla massa della pulsar ammonterebbe invece ad almeno 6-9 M☉. Nel 1953 Iosif Sklovskij propose che la regione diffusa di colore blu fosse generata soprattutto dalla radiazione di sincrotrone, ossia la radiazione prodotta da particelle cariche (in questo caso gli elettroni) che sono costrette a muoversi a velocità prossime alla velocità della luce in traiettorie curve da un campo magnetico; tre anni dopo questa teoria fu confermata dalle osservazioni. Negli anni sessanta si scoprì che la sorgente dei livelli di curvatura degli elettroni è il forte campo magnetico prodotto da una stella di neutroni al centro della nebulosa. La Nebulosa contiene un certo numero di regioni in cui l’abbondanza degli elementi si presenta anomala, in particolare una regione a forma di banda o toro costituita da elio pressoché puro (~95%) ed alcuni recessi caratterizzati da forti linee degli elementi del picco del ferro (V, Cr, Mn, Fe, Co e Ni), in particolare del nichel. Il toro, associato a dei lobi bipolari sempre costituiti da elio puro, forma circa il 25% dell’emissione visibile e attraversa la regione della pulsar in senso est-ovest. I recessi invece sono caratterizzati da scarse abbondanze di elio. Nonostante i meccanismi che abbiano portato alla formazione del toro di elio restino oscuri, è possibile spiegare le peculiari abbondanze degli elementi pesanti riscontrate considerando le dinamiche della pulsar al centro della nebulosa. Considerando l’abbondanza di elementi del picco del ferro della superficie della stella di neutroni e le interazioni col campo magnetico dell’oggetto, gli astronomi hanno formulato due modelli, l’irradiazione superficiale da parte degli elettroni e dei flussi elettronici subsuperficiali; questi due meccanismi, a causa anche della giovane età della pulsar, sembrano innalzare la temperatura delle regioni dei poli magnetici sino ai livelli in cui si verifica una significativa emissione di energia da tali elementi.

Distanza

Sebbene la Nebulosa sia al centro di notevole attenzione da parte degli astronomi, la sua distanza resta una questione aperta, a causa delle incertezze derivate da ogni metodo usato per determinarla. Nel 2008 si è formato un consenso generale sul valore di distanza di 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 anni luce). La Nebulosa Granchio si espande alla velocità di circa 1500 km/s; le immagini riprese a distanza di alcuni anni ne rivelano la lenta espansione e comparando quest’espansione angolare con la sua velocità di espansione determinata analizzandone il redshift, si è provato a stimare la distanza della nebulosa. Nel 1973 le analisi dei differenti metodi usati per calcolarla portarono alla conclusione che si trovasse a circa 6.300 anni luce. Il diametro maggiore della nebulosa misura circa 13 ± 3 anni luce. Ripercorrendo all’indietro le tappe dell’espansione della nebulosa si arriva ad una data di creazione della nebulosa posteriore al 1054 di alcuni decenni; ciò indica che la velocità di espansione dei gas ha subito un’accelerazione molto tempo dopo l’esplosione della stella progenitrice. La causa di tale accelerazione è imputabile all’energia della pulsar che alimenta il campo magnetico, che si espande e forza verso l’esterno anche i filamenti di gas.

La pulsar centrale

Al centro della Nebulosa Granchio sono visibili due deboli stelle, la più meridionale delle quali è la responsabile dell’esistenza stessa della nebulosa; fu identificata come tale nel 1942, quando Rudolf Minkowski scoprì che il suo spettro ottico è estremamente insolito. Si scoprì successivamente che l’oggetto è una forte sorgente di onde radio (1949) e raggi X (1963), nonché una delle fonti più potenti di raggi gamma del cielo (1967); infine, nel 1968 si scoprì che la stella emette la sua radiazione con rapide pulsazioni, il che la rende una delle prime pulsar ad essere scoperte. Le pulsar sono infatti potenti sorgenti di radiazione elettromagnetica, emessa in pulsazioni brevi ed estremamente regolari molte volte al secondo; quando furono scoperte, nel 1967, erano uno dei più grandi misteri dell’astronomia e il gruppo di scienziati che per primi le scoprirono considerarono persino la possibilità che si trattasse di segnali provenienti da una civiltà avanzata.Tuttavia, la scoperta di un oggetto di questa classe all’interno della Nebulosa Granchio era una prova consistente che questo tipo di oggetti esotici si formassero a seguito di un’esplosione di supernova. Ora è ben chiaro che si tratta di stelle costituite da neutroni che ruotano sul proprio asse a grande velocità, il cui campo magnetico concentra le loro radiazioni in stretti fasci. L’oggetto, denominato Pulsar del Granchio, possiede un diametro di circa 28-30 km ed emette le sue pulsazioni ogni 33 millisecondi; le pulsazioni sono emesse a tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi X. Come tutte le pulsar isolate, il suo periodo rallenta molto gradualmente; talvolta il suo periodo di rotazione mostra dei forti cambiamenti, noti come glitch, che si crede siano causati da un improvviso riallineamento all’interno della stella di neutroni. L’energia rilasciata man mano che la pulsar rallenta è notevolissima e potenzia le emissioni della radiazione di sincrotrone della nebulosa, che ha una luminosità totale di circa 75.000 volte quella del Sole. La forte emissione di energia della pulsar crea un’insolita regione dinamica al centro della nebulosa; mentre la gran parte degli oggetti astronomici evolvono talmente lentamente che i cambiamenti sono apprezzabili solo nella scala di diversi anni, le parti più interne della Nebulosa del Granchio mostrano dei cambiamenti nell’ordine di appena pochi giorni. La struttura più dinamica delle regioni centrali della nebulosa è il punto dove il vento equatoriale della pulsar colpisce la massa della nebulosa stessa, formando un fronte d’urto la cui forma e posizione si modifica rapidamente.

Natura della stella progenitrice

La stella che esplose come supernova è chiamata “stella progenitrice”. Esistono due tipi di stelle che possono esplodere come supernovae: le nane bianche e le stelle massicce; nelle cosiddette supernovae di tipo Ia, il gas che ricade su una nana bianca fa aumentare di massa la stella finché raggiunge un punto critico, chiamato limite di Chandrasekhar, che causa l’esplosione; nelle supernovae di tipo Ib/c e di tipo II, la stella progenitrice è un astro di grande massa sul punto di esaurire la fonte della sua energia tramite la fusione nucleare, che causa un collasso della stella stessa, che raggiunge temperature elevatissime e causandone la successiva esplosione. La presenza di una pulsar nella Nebulosa del Granchio esclude l’origine da una nana bianca, dato che la supernova di tipo Ia non produce pulsar. I modelli teorici sulle esplosioni delle supernovae suggeriscono che la stella progenitrice della Nebulosa Granchio doveva possedere una massa compresa fra 9-11 e 20-30 M☉. Le stelle con masse inferiori alle 8 masse solari sono troppo piccole per produrre esplosioni di supernova e terminano il proprio ciclo vitale lasciando come residui una nana bianca e formando una nebulosa planetaria, mentre stelle con massa superiore a 12 masse solari produrrebbero una nebulosa con una composizione chimica differente da quanto si osserva nella Nebulosa del Granchio. Un notevole problema nello studio della Nebulosa del Granchio è che la massa combinata della nebulosa e della pulsar è molto inferiore a quella ipotizzata per la stella progenitrice, e la questione su quale sia stato il destino di questa “massa mancante” è ancora senza soluzione. Stime sulla massa della nebulosa sono state fatte misurando la quantità totale di luce emessa e calcolando quella richiesta, data la temperatura misurata e la densità della nebulosa; le stime vanno da un minimo di 1 ad un massimo di 5 masse solari, con un valore di 2-3 masse solari accettato dalla comunità scientifica. La massa della stella di neutroni è stimata fra 1,4 e 2 M☉. La teoria predominante che spiega la massa mancante della nebulosa afferma che la gran parte della massa originaria della stella progenitrice sia stata spazzata via prima dell’esplosione di supernova da un forte vento stellare; tuttavia, questo vento avrebbe creato una struttura a guscio tutt’attorno alla nebulosa. Sebbene siano stati fatti dei tentativi di osservare questo guscio a diverse lunghezze d’onda, nulla è stato finora trovato.
Tratto da Wikipedia

Stelle velocissime, ecco il loro segreto

Di stelle iperveloci, in viaggio nello spazio a un’andatura tale da permetter loro persino di abbandonare la galassia, se ne conoscono a dozzine. Ma in che modo riescono a raggiungere velocità del genere? Una riposta potrebbe arrivare dai risultati delle simulazioni condotte da un team di astronomi dell’Università di Leicester, nel Regno Unito, in corso di pubblicazione su The Astrophysical Journal.
Anzitutto, osservando velocità e direzione delle stelle iperveloci, è possibile ricostruire a ritroso il loro percorso, così da rintracciarne l’origine. I risultati mostrano che la maggior parte di esse inizia a prendere velocità nel centro galattico. Ma come ci riescono? Secondo gli astronomi, i processi in gioco possono essere due. Il primo implica un’interazione con il buco nero supermassiccio che si trova proprio al centro della nostra galassia, Sagittarius A (Sgr A*). Quando un sistema binario s’aggira troppo nei pressi di Sgr A*, una delle due stelle può venirne catturata, mentre la compagna finisce per essere scagliata lontano a una velocità esagerata. Il secondo processo coinvolge invece l’esplosione di una supernova. «Quando si verifica un’esplosione di supernova in un sistema binario», ha spiegato sulle pagine di Universe Today il primo autore dello studio, Kastytis Zubovas, «la stella rimanente, nell’allontanarsi, può raggiungere a volte velocità sufficienti a sfuggire alla galassia».
E se entrambi i processi si dovessero verificare contemporaneamente? Ovvero, se la supernova esplodesse in un sistema binario in orbita attorno al buco nero centrale? In tal caso, allorché il centro di massa del sistema binario e quello attorno al buco nero risultassero allineati, continua Zubovas, la velocità di fuga complessiva che ne risulterebbe sarebbe sufficiente per dire addio alla galassia.
Per verificare che le cose stiano effettivamente così, non dobbiamo far altro che attendere con pazienza, incrociando le dita, l’esplosione d’una supernova in un sistema binario nel centro della galassia… In alternativa, come hanno fatto all’Università di Leicester, si può ricorrere a una simulazione. Il loro modello contemplava numerosi parametri, dal numero di sistemi binari alla loro posizione rispetto al centro galattico fino alla probabilità che la stella sopravvissuta si diriga verso la periferia. E i risultati sono compatibili con il numero e la distribuzione nello spazio – non uniforme – della stelle iperveloci fino a oggi osservate.
Redazione Media Inaf

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