M. Badiali
Oggetti strani nell’universo
•Stelle variabili
•Oggetti compatti
Alla prossima diapositiva, non vi spaventate
Questo è solo un tentativo di presentare lo zoo delle stelle variabili secondo
una classificazione “ragionevole”. Non prendetelo troppo sul serio
In realtà la classificazione è un po’ “soggettiva”, risente cioè delle proprietà osservate dagli
astronomi più che da quelle intrinseche delle stelle: queste non sono sempre facili da capire.
Costruiamo complessi modelli teorici, non sempre certi, per spiegare ciò che si osserva
Per un astronomo osservativo, variabile è qualunque
oggetto la cui luminosità osservata nel tempo (la
CURVA DI LUCE) mostra un andamento variabile.
Ma qui per fortuna nessuno pretende di farvi
diventare astronomi professionisti specializzati
nell’osservazione delle stelle variabili.
Quello che conta è avere un’idea meno
confusa su che cosa sia la variabilità nel
contesto dell’evoluzione stellare.
Da questo punto di vista, alcune
variabili sono tali solo perché sono
stelle binarie a eclisse: non sono per
forza intrinsecamente variabili
Per quanto riguarda le variabili “vere”, dobbiamo tener presente alcuni punti
La stabilità di una stella, come abbiamo visto, dipende dall’equilibrio fra
compressione gravitazionale e pressione interna (radiazione + calore)
Questo equilibrio si verifica quando la stella è nella sequenza principale,
cioè quando fonde l’idrogeno: il processo più efficiente e duraturo
Le fasi precedenti (pre-sequenza) e quelle successive (stelle evolute) sono
caratterizzate da comportamenti più turbolenti
Fase di pre-sequenza delle stelle: gradualmente gli oggetti
(protostelle) si avvicinano alla sequenza principale, cioè alla linea di “età
zero” della stella propriamente detta (ZAMS = Zero Age Main Sequence)
La variabilità e la precarietà dell’equilibrio sono dovute soprattutto alla presenza
dell’involucro di materia che ancora precipita sulla stella, modificandone i parametri
Un tipico esempio di stelle variabili in presequenza sono le T-Tauri, così dette dal nome
del loro “prototipo”: una stella nella costellazione
del Toro.
Sono stelle in formazione, con un involucro
di accrescimento che orbita attorno ad un
nucleo centrale già formato, con un
continuo flusso di materia che vi precipita.
La variabilità è aperiodica,
imprevedibile. Lo spettro di questi
oggetti è naturalmente più “freddo”
(si osservano bene nell’infrarosso)
perché osserviamo, più che il nucleo
caldo, il suo involucro relativamente
freddo
Altro esempio importante, le stelle P Cygni. Anche queste prendono nome dal loro
prototipo nel Cigno. Fase più avanzata delle T-Tauri, c’è un forte flusso di
materia proiettato dalla stella, ormai formata, verso l’esterno, che provoca una
rapida espansione dell’involucro residuo, osservabile grazie all’effetto Doppler
sullo spettro della stella. Uno spettro che ha quindi un profilo caratteristico.
Inoltre, l’interazione tra la radiazione e la materia dell’involucro genera nello
spettro caratteristiche righe di assorbimento ed emissione.
P Cygni, NASA, Hubble
Space Telescope
osservatore
Domanda: ma allora, una stella in sequenza principale è sempre stabile?
Tanto per cominciare, le stelle più deboli, le nane rosse, mostrano una certa
variabilità: su una piccola nana rossa una macchia del tipo delle macchie solari
può ridurre la luminosità del 40% per periodi di mesi. Anche eruzioni superficiali
(flares = fiammate) possono essere violente e innalzare bruscamente la
luminosità
Ma anche il nostro Sole è, in una certa misura, variabile
La traccia evolutiva del Sole dalla SP alla nana bianca (manca la
pre-sequenza). Seguite il puntino giallo sulla linea viola che
rappresenta la “zona” della Sequenza Principale.
Tuttavia, quando si parla di stelle variabili s’intende una variabilità
più spiccata di quella del Sole, almeno finché il Sole resta nella
sequenza principale.
Ci sono stelle decisamente variabili solo perché sono così vicine che si scambiano
materia. La stella più pesante esce per prima dalla Sequenza Principale. La sua
massa resta, ed attrae materia dalla compagna, la cui storia evolutiva viene
influenzata. La variabilità che osserviamo è quella dell’intero sistema
“macchia calda”
Stella
compagna
Disco di
accrescimento
Nana bianca, o
stella di neutroni,
o buco nero
(a seconda della
massa originaria)
I calcoli che descrivono il modello di
BINARIA cataclismica mostrano che lo
scambio di materia inizia quando la
seconda stella, concludendo la propria
evoluzione, si gonfia finché la sua
superficie raggiunge il punto di equilibrio
gravitazionale tra i due corpi (riempie il
LOBO di ROCHE)
Questo modello spiega anche il fenomeno delle Novae
Una nova è un'enorme esplosione nucleare causata dall'accumulo di idrogeno sulla
superficie di una nana bianca quando questa si trova in un sistema binario
stretto. La stella diventa, per qualche giorno, molto più luminosa del solito. La
parola nova può indicare sia la causa del fenomeno sia la stella stessa al momento
dell'esplosione.
Originariamente, il termine stella nova fu coniato per quelle stelle che apparivano
improvvisamente nel cielo per poi scomparire. Si è poi visto che la maggior parte
di esse sono causate dal meccanismo fisico poi chiamato nova.
Nova Cygni 1992, NASA, ESA,
Hubble Space Telescope
Attenzione: non confondiamo la nova con la supernova. La supernova è un fenomeno
molto più potente, che rappresenta la conclusione drammatica dell’evoluzione di
una stella massiccia.
E qui entriamo in quella grande area di variabilità (giganti rosse, nebulose
planetarie, supernove) che è costituita dalle fasi finali nella vita delle stelle, tanto
più violente e spettacolari quanto più la stella è massiccia. Queste fasi sono anche
quelle capaci di produrre OGGETTI COMPATTI, altro argomento di questa
presentazione
Ma andiamo per ordine. Tutti questi fenomeni
hanno una causa comune: la rottura
dell’equilibrio fra la forza di gravità che
tende a far precipitare la materia della stella
verso il centro e il gradiente di pressione,
dovuto alle reazioni nel cuore della stella, che
genera una forza diretta verso l’esterno, tesa
a disgregare la stella.
Sul diagramma HR, quando si rompe l’equilibrio la stella si allontana dalla Sequenza
Principale, e migra verso la zona in alto a destra, quella delle Giganti Rosse. Più
precisamente, questo lo fanno le stelle di massa simile a quella del Sole. Le stelle
massicce blu diventano supergiganti, mentre le nane rosse non riescono a “gonfiarsi”
Giganti rosse
In questo schema di
diagramma HR sono visibili
gruppi di stelle variabili: sia
quelle di pre-sequenza (TTauri) sia quelle evolute come
Cefeidi e RR Lyrae: la loro
posizione sul diagramma è
fuori dalla sequenza principale.
L’unico gruppo “stabile” fuori
sequenza è ovviamente quello
delle nane bianche.
Nella schiera delle stelle massicce evolute troviamo le regine delle stelle variabili:
le Cefeidi (da Delta Cephei), e le loro sorelle minori RR-Lyrae. Le Cefeidi sono
supergiganti, verso la conclusione della loro vita evolutiva, massa intorno a 5 masse
solari. La luminosità delle stelle Cefeidi è in genere compresa tra 1000 e 10000
volte quella del Sole e il periodo di oscillazione va da circa 1 giorno alle centinaia di
giorni.
Perché le ho chiamate regine delle
variabili? Perché sono candele
standard che permettono di
stimare le distanze. Il periodo di
pulsazione è molto regolare ed
esiste una correlazione precisa
tra periodo e luminosità intrinseca
della stella. Questo significa che,
misurando il periodo, possiamo
stimare con precisione la distanza
della stella da noi. Come?
Confrontando la luminosità
apparente con quella intrinseca
calcolata in base al periodo
Il comportamento instabile nelle fasi finali della vita le stelle (comprendente
anche eventi esplosivi) in qualche cosa ricorda le fasi convulse della loro nascita
Anche qui siamo in genere in presenza di un involucro che circonda la stella: in
questo caso si tratta però di materiale che la stella sta espellendo
Più la stella è massiccia, più turbolento è il comportamento:
L’energumeno in figura è WR 124 (NASA, HST)
Ad esempio, le Wolf-Rayet sono
stelle anche 25 volte più
massicce del Sole, che dopo aver
concluso la fase di supergigante
rossa cominciano a lanciare nello
spazio buona parte della loro
materia (che comprende anche
elementi pesanti!). Sono oggetti
fortemente variabili che si pensa
siano l’ultimo stadio prima
dell’esplosione di una supernova.
L’allontanamento delle stelle evolute segue tracce evolutive diverse a seconda
della massa originaria. Alla fine di ogni traccia evolutiva ci sono oggetti compatti,
diversi sempre a seconda della massa
Per chi ama la precisione, segue uno schema dettagliato, riferito a un diagramma
HR, farcito di molti numeri, completo di diverse scale: colore e temperatura
sull’asse orizzontale, magnitudine e valori di massa in masse solari sulla verticale
Alta temperatura, innesco di molte reazioni => elem. pesanti.
La prima reazione endotermica (fusione del Fe) produce
implosione con esplosione di supernova. Fine: stella di neutroni
(o buco nero se massa residua > 3 masse solari)
9
4,5
Masse solari
3
1
0,5
0,2
0,09
0,01
Si accende anche carbonio nel nucleo, altre reazioni a
produrre O, Si, Fe. Possibile flash di C, esplosione, possibile
supernova. Fine: nana bianca se massa residua < 1.44 masse
solari, altrimenti stella di neutroni o anche buco nero
Fonde H, poi anche il nucleo di He, con guscio di H, poi anche
He brucia in un guscio attorno a nucleo di C e O. Gigante
rossa con fasi esplosive. Fine: nana bianca (o stella di
neutroni se massa residua > 1.44 masse solari)
Fonde H nel nucleo fino a ottenere un nucleo di elio. La
temperatura dell’elio sale a 100 milioni di gradi e si accende
l’elio con un flash iniziale. Gigante rossa con espansione più
marcata di quella di stelle tra 0.2 e 0.5 masse solari.
Prodotto finale: nana bianca
Brucia idrogeno nel nucleo. Quando questo diventa elio, brucia
un guscio di H intorno al nucleo. Fine: gigante rossa. Prodotto
finale: nana bianca
Brucia idrogeno (H) nel nucleo, finché questo diventa
elio (He). Prodotto finale: nana bianca
Brucia Deuterio (D) (poco). Fine: nana nera
Stelle mancate: niente reazioni termonucleari
Cerchiamo di conoscere più da vicino questi OGGETTI COMPATTI: nane bianche,
stelle di neutroni, buchi neri: sono gli oggetti in cui la gravità l’ha avuta vinta dopo
che si è esaurito il combustibile nucleare. Cominciamo dalle NANE BIANCHE
Quando il nostro Sole avrà esaurito la
fase di Gigante Rossa e sarà diventato
una bella Nebulosa Planetaria, destinata
a diffondersi ulteriormente fino a
svanire in qualche migliaio d’anni nello
spazio, buona parte della sua massa sarà
ancora concentrata nel vecchio nucleo.
Lì non ci sarà più nessuna reazione
nucleare a contrastare la contrazione
gravitazionale, e tutta la massa sarà
concentrata in un volume piccolo,
confrontabile con quello della Terra
La nebulosa planetaria dell’Elica, con la nana
bianca al centro
A quel punto la contrazione si ferma in un oggetto fino a un milione di volte più
denso del Sole, con una temperatura di superficie da 8000 a 10000 K. È stato
raggiunto un nuovo equilibrio tra gravità e pressione. Perché? Che cosa
impedisce l’ulteriore contrazione?
La impedisce la pressione degli elettroni degeneri. Che vuol dire?
Il gas che compone la nana
bianca è in uno stato in cui gli
elettroni sono liberi e
costituiscono la sorgente
principale della pressione, ma
questa dipende solo dalla
densità e non dalla
temperatura (come invece
accade in un gas “normale”).
Grazie a questa proprietà la
nana bianca sopporta
un’elevata forza di gravità
anche quando si raffredda,
ma solo fino ad un valore
preciso della massa: il limite
di Chandrasekhar, pari a 1,44
masse solari
Che succede se la massa dell’oggetto
compatto è maggiore di 1,44 masse solari?
Se si supera il limite di Chandrasekhar, la pressione degli elettroni degeneri viene
sopraffatta dalla forza di gravità che la materia stessa della nana bianca genera.
L’oggetto precipita verso il proprio centro (collassa), finché …
Gli elettroni e i protoni che costituiscono la materia dell’oggetto arrivano a
densità così elevate da forzare la ricombinazione
Protone + elettrone = neutrone
il peso della stella è sopportato dalla
pressione non più degli elettroni, ma
dei neutroni liberi . Un oggetto di
massa simile a quella del Sole, con un
raggio di 10 Km. Entrerebbe comodo
dentro il Raccordo Anulare. Questo
oggetto compatto si forma se ha una
massa di almeno 1,44 masse solari,
ma INFERIORE a 3 masse solari.
Abbiamo visto che le stelle massicce espellono gran parte della propria materia nello
spazio. Solo stelle che all’origine avevano almeno 8 masse solari possono lasciare un
residuo così pesante come l’oggetto destinato a diventare una stella di neutroni.
Sappiamo anche che queste stelle concludono la loro esistenza con un’esplosione di
supernova, nel momento in cui riescono a creare le condizioni di densità e
temperatura sufficienti per la fusione del ferro.
M1: Crab
Nebula da
Hubble S.T. e
da Chandra
Se la massa residua dell’oggetto supera le 3 masse solari, non ce la fanno neppure i
neutroni a reggere il peso.
A parte l’ipotesi, ancora non dimostrata, di un ulteriore stato di equilibrio
costituito dalla pressione di quark liberi (stella di quark) non si conoscono
meccanismi di opposizione ad una illimitata contrazione della materia. Tutto
precipita in un BUCO NERO.
Che ne sappiamo delle stelle di neutroni (e soprattutto dei buchi neri, che non
emettono nulla per definizione?)
Molto ci viene “raccontato” dalla materia che vi orbita attorno, emettendo
radiazione ad energie particolari, anche altissime (raggi gamma), in
caratteristiche successioni temporali proprie della rotazione RAPIDA attorno a
corpi molto compatti di grande massa
Il cuore della Crab Nebula
Sappiamo che un’esplosione di supernova è innescata dalla fusione del ferro,
per la quale l’energia prodotta è meno di quella spesa, il che provoca un
collasso e il conseguente rimbalzo esplosivo (supernova di tipo II)…
C’è un altro interessante meccanismo per provocare, con minore dispendio di
energia, un’esplosione ancora più vistosa: la Supernova di tipo Ia
Prendiamo una binaria simbiotica, cioè una binaria stretta in cui la stella più
massiccia è già ridotta allo stato di nana bianca
Supponiamo ora che la nana bianca
abbia una massa di poco inferiore
a 1,4 masse solari
La sua compagna, diventata anch’essa attempata, è ora una gigante rossa che ha
riempito il lobo di Roche e riversa materiale verso la nana. Che succede?
Che la massa della nana CRESCE. A un certo punto può superare 1,44 masse solari,
che è il limite di Chandrasekhar. E allora…
BUUUM!!!
La nana bianca collassa e diventa una stella di neutroni. Si libera quasi
istantaneamente un’impressionante quantità di energia a spese dell’energia
potenziale perduta dalla nana bianca. È la supernova di tipo Ia, ancora più
luminosa delle supernove da stelle massicce (tipo II)
Il bello è che …
… quando succede un fenomeno del genere, la massa coinvolta è sempre la stessa:
esattamente quella del limite di Chandrasekhar. E quindi la luminosità delle
supernove di tipo Ia è SEMPRE LA STESSA. Ciò le rende ottime candele
standard, come le stelle Cefeidi, con il vantaggio di essere molto, molto più
luminose! Ottimo strumento per misurare distanze ENORMI, fino alle galassie
più remote.
Sono state le supernove di tipo Ia che hanno permesso di scoprire, solo pochi anni
fa, che le distanze delle galassie remote sono maggiori di quanto ci si
aspetterebbe dalle stime dell’evoluzione cosmica dal big bang in poi, e che quindi
l’universo sta accelerando (il termine “energia oscura” fu coniato per spiegare
questo fenomeno nel 1998)
Concludendo, l’osservazione e l’analisi degli oggetti strani dell’universo, per lo
più negli anni più recenti, ha fatto compiere alla nostra conoscenza balzi
enormi.
Forse ha aperto più problemi di quanti siamo stati in grado di spiegare. La
conoscenza non è una verità rivelata. NON ESISTONO SCORCIATOIE!
La conquista della conoscenza scientifica è dura ed esige enorme pazienza nel
rompersi la testa su queste cose.
Ma, come avrete capito, c’è anche chi ci si diverte.
L’IASF nel 1997, in Via Enrico Fermi a Frascati.