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Un diario di cose celesti

Chi siamo? Perché?

Eta Carinae 08 / Gli enigmatici filamenti "cometari"

07 Jun 2014 10:01 AM – Michele Diodati

Nello stesso studio di cui ci siamo occupati alla fine del capitolo precedente, Davidson e colleghi arrivarono anche a ipotizzare che i filamenti radiali visibili nelle immagini del telescopio spaziale Hubble potessero essere dei «super-protopianeti che non condensarono pienamente nei tre milioni di anni di vita della stella» e che furono sparati via dalla forza dell'esplosione che formò l'Homunculus. Tuttavia una simile ipotesi deve fare i conti con l'apparenza di "proiettili senza proiettile", cioè senza un oggetto visibile in cima al filamento, che si riscontra in diversi degli elementi radiali distinguibili nelle immagini di Eta Carinae e della sua nebulosa.

Del problema si occupò Adam Frank, un astrofisico dell'Università di Rochester nello Stato di New York, in un lavoro presentato alla Conferenza n. 179 del 1999 della Astronomical Society of the Pacific:

La presenza di numerosi lunghi, sottili filamenti (o "whisker") intorno alla nebulosa pone un problema teorico particolarmente seccante. Le misurazioni di posizione-velocità mostrano che il materiale nei filamenti si sta muovendo ad alte velocità (circa 1000 km al secondo). Il modo più naturale di spiegare questi elementi è di ricorrere a un modello o di getto o di proiettile. A livello intuitivo, è difficile rappresentarsi come così tanti getti (cioè raggi continui di gas) possano essere stati prodotti con una tale rigorosa collimazione in un ambiente quale quello di Eta Carinae. Pertanto, il modello a proiettile sembra più plausibile come primo approccio alla questione.

Una difficoltà con l'interpretazione del proiettile è che, a dispetto delle loro alte velocità, pochi tra i filamenti mostrano un'emissione luminosa alla loro sommità, dove l'onda d'urto dovrebbe formarsi. Il problema potrebbe risolversi in una prova a favore, se immaginiamo che i filamenti "senza-punta" siano proiettili che sono stati distrutti dalla loro interazione con l'ambiente circumstellare. Quando un "proiettile" gassoso [...] si propaga attraverso un mezzo di densità costante [...], si generano un'onda d'urto riflessa e un'onda d'urto trasmessa internamente. L'onda trasmessa frantuma il proiettile, che viene poi disgregato attraverso una combinazione di [instabilità]. Alla fine, l'azione di queste instabilità trasforma il proiettile in uno spray di detriti. È possibile che i filamenti senza-punta siano proiettili che sono stati già disgregati, sicché nessuna onda d'urto è visibile. Ciò implica che le scale temporali dinamiche dei proiettili senza-punta [...] sono più lunghe delle scale temporali della loro distruzione.

Per di più, la questione della punta mancante non era la sola difficoltà teorica riguardante i filamenti radiali. Un'altra difficoltà non trascurabile era la loro velocità di propagazione, che Frank definì di tipo Hubble, intendendo con ciò che le parti dei filamenti più lontane dalla stella sembravano allontanarsi con velocità maggiore rispetto alle parti più vicine (in modo simile a quanto accade a livello cosmologico con la velocità di recessione delle galassie, tanto maggiore quanto più le galassie sono lontane, secondo la legge empirica scoperta da Edwin Hubble):

A meno che non stiamo descrivendo un insieme di proiettili molto piccoli le cui onde d'urto non interagiscono, allora il materiale che si muove più velocemente dovrebbe farsi strada a fatica attraverso materiale lento ed essere decelerato. È possibile che la segregazione delle velocità fu impressa come condizione iniziale, tuttavia che tipo di specialissima difesa richiede un simile modello? Insomma, mentre sembra che qualche forma del modello a proiettile debba essere applicata, i filamenti – così come i getti a larga scala – rimangono per il momento un altro enigma da risolvere.

Delle strane caratteristiche dei filamenti radiali che si dipartono da Eta Carinae si erano occupati anche altri tre ricercatori, Kerstin Weis, Wolfgang J. Duschl e You-Hua Chu, in uno studio pubblicato nel 1999 su Astronomy and Astrophysics. I tre, usando immagini ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble e immagini spettrografiche ottenute con il telescopio da 4 metri dell'Osservatorio Inter-Americano di Cerro Tololo in Cile, avevano isolato cinque filamenti, descrivendone accuratamente le caratteristiche visibili e le dinamiche.

I cinque filamenti radiali (numerati string 1, string 2 ecc.), identificati e analizzati da Weis, Duschl e Chu nelle immagini ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble. I due elementi etichettati 'diffraction spike' sono artefatti causati dalla diffrazione della luce prodotta dai supporti che reggono lo specchio del telescopio. <span class="di">Cortesia: K. Weis et al., Astron. Astrophys. 349, 467–474 (1999)</span>

I cinque filamenti radiali (numerati string 1, string 2 ecc.), identificati e analizzati da Weis, Duschl e Chu nelle immagini ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble. I due elementi etichettati 'diffraction spike' sono artefatti causati dalla diffrazione della luce prodotta dai supporti che reggono lo specchio del telescopio. <span class="di">Cortesia: K. Weis et al., Astron. Astrophys. 349, 467–474 (1999)</span>

Il filamento 1, visibile a sud-est della Nebulosa Homunculus, appariva come il più lungo di tutti: 15,86 secondi d'arco, che, alla distanza stimata di Eta Carinae, corrispondono a circa 36.500 au (unità astronomiche). Estendendo poi il filamento verso l'interno fino alla posizione della stella, operazione supportata dal suo orientamento, si otteneva una lunghezza di ben 66.700 au, poco più di un anno luce. La larghezza dell'oggetto, calcolata alla base, era invece di "appena" 500 unità astronomiche o giù di lì. Il rapporto lunghezza-larghezza era pertanto di circa 70 a 1 rispetto alla parte visibile del filamento e addirittura di 128:1, considerando anche la probabile parte non visibile: un oggetto veramente sottile, se possiamo definire "sottile" qualcosa che si estende in larghezza per 500 volte la distanza tra la Terra e il Sole...

Il filamento 2, anch'esso a sud-est della nebulosa, appariva più brillante ma più corto del precedente: 9.000 au visibili, che diventavano 38.000 considerando la distanza tra la stella e l'estremo lontano del filamento, a fronte di una larghezza di 400 au circa. Si distingueva per la netta terminazione e per un altrettanto netto cambio di direzione, di 22 ± 2 gradi, a qualche secondo d'arco dall'estremità finale.

I filamenti 3 e 4, a nord-ovest della nebulosa, avevano aspetto e parametri simili: 17.500 au di lunghezza visibile, 39.000 au di distanza massima dalla stella, 400 au di larghezza per il filamento 3; 21.400 au di lunghezza visibile, 43.000 au di distanza massima dalla stella e 300 au di larghezza per il filamento 4.

Il filamento 5, posizionato a sud-est, con una lunghezza visibile di 12.000 au, una distanza massima dalla stella di 43.000 au e una larghezza di circa 300 au, appariva come il più fioco, il più variabile e perciò il più difficile da rilevare dei cinque. Si distingueva, insieme al filamento 1, per un aumento di luminosità nel punto di terminazione (che nel filamento 1 appariva diviso in due nodi).

Le conclusioni di Weis, Duschl e Chu concordavano con quelle di Adam Frank a proposito della velocità di espansione dei filamenti, che seguiva una progressione di tipo Hubble:

[...] numerosi filamenti superano le dimensioni della nebulosa centrale e possono essere trovati fino a distanze di 30 secondi, o 0,3 parsec circa, dalla stella. Analizzando tali strutture intorno a Eta Carinae, abbiamo scoperto che i filamenti mostrano caratteristiche soprendenti e inattese. Sono estremamente sottili, con rapporti lunghezza-larghezza molto elevati, sono generalmente molto diritti e seguono un incremento di velocità perfettamente lineare con l'aumentare della distanza dalla stella. L'estrapolazione a posteriori di questa dipendenza lineare dalla posizione della stella è compatibile con l'azzeramento della velocità radiale in quel luogo: abbiamo cioè una legge di distanza proiettata/velocità radiale di tipo di Hubble.

Ma la buona determinazione delle caratteristiche ottiche e dinamiche di questi filamenti non serviva, purtroppo, ad illuminarne la natura fisica, che restava del tutto ignota:

La natura fisica dei filamenti è ancora lontana dall'essere compresa. Si può pensare a una struttura coerente, simile per esempio a un getto d'acqua. Tuttavia, si può altrettanto bene immaginare un treno di molti nodi o proiettili individuali, che seguono la medesima traiettoria. Né si può escludere la possibilità che siano tracce o scie che seguono un oggetto alle estremità lontane dei filamenti o, addirittura, che siano effetti di proiezione delle pareti di, per esempio, strutture a imbuto molto più grandi.

Per dirla tutta, si brancolava nel buio. Quel che era certo è che strutture di questo tipo non rappresentavano un'esclusiva di Eta Carinae, ma erano state notate anche altrove, per esempio nella bellissima ed enigmatica nebulosa planetaria NGC 6543, più familiarmente nota come nebulosa Occhio di Gatto.

Sul lato settentrionale di NGC 6543 compaiono filamenti radiali analoghi a quelli che fanno corona alla Nebulosa Homunculus. <span class="di">Cortesia: K. Weis et al., Astron. Astrophys. 349, 467–474 (1999)</span>

Sul lato settentrionale di NGC 6543 compaiono filamenti radiali analoghi a quelli che fanno corona alla Nebulosa Homunculus. <span class="di">Cortesia: K. Weis et al., Astron. Astrophys. 349, 467–474 (1999)</span>

Un'ipotesi per spiegare sia i filamenti di Eta Carinae sia quelli di NGC 6543 fu proposta nel 2001 dall'astrofisico israeliano Noam Soker in uno studio pubblicato su Astronomy and Astrophysics. L'idea di Soker era così articolata: in seguito alla Grande Eruzione si formarono intorno a Eta Carinae dense nubi di gas, che agirono come schermi in grado di creare ampie zone d'ombra, relativamente impenetrabili al calore e alla violenta forza ionizzante delle radiazioni provenienti dalla stella (o anche dalla sua probabile compagna binaria, della cui ricerca ed esistenza tratteremo più avanti). Il gas più freddo presente in queste zone d'ombra sarebbe stato poi riscaldato e successivamente ionizzato dal gas nelle regioni circostanti le condensazioni, che, non essendo schermato da alcunché, era più caldo e tendeva perciò a espandersi e a esercitare pressione. I filamenti sarebbero dunque il risultato di quella pressione: un po' come succede quando, per usare un paragone terra terra, si spreme con forza un tubetto di maionese o di dentifricio e il contenuto schizza fuori sotto forma, appunto, di filamenti:

[...] i modelli assumono che ammassi molto densi esistono lungo e presso le direzioni polari [di Eta Carinae]. Questi possono essere formati o da instabilità locali o da un processo disomogeneo di perdita di massa. [...] I densi agglutinamenti formano un'ombra dietro di loro, così mentre i dintorni dell'ombra vengono ionizzati dalla radiazione stellare, l'ombra è ionizzata dalla diffusa radiazione da ricombinazione. Se la ionizzazione e il riscaldamento dell'ombra procedono a una scala temporale più lunga di quella del tempo di attraversamento dell'ombra da parte del suono, il gas caldo circostante comprime a una densità più elevata il gas più freddo nell'ombra, formando un lungo e diritto filamento.

I filamenti si formano, dunque, se il tempo che il gas nella zona d'ombra impiega a essere compresso resta inferiore al tempo necessario affinché la temperatura e il grado di ionizzazione della regione raggiungano i livelli della materia circostante. Poiché alla fine questo livellamento, con la conseguente riespansione del materiale compresso, si verifica in ogni caso, ne consegue che i filamenti non sono eterni. Anzi, secondo Soker sono già sulla strada del disfacimento, che si completerà, in base ai suoi calcoli, in un tempo compreso tra 100 e 200 anni.

Partendo dalla stima di Weis di una larghezza media dei filamenti di circa 0,002 parsec, Soker giudicò che, se la compressione esercitata dal gas caldo circostante rendeva il gas nell'ombra dietro le condensazioni di un ordine di grandezza, cioè circa dieci volte, più denso, allora la dimensione di partenza degli addensamenti da cui si produssero i filamenti doveva essere intorno a 0,006 parsec.

Ciò ci dà, ancora una volta, una misura di quanto siano giganteschi i fenomeni che coinvolgono Eta Carinae e i suoi dintorni: 0,006 parsec equivalgono a oltre 1.200 unità astronomiche. Stiamo parlando, cioè, di una serie di addensamenti gassosi del diametro approssimativo di 180 miliardi di chilometri! Dando per corretta la congettura di Soker, nel giro di poche decine di anni dopo la Grande Eruzione, procedendo alla velocità locale del suono di circa 15 chilometri al secondo, immense quantità di gas più caldo proveniente dalle zone circostanti invasero le zone d'ombra, cioè le parti non illuminate di quegli addensamenti, comprimendo il gas più freddo fino a formare filamenti, più densi dell'ambiente circostante, lunghi decine di migliaia di unità astronomiche.

Tag: Eta Carinae, articoli

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