Memoria dello Spazio

A "soli" 4.700 anni luce dalla Terra si trova la più vicina tra le grandi associazioni di stelle OB della galassia. Cygnus OB2, questo è il suo nome, contiene almeno 65 stelle di classe spettrale O, tra le più calde, brillanti, massicce e rare di tutte le stelle. Contiene inoltre tra 1000 e 2000 stelle di classe B, pesi massimi anche queste, benché non così calde e massicce come quelle di classe O.

In pochi parsec cubici, Cygnus OB2 racchiude in totale, secondo le stime più recenti, qualcosa come 30.000 masse solari, distribuite tra migliaia di stelle, non solo gigantesche e luminosissime, ma anche di piccola e piccolissima taglia. Per la sua popolazione di stelle OB, può rivaleggiare con altri grandi ammassi galattici come NGC 3603, Arches, Quintupletto, Westerlund 1 e 2. Ed è più vicino e più facile da studiare, anche se fortemente oscurato dal vasto complesso di nubi molecolari della grande regione di formazione stellare Cygnus-X, all'interno della quale Cygnus OB2 si trova insieme a numerosi altri ammassi stellari.

Tra le stelle di classe O più brillanti e massicce di questa associazione OB è da annoverare senz'altro quella indicata col numero 9 in un articolo di Daniel H. Schulte. Pubblicato nel 1956, questo catalogo contiene i risultati di osservazioni fotometriche e spettroscopiche di Cygnus OB2, compiute con il famoso telescopio riflettore da 208 cm dell'Osservatorio McDonald.

Nel 1978 Roberta M. Humphreys, una delle maggiori studiose mondiali di stelle superluminose, inserì Cygnus OB2 #9 al secondo posto nell'elenco delle stelle più brillanti della Via Lattea, subito dopo HD 93129A (una supergigante, nota oggi come una stella doppia, situata nell'ammasso Trumpler 14 della Carena).

Classificata con il tipo spettrale O5 If, corrispondente a una supergigante con una temperatura effettiva di 48.000 K, Cygnus OB2 #9 appariva nell'elenco della Humphreys associata a una magnitudine bolometrica di –11,6 (quella del Sole è +4,75): ciò implicava una luminosità assoluta pari a quasi 3,5 milioni di volte quella solare!

Nel 1984, Abbott, Bieging e Churchwell pubblicarono i risultati dell'osservazione di Cygnus OB2 #9 nelle onde radio, a 2 cm, 6 cm e 20 cm. I tre avevano monitorato la stella per due anni, usando le antenne del Very Large Array. Avevano scoperto che Cygnus OB2 #9 era una sorgente radio non termica: le emissioni rilevate non dipendevano, cioè, dalla temperatura stellare. L'ipotesi avanzata dagli autori era che si trattasse di un sistema binario, con una stella visibile e luminosa e una compagna compatta e invisibile, come una stella di neutroni. In un simile scenario, le emissioni non termiche potevano essere il risultato dell'accrezione di materiale dal poderoso vento stellare della primaria sulla compagna compatta e invisibile. Occorreva, però, innanzitutto una conferma della binarietà della stella.

I parametri adottati per Cygnus OB2 #9 nello studio di Abbott, Bieging e Churchwell erano i seguenti:

• Luminosità: 4,6 milioni di volte quella del Sole;

• Temperatura effettiva: 45.000 K;

• Raggio stellare: 35 raggi solari;

• Indice di perdita di massa: 1,9 centomillesimi di massa solare all'anno.

Le stelle più luminose sono spesso circondate da bolle più o meno dense ed estese di plasma, per lo più elettroni e protoni, che esse stesse emettono, per una serie di meccanismi causati dalla potenza della loro radiazione: è il cosiddetto vento stellare. Lo produce anche il Sole (si chiama in questo caso "vento solare"), ma ha, per nostra fortuna, una densità e una velocità neppure lontanamente paragonabili a quello prodotto da stelle come Cygnus OB2 #9.

L'indice di perdita di massa, l'ultimo dei parametri sopra riportati, è un modo per stimare l'intensità del vento stellare. La perdita di 1,9 centomillesimi di massa solare all'anno è straordinariamente elevata, se confrontata con il molto più modesto indice di perdita di massa del Sole, che è di appena 2-3 centomillesimi di miliardesimo di massa solare all'anno. In altre parole, mentre al vento solare occorrono 150 milioni di anni per espellere l'equivalente di una massa terrestre, al vento stellare di Cygnus OB2 #9 occorrono poco più di 50.000 anni, un'inezia su scala astronomica, per soffiare via dalla stella una massa equivalente all'intero nostro Sole (che è come dire 333.000 volte la massa della Terra).

Questi numeri danno facilmente la misura non solo dell'enormità dei fenomeni che coinvolgono le stelle di classe O, ma anche della necessaria brevità della loro vita. L'intero ciclo vitale di una stella come Cygnus OB2 #9 non può durare che pochi milioni di anni, se bastano appena 50.000 anni per eliminare tramite il vento stellare l'equivalente di una massa solare. Simili stelle sono come immense "cicale" spaziali, che dissipano rapidissimamente una dotazione di carburante che, invece, "formiche" come il Sole, avendone peraltro molto di meno, riescono a far durare per miliardi di anni. Le stelle di classe O, insomma, fanno una bellissima festa, di solito breve, che finisce con un grande botto (un'esplosione di supernova). È lecito ritenere che Cygnus OB2 #9, come molte altre stelle nella medesima compagnia, non farà eccezione a questa regola.

La novità, tuttavia, venuta fuori nel 2008, è che questo luminosissimo oggetto è in realtà un sistema binario, costituito da due grandi stelle, entrambe di classe O, estremamente simili per massa, luminosità e temperatura. C'è una compagna, dunque, come avevano suggerito Abbott, Bieging e Churchwell, ma non è una stella di neutroni.

Un primo studio, pubblicato online il 19 marzo 2008 su Astronomy & Astrophysics a firma di S. Van Loo, R. Blomme, S. M. Dougherty e M. C. Runacres, metteva insieme una lunghissima serie di osservazioni nelle onde radio di Cygnus OB2 #9, risalenti fino ai primi anni '80, eseguite con i radiotelescopi del VLA. Dall'analisi comparata di tutti questi dati, gli autori avevano ricavato forti indizi che Cygnus OB2 #9 fosse un sistema binario con un periodo orbitale di 2,35 anni, e le emissioni non termiche fossero il segno della collisione tra i potenti venti stellari di due stelle molto brillanti e massicce.

Solo una settimana dopo, Astronomy & Astrophysics pubblicava online un secondo studio, indipendente dal primo, che forniva la prova certa della binarietà del sistema. Gli autori, Y. Nazé, M. De Becker, G. Rauw e C. Barbieri, avevano accumulato anni di osservazioni spettroscopiche di Cygnus Ob2 #9 nelle frequenze del visibile, eseguite a partire dal 2003 presso gli osservatori di Asiago in Italia e di Haute-Provence in Francia. L'analisi degli spettri dimostrava al di là di ogni dubbio che lì c'erano due stelle e che le loro orbite erano eccentriche. Il periodo ricavato era pienamente compatibile con quello di 2,35 anni, estrapolato dalle osservazioni nelle onde radio. Inoltre, alcune importanti righe di emissione dell'idrogeno e dell'elio indicavano che il sistema era caratterizzato da venti stellari collidenti, confermando anche in questo caso le deduzioni contenute nello studio di Van Loo e colleghi.

Il periodo migliore per studiare più approfonditamente le due componenti del neo-scoperto sistema binario era il passaggio al periastro, cioè il punto in cui le due stelle si sarebbero trovate più vicine. Ma il primo periastro successivo al 2008 cadde a febbraio 2009, un periodo non favorevole per le osservazioni di Cygnus OB2 #9 a causa della concomitante congiunzione con il Sole. Fu così necessario attendere l'approssimarsi del seguente passaggio al periastro, avvenuto a metà del 2011, per lanciare una campagna di osservazioni in grande stile. Sotto il coordinamento di Yael Nazé dell'Università di Liegi, Cygnus OB2 #9 è stata osservata nei raggi X con i telescopi spaziali XMM-Newton e Swift e in più nel visibile, nell'infrarosso e nelle onde radio con una serie di altri telescopi terrestri, dislocati in varie parti del mondo.

Una prima parte dei risultati delle nuove osservazioni è stata pubblicata a ottobre 2012 su Astronomy & Astrophysics, in uno studio di vari autori, con Yael Nazé come primo firmatario. La stella primaria del sistema binario è stata classificata con il tipo spettrale O5-5.5 I, ha una massa di circa 50 masse solari ed è la più fredda, o meglio la meno calda, delle due. La stella secondaria è di tipo O3-4 III e "stazza" circa 45 masse solari. Il periodo orbitale è poco meno di 860 giorni. L'eccentricità del sistema, pari a 0,713, è piuttosto elevata. Al periastro, le due stelle si "sfiorano" raggiungendo una distanza minima inferiore alle tre unità astronomiche. Durante questo passaggio, i telescopi spaziali Swift e XMM-Newton hanno registrato un incremento di quattro volte nel flusso dei raggi X, il che equivale a una chiara conferma dell'ipotesi dei venti stellari collidenti.

La velocità terminale del vento stellare della stella primaria è stata calcolata in 2540 km/s (9.144.000 km/h), mentre quella del vento stellare della secondaria in 2440 km/s (8.784.000 km/h). L'indice di perdita di massa della primaria, rivisto alla luce dei nuovi dati acquisiti, è stato stimato in 5 milionesimi di massa solare annui, mentre quello della secondaria in ben 1,2 centomillesimi di massa solare per anno (la secondaria perde massa molto più velocemente della primaria).

È difficile anche solo immaginare quale inferno di radiazioni e plasma bollente si riversi sullo sfortunato pianeta che si trovasse nei dintorni di questi due colossi, all'interno dell'ampio fronte di scontro dei loro venti stellari.

Riferimenti