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Un diario di cose celesti

Chi siamo? Perché?

Non era un pianeta, era una stella morta

08 Apr 2013 10:36 PM – Michele Diodati

Einstein divenne improvvisamente uno degli uomini più famosi del mondo quando Sir Arthur Eddington divulgò i risultati delle analisi compiute sulle foto dell'eclisse totale di Sole del 29 maggio 1919, scattate durante una spedizione scientifica che lo stesso Eddington aveva condotto a Principe, una piccola isola al largo della costa occidentale africana.

Era accaduto che le foto confermavano ciò che la teoria della relatività di Einstein aveva predetto: cioè che la luce delle stelle che raggiunge la Terra sfiorando il disco solare viene deflessa dall'immensa gravità del Sole. Quelle stelle, cioè, apparivano nelle foto scattate durante l'eclisse totale (l'unica condizione per vederle di giorno) in una posizione leggermente diversa da quella usuale, quando erano osservate di notte, con il Sole alle spalle della Terra.

La relatività, insomma, funzionava e, dall'esperimento di Eddington in poi, le prove della deflessione della luce causata da una (grande) massa interposta sul suo cammino si sono accumulate numerosissime. Uno dei casi più recenti e curiosi, in cui giocano un ruolo gli effetti relativistici della gravità sulla luce, riguarda una stella osservata dal telescopio spaziale Keplero, nella sua ormai pluriennale ricerca di esopianeti in transito.

Un'occultazione al posto di un transito planetario

La stella, catalogata come KIC 11548140, aveva rivelato un potenziale transito planetario, che, per le sue caratteristiche, aveva fatto pensare alla probabile presenza di un pianeta gigante, grande almeno quanto Giove. Per tale motivo, questa stella di quindicesima magnitudine, situata nella costellazione settentrionale del Dragone, era stata inserita in un catalogo più ristretto, quello degli oggetti di interesse di Keplero, che contiene l'elenco delle stelle con candidati pianeti in attesa di conferma. In questo catalogo, la stella occupa il numero 256 ed è perciò KOI-256: Kepler Object of Interest 256.

KOI-256 è la stella indicata dalle due linee verdi, nella costellazione del Dragone. <span class="di">Cortesia: DSS2</span>

KOI-256 è la stella indicata dalle due linee verdi, nella costellazione del Dragone. <span class="di">Cortesia: DSS2</span>

La conferma dell'esistenza del pianeta gigante non è però arrivata. Uno studio pubblicato il 2 aprile 2013 su The Astrophysical Journal, firmato come primo autore dall'astrofisico del Caltech Philip Steven Muirhead, fornisce una ben diversa spiegazione del supposto transito planetario.

Ogni 33 ore, le curve di luce di KOI-256 registrate da Keplero presentavano in effetti un'eclisse con una profondità del 2,4 per cento, della durata di circa un'ora. Una simile durata poteva essere associata solo a un pianeta di dimensioni gioviane. Ma c'era un problema. La fase d'ingresso e di uscita dall'eclisse durava soltanto un minuto e mezzo, cioè più o meno un quarantesimo della durata complessiva dell'eclisse. Troppo poco! L'ingresso e l'uscita da un'eclisse dovuti al transito di un pianeta gigante avrebbero dovuto durare almeno quattro volte di più.

Ecco dunque che Muirhead e colleghi pensano a una spiegazione alternativa. Quello che Keplero ha osservato non è un transito planetario, cioè il passaggio di un corpo davanti al disco della stella, ma l'esatto opposto: l'occultazione da parte della stella, cioè il passaggio dietro la stella rispetto al nostro punto di vista, di un corpo che emette luce, ma molto piccolo. Deve avere infatti più o meno le dimensioni della Terra, per entrare e uscire dall'occultazione in un minuto e mezzo soltanto.

Ma un corpo celeste che emette luce ed è grande come la Terra non può che essere una nana bianca, cioè il residuo compatto, il cadavere, di una stella che ha terminato il suo combustibile nucleare e si è da tempo liberata dei suoi strati esterni.

Bisognava però trovare delle prove a sostegno di questa tesi e gli autori dello studio ne hanno messe insieme ben tre.

La lente gravitazionale

Innanzitutto hanno individuato il transito della nana bianca davanti a KOI-256: se, infatti, la stella morta veniva occultata ogni 33 ore dalla stella viva, a metà tra due occultazioni doveva esserci per forza anche un transito della nana bianca davanti al disco della compagna binaria.

Data la dimensione molto ridotta della nana bianca, il suo transito davanti alla compagna, una nana rossa di classe spettrale M3, non è immediatamente visibile nei dati bruti delle curve di luce fornite dal telescopio Keplero. Ma emerge, una volta che si assumano i giusti parametri, calcolati tenendo conto dell'atteso effetto di lente gravitazionale, generato dalla massa compatta della nana bianca sulla luce proveniente dalla compagna durante il transito.

Se un corpo di grande massa, come è appunto una nana bianca, intercetta la luce proveniente da un oggetto alle sue spalle, posto sulla stessa linea di vista dell'osservatore terrestre, la luce proveniente dall'oggetto nascosto viene deflessa e potenziata, fino a formare, se l'allineamento è perfetto, un anello luminoso che circonda il corpo massiccio interposto. La deflessione e il potenziamento della luce proveniente dall'oggetto lontano formano una cosiddetta lente gravitazionale. La dimensione dell'anello, detto anello di Einstein, dipende dalle distanze e dalle masse in gioco. Nel caso del sistema binario KOI-256, a causa del fatto che la nana bianca è molto più piccola della nana rossa e che le due stelle sono molto più vicine tra loro di quanto sia il sistema rispetto all'osservatore terrestre, il raggio dell'anello di Einstein è minore di quello della nana bianca.

Da ciò consegue che la curva di luce durante il transito della nana bianca somiglia a quella di un transito planetario, solo meno profonda. Ed è esattamente questo l'effetto che Muirhead e colleghi hanno isolato, analizzando con idonei strumenti matematici la curva di luce di KOI-256 in corrispondenza dei periodi a metà tra due occultazioni successive, dove cioè si aspettavano di trovare le prove del transito della nana bianca davanti al disco della nana rossa.

A sinistra, rappresentazione artistica dell'inizio dell'occultazione della nana bianca da parte della nana rossa, con la relativa curva di luce (in basso) che indica un'eclisse con ingresso ed uscita molto rapide. A destra, rappresentazione artistica del transito della nana bianca davanti alla nana rossa. La distorsione del profilo di KOI-256 è dovuta alla deflessione della luce da essa proveniente, indotta dalla lente gravitazionale generata dalla nana bianca. A destra in basso, la curva di luce del transito, in cui la linea rossa indica l'effetto misurato, mentre la linea tratteggiata indica la profondità che il transito avrebbe avuto senza l'influenza della lente gravitazionale. <span class="di">Cortesia: NASA/Ames/JPL-Caltech</span>

A sinistra, rappresentazione artistica dell'inizio dell'occultazione della nana bianca da parte della nana rossa, con la relativa curva di luce (in basso) che indica un'eclisse con ingresso ed uscita molto rapide. A destra, rappresentazione artistica del transito della nana bianca davanti alla nana rossa. La distorsione del profilo di KOI-256 è dovuta alla deflessione della luce da essa proveniente, indotta dalla lente gravitazionale generata dalla nana bianca. A destra in basso, la curva di luce del transito, in cui la linea rossa indica l'effetto misurato, mentre la linea tratteggiata indica la profondità che il transito avrebbe avuto senza l'influenza della lente gravitazionale. <span class="di">Cortesia: NASA/Ames/JPL-Caltech</span>

Un'animazione che simula l'effetto di distorsione della luce proveniente dalla nana rossa KOI-256, durante il transito della nana bianca davanti al suo disco. Cortesia: NASA/JPL

Le prove fornite dall'infrarosso e dalla velocità radiale

La seconda prova a sostegno dell'interpretazione proposta dagli autori dello studio è stata fornita dall'osservazione nell'infrarosso della supposta occultazione della nana bianca.

Se, infatti, le eclissi osservate nelle curve di luce di KOI-256 fossero transiti planetari invece che occultazioni, allora la profondità di ogni eclisse dovrebbe apparire nell'infrarosso simile a quella osservata da Keplero nello spettro ottico.

Il riscontro sperimentale è stato ottenuto il 19 agosto 2011, quando un'occultazione di KOI-256 è stata osservata con la Wide-Field Infrared Camera dello storico telescopio Hale da 200 pollici del Monte Palomar. È risultato che nella banda H dell'infrarosso, centrata sulla lunghezza d'onda di 1,635 micrometri, la profondità dell'eclisse è significativamente minore di quella osservata dal telescopio Keplero. Ciò conferma l'interpretazione del fenomeno come un'occultazione piuttosto che come un transito planetario.

La terza è definitiva prova è giunta dalla misurazione delle variazioni della velocità radiale di KOI-256.

La velocità radiale di un corpo celeste è la componente della sua velocità totale che punta direttamente nella direzione dell'osservatore terrestre. Si misura calcolando l'effetto Doppler, cioè lo spostamento delle righe spettrali dell'oggetto, causato dal suo moto di avvicinamento o di allontanamento rispetto alla Terra.

Le variazioni periodiche della velocità radiale di una stella sono interpretate come l'effetto dell'attrazione gravitazionale esercitata da uno o più corpi presenti nel sistema. Se si tratta di pianeti, allora la variazione della velocità radiale è al massimo di qualche chilometro al secondo. Ma, se la velocità radiale varia ciclicamente di molti chilometri al secondo, allora vuol dire che il corpo che genera una così potente attrazione gravitazionale deve essere molto massiccio, quasi certamente di massa stellare.

La velocità radiale di KOI-256 è stata pertanto misurata ad agosto 2012 con lo spettrografo TripleSpec del telescopio Hale di Monte Palomar. Nel corso di più giorni, sono stati acquisiti nove spettri relativi a cinque periodi orbitali del presunto sistema binario. Dall'analisi degli spettri è apparso che la velocità radiale della nana rossa subisce un'escursione di oltre 200 chilometri al secondo! Ciò indica senza ombra di dubbio che la stella è legata gravitazionalmente a un corpo estremamente massiccio, compatibile con l'interpretazione della nana bianca.

Le variazioni della velocità radiale di KOI-256 mostrano un'escursione di oltre 200 km/s e presentano un andamento chiaramente sinusoidale. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.1165v1 [astro-ph.SR]</span>

Le variazioni della velocità radiale di KOI-256 mostrano un'escursione di oltre 200 km/s e presentano un andamento chiaramente sinusoidale. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.1165v1 [astro-ph.SR]</span>

La conoscenza di diversi elementi, tra cui il periodo orbitale, la velocità radiale della nana rossa, la durata totale dell'occultazione della nana bianca e il tempo di ingresso e di uscita dall'occultazione, ha consentito al gruppo di Muirhead di calcolare i parametri più importanti del sistema binario, cioè la massa e il raggio delle due stelle nonché l'inclinazione e il semiasse maggiore dell'orbita.

Dai calcoli, è emerso che la nana rossa ha una massa pari alla metà circa di quella del Sole e un raggio corrispondente al 54 per cento di quello solare (cioè circa 375.000 km). La nana bianca ha invece un raggio di soli 9.360 km, pari a circa una volta e mezzo il raggio terrestre. Ma la sua massa, stimata in 0,592 masse solari, è superiore a quella della nana rossa. In modo apparentemente paradossale, dunque, è la stella più grande a orbitare intorno a quella (di gran lunga) più piccola. Ciò da un'idea di quale immensa quantità di materia sia stipata compattamente in una nana bianca.

Involucro comune e variabile cataclismica

La conferma dell'interpretazione proposta da Muirhead e colleghi implica che il sistema binario formato dalla nana rossa di sequenza principale e dalla nana bianca debba essere classificato come un raro ePCEB (se ne conoscono solo alcune dozzine). L'astruso acronimo sta per 'eclipsing post-common envelope binary', una formula che indica un sistema binario formato da due stelle che si eclissano a vicenda, dopo essere emerse da una fase precedente in cui quella che era allora la stella minore – nel nostro caso la nana rossa di classe M3 – orbitava sotto la superficie della progenitrice della nana bianca.

La stella che oggi è una nana bianca abbandonò, infatti, a un certo punto della sua evoluzione la sequenza principale per divenire una gigante rossa. Poi, crebbe ancora di dimensioni, diventando una gigantesca AGB, cioè una stella del ramo asintotico delle giganti. A questo punto, la nana rossa finì per essere inglobata nel rarefatto involucro della AGB, percorrendo la sua intera orbita all'interno dei confini della stella che stava per trasformarsi in una nana bianca. È questa la fase del 'common envelope', cioè dell'involucro comune, richiamata dalla sigla ePCEB, che definisce l'attuale sistema binario formato da una nana rossa e da una nana bianca.

Intrappolata come Giona nel ventre della balena, la nana rossa non uscì senza conseguenze dalla fase di involucro comune. Per quanto gli strati esterni di una AGB siano rarefatti, creano comunque ostacolo al moto orbitale della stella "mangiata", provocando una perdita inevitabile di momento angolare. Questa perdita continua anche ora che la AGB è scomparsa, sostituita da una minuscola nana bianca. L'attività magnetica indotta dalla vicinanza delle due stelle e la perdita di energia causata dal rilascio di onde gravitazionali agiscono sul moto orbitale, avvicinando sempre più la nana rossa e la nana bianca. Segni di forte attività sono già visibili nei dati fotometrici di KOI-256, che appare bloccata in orbita sincrona (rivolge cioè sempre la stessa faccia alla nana bianca, come la Luna alla Terra).

Questo sistema è perciò destinato a divenire col tempo una variabile cataclismica. Arriverà un momento in cui la perdita di momento angolare avrà reso le due stelle così vicine che la nana bianca comincerà a strappare materia (principalmente idrogeno) dalla nana rossa. Questa materia formerà un disco di accrescimento intorno alla nana bianca e in parte si depositerà sulla superficie della stella compatta. Se sarà superata una certa soglia di temperatura, l'idrogeno caduto sulla nana bianca si accenderà, fondendo rapidamente in elio. La nana bianca diventerà allora una nova. La sua luminosità aumenterà per un breve periodo anche di diverse magnitudini, finché non sarà terminata la riserva di idrogeno strappato alla compagna.

Le novae possono essere ricorrenti, se la compagna binaria è in grado di sostenere più cicli di "donazione" di materia. Tuttavia, in certi casi la fine di questa forma di vampirismo stellare può essere drammaticamente esplosiva. Può accadere, infatti, che lo strato di materia depositatosi sulla nana bianca faccia superare alla stella il limite di compressione che il suo nucleo compatto è in grado di sostenere. Quando e se ciò accade, la nana bianca esplode come una supernova di tipo Ia, disintegrandosi completamente in uno dei fenomeni più violenti che l'astrofisica conosca.

Nel caso di KOI-256, il sistema, però, sembra essere antico e stabile, e la fase di variabile cataclismica ancora molto, molto lontana. Secondo i calcoli presentati da Muirhead e colleghi, la nana bianca è la più fredda finora scoperta nel campo visuale del telescopio Keplero. Dalla sua temperatura effettiva, stimata in 7100 ± 800 K, è possibile calcolare in 2 miliardi di anni il tempo di raffreddamento che deve essere intercorso dalla sua formazione, cioè dalla fine della fase di involucro comune. Nonostante questo lungo tempo già trascorso, il periodo orbitale delle due stelle – 33 ore – è ancora del tutto sicuro per la stabilità del sistema. Gli autori dello studio calcolano, infatti, che il trasferimento di massa dalla nana rossa alla nana bianca comincerà non prima che il periodo orbitale si sarà ristretto a soli 280 minuti, cioè 4,66 ore.

Perché ciò accada ci vorranno più o meno 5,3 miliardi di anni. Prepariamoci a una lunga, lunghissima attesa...

I parametri del sistema binario KOI-256. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.1165v1 [astro-ph.SR]</span>

I parametri del sistema binario KOI-256. <span class="di">Cortesia: arXiv:1304.1165v1 [astro-ph.SR]</span>

Riferimenti

Tag: articoli, nane bianche, sistemi binari, variabili cataclismiche, nane rosse, KOI-256, lente gravitazionale, telescopio spaziale keplero, metodo del transito, velocita radiale

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