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Un diario di cose celesti

Chi siamo? Perché?

Pismis 24-1 una e trina

03 Dec 2012 01:25 AM – Michele Diodati

Una stella brillantissima e di massa impossibile viene "aggredita" con tutta la potenza del telescopio spaziale Hubble, finché non rivela i suoi segreti. Il limite teorico delle 150 masse solari è salvo. Non altrettanto si può dire dei dischi protoplanetari nelle immediate vicinanze di Pismis 24-1.

Una straordinaria immagine dell'ammasso aperto Pismis 24 in NGC 6357, ripresa dal telescopio spaziale Hubble nel 2006. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

Una straordinaria immagine dell'ammasso aperto Pismis 24 in NGC 6357, ripresa dal telescopio spaziale Hubble nel 2006. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

Dentro la Nebulosa Guerra e Pace

NGC 6357 è una vasta nebulosa a emissione di forma approssimativamente anulare, situata nel braccio a spirale del Sagittario della Via Lattea. È chiamata talvolta anche Nebulosa Guerra e Pace, provenendo il curioso nome dagli scienziati che studiavano i dati del Midcourse Space Experiment, prodotti da un satellite militare attivo negli anni '90: ai loro occhi, il lato orientale della nebulosa appariva nell'infrarosso simile a un teschio, mentre il lato occidentale somigliava a una colomba.

Visibile soprattutto dai cieli meridionali poco a nord della posizione di Shaula (Lambda Scorpii, la seconda stella più luminosa dello Scorpione dopo Antares), NGC 6357 ha una dimensione apparente intorno a 60 per 40 minuti d'arco. Ricca di polveri e gas, la nebulosa ospita almeno tre regioni di formazione stellare, inframmezzate alle quali spiccano tre bolle, chiamate CS 59, CS 61 e CS 63, scavate dalla potente radiazione ultravioletta e dai venti stellari di giovani stelle massicce. La più grande e appariscente delle tre bolle, CS 61, è stata prodotta probabilmente da alcune stelle particolarmente calde e luminose appartenenti all'ammasso aperto Pismis 24, anche se la posizione dell'ammasso appare molto decentrata, dal nostro punto di vista, rispetto alla bolla.

Immagine di NGC 6357 ottenuta nell'infrarosso dal telescopio spaziale Spitzer. Delimitate dagli ovali tratteggiati, sono visibili le tre bolle CS 59, CS 63 e CS 61. All'interno di quest'ultima è indicata la posizione di Pismis 24. Gli altri oggetti segnati dalle frecce sono regioni HII. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

Immagine di NGC 6357 ottenuta nell'infrarosso dal telescopio spaziale Spitzer. Delimitate dagli ovali tratteggiati, sono visibili le tre bolle CS 59, CS 63 e CS 61. All'interno di quest'ultima è indicata la posizione di Pismis 24. Gli altri oggetti segnati dalle frecce sono regioni HII. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

La popolazione stellare di Pismis 24 è stata censita in uno studio pubblicato a gennaio 2007 su The Astrophysical Journal, basato su osservazioni del telescopio spaziale Chandra nei raggi X. Il giovane ammasso contiene dozzine di brillanti e massicce stelle OB. Vi sono poi almeno 700 stelle di massa intermedia, rilevate attraverso le loro emissioni nei raggi X. Purtroppo, a causa della distanza, sfuggono all'osservazione le stelle meno massicce. Gli autori dello studio hanno calcolato che, se fosse stato possibile spingersi fino al regime delle nane brune, la densità stellare al centro di Pismis 24 sarebbe risultata intorno a 4 volte maggiore di quella dell'ammasso del Trapezio nella nebulosa di Orione e simile a quella del superammasso NGC 3603. Un altro studio, pubblicato nel 2012 su Astronomy & Astrophysics, calcola che la densità stellare di Pismis 24 è pari approssimativamente a 15.000 stelle per parsec cubo entro 0,1 parsec dal centro dell'ammasso, mentre scende intorno a 2.100 stelle per parsec cubo entro 0,3 parsec dal centro.

La lunga "dieta" di Pismis 24-1

Ma cosa si trova al centro di Pismis 24? Una stella che apparve fin dalla sua scoperta come l'esempio più eclatante di violazione della regola teorica che fissa intorno a 150 masse solari il limite massimo che il processo di formazione stellare può produrre. Pismis 24-1, questo il suo nome, sembrava infatti avere una massa compresa tra 210 e addirittura 291 masse solari, a seconda del modello evolutivo utilizzato per stimarla: troppo massiccia per i gusti degli scienziati, che non amano le eccezioni alle regole.

Così, un gruppo di astronomi, guidato da Jesús Maíz Apellániz dell'Instituto de Astrofísica de Andalucía in Spagna, si mise all'opera per chiarire il mistero. I risultati della ricerca furono pubblicati nel 2007 su The Astrophysical Journal e mostravano inequivocabilmente che Pismis 24-1 non è un'eccezione alla regola delle 150 masse solari. Usando lo strumento più potente del telescopio spaziale Hubble, cioè il canale HRC (High Resolution Channel) dello strumento ACS, capace di una risoluzione fino a 28 milliarcosecondi per pixel, Apellániz e colleghi videro la luce abbagliante di Pismis 24-1 scindersi chiarissimamente in due stelle gemelle, separate da una distanza angolare che fu calcolata in esattamente 363,86 milliarcosecondi.

Il telescopio spaziale Hubble osservò Pismis 24-1 il 5 aprile 2006 e mostrò per la prima volta che lì c'erano almeno due stelle, estremamente simili per colore e luminosità. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

Il telescopio spaziale Hubble osservò Pismis 24-1 il 5 aprile 2006 e mostrò per la prima volta che lì c'erano almeno due stelle, estremamente simili per colore e luminosità. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

Per distinguerle, la più settentrionale delle due stelle fu chiamata Pismis 24-1NE e l'altra Pismis 24-1SW. Dalle misurazioni fotometriche risultò che la stella a nordest era leggermente più brillante di quella a sudovest nelle frequenze ottiche e nel vicino ultravioletto, con una differenza che non superava 0,1 magnitudini.

L'accertata duplicità di Pismis 24-1 aveva ovviamente importanti conseguenze circa la presunta violazione del limite superiore di massa stellare. Alla distanza stimata dell'ammasso aperto in NGC 6357, che il gruppo di Apellániz poneva pari a 2.546 parsec (circa 8.300 anni luce), la massa di Pismis 24-1NE risultava di 97 ± 10 masse solari e quella di Pismis 24-1SW di 96 ± 10 masse solari. Si trattava sempre di mostri supermassicci, ma almeno il limite di massa teorico era salvo!

La "dieta dimagrante" di Pismis 24-1 però non era ancora finita. Osservazioni spettroscopiche compiute con il telescopio Magellano da 6,5 metri presso l'osservatorio cileno di Las Campanas e con il telescopio J. Sahade da 2,15 metri dell'osservatorio argentino CASLEO dimostrarono, grazie alle variazioni della velocità radiale, che Pismis 24-1NE non era una stella singola, ma una binaria spettroscopica: le due stelle erano evidentemente troppo vicine per poter essere separate visivamente, a dispetto dell'altissima risoluzione ottica raggiunta dal telescopio spaziale Hubble. Una conferma indipendente della binarietà di Pismis 24-1NE giunse, poi, da osservazioni fotometriche compiute da Phil Massey e dai suoi collaboratori, che individuarono un ciclo di variabilità di 0,07 magnitudini con periodo di 2,36 giorni per la coppia irrisolta Pismis 24-1NE+SW.

Questa nuova scoperta comportava un'ulteriore diminuzione della massa del componente settentrionale di Pismis 24-1. Supponendo che le due stelle avessero uguale luminosità e temperatura, i calcoli indicavano un valore intorno a 64 masse solari per ciascuna delle due stelle di Pismis 24-1NE: circa due terzi della massa stimata per una stella singola che sommasse la potenza radiante combinata del sistema binario.

In questa composizione di immagini del telescopio spaziale Hubble si può apprezzare il rapporto di proporzioni e posizione tra Pismis 24-1NE+SW, in basso a destra, e l'ammasso aperto, visibile nell'immagine a sinistra, di cui il sistema fa parte. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

In questa composizione di immagini del telescopio spaziale Hubble si può apprezzare il rapporto di proporzioni e posizione tra Pismis 24-1NE+SW, in basso a destra, e l'ammasso aperto, visibile nell'immagine a sinistra, di cui il sistema fa parte. Cortesia: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz, Davide De Martin

Insomma, quello che sembrava un mostro da quasi 300 masse solari risultò alla fine un gruppo di tre stelle, costituito da un sistema binario in orbita molto ravvicinata e da una stella solitaria più distante ed evidentemente più massiccia delle altre due, avendo da sola quasi la stessa luminosità del sistema binario.

Ma al processo di "assottigliamento" di Pismis 24-1 mancava ancora un capitolo, che è stato scritto di recente dal cinese Min Fang e dai suoi collaboratori, con uno studio pubblicato a marzo 2012 su Astronomy & Astrophysics (lo stesso dal quale abbiamo tratto le misure della densità stellare al centro di Pismis 24 riportate all'inizio dell'articolo). In questo studio viene ricalcolata la distanza dell'ammasso aperto dal sistema solare. Il gruppo di Fang utilizza il metodo delle isocrone, cioè delle linee che uniscono i punti occupati sul diagramma H-R da stelle della medesima età. Il metodo viene applicato alle sei stelle note di classe O che, in Pismis 24, si trovano sulla sequenza principale e sono perciò buone candidate per essere considerate coeve. Alla fine di tutti i calcoli e degli aggiustamenti necessari per tener conto dell'estinzione interstellare e di altre variabili, Fang e colleghi arrivano alla conclusione che il miglior compromesso tra la posizione delle sei stelle sul diagramma H-R e le curve evolutive che i modelli teorici suggeriscono per quel tipo di stelle porta a un'età compresa tra 1 e 2,7 milioni di anni e a una distanza di 1.700 ± 200 parsec (5.500 ± 650 anni luce). Si tratta di oltre 800 parsec in meno rispetto alla distanza di 2.546 parsec, trovata da Phil Massey e colleghe nel 2001.

L'applicazione del metodo delle isocrone a sei stelle di classe O e a due stelle di classe B in Pismis 24 indica che la distanza più probabile dell'ammasso è 1,7 Kpc (quadro b). Per la distanza precedentemente accettata in letteratura di 2,56 Kpc, il quadro d dimostra che non esiste nessuna linea evolutiva che intersechi la posizione di tutte le stelle del campione. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

L'applicazione del metodo delle isocrone a sei stelle di classe O e a due stelle di classe B in Pismis 24 indica che la distanza più probabile dell'ammasso è 1,7 Kpc (quadro b). Per la distanza precedentemente accettata in letteratura di 2,56 Kpc, il quadro d dimostra che non esiste nessuna linea evolutiva che intersechi la posizione di tutte le stelle del campione. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

La diminuzione di un terzo della distanza di Pismis 24 dal sistema solare comporta una corrispondente riduzione della massa stimata delle sue stelle. E in conseguenza di questa nuova "dieta", la massa totale della coppia spettroscopica Pismis 24-1NE cala dalle 97 masse solari calcolate dal gruppo di Apellániz a 74, mentre la massa di Pismis 24-1SW si riduce da 96 a 66.

La fotoevaporazione dei dischi

Finora abbiamo parlato soltanto di cali di massa, peraltro virtuali, perché legati unicamente all'approfondimento delle conoscenze scientifiche su Pismis 24, non a reali cambiamenti avvenuti in quelle stelle. È tempo perciò di mostrare l'altro lato della faccenda: cioè l'effetto dell'immensa forza di radiazione esplicata dal gruppo di stelle OB che popola il cuore di Pismis 24. Di dodici di queste stelle, Min Fang e colleghi hanno presentato nello studio del 2012 una tabella riassuntiva, riportata di seguito, che indica tra le altre cose il tipo spettrale, la luminosità e la massa.

I parametri delle 12 stelle note più massicce di Pismis 24, dallo studio di M. Fang ed altri, pubblicato a marzo 2012 su <i>Astronomy & Astrophysics</i>. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

I parametri delle 12 stelle note più massicce di Pismis 24, dallo studio di M. Fang ed altri, pubblicato a marzo 2012 su <i>Astronomy & Astrophysics</i>. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

Nella tabella le luminosità (colonna "Lum") sono espresse come logaritmi in base 10 della luminosità solare. Dunque, il valore 5,81 associato, per esempio, a Pismis 24-1SW sta a significare che la luminosità di questa stella si ottiene moltiplicando la luminosità del Sole per 10 elevato a 5,81: il che corrisponde a oltre 645.000 volte la luminosità solare! Immaginate la luce di un mezzogiorno di luglio a Roma col Sole a picco e amplificatela migliaia di volte: la nostra mente non è neppure in grado di afferrare l'idea. E a poche centinaia di unità astronomiche da una stella così brillante si trova un sistema binario, Pismis 24-1NE, che emette una radiazione 776.000 volte più potente di quella solare!

La radiazione e i venti stellari combinati di qualche dozzina di stelle di classe OB, racchiuse nello spazio di pochissimi parsec, spazzano incessantemente, a partire dal centro dell'ammasso, Pismis 24 e i suoi dintorni. Come conseguenza del continuo bombardamento di radiazione ultravioletta in cui lo spazio intorno a queste stelle brillantissime è immerso, lo studio di Fang e colleghi riporta che la frequenza di oggetti stellari giovani con i loro dischi protoplanetari è in Pismis 24 sensibilmente minore nei pressi delle stelle più massicce, mentre aumenta a mano a mano che ci si allontana da esse.

Pismis 24-1, il gruppo di tre stelle creduto in origine una sola stella di massa impossibile, è il principale agente di disintegrazione dei dischi altrui, con un'azione disgregatrice che, stando ai risultati della ricerca condotta dal gruppo di Fang, si esplica fino a 0,6 parsec di distanza. Le prove sono nelle forme assunte da cinque "proplyds" scoperti nelle immagini di Hubble a distanze inferiori a 0,5 parsec da Pismis 24-1. Si tratta di bozzoli di polveri e gas, estesi per circa un migliaio di unità astronomiche, che albergano al loro interno stelle di recente formazione. Le immagini mostrano che questi bozzoli hanno sviluppato code rivolte nella direzione opposta a quella in cui si trova Pismis 24-1. Nel caso del quinto bozzolo, poi, è presente anche una seconda coda, la cui posizione suggerisce che possa essere stata prodotta dalla radiazione proveniente da Pismis 24-2, un'altra stella massiccia dell'ammasso.

Sembra, in sostanza, che le immagini abbiano colto sul fatto il meccanismo della fotoevaporazione: la potente radiazione ultravioletta emessa dalle stelle più massicce del giovane ammasso aperto in NGC 6357 sta dissolvendo rapidamente i dischi protoplanetari più vicini, partendo dalla loro superficie esterna: «I fotoni UV provenienti da stelle massicce sono in grado di riscaldare il gas fino a temperature alle quali la velocità del suono del gas supera la velocità necessaria per sfuggire all'attrazione del pozzo gravitazionale della stella, generando un flusso di gas in uscita dal disco».

Interi sistemi planetari probabilmente non nasceranno, a causa della forza soverchiante di stelle come Pismis 24-1. Ciò ci permette di apprezzare la fortuna che il Sole sia una stella relativamente isolata, senza vicini ingombranti e pericolosi. Se il disco protoplanetario da cui si è formato il sistema solare si fosse trovato nelle immediate vicinanze di Pismis 24-1, questo articolo, per esempio, non sarebbe mai stato scritto...

Le code sviluppate da quattro dei "proplyds" scoperti dal gruppo di ricercatori guidato da M. Fang. La freccia con il numero 1 indica la direzione della radiazione proveniente da Pismis 24-1, quella col numero 2 la direzione della radiazione proveniente da Pismis 24-2. I quattro oggetti si trovano a distanze stimate tra 0,3 e 0,5 parsec da Pismis 24-1. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

Le code sviluppate da quattro dei "proplyds" scoperti dal gruppo di ricercatori guidato da M. Fang. La freccia con il numero 1 indica la direzione della radiazione proveniente da Pismis 24-1, quella col numero 2 la direzione della radiazione proveniente da Pismis 24-2. I quattro oggetti si trovano a distanze stimate tra 0,3 e 0,5 parsec da Pismis 24-1. Cortesia: arXiv:1201.0833v1 [astro-ph.SR]

Un'immagine di Pismis 24 ripresa con il telescopio danese da 1,54 metri presso l'osservatorio cileno dell'ESO a La Silla. Cortesia: ESO / IDA / Danish 1.5 m / R. Gendler, U.G. Jørgensen, J. Skottfelt, K. Harpsøe

Un'immagine di Pismis 24 ripresa con il telescopio danese da 1,54 metri presso l'osservatorio cileno dell'ESO a La Silla. Cortesia: ESO / IDA / Danish 1.5 m / R. Gendler, U.G. Jørgensen, J. Skottfelt, K. Harpsøe

La nebulosa NGC 6357, in un'immagine in campo largo ripresa nell'ambito della Digitized Sky Survey 2. Pismis 24 è il grumo di stelle più brillante, poco a destra del centro dell'immagine. Cortesia: Davide De Martin, ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator & Digitized Sky Survey 2

La nebulosa NGC 6357, in un'immagine in campo largo ripresa nell'ambito della Digitized Sky Survey 2. Pismis 24 è il grumo di stelle più brillante, poco a destra del centro dell'immagine. Cortesia: Davide De Martin, ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator & Digitized Sky Survey 2

La posizione di NGC 6357 nella costellazione dello Scorpione è indicata da un cerchio rosso. Cortesia: ESO, IAU e Sky & Telescope

La posizione di NGC 6357 nella costellazione dello Scorpione è indicata da un cerchio rosso. Cortesia: ESO, IAU e Sky & Telescope

Riferimenti

Tag: Pismis 24, ammassi aperti, NGC 6357, sistemi binari, articoli, formazione stellare, proplyds, sistemi multipli, telescopio spaziale hubble

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