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Un diario di cose celesti

Chi siamo? Perché?

Pura potenza radiante nel cuore di NGC 3603

23 Sep 2012 12:22 AM – Michele Diodati

Il giovane ammasso aperto al centro di NGC 3603, ripreso ad aprile 1999 nel vicino infrarosso con lo strumento ISAAC del telescopio Antu da 8,2 m del Very Large Telescope. Cortesia: ESO

Il giovane ammasso aperto al centro di NGC 3603, ripreso ad aprile 1999 nel vicino infrarosso con lo strumento ISAAC del telescopio Antu da 8,2 m del Very Large Telescope. Cortesia: ESO

Nel cielo australe, annidata nel braccio a spirale della Carena, si trova la più massiccia regione H II, cioè di idrogeno ionizzato, della Via Lattea. È NGC 3603, una nebulosa a emissione scoperta nel 1834 da John Herschel, mentre si trovava in Sudafrica per studiare i cieli meridionali. Distante 20-22.000 anni luce dalla Terra e accreditata di contenere qualcosa come 400.000 masse solari di gas, NGC 3603 è una regione di esplosiva formazione stellare, interessante per diversi motivi, in particolare perché ospita al suo centro un piccolo ma densissimo ammasso stellare aperto, con la più incredibile concentrazione di stelle massicce finora scoperta nella Via Lattea.

Il giovane ammasso stellare in NGC 3603, formatosi intorno a un milione di anni fa, ha un'estensione di solo pochi anni luce, ma una massa stellare totale di tutto rilievo, compresa tra 10.000 e 16.000 masse solari. La frequenza e la massa delle stelle crescono a mano a mano che ci si avvicina al centro dell'ammasso. Qui, racchiuse in uno spazio di appena un parsec cubico, si trovano più di cinquanta stelle OB e di Wolf-Rayet, ciascuna con più di 10 masse solari. Questo gruppo di stelle massicce e brillanti contribuisce con più di 2.000 masse solari alla massa totale dell'ammasso e possiede una forza ionizzante almeno 100 volte maggiore di quella delle stelle del Trapezio nella Nebulosa di Orione. Abituati come siamo a vivere in una zona della Via Lattea in cui esiste in media una sola stella, neppure particolarmente brillante, per parsec cubico, possiamo soltanto immaginare il devastante effetto combinato di una simile, straordinaria concentrazione di stelle massicce. Per queste sue caratteristiche, l'ammasso stellare in NGC 3603 è considerato un clone galattico di R136, il superammasso al centro della Nebulosa Tarantola nella Grande Nube di Magellano, nel quale sono state individuate le stelle più massicce mai scoperte.

Il giovane ammasso aperto in NGC 3603, fotografato dal telescopio spaziale Hubble con lo strumento ACS nel 2007. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Il giovane ammasso aperto in NGC 3603, fotografato dal telescopio spaziale Hubble con lo strumento ACS nel 2007. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Immagine annotata dell'ammasso aperto in NGC 3603, con etichette che indicano i principali oggetti visibili nell'area ripresa da Hubble. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Immagine annotata dell'ammasso aperto in NGC 3603, con etichette che indicano i principali oggetti visibili nell'area ripresa da Hubble. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Al centro della fornace: HD 97950

NGC 3603 ha solo il 10% della luminosità di 30 Doradus, la più estesa regione H II attualmente nota, situata nella Grande Nube di Magellano. Ma da quel 10% emana una luminosità oltre 10 milioni di volte maggiore di quella solare: una potenza impressionante, soprattutto perché concentrata in uno spazio di pochi anni luce. A produrre la maggior parte di questo immenso flusso di radiazioni ionizzanti, calcolato in 10^51 fotoni ultravioletti al secondo, sono le stelle centrali dell'ammasso, identificate collettivamente con la sigla HD 97950. Si tratta di tre stelle di Wolf-Rayet, tra le più massicce e brillanti mai rilevate. Appartengono alla classe spettrale WN6ha, della quale fanno parte stelle che stanno ancora bruciando idrogeno, a differenza di altri tipi di stelle di Wolf-Rayet, che, giunte a uno stadio evolutivo successivo, bruciano elio dopo essersi liberate degli strati superficiali esterni.

NGC 3603-A1, la più brillante delle tre, si è rivelata all'esame spettroscopico un sistema binario formato da due stelle che si eclissano a vicenda ogni 3,77 giorni. La precisa determinazione del periodo ha consentito di "pesare" la coppia, ottenendo una misura relativamente precisa delle masse delle due componenti. È risultato che la stella primaria ha una massa di 116 ± 31 masse solari, mentre la secondaria di "sole" 89 ± 16 masse solari. Vedere questa coppia da 200 e più masse solari che ruota intorno al comune centro di massa in meno di quattro giorni deve essere uno spettacolo a dir poco straordinario. Ma ancor più straordinario è probabilmente il secondo membro del terzetto centrale dell'ammasso: NGC 3603-B. L'analisi spettroscopica e fotometrica non ha evidenziato variazioni di luce significative. Ciò vuol dire che si tratta di una stella singola. Poiché la sua luminosità è solo leggermente inferiore a quella della coppia A1, è possibile che la sua massa sia notevolmente maggiore di quella della primaria di A1, il che porterebbe B molto vicino, se non addirittura oltre, il limite teorico di massa per le stelle dell'universo contemporaneo. L'ultima del gruppo, NGC 3603-C, si è rivelata anch'essa un sistema binario, con un periodo di 8,89 giorni. Tuttavia, negli spettri acquisiti la stella secondaria non appare. Ciò lascia supporre che la differenza di massa tra la primaria e la secondaria sia molto maggiore che nel sistema A1. Dato che la luminosità complessiva di C è solo mezza magnitudine inferiore a quella di A1, è del tutto possibile, dunque, che anche la stella primaria di C abbia una massa maggiore della primaria di A1.

Ciascuno dei tre gruppi, A1, B e C, ha una luminosità stimata in ben oltre un milione di Soli. La forza radiante e i venti stellari di queste stelle di Wolf-Rayet sono i principali responsabili della grande cavità che il giovane ammasso di NGC 3603 ha scavato nella nube di idrogeno circostante, fornendoci in tal modo la fortunata e rara occasione di osservare le sue stelle nelle frequenze del visibile oltre che nell'infrarosso. L'ammasso è anche la principale forza ionizzante della regione, oltre che il "fertilizzante" di una nuova stagione di formazione stellare, con la sua capacità di scolpire i "pilastri" della nube di idrogeno, comprimendo il gas in essi presente, fino a innescare il collasso gravitazionale attraverso il quale le stelle nascenti acquisiscono massa.

La posizione del terzetto di stelle di Wolf-Rayet, all'interno dell'ammasso centrale di NGC 6303. Il sistema binario NGC 3603-A1 è, nell'ambito della Via Lattea, la coppia di stelle più massiccia per la quale sia stata determinata con relativa certezza la massa. Cortesia: ESO / Université de Montréal

La posizione del terzetto di stelle di Wolf-Rayet, all'interno dell'ammasso centrale di NGC 6303. Il sistema binario NGC 3603-A1 è, nell'ambito della Via Lattea, la coppia di stelle più massiccia per la quale sia stata determinata con relativa certezza la massa. Cortesia: ESO / Université de Montréal

Vigilia di supernova per Sher 25?

Circa 20 secondi d'arco a nord delle stelle centrali dell'ammasso, che, alla distanza stimata di NGC 3603, corrispondono all'incirca a 2 anni luce, si trova Sher 25, una supergigante blu di classe spettrale B1.5 Iab. Con una massa di circa 60 masse solari e una magnitudine bolometrica di -9,1, pari a una luminosità oltre 275.000 volte maggiore di quella del Sole, Sher 25 è una stella giunta probabilmente alla fasi conclusive della propria vita. È circondata da un anello di materia che ha un diametro di 1,3 anni luce e si trova in mezzo a due condensazioni di gas distanti dalla stella circa 1,6 anni luce. Questi tre oggetti, che contengono complessivamente tra 0,3 e 0,7 masse solari, sono verosimilmente stati espulsi da Sher 25 nel corso di un unico evento, che, ricostruendo la dinamica del moto sulla base della velocità attuale, potrebbe essere avvenuto intorno a 6.600 anni fa. L'analisi spettroscopica rivela che queste condensazioni contengono un'alta percentuale di azoto ionizzato, il che è una prova che la stella, come è caratteristico delle supergiganti blu, ha prodotto energia attraverso il ciclo CNO (carbonio-azoto-ossigeno).

La presenza di una nebulosa bipolare e la sua composizione chimica, oltre che il tipo spettrale della stella, stabiliscono una somiglianza non trascurabile tra Sher 25 e Sk-69° 202, la progenitrice della famosa supernova SN 1987A, esplosa venticinque anni fa nella Grande Nube di Magellano. Le dettagliate immagini della supernova riprese con il telescopio spaziale Hubble hanno mostrato che la forza dell'esplosione si infranse su una struttura a forma di clessidra, preesistente all'esplosione e certamente espulsa dalla stella progenitrice, somigliante alle condensazioni visibili intorno a Sher 25. È possibile, insomma, che in un futuro non troppo lontano in termini astronomici, cioè entro qualche migliaio di anni, Sher 25 esploda così come fece Sk-69° 202, regalando agli astronomi del futuro, se ve ne saranno, uno spettacolo impareggiabile. Uno spettacolo che potranno osservare da una poltrona di prima fila, visto che Sher 25 è otto volte più vicina alla Terra rispetto alla Grande Nube di Magellano.

La regione centrale di NGC 3603, ripresa il 5 marzo 1999 dalla Wide Field Planetary Camera 2 di Hubble. Si vedono molto bene, in alto a sinistra rispetto al nucleo dell'ammasso stellare, la supergigante blu Sher 25 con l'anello di gas che la circonda e le condensazioni di materia espulse dalla stella in direzione nordest e sudovest. Cortesia: Wolfgang Brandner, Eva K. Grebel, You-Hua Chu, NASA

La regione centrale di NGC 3603, ripresa il 5 marzo 1999 dalla Wide Field Planetary Camera 2 di Hubble. Si vedono molto bene, in alto a sinistra rispetto al nucleo dell'ammasso stellare, la supergigante blu Sher 25 con l'anello di gas che la circonda e le condensazioni di materia espulse dalla stella in direzione nordest e sudovest. Cortesia: Wolfgang Brandner, Eva K. Grebel, You-Hua Chu, NASA

La struttura tridimensionale delle nebulose espulse da Sher 25, ricostruita con tecniche tomografiche. Cortesia: Wolfgang Brandner et al. 1997 ApJ 489 L153 doi:10.1086/316795
La struttura tridimensionale delle nebulose espulse da Sher 25, ricostruita con tecniche tomografiche. Cortesia: Wolfgang Brandner et al. 1997 ApJ 489 L153 doi:10.1086/316795

La struttura tridimensionale delle nebulose espulse da Sher 25, ricostruita con tecniche tomografiche. Cortesia: Wolfgang Brandner et al. 1997 ApJ 489 L153 doi:10.1086/316795

I moti delle stelle

Uno studio pubblicato nel 2010 su The Astrophysical Journal Letters, condotto da studiosi del Max-Planck-Institute for Astronomy e dell'Università di Colonia, descrive i risultati di un lavoro di analisi durato due anni, in cui sono state messe a confronto le posizioni delle stelle nel nucleo centrale del giovane ammasso stellare di NGC 3603, così come risultano da due immagini perfettamente sovrapponibili, prodotte dalla WFPC2 del telescopio spaziale Hubble a dieci anni di distanza l'una dall'altra, la prima a luglio 1997, la seconda a settembre 2007.

Gli autori della ricerca presero in esame 829 stelle in tutto, contenute in un cerchio con un diametro di 30 secondi d'arco. Di queste 829, ne furono successivamente scartate 58, perché riconosciute come stelle di campo, non appartenenti all'ammasso. Le 771 rimaste comprendevano sia stelle giovanissime, non ancora approdate alla sequenza principale, sia stelle più anziane, con un'età stimata di quattro milioni di anni, simile a quella delle supergiganti blu come Sher 25, situate esternamente al nucleo centrale dell'ammasso. Queste stelle più vecchie testimoniavano che l'attività di formazione stellare in NGC 3603 aveva avuto almeno due picchi, uno più antico e uno più recente. Il campione esaminato comprendeva stelle di masse molto diverse, da quelle più leggere del Sole fino ad alcune molto più massicce.

Pesate attentamente tutte le possibili fonti di errore, il risultato finale dello studio fu che la velocità di dispersione delle stelle nell'ammasso era costante, e cioè di 4,5 ± 0,8 km/s, per una gamma di masse compresa tra 1,7 e 9 masse solari. Ciò provava che non vi era stata ancora nell'ammasso un'equipartizione dell'energia cinetica in ragione delle masse stellari. In altre parole, stelle di masse differenti si muovevano alla stessa velocità, dimostrando di essere ancora sotto l'effetto delle condizioni iniziali della nube da cui si formarono, a ulteriore testimonianza della giovane età dell'ammasso.

Lo studio aveva dimostrato, tra le altre cose, la sensibilità delle rilevazioni che è possibile compiere disponendo di uno strumento potente come Hubble e di software avanzati. Gli spostamenti delle stelle in NGC 3603 furono registrati, infatti, con un livello di precisione nell'ordine di 27 milionesimi di secondo d'arco per anno: più o meno l'equivalente dell'angolo sotteso dallo spessore di un capello umano osservato da 800 km di distanza.

Il quadrato bianco indica il campo al centro dell'ammasso stellare in NGC 3603, su cui si è concentrata la ricerca mirata a studiare i moti delle stelle. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

Il quadrato bianco indica il campo al centro dell'ammasso stellare in NGC 3603, su cui si è concentrata la ricerca mirata a studiare i moti delle stelle. Cortesia: NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

La parte centrale dell'ammasso aperto in NGC 3603, oggetto della ricerca sui moti delle stelle descritta più sopra. Cortesia: NASA, ESA e Wolfgang Brandner, Boyke Rochau, Andrea Stolte

La parte centrale dell'ammasso aperto in NGC 3603, oggetto della ricerca sui moti delle stelle descritta più sopra. Cortesia: NASA, ESA e Wolfgang Brandner, Boyke Rochau, Andrea Stolte

I movimenti stellari intercorsi tra due osservazioni successive dell'ammasso aperto in NGC 3603, eseguite a luglio 1997 e a settembre 2007 con la WFPC2 di Hubble. L'apparente rotazione delle stelle nel passaggio dalla prima alla seconda immagine è dovuta al fatto che il telescopio spaziale ruotò di 51° tra la prima e la seconda osservazione. Cortesia: NASA, ESA e Wolfgang Brandner, Boyke Rochau, Andrea Stolte

Globuli di Bok e sorgenti infrarosse

L'ammasso al centro di NGC 3603 spazza la regione circostante con una radiazione ultravioletta potentissima, che scava, ionizza e scolpisce i contrafforti di gas e polveri tutto intorno. Per effetto di quest'azione, risaltano con ancor maggiore evidenza gli sbuffi scurissimi di materia, ben visibili nelle immagini prodotte da Hubble a nordovest dell'amasso stellare. Sono globuli di Bok, così chiamati da Bart Jan Bok, l'astronomo che per primo li descrisse in un articolo del 1947. Si tratta di condensazioni di idrogeno molecolare, elio, ossidi di carbonio e polveri. Queste ultime sono responsabili del colore scuro e cioè della capacità di bloccare la luce in modo pressoché totale, che fa assomigliare i globuli di Bok a buchi nel cielo, privi come appaiono di qualsiasi luce stellare.

Con grandezze intorno all'anno luce e masse che vanno da 2 a 50 masse solari, i globuli di Bok sono tra i luoghi più freddi dell'universo, con temperature di soli 16 gradi sopra lo zero assoluto. Ma sono ben più che curiosità astronomiche. Come intuì correttamente Bok, e come è stato dimostrato di recente da studi svolti nell'infrarosso, questi globuli nerastri, talvolta allungati in forma cometaria, sono bozzoli: sono i luoghi di incubazione che nascondono alla vista le stelle in formazione. Nel loro interno, la materia si addensa maggiormente verso il centro. A un certo punto, date le giuste condizioni, l'attrazione tra le particelle innesca il collasso gravitazionale della materia, che porterà alla formazione di una protostella e infine all'accensione di una stella fatta e finita. I globuli di Bok sono insomma lo stadio primordiale di formazione di nuove stelle, anzi spesso di sistemi multipli, e non è strano trovarne in una regione di esplosiva formazione stellare come NGC 3603.

La radiazione ultravioletta e i venti stellari che emanano dall'ammasso di giovani stelle OB, scavando e facendo arretrare i confini delle nubi molecolari circostanti, hanno permesso di scoprire nella regione anche altri oggetti astronomicamente molto interessanti. A circa 1,3 minuti d'arco (8,5 anni luce) a sud del nucleo dell'ammasso stellare, al confine con una nube molecolare chiamata NGC 3603 MM2, è stata scoperta un'associazione sparsa di protostelle di grande massa, chiamata IRS 9. Altamente oscurata dall'inviluppo di materia legata gravitazionalmente alle singole protostelle, l'associazione è per il resto libera dalla cortina di gas e polveri della nube molecolare. È perciò visibile alle indagini nel medio e nel vicino infrarosso e ciò rappresenta un'occasione più unica che rara per osservare protostelle di grande massa, del cui processo di formazione sappiamo pochissimo.

Troppi elementi congiurano, in generale, contro la scoperta di protostelle di massa elevata: a) le stelle massicce sono molto più rare di quelle medio-piccole, b) evolvono molto rapidamente e dunque è più difficile coglierle "sul fatto", prima cioè che siano accesi i motori stellari; c) nella fase di protostella, sono circondate da inviluppi di materia più grandi e più impenetrabili rispetto alle sorelle minori. Bisogna perciò essere grati alle stelle dell'ammasso centrale di NGC 3603 per aver reso possibile l'impossibile, spazzando via la coltre in cui le protostelle di IRS 9 erano seppellite, giusto in tempo per permettere a degli umani lontani 22.000 anni luce di gettare sguardi curiosi attraverso tutte le lunghezze d'onda, osservandole dall'infrarosso in giù, fino alle frequenze radio.

Gli elementi più interessanti del gruppo di circa una quarantina di protostelle sono certamente IRS 9A, B e C. IRS 9A è la più luminosa e massiccia. Circondata da un guscio di gas e polveri che si estende per diverse migliaia di unità astronomiche, la sorgente centrale di radiazione infrarossa ha una luminosità 230.000 volte maggiore del Sole, una massa equivalente a circa 40 masse solari e un raggio proto-stellare pari forse a 1000 raggi solari, con una temperatura di 22.000 K. L'età di quest'oggetto è inferiore ai 100.000 anni.

IRS 9B e IRS 9C sono meno appariscenti di IRS 9A, ma hanno comunque caratteristiche ragguardevoli: 20.000 K di temperatura, massa compresa tra 9 e 10 masse solari, raggio intorno ai 50 raggi solari, ritmo di accrescimento pari a circa un millesimo di massa solare per anno. La luminosità è più o meno 7.000 volte quella del Sole per IRS 9B e 5.500 volte per IRS 9C. Questo è ciò che sappiamo. Ci sfugge però la conoscenza più importante, ovvero il meccanismo alla base del "funzionamento" di protostelle così massicce. Come conclude Dieter Nürnberger, autore di uno studio del 2003 da cui sono tratte queste notizie, «l'esatto stadio evolutivo delle sorgenti NGC 3603 IRS 9A-C e l'origine delle loro luminosità (stellare o da accrescimento) rimangono questioni aperte». Il riferimento è alla disputa teorica tra sostenitori di un meccanismo di formazione basato sulla collisione tra protostelle meno massicce (coalescenza) e sostenitori di un meccanismo basato sull'accrescimento costante dal materiale circumstellare.

La regione centrale di NGC 3603. Le etichette indicano la posizione dell'ammasso aperto di giovani stelle di tipo OB e la posizione della sorgente infrarossa IRS 9, che contiene una serie di protostelle massicce e luminose. Cortesia: ESO

La regione centrale di NGC 3603. Le etichette indicano la posizione dell'ammasso aperto di giovani stelle di tipo OB e la posizione della sorgente infrarossa IRS 9, che contiene una serie di protostelle massicce e luminose. Cortesia: ESO

L'associazione di protostelle IRS 9, visibile nell'infrarosso a circa 8,5 anni luce a sud dell'ammasso centrale di NGC 3603. Cortesia: ESO

L'associazione di protostelle IRS 9, visibile nell'infrarosso a circa 8,5 anni luce a sud dell'ammasso centrale di NGC 3603. Cortesia: ESO

Mappa della regione intorno all'ammasso di stelle OB in NGC 3603, realizzata tracciando l'idrogeno ionizzato dalle stelle dell'ammasso. Si notano chiaramente la cavità scavata dalla radiazione e dai venti stellari delle super-stelle al centro dell'ammasso, come pure le colonne di gas compresso dall'espansione della cavità (i pilastri MM1 e MM2). Cortesia: arXiv:1108.2032v1 [astro-ph.GA]

Mappa della regione intorno all'ammasso di stelle OB in NGC 3603, realizzata tracciando l'idrogeno ionizzato dalle stelle dell'ammasso. Si notano chiaramente la cavità scavata dalla radiazione e dai venti stellari delle super-stelle al centro dell'ammasso, come pure le colonne di gas compresso dall'espansione della cavità (i pilastri MM1 e MM2). Cortesia: arXiv:1108.2032v1 [astro-ph.GA]

Vista complessiva di NGC 3603, acquisita nell'infrarosso dal telescopio spaziale WISE della NASA nel 2010. La luce a 3,4 e 4,6 µm è codificata con il colore blu, quella a 12 µm con il verde, quella a 22 µm con il rosso. I punti rossi sono stelle in formazione. La regione osservata copre un'area 2500 volte più vasta di quella fotografata dal telescopio spaziale Hubble, centrata sull'ammasso di giovani stelle massicce di tipo OB, visibile nel riquadro. Cortesia: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Vista complessiva di NGC 3603, acquisita nell'infrarosso dal telescopio spaziale WISE della NASA nel 2010. La luce a 3,4 e 4,6 µm è codificata con il colore blu, quella a 12 µm con il verde, quella a 22 µm con il rosso. I punti rossi sono stelle in formazione. La regione osservata copre un'area 2500 volte più vasta di quella fotografata dal telescopio spaziale Hubble, centrata sull'ammasso di giovani stelle massicce di tipo OB, visibile nel riquadro. Cortesia: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Potevano mancare le stelle gonfie ("bloatar")?

NGC 3603 non ospita solo stelle mostruosamente grandi e brillanti, ma anche una gran quantità di stelle di piccola massa, alcune delle quali non ancora approdate alla sequenza principale e perciò di recente formazione. Uno studio condotto nel 1999 usando uno dei telescopi da 8,2 m del VLT analizzò nel vicino infrarosso il contenuto stellare di una regione di 3,4 minuti d'arco di lato, centrata sul giovane ammasso di stelle OB. Ne risultò un elenco comprendente ben 6967 oggetti, una parte significativa dei quali erano stelle pre-sequenza principale, di età compresa tra 0,3 e 1 milione di anni, con un limite inferiore di massa di appena 0,1 masse solari, cioè al confine della massa minima necessaria perché si inneschino le reazioni termonucleari che accendono una stella. Lo studio dimostrò che stelle di piccola massa possono formarsi simultaneamente a stelle estremamente massicce e brillanti, nel corso di un medesimo evento di esplosiva formazione stellare.

Tra gli oggetti di piccola massa presenti nelle vicinanze del nucleo dell'ammasso di stelle OB, appaiono particolarmente interessanti e misteriose nove pseudo-nane brune, scovate in una ricerca nell'infrarosso eseguita con la WFC3 di Hubble. I risultati sono stati pubblicati su The Astrophysical Journal nel 2011, in un articolo che ha come prima firmataria l'astronoma italiana Loredana Spezzi.

La stranezza di questi nove oggetti sta nel fatto che presentano una marcatura tipica delle nane brune, cioè bande di assorbimento che indicano la presenza di vapore acqueo nelle loro atmosfere, ma sono di gran lunga troppo luminose, alla distanza stimata di NGC 3603, per essere delle vere nane brune (cioè stelle fallite, con masse troppo piccole per innescare la fusione nucleare dell'idrogeno).

Il gruppo della Spezzi ipotizzò varie possibilità alternative per spiegare l'insolito fenomeno. I nove oggetti potevano essere per esempio vere nane brune, ma molto più vicine alla Terra di NGC 3603, sovrapposte solo prospetticamente, in modo del tutto casuale, all'ammasso centrale della lontana regione H II. Tuttavia, i modelli statistici indicavano che la frequenza di stelle di classe spettrale L o T vicine, presenti casualmente lungo la linea di vista verso NGC 3603, poteva variare tra 0,04 e 1–2 al massimo, a seconda del modello scelto. Ne erano state trovate invece 9: un valore completamente fuori media. Inoltre, quelle stelle apparivano tutte raggruppate intorno al lato nord dell'ammasso stellare in NGC 3603: una tendenza all'aggregazione che sembrava più di un indizio della loro effettiva appartenenza a quella regione (la mancanza di oggetti analoghi a sud dell'ammasso poteva dipendere dalla maggiore opacità della zona, dovuta alla presenza di polveri interposte lungo la nostra visuale).

Un'altra possibilità era che i nove oggetti fossero delle supergiganti rosse di classe M (nei cui spettri erano già state trovate bande di assorbimento da vapore acqueo) più lontane da noi rispetto a NGC 3603. O, ancora, potevano essere oggetti extragalattici: galassie di sfondo così distanti e compatte da apparire puntiformi. Tuttavia i modelli di distribuzione delle supergiganti rosse e delle galassie di sfondo indicavano la possibilità di 0 superigiganti rosse e meno di 1 galassia di sfondo nell'area occupata dall'ammasso stellare di NGC 3603. Altre due spiegazioni da scartare, dunque.

Restava la possibilità che i nove oggetti fossero sistemi binari, costituiti da due nane brune o da una stella di piccola massa e da una nana bruna. Nel primo caso, la spiegazione non reggeva, perché gli oggetti osservati erano ancora troppo luminosi per essere costituiti anche dalla luce sommata di due nane brune. Nel secondo caso, non reggeva perché la stella compagna della nana bruna, con la sua luminosità soverchiante, avrebbe cancellato le bande di assorbimento associate al vapore acqueo, che invece erano state inequivocabilmente rilevate.

Cosa diavolo erano allora quelle nove nane non tanto brune, scovate nelle immagini di Hubble? Non erano neppure artefatti dovuti a errori strumentali, perché le nove sorgenti apparivano in tutti e sei i filtri usati con la WFC3 di Hubble con un rapporto segnale/rumore maggiore di 5. Inoltre, erano visibili, sebbene molto fioche, anche nelle immagini acquisite con altri strumenti (ISAAC/VLT e ACS/Hubble).

L'ipotesi finale proposta dal gruppo di ricerca della Spezzi sa un po' di Armageddon, ma è senz'altro affascinante. L'idea è che quei nove, strani oggetti non siano affatto delle nane brune, ma giovani stelle molto più massicce, tra 0,5 e 1 masse solari, che hanno appena ingoiato un pianeta gigante, un Giove caldo espanso dal calore stellare fino ad almeno 0,2 raggi solari. Un pianeta gioviano che si trovasse a soli 3-4 milioni di km dalla sua stella potrebbe finire distrutto in circa 1 milione di anni. La sua distruzione produrrebbe un'immensa nube di detriti, sospesi in orbita intorno alla stella. Per un tempo che i ricercatori hanno calcolato di 50.000 anni, questa nube di detriti orbitanti sarebbe così spessa da impedirci di osservare direttamente la stella e di rilevare la sua reale temperatura superficiale. Vedremmo invece una pseudo-fotosfera, sensibilmente più fredda. Sulla base di una simile spiegazione, le temperature rilevate per quei nove oggetti, comprese tra 1700 e 2200 K, si accorderebbero perfettamente con le luminosità, tipiche di stelle di piccola massa, ma non certo di nane brune.

Insomma, pare che si debba mettere in conto l'esistenza di una nuova classe di oggetti stellari: le stelle gonfie. La Spezzi e il suo gruppo le hanno battezzate "bloatar", dall'inglese "bloated stars" (stelle gonfie, appunto). Non sappiamo se esistano davvero, ma sarebbe davvero uno spettacolo stupefacente poter assistere – possibilmente da un luogo sicuro – all'epica ingestione di un Giove caldo da parte di una giovane stella affamata.

Immagine di 2' x 2' ottenuta con la WFC3 del telescopio spaziale Hubble. I nove oggetti evidenziati da cerchi e numeri sono le possibili "bloatar" individuate in uno studio del 2011. Cortesia: Loredana Spezzi et al. 2011 ApJ 731 1 doi:10.1088/0004-637X/731/1/1

Immagine di 2' x 2' ottenuta con la WFC3 del telescopio spaziale Hubble. I nove oggetti evidenziati da cerchi e numeri sono le possibili "bloatar" individuate in uno studio del 2011. Cortesia: Loredana Spezzi et al. 2011 ApJ 731 1 doi:10.1088/0004-637X/731/1/1

NGC 3603 osservato nel visibile e nel vicino infrarosso con lo strumento FORS del Very Large Telescope dell'ESO. L'immagine, pubblicata nel 2010, copre un'area di 7 minuti d'arco. Cortesia: ESO

NGC 3603 osservato nel visibile e nel vicino infrarosso con lo strumento FORS del Very Large Telescope dell'ESO. L'immagine, pubblicata nel 2010, copre un'area di 7 minuti d'arco. Cortesia: ESO

Due regioni H II, NGC 3603 a sinistra e NGC 3576 a destra, appaiono quasi affiancate in questa immagine della Two Micron All Sky Survey. Tuttavia è solo un gioco della prospettiva: NGC 3576 dista da noi meno della metà di NGC 3603 (circa 9.800 anni luce contro 22.000). Cortesia: 2MASS

Due regioni H II, NGC 3603 a sinistra e NGC 3576 a destra, appaiono quasi affiancate in questa immagine della Two Micron All Sky Survey. Tuttavia è solo un gioco della prospettiva: NGC 3576 dista da noi meno della metà di NGC 3603 (circa 9.800 anni luce contro 22.000). Cortesia: 2MASS

Il quadrato verde indica la posizione dell'ammasso aperto al centro di NGC 3603, in un'immagine in campo largo tratta dalla Digital Sky Survey 2. Cortesia: DSS2

Il quadrato verde indica la posizione dell'ammasso aperto al centro di NGC 3603, in un'immagine in campo largo tratta dalla Digital Sky Survey 2. Cortesia: DSS2

Una tabella di parametri stellari (magnitudine, colore, tipo spettrale, distanza) relativa ad alcune delle stelle più calde e luminose dell'ammasso centrale di NGC 3603. Cortesia: Nicholas W. Melena et al. 2008 The Astronomical Journal 135 878 doi:10.1088/0004-6256/135/3/878

Una tabella di parametri stellari (magnitudine, colore, tipo spettrale, distanza) relativa ad alcune delle stelle più calde e luminose dell'ammasso centrale di NGC 3603. Cortesia: Nicholas W. Melena et al. 2008 The Astronomical Journal 135 878 doi:10.1088/0004-6256/135/3/878

Poche cose sono difficili da determinare come le distanze stellari, come dimostra la variabilità delle stime della distanza di NGC 3603 riportate in questa tabella. La stima degli autori dello studio da cui è tratta la tabella è di 7,6 kpc, pari a 24.788 anni luce. Cortesia: Nicholas W. Melena et al. 2008 The Astronomical Journal 135 878 doi:10.1088/0004-6256/135/3/878

Poche cose sono difficili da determinare come le distanze stellari, come dimostra la variabilità delle stime della distanza di NGC 3603 riportate in questa tabella. La stima degli autori dello studio da cui è tratta la tabella è di 7,6 kpc, pari a 24.788 anni luce. Cortesia: Nicholas W. Melena et al. 2008 The Astronomical Journal 135 878 doi:10.1088/0004-6256/135/3/878

Hubblecast 09: Doctor J fornisce (in inglese) una serie di informazioni su NGC 3603 e sui principali oggetti visibili al suo interno. Cortesia: ESA/Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen)

Riferimenti

Tag: ngc 3603, ammassi aperti, IRS 9, regioni H II, Sher 25, stelle di Wolf-Rayet, globuli di Bok, bloatar, protostelle, articoli

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