Memoria dello Spazio

Si pensa che la prima generazione di stelle si sia formata alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, cioè, secondo i calcoli correnti, poco meno di 14 miliardi di anni fa. Quelle stelle erano parte di una transizione da un universo che consisteva unicamente di gas idrogeno ed elio ad uno che contiene una varietà di elementi e oggetti, comprese stelle e galassie [1]. Recenti studi teorici suggeriscono che le prime stelle apparse nell’universo fossero supermassicce, diverse centinaia di volte più pesanti del Sole: giganti di cui attualmente non vi è traccia nella Via Lattea. Inoltre, le teorie non prevedono la formazione di stelle di piccola massa come il Sole nell’universo primordiale. Tuttavia, allo stato attuale non c’è alcuna chiara evidenza osservativa che confermi la validità di simili predizioni.

Un approccio mirato a chiarire il problema consiste nell’analizzare le stelle più vecchie della nostra galassia. Esse contengono soltanto piccole quantità di elementi pesanti, in particolare di ferro. Tali caratteristiche della loro composizione chimica pongono dei limiti ai modelli di nucleosintesi sviluppati per le stelle di prima generazione e per la loro distribuzione di massa. E’ anche possibile che, all’interno di popolazioni stellari carenti di ferro, vengano trovate stelle di prima generazione di massa ridotta, che non contengono essenzialmente alcun elemento pesante [2].

Un gruppo di astronomi, che sta conducendo un programma di ricerca dedicato a queste stelle antichissime, ha scoperto che HE1327-2326 [3] possiede la minor quantità di ferro mai riscontrata. Identificata inizialmente come una candidata povera di metalli attraverso la Hamburg/ESO survey, condotta con il telescopio Schmidt da 1,5 metri dell’ESO, la stella è stata confermata come estremamente povera di elementi pesanti grazie all’analisi spettroscopica eseguita con il telescopio ESO da 3,6 metri. Un'altra osservazione, eseguita con lo High Dispersion Spectrograph (HDS) dell’Osservatorio Subaru, insieme con la fotometria ottenuta con il telescopio MAGNUM, ha rivelato che la quantità di ferro della stella corrisponde appena a 1/250.000 di quella del Sole, mentre le quantità di carbonio e di azoto sono notevolmente elevate, se confrontate con quella del ferro.

Si tratta di proprietà riscontrate anche in un’altra stella povera di ferro, HE0107-5240, scoperta nel 2001. Ciò suggerisce che le storie di arricchimento metallico di queste due stelle sono del tutto differenti da quelle di altre stelle con basso contenuto di metalli. Lo schema di distribuzione degli elementi di HE1327-2326 misurato con il Subaru/HDS, confrontato con quello di HE1017-5240, fornisce una nuova comprensione della nucleosintesi nelle stelle di prima generazione e dei loro processi di formazione [4].

Un possibile scenario per spiegare la composizione chimica di queste stelle è assumere l’esistenza di supernovae particolari, che fornirono solo piccole quantità di elementi pesanti come il ferro. Se questo fosse il caso, staremmo attualmente osservando una stella di seconda generazione, “fecondata” da elementi pesanti disseminati da una supernova di prima generazione. Vi sono modelli di supernova, proposti dagli astronomi dell’Università di Tokyo, che spiegano gli schemi di abbondanza degli elementi chimici nei due oggetti [5]. In base a tali modelli, le stelle progenitrici non erano supermassicce, ma avevano masse pari ad alcune decine di masse solari.

Una possibilità alternativa è che HE1327-2326 sia una stella di prima generazione, formatasi dal gas presente nell’universo primordiale. Se è così, allora gli elementi pesanti trovati in questo oggetto potrebbero essere il risultato di una contaminazione da parte di materia interstellare contenente elementi pesanti. Tuttavia, occorre qualcosa di differente per spiegare l’alta quantità di elementi leggeri come il carbonio [6]. Benché lo schema delle abbondanze di elementi chimici presenti in HE1327-2326 non sia ancora pienamente compreso, i quantitativi osservati con il telescopio Subaru pongono forti vincoli agli scenari di formazione delle stelle più povere di ferro. Saranno necessari ulteriori osservazioni e studi teorici sull’evoluzione stellare per capire meglio le caratteristiche delle prime stelle formatesi nell’universo.

Note

[1] Gli attuali modelli teorici predicono la formazione di stelle massicce (e/o supermassicce) in anticipo sulla formazione di strutture più ampie come le galassie. Si pensa che la prima generazione di stelle massicce sia stata un’importante sorgente di fotoni ultravioletti, che re-ionizzarono l’universo, dopo la prima formazione degli atomi. Queste stelle massicce avrebbero anche contribuito all’arricchimento di metalli nelle primissime fasi e influenzato la formazione della successiva generazione di stelle.

[2] Dal momento che la durata della vita delle stelle di grande massa è al più di alcuni milioni di anni, le prime che si formarono hanno già da lungo tempo concluso le proprie vite con esplosioni di supernova. Tuttavia, esse dispersero gli elementi pesanti che avevano sintetizzato nel gas interstellare circostante, dal quale è possibile che si siano formate stelle di piccola massa. Simili stelle potrebbero essere sopravvissute fino a oggi, dal momento che la durata della loro vita è paragonabile all’età dell’universo. Le ricerche su stelle antiche di piccola massa, e i successivi studi sull’abbondanza degli elementi, ci permettono di definire le caratteristiche della nucleosintesi nella prima generazione di stelle massicce, da cui dipendono i limiti della loro distribuzione di massa. Inoltre, se stelle di piccola massa si formarono direttamente dal gas iniziale prodotto dal Big Bang, esse dovrebbero contenere unicamente idrogeno ed elio. Fino al 2001, erano note diverse stelle con un’abbondanza di ferro pari a circa 1/10.000 di quella del Sole. L’assenza di oggetti con minori quantità di ferro era stata considerata come una possibile prova che nessuna stella formata direttamente dal gas primordiale era sopravvissuta. Tuttavia, la stella HE0107-5240, scoperta nel 2001, possiede una quantità di ferro di più di un’ordine di grandezza minore di qualsiasi stella precedentemente nota. Diversi scenari sono stati proposti per spiegare un simile oggetto. Uno dei modelli suggerisce che si tratti di una stella di prima generazione, arricchitasi di elementi pesanti provenienti dal mezzo interstellare. Un altro modello propone che sia invece una stella di seconda generazione, influenzata da un particolare tipo di supernova che avrebbe prodotto solo piccoli quantitativi di elementi del gruppo del ferro. Il dibattito è ancora aperto.

[3] La distanza di HE1327-2326 non è ancora stata misurata, ma è stata stimata come non superiore a 4.000 anni luce. Anche l’età e la massa dell’oggetto sono al momento ignote, ma la carenza di elementi pesanti indica che la stella è nata nelle primissime fasi di vita dell’universo, il che suggerisce un’età di circa 13 miliardi di anni e una massa leggermente inferiore a quella del Sole.

[4] Un’importante differenza tra HE1327-2326 e HE0107-5240 è lo stadio evolutivo: mentre la seconda è una gigante rossa, cioè una stella giunta alle fasi finali della propria esistenza, la prima è una stella non evoluta, il che indica essenzialmente che non c’è ancora un effetto visibile dei suoi processi nucleari interni. Ciò esclude chiaramente la possibilità che il carbonio e l’azoto siano stati prodotti all’interno dell’oggetto stesso. Tra le due stelle esistono, inoltre, alcune importanti differenze relative ai rapporti quantitativi tra elementi chimici, come ad esempio nel rapporto tra magnesio e ferro. La grande abbondanza di stronzio (un elemento più pesante del ferro) trovata in HE1327-2326 è un risultato inatteso, che fornisce un nuovo spunto per studiare la produzione di elementi pesanti nell’universo primordiale.

[5] Il modello è stato proposto da Umeda e Nomoto (2003, Nature 422, 871). Esso spiega le differenze nei rapporti di abbondanza, come quello magnesio/ferro, tra HE1327-2326 e HE0107-5240.

[6] Un possibile meccanismo per fornire elementi più leggeri quali il carbonio è la nucleosintesi all’interno di una stella di massa intermedia (cioè alcune masse solari), compagna della stella che il team di ricerca sta attualmente osservando. Quando la stella primaria raggiunse gli stadi finali della propria evoluzione, materiale contaminato dai prodotti della nucleosintesi avvenuta al suo interno potrebbero aver raggiunto la superficie della stella secondaria. La stella primaria intanto è evoluta al punto da essere divenuta una debole nana bianca, al momento non osservabile. Un simile trasferimento di materia è noto in molti sistemi binari, benché non vi sia ancora nessuna traccia che HE1327-2326 sia parte di un sistema binario.