Memoria dello Spazio

Il numero di stelle nell’Universo è strabiliante. Dal momento che di stelle ve ne sono miliardi in ogni galassia ed esistono miliardi di galassie, il numero totale è così elevato da non aver riscontro in termini di umana esperienza. Per gli astronomi del Subaru Telescope simili considerazioni fanno sorgere domande del tipo: com’è distribuita la popolazione stellare in termini di peso? Quante sono le stelle più pesanti del Sole e quante quelle più leggere? In che limiti varia la massa delle stelle formatesi nella Via Lattea?

Questo tipo di domande investe alcune delle questioni più importanti in astronomia. Il primo passo per trovare risposte consiste nel determinare la distribuzione iniziale delle masse stellari, cioè nel porre in relazione il numero di stelle esistenti con le relative masse al tempo della loro formazione: si chiama tecnicamente funzione di massa iniziale o IMF, dall'inglese initial mass function. Poiché la nostra galassia contiene stelle di varie età, la distribuzione di massa osservata deve essere corretta al valore iniziale. Da questo punto di vista, le regioni di formazione stellare sono il terreno di studio ideale, perché la maggior parte delle stelle al loro interno sono coeve. Di conseguenza, non c’è alcun bisogno di applicare una complicata correzione alla funzione di massa, una volta che si sia prescelto il campione da esaminare.

La IMF per le stelle nelle nostre vicinanze galattiche è stata stimata fin dal 1950 circa. Di recente, però, ha acquisito importanza la ricerca della IMF anche per stelle di massa estremamente ridotta. In particolare, non è ancora ben conosciuta la IMF per le nane brune: oggetti che hanno meno di 0,08 masse solari, troppo piccoli per diventare stelle normali e spesso troppo fioche per essere individuate anche con i telescopi più potenti. Vi sono numerose regioni di formazione stellare nelle nostre vicinanze per le quali il rapporto tra il numero di stelle con 0,5 masse solari rispetto al numero di stelle con 1,0 masse solari è affidabilmente noto. Al contrario, il numero di stelle che si trovano presso il limite inferiore di massa (meno di 0,05 masse solari) rispetto al numero di stelle con massa solare pari a 1,0 non è altrettanto noto.

Le nane brune non bruciano idrogeno, perché non hanno massa sufficiente a innescare il processo. Per tale ragione, soprattutto quelle vecchie sono in genere troppo deboli per essere individuate. Tuttavia, le nane brune giovani sono relativamente luminose nelle lunghezze d’onda dell’infrarosso, a causa della loro energia auto-gravitazionale. Perciò, per studiare la IMF verso la gamma di masse delle nane brune, gli astronomi eseguono osservazioni nell’infrarosso di regioni di formazione stellare. Le precedenti osservazioni di questo tipo avevano puntato alle più vicine regioni di formazione stellare, in particolare a quelle regioni che formano stelle di piccola massa come il Toro e alla più vicina regione di formazione di stelle massicce, cioè Orione. Si pensa che la maggior parte delle stelle della nostra galassia si sia formata in ammassi stellari e che, al loro interno, le stelle di piccola massa siano la maggioranza. Da ciò consegue che le precedenti osservazioni non hanno fornito una IMF delle stelle in grado di rappresentare adeguatamente l’intera popolazione della galassia.

La massima parte degli ammassi stellari contenenti stelle massicce è lontana oltre due volte Orione (M42). Occorrono grandi telescopi, come il Subaru da 8,2 m, per osservare le stelle più deboli in queste lontane regioni di formazione stellare. Più, infatti, un ammasso è lontano, più deve essere alta la risoluzione delle immagini, se si vogliono distinguere le singole stelle.

Al fine, perciò, di esplorare fioche stelle distanti di piccola massa, un gruppo di astronomi giapponesi e indiani ha utilizzato la fotocamera a infrarossi CISCO ad alta sensibilità e risoluzione spaziale del Subaru, ottenendo dati a un livello di dettaglio senza precedenti nella direzione della regione di formazione stellare W3 Main. W3 Main, situata approssimativamente a 6.000 anni luce di distanza nella costellazione di Cassiopea, è una regione molto attiva ed estesa. La splendida immagine nel vicino infrarosso di W3 Main prodotta dal Subaru mostra chiaramente nebulosità rossastre e bluastre, filamenti oscuri tra le nebulosità diffuse ed una significativa popolazione di stelle deboli.

La ricerca ha così potuto dimostrare per la prima volta che esiste una notevole quantità di nane brune in W3 Main. Tale risultato differisce in maniera significativa da quello ottenuto negli studi effettuati sulTrapezio e su IC 348, nei quali era stata trovata una relativa bassa popolazione di nane brune. I risultati della nuova ricerca indicano che il numero relativo di queste stelle fallite può variare da regione a regione. Per il futuro, il gruppo di ricerca progetta di osservare regioni di formazione stellare ancora più estese e remote, nella speranza di trovare conferme su scala più ampia ai risultati ottenuti finora.

Riferimenti