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Lampi di protostella

06 Feb 2013 12:26 AM – Michele Diodati

Lampi di protostella

Subito dopo aver deciso il titolo di questo post, mi è venuto in mente che sarebbe stato perfetto per un'arma di Goldrake, il gigantesco robot "componibile" dei cartoni animati giapponesi di fine Anni '70. Me lo sono immaginato pronto a saettare contro il nemico di turno, urlando minacciosamente: «Lampi di protostella!»

Purtroppo Goldrake non ha davvero nulla a che fare con la scoperta che ha ispirato il titolo, il quale si giustifica unicamente per il fatto che descrive in modo appropriato i fatti osservati dagli astronomi.

Illuminazione e periodo

Nella costellazione di Perseo, a una distanza stimata tra 260 e 320 parsec (cioè tra 850 e 1040 anni luce), c'è una regione di formazione stellare, IC 348, contenente un giovane ammasso aperto. All'interno di IC 348, è stata osservata una giovanissima protostella chiamata LRLL 54361, più brevemente L54361, la cui età è calcolata in appena centomila anni.

Sette anni di osservazioni nell'infrarosso con il telescopio spaziale Spitzer, seguiti da osservazioni nel visibile e nell'infrarosso con il telescopio spaziale Hubble, hanno permesso di definire con certezza che L54361 aumenta periodicamente di luminosità, con un'escursione rapida e potente, le cui caratteristiche non sono state riscontrate finora in nessun altro giovane oggetto stellare.

Le 81 misurazioni eseguite con i tre strumenti a bordo di Spitzer indicano che L54361 passa nel giro di pochi giorni da 0,2 a 2,7 volte la luminosità del Sole: un aumento di circa 2 magnitudini. A questa rapida illuminazione segue un più lento decadimento della luminosità, finché il ciclo non ricomincia. Questa sorta di lampeggiamento ha una periodicità estremamente precisa: 25,34 giorni, con un'incertezza di appena 0,01 giorni (un valore, tra l'altro, molto conservativo, perché altri calcoli più formali indicano uno scostamento di soli 0,0007 giorni).

Due immagini della protostella LRLL 54361 (l'oggetto con le "ali" vicino al centro di ciascuna immagine), riprese nell'infrarosso a 1,6 micron dal telescopio spaziale Hubble. La frattura che divide in due metà la zona centrale più luminosa è interpretata dagli astronomi come il segno della presenza di un disco circumstellare osservato di taglio. Nel riquadro a sinistra, la fase della pulsazione è 0 (massima luminosità), nel riquadro a destra la fase è 0,3 (30% del ciclo). Il punto luminoso in alto a destra è un altro giovane oggetto stellare, chiamato LRLL 1843. Cortesia: Robert Gutermuth

Due immagini della protostella LRLL 54361 (l'oggetto con le "ali" vicino al centro di ciascuna immagine), riprese nell'infrarosso a 1,6 micron dal telescopio spaziale Hubble. La frattura che divide in due metà la zona centrale più luminosa è interpretata dagli astronomi come il segno della presenza di un disco circumstellare osservato di taglio. Nel riquadro a sinistra, la fase della pulsazione è 0 (massima luminosità), nel riquadro a destra la fase è 0,3 (30% del ciclo). Il punto luminoso in alto a destra è un altro giovane oggetto stellare, chiamato LRLL 1843. Cortesia: Robert Gutermuth

Involucro, disco, protostella

Cos'è esattamente che lampeggia in L54361? Per comprenderlo, occorre prima chiarire la struttura di un simile oggetto.

Una stella di massa medio piccola come L54361 – la cui massa, relativa al momento in cui approderà alla sequenza principale, è stimata in 0,2 masse solari – si forma nel corso di milioni di anni, in seguito all'addensamento progressivo della materia contenuta in un frammento di nube molecolare, sufficientemente denso da cominciare a collassare sotto la propria stessa gravità.

La materia che collassa verso la stella in formazione si addensa in un disco circumstellare, esteso per alcune decine di unità astronomiche. La protostella accresce progressivamente la propria massa, succhiando materia dal disco. La materia che cade verso la protostella cede energia gravitazionale e acquista, per compenso, energia cinetica termica: diventa cioè più calda. L'aumento di temperatura, che genera una pressione diretta verso l'esterno, è ciò che mantiene l'oggetto in equilibrio, bilanciando la forza centripeta esercitata dal collasso della materia.

In questa fase, il nucleo della protostella non è ancora sufficientemente caldo da avviare la fusione dell'idrogeno. Le eventuali reazioni nucleari coinvolgono al massimo la dotazione di litio, che viene bruciato a temperature molto più basse dell'idrogeno, in un ciclo che produce elio ed energia, passando per la creazione di berillio.

Il surriscaldamento del disco dovuto all'accrezione di massa dall'involucro esterno può generare luminosi getti di materia surriscaldata, che si scavano una strada verso l'esterno, bucando la cortina di gas e polveri che si estende per migliaia di unità astronomiche in ogni direzione intorno alla protostella. Nel caso di L54361, sono visibili i segni di almeno due getti, diretti asimmetricamente in direzioni grosso modo opposte.

In questa immagine acquisita dalla WFC3 di Hubble, la croce rossa indica la posizione della sorgente luminosa centrale (la protostella nascosta nell'involucro di polveri e gas). Le linee blu e magenta definiscono i confini delle cavità scavate da due getti asimmetrici nell'involucro che circonda la protostella. La linea verde indica la direzione generale del getto di nordovest, mentre le lettere 'k' segnalano nodi di materia presumibilmente espulsi in passato dal medesimo getto. Cortesia: James Muzerolle et al., "Pulsed accretion in a variable protostar", Nature (2013)

In questa immagine acquisita dalla WFC3 di Hubble, la croce rossa indica la posizione della sorgente luminosa centrale (la protostella nascosta nell'involucro di polveri e gas). Le linee blu e magenta definiscono i confini delle cavità scavate da due getti asimmetrici nell'involucro che circonda la protostella. La linea verde indica la direzione generale del getto di nordovest, mentre le lettere 'k' segnalano nodi di materia presumibilmente espulsi in passato dal medesimo getto. Cortesia: James Muzerolle et al., "Pulsed accretion in a variable protostar", Nature (2013)

Le tre ipotesi

Siamo ora pronti per affrontare il problema della periodicità dell'illuminazione, seguendo le ipotesi elencate dai cinque autori dello studio su L54361, pubblicato su Nature il 17 gennaio 2013 (James Muzerolle, Elise Furlan, Kevin Flaherty, Zoltan Balog e Robert Gutermuth).

Muzerolle e colleghi elencano tre possibili cause di periodicità in un giovane oggetto stellare: a) la rotazione della protostella; b) la rotazione kepleriana del disco circumstellare; c) il moto orbitale di una vicina compagna binaria.

L'ipotesi che la periodicità sia dovuta a fenomeni legati alla prima causa è esclusa per le seguenti tre ragioni:

  1. il periodo di rotazione di una protostella è tipicamente molto più veloce dei 25,34 giorni del ciclo osservato per L54361;

  2. la presenza di macchie scure, più fredde, sulla superficie della protostella causerebbe variazioni sinusoidali della curva di luce con ampiezza di pochi decimi di magnitudine. Né la distribuzione dell'energia spettrale né la variazione di luminosità, che in L54361 è di circa 2 magnitudini, corrispondono a questa possibilità;

  3. la presenza di macchie luminose e calde, causate dal meccanismo di accrezione, si manifesterebbe con un'illuminazione asimmetrica del materiale circumstellare, dipendente dalla fase di rotazione. Ma le osservazioni indicano invece che la variazione di luminosità si diffonde nell'involucro isotropicamente, cioè in modo uguale in tutte le direzioni, il che esclude anche quest'ultima possibilità.

La seconda ipotesi propone che l'effetto osservato sia dovuto a strutture permamenti asimmetriche nel disco circumstellare interno, capaci, ruotando, di oscurare periodicamente la luce proveniente dalla protostella. Ma anche questa ipotesi è da scartare, secondo gli autori, per almeno tre motivi:

  1. l'oscuramento localizzato causato da distorsioni o addensamenti del disco sarebbe limitato al piano del disco stesso e non influirebbe sulla luminosità che emana longitudinalmente, attraverso le cavità scavate nell'involucro esterno dai getti osservati con i telescopi Spitzer e Hubble;

  2. i fenomeni di oscuramento producono "buchi" caratteristici nelle curve di luce, che in questo caso non si osservano; la variazione periodica di luminosità osservata in L54361 somiglia più a una pulsazione che a un crollo;

  3. il picco di luminosità registrato nel medio e nel lontano infrarosso è dovuto alla riemissione a lunghezze d'onda maggiori, da parte delle polveri dell'involucro esterno, della radiazione prodotta internamente. L'involucro si estende per migliaia di unità astronomiche e il flusso totale da esso prodotto non sarebbe influenzato significativamente da un oscuramento stellare locale, causato dal disco circumstellare.

Resta l'ultima ipotesi, quella dell'interferenza di una compagna binaria. Purtroppo non è possibile osservare direttamente la protostella nascosta al centro del suo bozzolo, per cui non è dato sapere se vi si trovano uno o due oggetti stellari in formazione. Tuttavia, le simulazioni al computer sembrano indicare che questa sia l'ipotesi più probabile. Nel caso di un sistema binario ravvicinato con orbita fortemente eccentrica, è del tutto possibile che il passaggio al periastro, che segna il punto di massimo avvicinamento tra le due stelle, produca un forte e transitorio aumento dell'accrezione di materia dal disco circumstellare, al quale fa seguito un corrispondente aumento delle temperature nonché della luminosità dei getti scavati nell'involucro, così ben documentata dalle immagini di Hubble.

Un montaggio di immagini acquisite nell'infrarosso con la WFC3 di Hubble a distanza di 3-4 giorni l'una dall'altra. Documentano poco meno di un ciclo completo di pulsazione di L54361. Cortesia: NASA, ESA, J. Muzerolle (STScI)

Un montaggio di immagini acquisite nell'infrarosso con la WFC3 di Hubble a distanza di 3-4 giorni l'una dall'altra. Documentano poco meno di un ciclo completo di pulsazione di L54361. Cortesia: NASA, ESA, J. Muzerolle (STScI)

Un caso a sé

Resta un'ultima questione: cosa rende L54361, con la sua intensa variazione di luminosità e il periodo così preciso, tanto diversa da altri oggetti stellari in formazione, anch'essi pulsanti periodicamente, come le stelle del tipo T Tauri? Gli autori dello studio non possono far altro che ammettere la loro (e nostra) ignoranza, limitandosi a proporre delle congetture:

Perché L54361 esibisca una firma così forte e regolare, a differenza degli accretori per pulsazione del tipo T Tauri osservati in precedenza, resta sconosciuto. Potrebbe esserci una connessione con il suo stadio evolutivo precoce, in virtù del quale l'involucro collassante è in grado di fornire una scorta regolare di materiali al disco circumbinario. Per contrasto, le binarie T Tauri sono più vecchie approssimativamente di un fattore dieci e hanno da lungo tempo dissipato i loro involucri natali, per cui l'accrezione procede a ritmi medi più bassi. Forse la variabilità stocastica dovuta ad altre cause, quali interazioni stellari magnetiche o turbolenze del disco, riesce a mascherare la firma periodica in stelle più vecchie. È anche possibile che i particolari parametri orbitali di L54361 siano rari ma più favorevoli alla possibilità di modulare il flusso di accrezione, come ad esempio un'eccentricità molto grande.

Riferimenti

Tag: articoli, T Tauri, protostelle, accrezione, dischi circumstellari, telescopio spaziale spitzer, telescopio spaziale hubble, sistemi binari

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