Sirio A è la stella più brillante del nostro emisfero ed è effettivamente più grande del Sole, però si deve tenere conto che è anche relativamente vicina a noi. In effetti, Sirio A ha poco più di due volte la massa della nostra stella e, secondo la teoria classica dell’evoluzione stellare, dovrebbe diventare una nana bianca, generando quindi una nebulosa planetaria. Infatti, secondo la succitata teoria, si ritiene che siano le stelle di massa superiore alle otto masse solari (anche se tale limite non è netto) a poter dare in fase di collasso condizioni di pressione e temperatura elevatissime, tali da rendere il cosiddetto “decadimento beta inverso” importante:
p + e– → n + ν
cioè, i protoni interagiscono con gli elettroni dando luogo a neutroni e neutrini. I neutroni degenerano e danno avvio al meccanismo di esplosione per il quale rimando eventualmente a questa risposta.
A rinforzo di quanto esposto mi piace, per pura conoscenza scientifica, riportare il seguente lavoro che determina quella che fu la massa iniziale della stella progenitrice di Sirio B.
. L’articolo è di J. Liebert, P.A. Young, D. Arnett, J.B. Holberg e K.A. Williams (collaborazione tra l’Università dell’Arizona, Tucson e il Los Alamos National Laboratory) pubblicato su “The Astrophysical Journal” l’1 Settembre 2005. Ne darò una descrizione breve e semplice.
Lo scopo è di conoscere il cosiddetto IFMR (initial-to-final mass relation), cioè la relazione tra massa iniziale e finale delle progenitrici delle nane bianche che permetterebbe di conoscere con più precisione il destino delle stelle di massa solare inferiore a otto. Per fare ciò si campionano alcune nane bianche e per la precisione quelle delle quali si può stimare la massa iniziale della progenitrice. I sistemi binari contenenti queste stelle in compagnia con una in sequenza principale fanno al caso nostro e in special modo quello di Sirio che è anche il quinto dei sei più vicini a noi. Inoltre, il sistema è assai staccato poiché le componenti sono distanti in media 20 UA (Unità Astronomiche. 1 UA = 150 milioni di km, cioè la distanza Terra – Sole) e quindi si può ritenere che le interazioni tra le componenti, in particolar modo durante la fase finale di Sirio B, siano state assai minime o, in ogni caso, trascurabili.
La prima cosa da conoscere è l’età di Sirio A che poi è anche quella del sistema stesso e poi sottrarre il tempo di raffreddamento di Sirio B; il risultato sarebbe l’età della progenitrice dalla quale stimare la sua massa e qui ci fermeremo. Per calcolare l’età di Sirio A ci verrebbe in aiuto la sua posizione sul diagramma H-R, ma non basta. Gli autori usano un algoritmo di calcolo (denominato TYCHO) che utilizza la sua massa (poco più di due masse solari, appunto) il suo raggio (circa 1,71 raggi solari) e la sua luminosità (25,4 ± 1,3 quella solare). Inserendo questi parametri principali più altre correzioni e facendo poi “correre” il programma si ottiene un valore stimato dell’età di Sirio A (e quindi del sistema binario) di 237,5 ± 12,5 milioni di anni. A questo punto occorre conoscere il tempo di raffreddamento e da qui la massa della progenitrice di Sirio B. Veniamo con ordine.
La prima caratteristica da conoscere di Sirio B è la sua temperatura. Determinazioni ultraviolette fatte da EUVE e HST danno valori tra i 24790 e i 25193 K. Gli autori utilizzano un valore di 25000 ± 200 K.
La seconda è la massa e i valori di questa, in letteratura, vanno da circa 0,98 a circa a 1,02 masse solari. Gli autori usano un valore di 1,00 ± 0,02 masse solari.
La terza è il rapporto tra carbonio e ossigeno nello stadio finale di AGB (intermedio tra gigante rossa e nebulosa planetaria) della stella progenitrice. Gli autori prendono quello più in accordo con la letteratura, cioè del 50% di carbonio e del 50% di ossigeno.
Con questi parametri ottengono dall’algoritmo di calcolo un valore del tempo di raffreddamento di 123,3 milioni di anni a 25000 K, in buon accordo con quello ottenuto, con gli stessi parametri, in un articolo del 2001 e cioè 123,6 milioni di anni. Tenendo conto degli errori, gli autori ritengono di poter dare, con buona approssimazione, l’età della progenitrice che risulta essere di 101 – 126 milioni di anni. A questo punto siamo al termine: l’algoritmo calcola che una stella che abbia un tempo di vita di 101 -126 milioni di anni per bruciare in tale tempo tutto il suo carburante nucleare debba aver avuto una massa iniziale di circa 5,1 masse solari. Questo risultato è in buon accordo con la teoria dell’evoluzione stellare che prevede una fine tramite nana bianca e nebulosa planetaria per le stelle con meno di otto masse solari.
A questo punto si può dare la risposta al lettore con una certa sicurezza: è chiaro che Sirio A passerà anch’essa attraverso le fasi di gigante rossa, nebulosa planetaria e nana bianca. Inoltre, visto la distanza delle due componenti del sistema binario, non c’è possibilità che Sirio A possa dare una nova (per cessione di materiale sulla nana bianca) e probabilmente neppure che una volta diventata nana bianca possa scontrarsi con la compagna a dare una supernova di tipo Ia. Forse il lettore rimarrà deluso, però provi a unirsi a un astrofilo dotato di un buon telescopio e provare a sdoppiare Sirio: se le condizioni atmosferiche lo permetteranno, si troverà di fronte a uno spettacolo emozionante. Questo è il “potere di seduzione” dell’astronomia!
Fig. 1: Confronto tra Sirio A e il Sole (fonte: Wikipedia)
Fig. 2: confronto tra Sirio B e la Terra (fonte: Wikipedia)