Utilizzando il telescopio spaziale Hubble, gli astronomi hanno potuto intravedere un momento particolarmente interessante nell’evoluzione di un sistema doppio: il Phi Persei.
Quella che un tempo era la stella principale, dopo aver esaurito il suo combustibile nucleare (l’idrogeno), ha subito una drammatica espansione e ha cominciato ad espellere l’eccedenza di massa rimanendo alla fino con il solo nucleo centrale. La stella compagna, un tempo di modeste dimensioni, ha intrappolato questo materiale di scarto aumentando decisamente di massa: ora è pari a nove volte quella solare.
Douglas Gies, che lavora al Center for High Angular Resolution Astronomy della Georgia State University di Atlanta, ha chiamato "subnana" (subdwarf) questa stella che si è spogliata della sua massa e che è sulla via per trasformarsi in una debole nana bianca. La "subnana" possiede attualmente una massa pari a quella solare ma è molto più calda: con i suoi 53.000° K è nove volte più calda del nostro Sole.
I disegni qui sotto descrivono le fasi evolutive di Phi Persei.
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La coppia di stelle, vincolata dalla gravità, procede con una normale evoluzione per 10 milioni di anni. La stella più grande ha una massa uguale a sei volte quella solare; la più piccola è di cinque masse solari. La loro distanza è di una unità astronomica (la distanza tra la Terra e il Sole) |
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La tranquilla vita della coppia termina quando la stella più massiccia, una volta consumato il suo carburante nucleare (l’idrogeno), comincia ad espandersi. |
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Mentre continua l’espansione, scarica una parte della sua materia sulla stella secondaria che comincia ad aumentare di massa. |
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La stella principale, dopo aver riversato tutta la sua massa eccedente, lascia a nudo soltanto il suo caldissimo nucleo trasformandosi in un tipo peculiare di stella chiamata da Gies "subdwarf star" ("stella subnana"). Essa rappresenta uno stadio precedente a quello di una nana bianca. |
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Nel frattempo, la stella compagna, dopo aver raccolto la massa eccedente, cambia la propria identità passando da un tipo di stella moderatamente massiccia ad un tipo "Be" molto massiccia (nove masse solari), calda e in rapida rotazione (450 km/sec all’equatore). Inoltre, sempre a causa dell’acquisto di idrogeno, essa ha potenzialmente raddoppiato la lunghezza della sua vita. |
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Proprio a causa della sua rapida velocità di rotazione, la stella "Be" prende la forma di uno sferoide appiattito, e sempre per questo motivo, l’idrogeno tende a sfuggire verso l’esterno andando a formare un grande anello piatto simile come forma agli anelli di Saturno. |
Nonostante la "subnana" di Phi Persei sia molto calda e luminosa, rimane sempre una stella difficilmente visibile a causa del forte bagliore prodotto dalla compagna più massiccia. Infatti, prima delle osservazioni dell’Hubble condotte da Gies, nessun altro telescopio era riuscito ad identificarla. Se la "subnana" fosse isolata sarebbe visibile come un oggetto di sesta magnitudine e rappresenterebbe il più luminoso oggetto della sua specie nel nostro cielo. Se si trovasse al posto del Sole, ci apparirebbe 200 volte più luminosa di esso.
Phi Persei si trova a 720 anni luce di distanza dalla Terra in direzione della costellazione del Perseo. E’ visibile nel cielo autunnale dall’emisfero boreale, nei pressi della galassia di Andromeda M31, come una stella di quarta magnitudine.
Gli astronomi sospettavano da anni che Phi Persei fosse un sistema binario dopo aver verificato che la stella si muove con un percorso ondulatorio dovuto all’attrazione gravitazionale reciproca dei due componenti. Gli astronomi finalmente hanno identificato la "subnana" con l’aiuto del telescopio spaziale Hubble durante cinque osservazioni compiute tra il novembre del 1995 e l’ottobre del 1996. Lo spettrografo Goddard ad alta risoluzione (rimosso durante la seconda missione di servizio) ha raccolto la sua luce ultravioletta emessa da Phi Persei e ha permesso agli scienziati di identificare la sua "firma spettrale".
Queste informazioni sono state utilizzate da Gies per descrivere con maggior dettaglio l’evoluzione di questo sistema di stelle.
Prima dello scambio di materia, la stella "subnana" era l’oggetto più massiccio possedendo una massa sei volte maggiore di quella del nostro Sole. La stella compagna invece era leggermente più piccola (cinque masse solari). Di solito, le stelle così massicce subiscono un’evoluzione molto rapida e terminano la loro esistenza con una grande esplosione di supernova. Questa fine drammatica non ha colpito l’attuale "subnana", proprio per la presenza della compagna che le ha strappato la massa eccedente e ha favorito quindi un tranquillo percorso di estinzione.
Si ipotizza comunque che le fasi evolutive descritte rappresentino solo la prima parte del "dramma". Infatti gli astronomi si aspettano un curioso destino per questa coppia di stelle: la stella "Be" vivrà ancora 10 milioni di anni a causa della riserva di idrogeno acquisita dalla compagna. Quando il carburante nucleare sarà esaurito, anch’essa subirà un’espansione e una parte della sua massa investirà la stella compagna che allora avrà raggiunto la fase di stella nana bianca. Quest’ultima potrebbe a quel punto aumentare di nuovo la sua massa ed esplodere come una supernova molto peculiare.
In questa interpretazione artistica basata sulle immagini dell’Hubble, la stella "Be" è rappresentata dall’oggetto bianco semicircolare in alto a destra. L’oggetto rosso a forma di ciambella che circonda la stella è il disco formato dai gas che la stella sta perdendo a causa della sua rapida rotazione. La piccola "subnana" si trova nell’angolo in basso a sinistra e le emissioni bianche rappresentano il vento stellare: flussi di particelle rilasciate dalla stella. Questo vento stellare investe una parte del disco della stella "Be" e lo riscalda. E’ probabile anche che il disco stesso si sia formato dall’efflusso proveniente dalla subnana. La subnana si sta muovendo verso destra nella sua orbita attorno alla stella "Be" con un periodo di 126 giorni.