Gli astronomi che utilizzavano l'osservatorio infrarosso Herschel dell'Agenzia spaziale europea hanno una volta trovato qualcosa che non dovrebbe esistere: un vero buco praticato attraverso una nube di gas e polvere. Sembra un errore di arrotondamento, ma si è rivelato essere una delle finestre più chiare che abbiamo su come finisce la nascita di una stella.
Una stella è, nel suo senso più semplice, una palla di gas illuminata dall'interno dalla fusione. Ma i dettagli dietro quella frase semplice sono più strani e precisi di quanto la maggior parte delle persone si aspetti – dalle lettere che gli astronomi usano per ordinarle, alla ricetta esatta del gas da cui sono costruite, ai residui improbabilmente piccoli che alcuni di loro lasciano dietro. Questo articolo esamina ciò che il record mostra effettivamente, fatto per fatto.
Un buco praticato attraverso una nursery stellare
Herschel stava scansionando una regione vicino alla nebulosa di riflessione NGC 1999 quando ha individuato una zona di cielo che aveva sempre assomigliato a solo un'altra nube di polvere scura. Non era così. La zona scura si è rivelata essere un vero spazio, e ha dato agli astronomi uno sguardo raro e diretto all'ultimo stadio della formazione stellare — il momento in cui una giovane stella finisce di eliminare il materiale da cui è nata.
La spiegazione principale è meccanica piuttosto che misteriosa. I ricercatori pensano che stretti getti di gas sparati da giovani stelle nella regione abbiano fisicamente forato un passaggio attraverso il gas e la polvere circostanti che compongono NGC 1999, scavando l'apertura che Herschel ha fotografato. È importante perché catturare questo processo nel bel mezzo è raro — la maggior parte di ciò che sappiamo sulla formazione stellare viene dal confronto di istantanee di stelle diverse di diverse età, non dall'osservazione di un unico processo che si svolge in un unico sistema.
Ordinare le stelle per lettera
Quasi ogni stella viene inserita nel sistema Morgan-Keenan, che ordina le stelle per sette lettere — O, B, A, F, G, K, M — dalla più calda stella di tipo O alla più fredda stella di tipo M. L'ordine sembra arbitrario fino a quando non sai che è un puro ranking di temperatura — l'incidente storico è solo nelle lettere, non nella fisica.
Ogni classe prende anche una sottodivisione numerica, e il record mostra quanto sia granulare quella scala: la stella Mu Normae porta la designazione O9.7, una classe frazionaria infilata tra passaggi interi. Questa precisione esiste perché la temperatura è un continuum, e un alfabeto di sette lettere non avrebbe mai potuto catturarlo senza decimali.
L'ID spettrale del Sole
Fai passare il Sole attraverso lo stesso sistema e esce come G2V, una designazione che pone la sua temperatura superficiale a circa 5.800 K. La "V" sta facendo un vero lavoro lì: contrassegna il Sole come una stella ordinaria che brucia idrogeno piuttosto che un gigante o un residuo stellare.
Quella temperatura si trova comodamente all'interno dell'intervallo completo della sequenza principale, che va da circa 2.000 K al più freddo a 50.000 K al più caldo. Ancora più strano, alcuni nani bianchi di recente formazione — stelle che hanno già finito di bruciare — corrono più caldo di qualsiasi stella della sequenza principale, oltre 100.000 K. Un cadavere stellare può, per un po', superare in temperatura quasi tutto ancora in attiva fusione di idrogeno.
Costruite principalmente da idrogeno
Pesa il Sole oggi e il 74,9% della sua massa è idrogeno, con l'elio che costituisce il 23,8% e l'1,3% rimanente composto da elementi più pesanti, una quota che gli astronomi semplicemente chiamano la sua metallicità. Questi numeri non sono fissi alla nascita: una protostella di recente formazione inizia con circa il 70% di idrogeno e il 28% di elio per massa, con solo tracce di qualcosa di più pesante.
Il divario tra queste due istantanee è la fusione che fa il suo lento lavoro — miliardi di anni di idrogeno che silenziosamente si trasformano in elio nel nucleo. È un promemoria che la composizione di una stella è davvero un totale in corso, non un'etichetta fissata alla formazione.
La reazione che alimenta la luce stellare
L'indizio che ha reso possibile questo è arrivato quasi per caso. L'invenzione dello spettrometro di massa di Francis Aston del 1919 ha permesso agli scienziati di pesare gli atomi con precisione sufficiente a mostrare che quattro atomi di idrogeno superano in peso un singolo atomo di elio — la differenza di massa che la fusione rilascia come luce e calore. Ci sono voluti altri due decenni per precisare il meccanismo: i fisici Hans Bethe e Charles Critchfield hanno pubblicato i dettagli nel 1938, descrivendo la catena protone-protone come la sequenza di fusione specifica che domina la produzione di energia nelle stelle simili al Sole.
Far uscire quell'energia dal nucleo è un problema a sé stante, e stelle diverse lo risolvono diversamente. La convezione — correnti in massa di gas caldo che trasportano fisicamente il calore verso l'esterno — diventa un metodo di trasporto importante specificamente nelle stelle che pesano circa 1,3 fino a 1,5 masse solari o più pesanti. Al di sotto di questa soglia, la radiazione da sola tende a fare il lavoro.
Misurare l'improbabilmente grande e l'improbabilmente lontano
Alcuni dei fatti stellari più importanti non riguardano le stelle stesse ma gli strumenti usati per fissarli. Nel 1838, Friedrich Bessel ha utilizzato la tecnica della parallasse — misurare il minuscolo spostamento apparente di una stella contro il cielo di sfondo — per mostrare che 61 Cygni si trova a 11,4 anni luce dalla Terra. Era la prima volta che qualcuno aveva misurato direttamente la distanza di una stella piuttosto che stimarla.
Gli strumenti moderni hanno spinto quella stessa idea di base assurdamente lontano. Ad aprile 2018, gli astronomi hanno riferito che una stella soprannominata Icarus, formalmente MACS J1149 Lensed Star 1, è la stella ordinaria più distante mai rilevata — a 9 miliardi di anni luce di distanza, visibile affatto solo perché la gravità di un ammasso galattico in primo piano ha piegato e ingrandito la sua luce. Nessuno di questi lavori di distanza avviene senza un righello fisso, per questo motivo l'Unione astronomica internazionale ha chiarito il problema nel 2012, fissando l'unità astronomica a esattamente 149.597.870.700 metri.
La lunga vita dopo la morte di una stella
Non ogni stella svanisce tranquillamente. Una volta che una stella come il Sole esaurisce il suo carburante, quello che rimane è un nano bianco — e il record della sua scoperta si trova vicino a casa. Il nano bianco più vicino conosciuto, Sirius B, si trova a soli 8,6 anni luce di distanza come il compagno più piccolo nel sistema binario Sirius, nascosto per decenni nel bagliore del suo compagno più luminoso prima che gli astronomi lo confermassero. Il termine stesso è relativamente giovane: nano bianco è stato coniato solo nel 1922, dall'astronomo Willem Jacob Luyten.
C'è un limite massimo alla massa di uno di questi residui. Un nano bianco è sostenuto solo dalla pressione di degenerazione degli elettroni — un effetto quantistico, non dalla pressione ordinaria del gas — e quella pressione non può supportare più di circa 1,44 volte la massa del Sole, un confine noto come limite di Chandrasekhar. Oltrepassalo, e la stella non può rimanere un nano bianco affatto; crolla in qualcosa di completamente diverso.