Eta Carinae

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η Carinae
Immagine scattata dal telescopio spaziale Hubble che mostra Eta Carinae e la Nebulosa Omuncolo che la circonda.Immagine scattata dal telescopio spaziale Hubble che mostra Eta Carinae e la Nebulosa Omuncolo che la circonda.
Classificazione Ipergigante blu binaria o multipla
Classe spettrale B + O/WR
Tipo di variabile Variabile S Doradus
Distanza dal Sole 7000 - 8000 anni luce
Costellazione Carena
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta 10h 45m 03,591s [1]
Declinazione -59° 41′ 04,26″[1]
Lat. galattica 287,5969[1]
Long. galattica -00,6295[1]
Dati fisici
Raggio medio 80 - 180 R
Massa
100 - 150[2] M
Periodo di rotazione  ? e 0,6 giorni
Velocità di rotazione ~17 km/s
Temperatura
superficiale
36 - 40000 K (media)
Luminosità
5,5 × 106 L
Indice di colore (B-V) 0,61
Età stimata <3 × 106 anni
Dati osservativi
Magnitudine app. media 6,21[1] (max -0,8 - min 7,9)
Magnitudine ass. -12[3]
Parallasse 7,56 ± 0,48 mas
Moto proprio AR: 44,22 mas/anno
Dec: -11,74 mas/anno
Velocità radiale -17,0 km/s
Nomenclature alternative
Foramen, Tseen She, HR 4210, CD−59°2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941, TYC 8626-02809-1.

Eta Carinae (η Car / η Carinae, chiamata anche Foramen e Tseen She) è una stella ipergigante blu situata nella costellazione della Carena. Prima della scoperta di R136a1 era la stella più massiccia conosciuta (100-150 volte più del Sole) ed una delle più luminose (5 milioni di volte più del Sole), variabile del tipo S Doradus.

La stella si trova all'interno di una vasta e luminosa nebulosità nota come Nebulosa della Carena (NGC 3372 o Nebulosa Buco della Serratura) ed è circondata da un inviluppo, eruttato dalla stella stessa, che prende il nome di Nebulosa Omuncolo. Data la sua massa ed i fenomeni di instabilità manifestati dall'astro, gli astronomi ritengono che la stella esploderà in supernova o addirittura ipernova entro qualche migliaio di anni.[4]

Osservazioni recenti sembrano indicare che Eta Carinae sia in realtà una stella binaria, con una compagna non troppo vicina che le orbita attorno in 5,52 anni.[5]

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Carta celeste della parte orientale della Carena; la Nebulosa della Carena è la macchia verde estesa quasi al centro della carta. Al suo centro, confusa tra altre stelle, si trova η Car.

Eta Carinae è una stella dell'emisfero australe: si trova entro i confini orientali della costellazione della Carena; la sua declinazione, pari a -59°, la rende invisibile dalla maggior parte delle regioni boreali, come l'Europa, gran parte del Nordamerica e dell'Asia; dalle regioni centrali e meridionali dell'Australia e del Sudamerica, così come da parte del Sudafrica, si presenta invece circumpolare.[6]

Nonostante la sua natura di stella ipergigante, Eta Carinae è invisibile ad occhio nudo, essendo di magnitudine 6,21; in altre epoche fu tuttavia ben evidente in un cielo stellato (la sua stessa lettera della nomenclatura di Bayer lo conferma), fino a raggiungere e persino superare la luminosità della stella Canopo, nel 1843.[7] L'area di cielo in cui la stella si osserva è estremamente complessa: si trova infatti all'interno di un vastissimo complesso nebuloso, la Nebulosa della Carena, in cui splendono numerose altre stelle di quarta, quinta e sesta magnitudine, alcune con masse simili a quella di Eta Carinae, molte delle quali raggruppate in ammassi. La regione è una delle aree di cielo più ricche di stelle e oggetti e corrisponde al tratto della Via Lattea meridionale ad occidente del Centauro e della Croce del Sud.[8] Eta Carinae può essere distinta già con un binocolo e, anche se con un po' di difficoltà, riconosciuta rispetto alle altre stelle dell'area, in quanto si trova proprio al centro della nebulosa, ben visibile anch'essa come una macchia chiara apparentemente divisa in due parti da una fascia oscura che assomiglia ad una serratura; telescopi amatoriali consentono di individuare alcuni dettagli della nebulosa e le stelle delle vicinanze, mentre Eta Carinae resta una stella di colore azzurrognolo apparentemente priva di particolarità.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Interno della nebulosa di Eta Carinae, dove è visibile la stella

Eta Carinae è attualmente la stella più massiccia in un'area di meno di 3 kpc dal Sole; tale vicinanza la rende particolare oggetto di studi da parte degli astrofisici. Anche se è possibile che altre stelle conosciute siano effettivamente più massicce e luminose, Eta Carinae è per ora l'unica ad avere la luminosità più alta accertata sulla base di precisi dati provenienti dalle analisi condotte su buona parte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico: infatti, altre stelle, che a una prima stima erano considerate le più luminose conosciute, come la Stella Pistola, sono state in seguito ridimensionate alla luce di nuovi e più precisi dati. L'astro possiede una massa stimata in 150 M, con un raggio circa 80 volte quello del Sole. La sua luminosità supererebbe quella della nostra stella di oltre cinque milioni di volte.

Le stelle con una massa superiore a 100 volte quella del Sole, come Eta Carinae, producono una quantità di radiazioni superiore a un milione di volte quelle generate dalla nostra stella. Sono stelle piuttosto rare: si calcola che una galassia media come la Via Lattea ne possa contenere non più di qualche decina.[4] Si ritiene che tali stelle raggiungano il cosiddetto limite di Eddington, ovvero il valore massimo raggiungibile dalla pressione di radiazione senza che essa scagli via gli strati esterni della stella; stelle con più di 120 masse solari sarebbero teoricamente in grado di superare questo limite, ma sembra che possiedano una gravità abbastanza forte da mantenere integra la stella nonostante la fortissima radiazione.

Variabilità[modifica | modifica sorgente]

Un aspetto molto peculiare di Eta Carinae è la sua luminosità variabile; infatti la stella è annoverata tra le variabili del tipo S Doradus, una classe di variabili che comprende stelle molto massicce, di colore azzurro e molto luminose.[9]

La costellazione della Carena come doveva apparire quando η Car raggiunse il massimo di luminosità nel 1843. η Car è la brillante stella nella parte nordorientale della costellazione; la stella brillante dalla parte opposta della costellazione è Canopo (α Car), attualmente la seconda stella più brillante del cielo.

Quando fu catalogata per la prima volta nel 1677 da Edmond Halley, la stella appariva di quarta magnitudine; tuttavia già nel 1730 gli osservatori avevano annotato che la stella aveva subito un notevole incremento di luminosità, tanto da essere una delle stelle più brillanti della costellazione. Negli anni successivi la stella diminuì progressivamente la propria luminosità, tornando nel 1782 alla sua originaria magnitudine. A partire dal 1820 la stella riprese a crescere di luminosità e già nel 1827 era dieci volte più luminosa, con una magnitudine quasi pari a 0; nell'aprile 1843 la stella raggiunse il picco massimo della sua luminosità, quando, nonostante la sua enorme distanza (7000-10000 anni luce), divenne la seconda stella più brillante del cielo, dopo Sirio, con una magnitudine di -0,8. In seguito la luminosità decrebbe, e tra il 1900 e il 1940 era solo di ottava magnitudine, invisibile ad occhio nudo.[10] La luminosità riprese poi a salire lentamente, fino a raggiungere, nel 2004, una magnitudine compresa tra 5 e 6, dopo un inatteso raddoppio della sua luminosità tra il 1998 e il 1999.[7]

L'ambiente attorno ad Eta Carinae mostra tracce di grandi esplosioni, l'ultima delle quali avvenuta attorno al massimo del 1843. La ragione di simili fenomeni è ancora in parte sconosciuta, ma gli astronomi tendono ad imputarli alla pressione di radiazione accumulata dall'enorme luminosità della stella. Il materiale espulso a seguito di questi fenomeni energetici è andato a costituire attorno alla stella una nebulosa bipolare dall'aspetto di una clessidra: la Nebulosa Omuncolo. La sua forma è tipica delle nebulose che si formano per espulsione di materia di poli di una stella, la cui precessione descrive una circonferenza nello spazio vincolando preferenzialmente la materia espulsa in una struttura a forma di clessidra.

Il fenomeno del 1843 è stato definito dagli astrofisici come una falsa supernova: infatti, Eta Carinae ha prodotto in pochi anni una quantità di luce visibile paragonabile a quella irradiata da una supernova, ma è sopravvissuta all'evento. Tale avvenimento potrebbe rappresentare per η Car o un improvviso fenomeno di instabilità superficiale, manifestato attraverso poderosi brillamenti,[4] oppure una supernova fallita. Dopo 160 anni la causa di questa improvvisa esplosione resta ancora in gran parte ignota.[9]

Stella binaria?[modifica | modifica sorgente]

Nell'estate del 2003 la stella è andata incontro ad un "minimo spettroscopico", ovvero all'indebolimento di alcune linee spettrali, imputato alla probabile presenza in orbita di una stella compagna. Gli astronomi hanno organizzato una fitta campagna osservativa, sia sfruttando i grandi telescopi di terra (come il Very Large Telescope) sia i telescopi spaziali (Hubble, Chandra e INTEGRAL su tutti),[7] allo scopo di determinare se effettivamente η Carinae fosse una stella binaria e, qualora lo fosse, identificare la stella compagna; inoltre, la campagna osservativa si prepose di determinare i meccanismi fisici che si celavano dietro i "minimi spettroscopici" e comprendere eventuali relazioni tra tali fenomeni e le eruzioni su larga scala osservate nel XIX secolo. Un'approfondita analisi della curva di luce di η Car nei raggi X trova d'accordo gli astronomi sulla spiegazione dell'emissione X dell'astro come l'interazione tra i venti stellari delle due componenti di un sistema binario. Tali risultati sono stati affinati grazie a successive osservazioni alle frequenze delle onde radio.[11]

Un monitoraggio spettroscopico della stella ha mostrato che determinate linee di emissione si indebolivano ciclicamente ogni 5,52 anni, e che tale periodo era ormai stabile da decenni;[5] anche l'emissione radio[12] ed X[13] della stella mostravano una deflessione lungo questo arco di tempo. Queste variazioni, assieme alle osservazioni nell'ultravioletto, danno una discreta credibilità al fatto che Eta Carinae sia realmente una stella binaria, in cui una stella calda, di massa inferiore all'ipergigante, orbiti attorno ad essa ogni 5,52 anni secondo una traiettoria ellittica fortemente eccentrica.[4]

Le radiazioni ionizzanti emesse dalla componente secondaria di Eta Carinae sarebbero inoltre la principale sorgente di radiazione del sistema; una larga parte della radiazione emessa sarebbe poi assorbita dal vento della primaria quando questo collide con il vento della secondaria provocando un'onda d'urto. La quantità di radiazione assorbita dipende dal fattore di compressione dell'onda d'urto sul vento della primaria.[14] La variazione dell'assorbimento del vento della primaria a seguito dell'urto cambia la struttura del gas circumstellare ionizzato e dà una spiegazione della particolare curva di emissione nelle onde radio della stella. Variazioni più rapide in corrispondenza del passaggio al periastro sono attribuite all'inizio di una fase di accrescimento.[11]

La precedente regolarità del ciclo è stata sconvolta nel 2008.[15] Stando al ciclo di 5,52 anni, la stella avrebbe dovuto iniziare la sua fase di indebolimento nel gennaio 2009, ma le osservazioni condotte dai telescopi Gemini hanno riscontrato un'anticipazione di questa fase al luglio 2008. Le misurazioni spettrografiche hanno mostrato un incremento della radiazione alle lunghezze d'onda del blu dell'elio fortemente ionizzato, inizialmente imputato alla collisione tra i venti delle due componenti del sistema; se fosse dovuto alla natura binaria di η Carinae, l'evento sarebbe accaduto troppo lontano nel tempo perché i venti potessero interagire in una maniera così significativa. Pertanto, la causa del recente avvenimento è ancora oggetto di dibattito.[15]

Evoluzione futura[modifica | modifica sorgente]

Le stelle molto massicce, come proprio η Carinae, consumano molto velocemente il loro combustibile nucleare e di conseguenza hanno luminosità sproporzionatamente elevate; simili stelle hanno pertanto una vita molto breve, pari a pochi milioni di anni, trascorsi i quali esse termineranno la propria esistenza esplodendo in una supernova di tipo Ib o Ic o addirittura in un'ipernova. È opinione diffusa che Eta Carinae andrà incontro all'esplosione entro il prossimo milione di anni; tuttavia, poiché sono ancora incerte la sua età e il suo stadio evolutivo, non è remota la possibilità che Eta Carinae diventi una supernova nei prossimi millenni o addirittura entro qualche anno.[4]

Si ritiene che la fase di variabile S Doradus, in cui ora si trova la stella, sia una fase naturale dell'evoluzione delle stelle supermassicce; le teorie prevalenti in merito all'evoluzione stellare suggeriscono che tali stelle attraverseranno poi una fase di forte perdita di massa divenendo stelle di Wolf-Rayet per poi esplodere in supernovae, qualora abbiano perso troppa massa per esplodere in ipernove.[16]

SN 2006gy (in alto a destra) e la sua galassia NGC 1260 (in basso a sinistra), visti ai raggi X dall'osservatorio Chandra.

In tempi recenti è stato osservato in una galassia esterna alla Via Lattea un possibile analogo di Eta Carinae: si tratta della stella progenitrice di SN 2006jc,[17] situata nella galassia UGC 4904 nella costellazione della Lince, a 77 milioni di anni luce di distanza.[18] Essa manifestò, il 20 ottobre 2004, un improvviso incremento della luminosità, tanto che un astronomo dilettante giapponese, Koichi Itagaki, la ritenne una supernova; tuttavia, l'astro sopravvisse all'evento, ma esplose definitivamente in una supernova di tipo Ib due anni dopo, il 9 ottobre 2006, raggiungendo la magnitudine apparente 13,8. Il suo iniziale incremento di luminosità è stato definito dagli astronomi come una falsa supernova, la cui esplosione ha espulso nello spazio una quantità di materia pari a circa 0,01 masse solari (~20 masse gioviane).[19]

Data la somiglianza tra Eta Carinae ed SN 2006jc, Stefan Immler, del Goddard Space Flight Center della NASA, ipotizza che Eta Carinae potrebbe esplodere entro breve tempo, al massimo qualche decina di anni; non è del medesimo avviso Stanford Woosley, dell'Università della California, Santa Cruz, che ritiene che sia molto più probabile che Eta Carinae si trovi in una fase non troppo avanzata della sua evoluzione e che abbia ancora una cospicua quantità di materia da impiegare nella fusione nucleare, prima di esplodere.[20]

Simili avvenimenti si sono verificati anche in NGC 1058 (SN 1961v)[21] ed in NGC 1260 (SN 2006gy), esplosa il 18 settembre 2006; entrambe le galassie si trovano nella costellazione di Perseo. Un discreto numero di astronomi impegnati nello sviluppo di modelli sulle esplosioni delle supernovae ritengono che il meccanismo di esplosione di SN 2006gy sia molto simile a quello che accadrà ad Eta Carinae. L'esplosione di Eta Carinae sarà però uno spettacolo unico: secondo Dave Pooley, uno degli scopritori di SN 2006gy, la sua luminosità apparente supererà quella del pianeta Venere, raggiungendo una magnitudine di -7,5,[22] tanto che risulterà visibile anche di giorno e durante la notte sarà possibile leggere un libro alla sua luce.[23]

Il destino finale di una stella massiccia: il collasso della stessa in buco nero e la formazione di un gamma ray burst a partire da getti relativistici.

È concreta la possibilità che, quando la stella esploderà in supernova o ipernova, una grande quantità di radiazioni potenzialmente letali possa investire il nostro pianeta, ma è probabile che la biosfera non ne risentirà in maniera particolare grazie alla schermatura protettiva dell'atmosfera (per quanto riguarda soprattutto i raggi γ) e della magnetosfera. I danni eventualmente provocati dalle radiazioni riguarderebbero la parte più alta dell'atmosfera, l'ozonosfera, e le missioni astronautiche al di fuori dell'involucro atmosferico, tra cui anche i diversi satelliti artificiali; alcuni astrofisici ritengono però che i danni provocati all'ozonosfera dalle radiazioni della supernova potrebbero avere delle catastrofiche ripercussioni sulla stessa vita.
Una supernova o ipernova generata da Eta Carinae potrebbe originare inoltre un gamma ray burst (GRB) da entrambi i poli, lungo l'asse di rotazione della stella. Secondo le stime l'energia trasferita da un simile fenomeno sull'atmosfera terrestre sarebbe l'equivalente di un chilotone di tritolo (4,2 × 1012 J) per ogni km2 di superficie dell'emisfero esposto all'evento, depositando una quantità di radiazioni ionizzanti pari a dieci volte la dose letale per ogni forma di vita.[24]

La possibilità che un simile fenomeno colpisca la Terra è piuttosto bassa, poiché attualmente l'asse di rotazione della stella non è rivolto in direzione del nostro pianeta. Non è tuttavia da escludere, a causa del fenomeno della precessione, che in futuro l'asse di rotazione di η Carinae possa puntare verso il nostro pianeta; inoltre, la direzione di propagazione delle radiazioni e la loro intensità potrebbero essere notevolmente influenzate dal fatto che Eta Carinae sia un sistema binario.[4] Per questi motivi, l'astrofisico Mario Livio ritiene che il fenomeno avrà un basso impatto sulla vita del nostro pianeta.[22]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e V* eta Car -- Variable Star, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 25 aprile 2008.
  2. ^ Eta Carinae: New View of Doomed Star, Chandra X-ray Center. URL consultato il 25 aprile 2008.
  3. ^ Eta Carinae 2, SolStation.com. URL consultato il 2 aprile 2010.
  4. ^ a b c d e f R. M. Humphreys, K.Z. Stanek, The Fate of the Most Massive Stars, ASP Conference 332, Astronomical Society of the Pacific, 2005.
  5. ^ a b A. Damineli, The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae in Astrophysical Journal, vol. 460, 1996, pp. L49, DOI:10.1086/309961.
  6. ^ Una declinazione di 59°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 31°; il che equivale a dire che a sud del 31°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 31°N l'oggetto non sorge mai.
  7. ^ a b c Eduardo Fernández Lajús, Optical observations of Eta Carinae at La Plata Observatory, Observatorio Astronómico de La Plata. URL consultato il 24 dicembre 2008.
  8. ^ Come si evince da Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8.
  9. ^ a b N. Smith, S. P. Owocki, On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars in Astrophysical Journal, vol. 645, nº 1, luglio 2006, pp. L45-L48. URL consultato il 27 gennaio 2008.
  10. ^ La curva di luce di Eta Carinae. URL consultato il 24 dicembre 2008.
  11. ^ a b D. Falceta-Gonçalves, V. Jatenco-Pereira, Z. Abraham, Wind-wind collision in the η Carinae binary system: a shell-like event near periastron in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 357, 2005, p. 895, DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.08682.x.
  12. ^ Stephen White, Radio outburst of Eta Carinae", Department of Astronomy, University of Maryland College Park.
  13. ^ Michael Corcoran, RXTE X-ray lightcurve, Goddard Space Flight Center. URL consultato il 10 dicembre 2008.
  14. ^ A. Kashi, N. Soker, Modelling the Radio Light Curve of Eta Carinae in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 378, 2007, p. 1609, DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x.
  15. ^ a b Rachel Courtland, "Supernova impostor" begins to dim unexpectedly, NewScientist news service.
  16. ^ Nathan Smith, On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars in The Astrophysical Journal, vol. 645, 2006, pp. L45, DOI:10.1086/506523.
  17. ^ Robert Naeye, Supernova Imposter Goes Supernova, NASA Goddard Space Flight Center, 4 aprile 2007.
  18. ^ S. Robert, Massive star burps, then explodes in UC Berkeley News, 2007.
  19. ^ D. Shiga, Star's odd double explosion hints at antimatter trigger in New Scientist, vol. 2598, 2007, p. 18, DOI:10.1016/S0262-4079(07)62628-1.
  20. ^ Stanford E. Woosley, Gamma-ray bursts from stellar mass accretion disks around black holes in Astrophysical Journal, vol. 405, marzo 1993, pp. 273–277..
  21. ^ Christopher J. Stockdale, The fading radio emission from SN 1961v: evidence for a Type II peculiar supernova? in Astronomical Journal, vol. 122, 2001, p. 283, DOI:10.1086/321136.
  22. ^ a b Megastar explodes in brightest supernova ever seen, Reuters, 2007. URL consultato il 7 maggio 2007.
  23. ^ Star dies in monstrous explosion, BBC News, 8 maggio 2007.
  24. ^ Arnon Dar, A. De Rujula, The threat to life from Eta Carinae and gamma ray bursts in Astrophysics and Gamma Ray Physics in Space Series, XXIV, 2002, pp. 513-523.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Una porzione della Nebulosa di Eta Carinae, al cui interno si trovano diverse altre stelle massicce.
  • (EN) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5.
  • (EN) Cliff Pickover, The Stars of Heaven, Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6.
  • (EN) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection, Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8.
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4.
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.

Carte celesti[modifica | modifica sorgente]

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6.

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