LAMBDA ANDROMEDAE: LE PRIME IMMAGINI DI "MACCHIE STELLARI" RILEVATE SU UNA STELLA DIVERSA DAL SOLE

λ And (Lambda Andromedae), di magnitudine apparente 3,8 e situata nella "catena settentrionale" della costellazione, è una stella binaria spettroscopica con un periodo orbitale pari a 20.5212 giorni.

Lo spettro della componente primaria, G8 III-IV, indica che questa è una stella dalla temperatura superficiale prossima ai 4800 K - dalla colorazione giallo-arancione quindi - ma soprattutto evoluta, trovandosi al momento tra le fasi di subgigante e quella di gigante: la sua massa è simile a quella del Sole ma il suo raggio almeno sette volte quello della nostra stella, rispetto alla quale irradia una luminosità intrinseca circa 23 volte maggiore.

Quelle qui visibili sono immagini interferometriche di "macchie stellari" - ovvero, le prime di sempre ottenute su una stella diversa dal Sole - riprese nel 2010 e nel 2011 proprio sulla fotosfera di questa stella lontana 84 anni-luce! Seguendo il transito di tali enormi macchie sulla sua fotosfera è stato possibile determinare il periodo di rotazione della stella nelle due annualità di cui sopra, pari a: P2010 = 60 ± 13 giorni e P2011 = 54.0 ± 7.6 giorni.

Tale periodo coincide, tra l'altro, con quanto esibito nel visuale: la stella in questione è infatti una variabile del tipo "RS CVn", caratteristiche proprio per le loro fotosfere/cromosfere attive sulle quali si sviluppano grandi macchie stellari causano variazioni nella loro luminosità: quella della componente evoluta di λ And varia infatti di 0.225 magnitudini in un periodo di 54,2 giorni. La causa di tale variabilità va ricercata nell'attrito mareale tra le due stelle binarie, così vicine tra loro (distanza media tra le due componenti di appena 0,24 UA) che tale forza viene convertita nell'attività cromosferica effettivamente osservata.

IK PEGASI: LA (FUTURA) SUPERNOVA PIU' VICINA

Le esplosioni di supernova figurano tra i più violenti eventi che accadono nel Cosmo; per avere solo un’idea della loro potenza, basti pensare che l’energia emessa eguaglia quella irradiata dal Sole durante la sua intera esistenza, senza dimenticare che la luminosità di una stella così morente raggiunge buona parte di quella dell’intera galassia che la ospita!

Quella che apparve il 4 Luglio 1054 nella costellazione del Toro, ad esempio, divenne più luminosa del pianeta Venere e il suo stesso residuo, la “nebulosa del granchio”, è ancora oggi sede di una intensa sorgente di raggi X; tuttavia, essa era parecchio lontana da noi, a circa 6.500 anni-luce, valore che rese illeso il nostro pianeta da ogni possibile conseguenza. Una anonima stella di sesta magnitudine, al limite della percezione visiva ad occhio nudo, situata nella parte nord-occidentale della costellazione di Pegaso è divenuta più o meno nota di recente per essere il candidato supernova più vicino alla Terra; ancor più incredibile, a detonare sarà una piccola nana bianca che però, stando ai modelli, sarà in grado di raggiungere una luminosità assoluta di gran lunga superiore a quella esibita da una qualsiasi supergigante che morirà allo stesso modo: il suo nome, IK Pegasi; la sua distanza: “solo” 150 anni-luce!

Come in tutte le supernovae di tipo Ia che si rispettino, anche IK Pegasi è in realtà un sistema binario. Le componenti sono separate da 31 milioni di chilometri (valore inferiore al raggio dell'orbita di Mercurio) e completano un orbita attorno al comune centro di massa in 21,72168 giorni; tale valore accurato è stato rilevato di recente dal telescopio spaziale Extreme Ultraviolet Explorer ma venne determinato per la prima volta nel lontano 1927 dall'astronomo canadese W. E. Harper.

La componente principale del sistema, IK Peg A, è una stella variabile, motivo per cui nel suo nome figura la caratteristica doppia lettera utilizzata per la nomenclatura di queste particolari stelle. Si tratta di una cosiddetta “cefeide nana”, meglio nota come variabile del tipo “Delta Scuti”, caratteristiche per esibire variazioni luminose non rilevabili ad occhio nudo ma assai frequenti, addirittura 23 volte in un solo giorno! Le variazioni luminose sono indotte da un complicato sistema di pulsazioni: parallelamente a quelle del raggio, la sua superficie così come la sua atmosfera si contraggono e si espandono contemporaneamente, effetto governato da una sorta di meccanismo a “valvola” ciclico. La chiave per comprenderne il funzionamento risiede nello spettro Am della stella, laddove la “m” indica un certo grado di metallicità nella sua atmosfera, che è infatti ricca di elio. Accade che la ionizzazione di questo elemento rende l’atmosfera stellare opaca, la qual cosa assorbe parte della luce irradiata dalla stella; allo stesso tempo, l’energia accumulata apporta un riscaldamento dello stesso elemento che porta la sua atmosfera ad espandersi, rendendosi quindi più trasparente e permettendo alla luce di passarci attraverso. Persa l’energia, l’elio torna a contrarsi per poi riscaldarsi nuovamente, dando vita ad un nuovo ciclo.

Come tutte le variabili pulsanti, anche IK Pegasi A si trova ad un certo stadio della sua evoluzione; abbandonata infatti la sequenza principale, essa transita attualmente nella cosiddetta “fascia di instabilità” prima di divenire una gigante rossa; della qual cosa non c’è da meravigliarsi, dato che tali stelle sono generalmente più grandi e massicce del Sole e, di conseguenza, evolvono velocemente. Tuttavia, anche se IK Peg A non ha la massa necessaria per detonare come una supernova di tipo II sarà, al contrario, la “piccola” compagna a rendersi pericolosa.

Come detto, IK Peg B è una nana bianca, ovvero ciò che resta di una stella di massa piccola/intermedia il cui nucleo ha subito cambiamenti tali da alterarne addirittura lo stato della materia, ora composta da elettroni degeneri. Il fatto che IK Pegasi B si sia trasformata in una nana bianca prima della compagna induce che essa, in passato, era senz’altro più massiccia, molto probabilmente dalle cinque alle otto volte la massa del Sole; con un progenitore di simili proporzioni, il risultato oggi visibile è una nana bianca con una massa stimata 1,15 volte quella del Sole ed un diametro di circa il 60% quello della nostra stella, una delle più massicce e grandi conosciute, tanto che la gravità sviluppata alla sua superficie è ben 900 mila volte quella terrestre!
I sistemi binari composti da una nana bianca strettamente legata ad una stella di grandi dimensioni e bassa densità, portano solitamente ad un unico, inevitabile destino. Allorché infatti IK Peg A esaurirà il combustibile nucleare, seguendo l’evoluzione precedentemente intrapresa dalla compagna, anch’essa si trasformerà in una immensa gigante rossa.

A questo futuro colosso, tuttavia, la nana bianca, grazie alla sua gravità superficiale ben 900 mila volte quella terrestre, inizierà a prelevare materiale gassoso, prevalentemente da idrogeno ed elio; il passaggio di materia tra le due stelle ne provocherà anche la riduzione delle loro rispettive orbite, che porterà i due astri evoluti ad avvicinarsi. Il materiale catturato dalla nana bianca andrà quasi certamente a disporsi in un anello toroidale attorno alla piccola stella; da tale struttura, però, parte del materiale andrà a depositarsi sulla sua superficie, dove verrà compresso e riscaldato ad altissime temperature dalla potente gravità della stella finché la pressione e la temperatura raggiunte saranno sufficienti ad innescare una drammatica catena di reazioni incontrollate che nel giro di pochi istanti ne provocheranno l’accensione di una nova, forse anche ricorrente! Se invece la massa accumulata dalla nana bianca dovesse raggiungere una soglia limite - detta di Chandrasekhar (1,44 M☉), la pressione degli elettroni "degeneri" della nana bianca verrà sopraffatta dalla forza di gravità ed essa andrà incontro ad velocissimo collasso: potrebbe formarsi una stella di neutroni, ma se il suo nucleo sarà allora costituito da carbonio e ossigeno, l'incremento di temperatura e pressione dovuto all'aumento di massa innescherà la fusione del carbonio, fenomeno che porterà l’intera stella a deflagrare in una supernova di tipo Ia!

Per reperire questa stellina di sesta grandezza, è bene considerare la costellazione del Delfino e quindi la vicina 1 Pegasi, subito ad oriente della quale è presente IK Pegasi. A seguito di un simile evento, ciò che in futuro apparirà nella volta stellata sarà senz’altro un vero spettacolo; lecito chiedersi se alla distanza di 150 anni-luce una supernova di tipo Ia potrebbe essere pericolosa per il nostro pianeta e la sua biosfera. La risposta potrebbe essere positiva, poiché le intensissime radiazioni X da essa prodotte indurrebbero la distruzione di una buona parte, se non totale, dello strato di ozono presente nella nostra atmosfera. Non è prevedibile quando tale violentissimo evento accadrà ma certamente il fatto che IK Peg A non evolverà in gigante rossa in un prossimo futuro induce una certa tranquillità.

Ad ogni modo, tenendo anche conto del movimento nello spazio con cui questo sistema doppio si allontana al Sole alla velocità di 20.4 km/s, IK Peg coprirà un anno-luce mediamente ogni 14.700 anni…chi vivrà, vedrà.