REGULUS E LA SUA STRAORDINARIA ROTAZIONE

Marzo è il mese in cui a mezzanotte transita al meridiano una delle costellazioni più imponenti di tutta la volta celeste, il Leone: una di quelle (poche, a dire il vero!) la cui disposizione delle stelle ricorda davvero la figura che sta a rappresentare. Alla pari del grande e del piccolo carro, asterismi contenuti nelle rispettive orse, grande e piccola, nell'area occidentale della grande costellazione zodiacale è presente un caratteristico asterisma, il cosiddetto “falcetto del Leone”, simile ad un grande punto interrogativo; la stella alla base di questa singolare figura, che delinea una delle zampe anteriori del Leone: Regulus.

La costellazione del Leone; Regulus è la stella più luminosa, poco più in basso del centro dell'immagine

L'astronomo tedesco Johann Bayer, nella sua Uranometria del 1603, attribuì alla stella la lettera greca α ad indicarne la supremazia luminosa tra tutte quelle appartenenti alla splendida costellazione zodiacale; splendendo di magnitudine 1,40, Regulus è la ventunesima stella più luminosa della volta celeste. Il nome proprio venne attribuito da Niccolò Copernico, in riferimento al greco "Basiliscos" (principe, piccolo re) attribuito alla stella dall'astronomo alessandrino Tolomeo indicante, per l'appunto, "il piccolo re"; probabilmente in riferimento alla possenza della figura di cui ne è parte ma, forse, derivato da una ben più antica tradizione persiana che identificava in Regulus, così come in Antares, Fomalhaut e Aldebaran le stelle "reali", una per stagione. Non solo prossimità all'equatore celeste rende la stella del Leone visibile da tutte le aree abitate della Terra mail fatto di trovarsi ad appena 0,5° dall'eclittica rende Regulus frequentemente in congiunzione con pianeti che le transitano vicino nonché occultata, in particolare dalla Luna. 

Pur apparendo ad occhio nudo come una singola stella, analisi dettagliate dello spettro di Regulus rilevarono alcune oscillazioni cicliche che venivano puntualmente rilevate ogni 40,1 giorni; tale singolare particolarità venne interpretata come indotta dalla presenza di una compagna stretta avente lo stesso periodo orbitale delle oscillazioni, situata a soli 52 milioni di km dalla stella primaria, una distanza minore del raggio orbitale di Mercurio. Nessuno dei più potenti telescopi in passato ed oggi in uso è riuscito ad osservate direttamente tale stella in quanto sovrastata dalla luce della vicina compagna.

Assumendo per la componente maggiore delle due una massa pari a colte 3,4 quella del Sole, quella della compagna dovrebbe quindi aggirarsi attorno alle 0,30 masse solari: tale modesto valore, in accordo con il modesto ma pur presente eccesso di radiazione UV rilevato, portano ad ipotizzare possa trattarsi di una piccola ma caldissima nana bianca, prodotto finale di quella che in passato doveva essere la compagna dell'attuale stella più luminosa del sistema ma che, proprio per la sua massa maggiore, ha subito una evoluzione più veloce. Torneremo a parlare tra poco di questa piccola stella che potrebbe essere stata determinante nello sviluppo di quella che è la più importante caratteristica della principale stella di questo sistema, che tra poco andremo a scoprire. 

Già con un telescopio da almeno 150 mm è possibile notare, discostata a meno di 3' d'arco, una stella di dodicesima grandezza: si tratta della terza componente del sistema: Regulus B, così come è stata denominata, è una nana arancione di classe spettrale K2V (4.900 K), avente probabilmente una massa di 0,8 volte e raggio di poco inferiore ai corrispettivi solari; non dissimile alla componente minore di Alpha Centauri, Regulus B è una stella così minuta che la sua luminosità è solo 3/10 quella della nostra stella. Anch'essa, ad ogni modo, possiede una compagna: si tratta di Regulus C, una nana rossa di tipo M4 (3.400 K), separata poco meno di 100 UA da Regulus B ma assieme alla quale condivide una mutua orbita dal periodo stimato in almeno 800 anni. Queste due piccole stelle, a loro volta, si ritiene compiano una rivoluzione attorno alla coppia principale in almeno 130.000 anni!

La coppia di nane rosse Regulus B-C appare come un unica stella a poco meno di 3' dalla luminosa componente principale del sistema; vicina solo per prospettiva, la galassia nana satellite della Via Lattea LEO I, lontana 820 mila anni luce (Image credits: F. Espenak)

La coppia principale ospita, ovviamente, la componente maggiore del sistema che, proprio per questo motivo, è stata denominata Regulus A. La relativa vicinanza al Sistema Solare, pari a "soli" 79 anni luce, ha reso la stella oggetto di studi approfonditi che hanno portato a delineare con una certa precisione i suoi parametri fisici soprattutto con l'ausilio di interferometri che, come noto, forniscono immagini di elevata risoluzione: per anni ritenuta una stella di sequenza principale, secondo le stime più recenti essa è già uscita dalla sequenza principale, divenendo una subgigante bianco-azzurra di tipo B8IV (11.000 K), dalla massa 4,15 volte volte quella del Sole e dalla luminosità ben 341 volte superiore a quella emessa dalla nostra stella! Regulus A è la subgigante di tipo B più prossima al Sistema Solare; oltre questo piccolo "record", però, null'altro di interessante rispetto alla moltitudine di stelle che popolano la Galassia, molte delle quali hanno tanto in più da raccontare.

Ciò che contraddistingue Regulus A dalla maggior parte delle altre stelle di tipo B (...e non solo) è la sua straordinaria velocità di rotazione, denotata dall'inconsueto allargamento delle sue linee spettrali; questa, infatti, compie una rotazione in sole 15,9 ore, un valore elevato che porta la forza centrifuga a generare una pressione diretta verso l'esterno della stella all'altezza dell'equatore, particolarità che porta la sua struttura a non essere sferica come quella del Sole e della maggior parte delle altre stelle ma ad assumere una forma altamente oblata, non dissimile da quella di un pallone da rugby! Regulus A è quindi una estremamente appiattita ai poli, tanto che il raggio equatoriale è maggiore del 32% rispetto al raggio polare: rispetto al Sole, il raggio polare di Regulus A è 3,15 maggiore mentre quello equatoriale poco meno di 5 volte il corrispettivo solare!

Come tutte le altre stelle, anche Regulus A è soggetta ad una rotazione differenziale che porta la sua superficie a ruotare a velocità diversa a seconda della latitudine; fenomeno che si riscontra anche sul Sole, dove un punto all'equatore completa una rotazione ogni 24 giorni mentre un altro, più vicino ai poli, impiega circa 38 giorni. Ebbene, la velocità all'equatore di Regulus – tra 320 e 357 km/s - è talmente elevata da essere non solo decine volte maggiore del Sole ma da arrivare addirittura al 96,5% del valore di velocità angolare critico per la rottura che, se superato, porterebbe l'intera struttura stellare a sfaldarsi!

Non solo: la forza centrifuga spinge la massa stellare lontano dall'asse di rotazione, generando di conseguenza una minore pressione del gas nelle regioni equatoriali della stella: qui, infatti, il gas diventa meno denso e meno caldo rispetto a latitudini maggiori al di sopra e al di sotto dell'equatore, con la diretta conseguenza che i poli divengono più brillanti. Tale fenomeno, noto come oscuramento gravitazionale, rende quindi la fotosfera all'equatore della stella luminosa rispetto a quella presente a latitudini maggiori, laddove diviene più calda di almeno 5.200 K ed almeno cinque volte più luminosa (per unità di superficie)! 

Dimensioni comparate tra il Sole e Regulus A; l'immagine mette bene in evidenza lo schiacciamento polare della stella dovuto alla sua elevatissima velocità di rotazione nonché l'oscuramento gravitazionale all'equatore

Cosa altro succede quando una stella ruota così velocemente? Parte del materiale gassoso viene espulso a livello equatoriale disponendosi a formare una sorta di disco circumstellare; tale fenomeno, riscontrato in altri "rotatori veloci" e dello stesso tipo spettrale - per questo, definite stelle "Be" - come Achernar, crea le caratteristiche righe di emissione della serie di Balmer - proprie dello spettro dell'atomo di idrogeno - che si osservano, oltre che nello spettro di oggetti quali nuclei galattici attivi, regioni HII e nebulose planetarie, anche nelle stelle di tipo B; poiché il disco di materiale gassoso è instabile, questo produce spesso variazioni di intensità nelle righe ad emissione che possono variare anche nell'ordine di poche ore. Stranamente, pur essendo Regulus A dotata di una velocità di rotazione "al limite", nessuna riga di emissione è finora stata osservata nel suo spettro: cosa che denuncerebbe, quindi, l'assenza di un disco di polveri a livello equatoriale circostante la stella. Regulus, quindi, non è una stella Be. Stando ad alcuni modelli di evoluzione stellare, le stelle di tipo B diverrebbero delle "Be" nelle ultimissime fasi della loro vita in sequenza principale o non appena uscite da essa, fase che Regulus A sembra aver passato da non molto.

Visione fantastica di una stella Be con il materiale gassoso espulso all'equatore 

Ma, in fondo: perché Regulus A ruota così velocemente? Stando alle due teorie prevalenti, la causa andrebbe cercata nel passato della stella.

Secondo la prima, le moderne teorie sulla formazione stellare, le stelle si formerebbero dal collasso gravitazionale di nubi costituite da gas e polveri; con l'avanzare del collasso, la conservazione del momento angolare provocherebbe un netto aumento della velocità di rotazione della nube, disponendo la materia in un disco attorno alla protostella in formazione. Ma il collasso senza sosta della protostella apporterebbe un aumento della velocità di rotazione della stessa al punto che essa la protostella, a causa della grande forza centrifuga all'equatore, potrebbe arrivare a sfaldarsi: per evitare questo scenario, la protostella dovrebbe quindi frenare, nella primissima fase di vita, la sua velocità di rotazione. Come? Una possibile soluzione andrebbe cercata nell'interazione tra il campo magnetico ed il vento stellare: quest'ultimo, infatti, preleverebbe parte del momento angolare rallentando la rotazione della protostella. A sostegno di questa ipotesi vi sono le numerose stelle di sequenza principale ad oggi osservate, con classe spettrale compresa tra O5 ed F5, che ruotano a velocità elevatissime: si è notato che la velocità di rotazione cresce all'aumentare della massa, con un picco tra le giovani e massicce stelle di classe B. Certamente, così come la durata di vita diminuisce all'aumentare della sua massa, così si ritiene che la velocità di rotazione della stella diminuisca con l'avanzare dell'età.

E' anche vero che le stelle rallentano la loro velocità di rotazione con il tempo; poiché Regolo A non sembra essere una stella giovanissima, la sua alta velocità di rotazione potrebbe essere spiegata prendendo in gioco la piccola ma densa compagna "nana bianca" cui si accennava sopra: secondo questa seconda teoria, in uno stadio precedente della sua evoluzione - presumibilmente, allorché questa transitò nella fase di gigante rossa - essa potrebbe aver ceduto parte della sua massa alla attuale Regulus A, particolarità che avrebbe portato la stella ad aumentare, di conseguenza, la sua velocità di rotazione fino al valore oggi osservato.