WR 25, LA STELLA (FORSE) PIU' LUMINOSA DELLA GALASSIA

Uno degli argomenti che più affascinano i neofiti dell'Astronomia è certamente quello dei cosiddetti "record stellari": astri di piccole e gigantesche dimensioni, lontani e vicini, caldissimi e freddissimi, ultra-luminosi ed ultra-deboli, ultra-massicci e "pesi piuma", a rotazione lentissima e velocissima, visibili ed invisibili ad occhio nudo e con i telescopi; certamente, le grandezze misurabili per le quali le stelle possono essere classificate non sono poche!

Tenendo conto che nella sola Via Lattea la nostra galassia - sono contenute probabilmente circa 1.000 miliardi di stelle, viene indubbiamente da ritenere che nella ricerca di "stelle da record", i pesi massimi andrebbero cercati non solo tra quelle che si rendono già ben visibili ad occhio nudo ma delle quali si ritrovano notevoli quantità di dati in letteratura: discorsi che possono certo valere per le varie Antares, Betelgeuse, Deneb, Eta Carinae e tante altre. Attenzione però: basta una semplice occhiata ad una mappa che identifichi la posizione del Sistema Solare all'interno della Via Lattea per comprendere comprendere che la distanza delle stelle, assieme ad un altro fattore determinante quale l'assorbimento della loro luce da parte delle polveri situate nel piano galattico, possono mascherare eventuali stelle da record poste ben lontane da noi al punto da farle apparire non dissimili dalla mole di debolissimi astri che, tutti assieme, vanno a costituire la moltitudine di stelle delle quali è composta la Galassia, un sistema talmente enorme che un raggio di luce partito da una delle stelle più lontane poste alla periferia del disco impiegherebbe non meno di 120 mila anni luce attraversarlo e giungere dalla parte diametralmente opposta!

Agli appassionati delle innumerevoli meraviglie contenute nella volta celeste sarà certamente nota la cosiddetta "nebulosa della Carena", una delle più vaste nebulose ad emissione (detta anche regione HII) presenti nella nostra galassia, un sistema associato a stelle per lo più giovani, blu e calde e che raggiunge le considerevoli dimensioni di 260 anni luce di diametro!

La grande nebulosa della Carena con, indicata, la super-stella WR 25

Lontana ben 7.500 anni luce, oltre che per essere perfettamente visibile ad occhio nudo, a contenere un elevato numero di ammassi stellari nati dalla grande quantità di gas ivi presente, che danno luogo anche ad alcuni fenomeni attivi di formazione stellare, la nebulosa è soprattutto nota per contenere la stella variabile Eta Carinae, una delle stelle più massicce e luminose che si conoscano. Ebbene, stagliata sulla stessa nebulosa e proprio vicino a quest'ultima è presente WR 25, un sistema di stelle binarie lontano dal Sistema Solare circa 7.500 anni luce, costituito da una stella del tipo Wolf-Rayet e da una compagna luminosa e calda; il sistema è membro del giovane ammasso di stelle noto come Trumpler 16 che è, a sua volta, parte dell'associazione di stelle blue giovani chiamata "Carina OB1", una delle più vaste presenti nella Via Lattea. 

WR 25 venne identificata come stella Wolf-Rayet già nel XIX secolo: oltre che la notevole luminosità, soprattutto per il suo spettro dominato da ampie righe di emissione, particolare caratteristico di queste stelle massicce e molto evolute che perdono una notevole parte della loro massa a seguito di intensissimi e veloci venti stellari. Ad attente analisi, lo spettro si rilevò in realtà "intermedio" tra quello di una stella Wolf-Rayet - in particolare, del tipo WN - e quello di una supergigante di tipo O: ciò portò a ritenere che WR 25 potesse essere in realtà un sistema binario, composto da una stella WN e da una di tipo O7 anche se qualsiasi contributo dalla compagna di tipo O, ancora oggi, non può essere rilevato con chiarezza.

Ma cosa sono le WN? Nel 1938, l'Unione Astronomica Internazionale classificò gli spettri delle stelle Wolf-Rayet in due tipologie: quelle denominate, per l'appunto, WN, i cui spettri sono dominati dalla riga dell'azoto, e quelle di tipo WC, nelle quali prevaleva quella relativa a carbonio ed ossigeno. La differenza spettrale tra una stella Wolf Rayet ed una di classe spettrale O, di temperatura simile, dipende essenzialmente dalla presenza nello spettro di intense righe di emissione dell'elio ionizzato, azoto, carbonio e ossigeno; tuttavia, esiste un certo numero di stelle con caratteristiche spettrali intermedie tra i due tipi; ad esempio, le stelle O ad alta luminosità possono comunque presentare righe di emissione dell'elio e dell'azoto mentre alcune WR evidenziano anche righe dell'idrogeno, oltre che una deboli righe di emissione ed anche di assorbimento. Tali stelle "intermedie" vengono indicate con il termine inglese "hot slash", dalla particolare sigla inglese "OIf*/"WN" che evidenzia  caratteristiche spettrali in comune: certo, confusione non manca. Con l'introduzione di tale particolare classificazione, a WR 25 venne assegnato il tipo spettrale O2.5If*/WN6 che identifica la presenza di azoto, la debolezza intrinseca di molte righe di emissione e la presenza di altre, ad assorbimento, dell'elio e dell'idrogeno. 

Una prova pur indiretta, dell'effettiva presenza della stella O nel sistema di WR 25 pervenne dall'osservazione di variazioni periodiche della sua velocità radiale, interpretate come prodotte dalla presenza di una compagna della stella Wolf-Rayet: la tanto acclamata stella blu di classe O. Non solo: stimando il periodo orbitale in circa 208 giorni, le masse ottenute sono pari a ben 75±7 volte quella del Sole per la WR e a 27±3 volte per la compagna di tipo O. Stando così le cose, la stella primaria di WR 25 acquista, di diritto, il record per essere la stella più luminosa conosciuta nella Via Lattea ad oggi nota; dai calcoli, la sua luminosità intrinseca risulta circa 6,3 milioni di volte quella del Sole: un valore inimmaginabile per qualsiasi mente umana!

In questa immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble, sono presenti due stelle colossali: WR 25, al più luminosa e al centro, e Tr16-244, a sinistra, situate all'interno del cluster aperto Trumpler 16

Ad oggi, si ritiene che la compagna sia una supergigante di O4, più giovane stella stella WR; entrambe le stelle, a causa della pressione di radiazione indotta dall'estrema luminosità, scolpiscono l'ambiente nebulare circostante creando lunghi archi di gas e filamenti che sembrano allontanarsi dalla coppia: la stessa collisione dei venti stellari prodotti dalle due stelle produce raggi X, cosa che portò a sospettare circa lo stato binario di WR 25. 

Ad ogni modo, il modello utilizzato per ricavare i parametri stellari non è propriamente applicabile ai sistemi binari, la qual cosa produce un certo grado di incertezza sui valori ottenuti; altre ricerche, infatti, stimano il contributo della stella "secondaria" - certo, ridicolo definirla così - pari al 15% della luminosità del sistema, o poco più. Per contro, stime precedenti avevano prodotto valori inferiori, attorno a 1,5 milioni di volte il Sole, con stime di conseguenza inferiori per altre grandezze fisiche.

Pur emettendo gran parte dell'energia prodotta nell'ultravioletto e sebbene WR 25 sia comunque così intrinsecamente luminosa, essa non si rende visibile ad occhio nudo a causa della forte estinzione di luminosità indotta dalle nubi e dalle polveri presenti nella nebulosa della Carena. La domanda, però, è davvero lecita: quante altre stelle iper-luminose esistono nella Galassia ma che risultano indebolite a causa dello stesso fenomeno? La risposta, ai progressi della tecnologia applicata ai grandi telescopi.