Ecco a voi Eta Carinae, uno dei sistemi binari piu’ massicci tra quelli studiati in dettaglio dagli astronomi

Tra le stelle massicce, l’enigmatica Eta Carinae (ηCarinae) è allo stesso tempo una delle stelle più studiate e una delle più misteriose. Il mistero centrale riguardante ηCar è la causa della sua spettacolare “Grande Eruzione” del 1841, che generò la grande nebulosa attorno alla stella. Tale nebulosa fornisce la prova che le stelle massicce possono espellere tra le 10 e le 20 masse solari in un singolo evento eruttivo e sopravvivere. Durante questa eruzione, la stella mostrò una variabilità irregolare e divenne per un breve periodo la seconda stella più luminosa del cielo, nonostante la sua distanza di circa 7500 anni luce. Osservando ηCarinae dal Capo di Buona Speranza all’inizio della metà del XIX secolo, JFW Herschel descrisse per primo gli ‘improvvisi lampi e ricadute’ di ηArgus, come veniva chiamata all’epoca. In certi frangenti, arrivò addirittura a rivaleggiare con Sirio e Canopo in luminosità.

La Nebulosa Omuncolo che circonda ηCar è una nebulosa bipolare resa famosa dalle spettacolari immagini del telescopio spaziale Hubble. Da tempo si sospettava che l’Omuncolo avesse avuto origine dalla Grande Eruzione, e le misurazioni del moto proprio della nebulosa in espansione successivamente lo confermarono. In seguito alla Grande Eruzione, la stella si illuminò di nuovo intorno al 1890 quando espulse un’altra nebulosa bipolare chiamata Piccolo Omuncolo.

La Nebulosa Omuncolo, ripresa dal telescopio spaziale Hubble; credits: NASA

Una compagna sfuggente

Eta Carinae parrebbe inoltre essere in compagnia, seppur l’osservazione diretta della compagna risulti un compito molto arduo. Il gas otticamente spesso che avvolge la stella rende infatti la deduzione dei parametri del sistema binario molto problematica, come ad esempio le velocità orbitali delle componenti e il semiasse maggiore delle orbite, dai quali gli astronomi sono in grado di calcolare le masse delle stelle nei sistemi binari. Ma nel 1996 si scoprì come la stella presentasse delle variazioni in luminosità molto regolari, dell’ordine del decimo di magnitudine. Tali variazioni furono identificate per la prima volta come aventi un periodo di 5,52 anni, successivamente misurato più accuratamente a 5,54 anni, venendo interpretate come derivanti da un sistema binario. La presenza di una compagna fu poi confermata dalle osservazioni nei raggi X, al tempo previsto del passaggio al periastro alla fine del 1997 e all’inizio del 1998. Infatti, le stelle massicce possiedono potenti venti stellari, la cui collisione con il vento stellare di un’eventuale compagna causa l’emissione abbondante di raggi X.

La conferma della presenza di una compagna luminosa ha notevolmente modificato la comprensione delle proprietà fisiche del sistema Eta Carinae e la sua variabilità. Ad esempio, si scoprì che la presenza di una compagna potrebbe spiegare in modo naturale la Grande Eruzione del 1841, la quale sarebbe stata innescata proprio da un passaggio ravvicinato delle due stelle, delle quali la secondaria avrebbe una massa dell’ordine delle 85 masse solari. Per quanto riguarda la stella primaria, la sua massa si aggira intorno alle 150 masse solari. Ma i calcoli di evoluzione stellare, che meglio riproducono l’attuale luminosità (4,5 milioni volte quella del Sole) e temperatura superficiale (circa 20000 gradi), mostrano che la stella avrebbe iniziato la sua vita con una massa molto maggiore, di circa 200 masse solari. Lungo la sua evoluzione, la stella ha poi perso attraverso i suoi venti circa 30 masse solari prima della Grande Eruzione, che provoco l’espulsione di circa ulteriori 20 masse solari, riducendo la sua massa fino al valore presente.

Fonti:

Grant et al. 2020; Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 494, Issue 1, pp.17-35

Kashi et al.; The Astrophysical Journal, 723:602–611, 2010 November 1

Nathan et al. 2011, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 415, Issue 3, pp. 2009-2019

Pittard et al.; Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin, vol. 80, p. 610-615 (Proceedings of the 39th Liège Astrophysical Colloquium, held in Liège 12-16 July 2010, edited by G. Rauw, M. De Becker, Y. Nazé, J.-M. Vreux, P. Williams)

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