Secondo un nuovo studio, il disco attorno alle stelle di tipo Be sarebbe quel che resta di una delle due compagne di un sistema triplo

Le stelle Be (acronimo dell’inglese “Balmer emission”), che rappresentano il 20% di quelle di tipo B, sono caratterizzate dalla presenza di linee di emissione di Balmer, che si pensa provengano da un disco di gas ionizzato attorno alla stella. Inoltre, questi astri ruotano molto velocemente, ma la causa di tale rotazione è ancora sconosciuta. Un’ipotesi prevalente è che cio` sia causato dal trasferimento di massa da una compagna. Utilizzando i dati astrometrici del satellite Gaia, è stato possibile identificare sistemi binari spazialmente non risolte, con separazioni fino a 0,02 secondi d’arco. È stato riscontrato che le frazioni stelle B e Be facenti parte di sistemi binari sono simili per separazioni tra 0,04 e 10 secondi d’arco. Quando pero` si va a considerare sistemi binari piu` stretti (ovvero con una separazione tra le compagne piu` piccola), la presenza di stelle Be è significativamente minore (rispetto a quelle B) per separazioni inferiori a 0,04 secondi d’arco. Ma a cosa sarebbe dovuta questa differenza cosi` marcata?

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Stelle
Credit: ESO/L. Calçada

Sistemi tripli

A quanto sembra l’apparente mancanza di stelle binarie strette con una stella Be come primaria sarebbe consistente con la presenza di compagne spogliate del loro invuluppo a seguito del trasferimento di massa precedentemente suggerito. Tali stelle non verrebbero rilevate nelle osservazioni poiché troppo vicine, di piccola massa e troppo poco luminose. Si e` inoltre scoperto che gli astri Be facciano molto spesso parte di sistemi tripli e multipli di ordine superiore, molto piu` di frequente rispetto a quanto previsto per le stelle B nel loro complesso. Pertanto, cio’ suggerisce che sia proprio l’azione di una terza compagna a causare la migrazione di una delle stelle del sistema, fino a una distanza dalla primaria abbastanza bassa perche` si inneschi un trasferimento di massa e del momento angolare associato. In questo modo si spiegherebbe sia la formazione del caratteristico disco di accrescimento che la rapida rotazione delle stelle Be.

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