Quando i numeri superano l’immaginazione, ecco R136a1

E’ una stella che fa parte della costellazione del Dorado, situata nella Grande Nube di Magellano. La sua distanza è di 165.000 anni luce dal Sole ed è una iper gigante blu, una giovane stella di sequenza principale con circa 800.000 anni di vita. Si chiama R136a1, vanta circa 265 masse solari, e temperature superficiali che possono arrivare a 50.000 gradi.

Confronto dimensionale tra Terra, Sole, e R136a1
Credit: survincity.com

Ma cosa la rende cosí speciale?

L’ammasso stellare R136, situato nella Nebulosa Tarantola e che ospita R136a1, ospita diverse stelle le cui masse individuali superano di gran lunga il limite “da libro di testo” di massa stellare di circa 150 masse solari. Fu questo il risultato dello studio di Crowther e collaboratori del 2010, i quali determinarono per R136a1 una massa di circa 265 masse solari, ma con un’incertezza di +80 e -35 masse solari, ovvero che potrebbe ammettere valori compresi tra 230 e 345 masse solari! Tale studio fornì forni preziosi dati osservativi che spinsero molto più in alto i limiti superiori della massa delle stelle già con un discreto quantitativo di metalli nella loro composizione (le stelle più giovani della Grande Nube di Magellano presentano infatti una metallicità intorno a metà di quella solare), risultati poi confermati da un secondo studio del 2014, a prima firma Hainich.

Un aspetto importante da notare: tale stella non è ovviamene una delle stelle di popolazione III (la cui componente massiccia è ormai morta da parecchio tempo), ovvero la primissima generazione stellare dell’universo nata con una composizione primordiale, priva di metalli, che favoriva la formazione di stelle marcatamente più massicce di oggi, avvicinandosi anche alle 1000 masse solari di massa. Tali colossi possono quindi esistere anche tra le generazioni stellari più recenti a più alta metallicità.

Quale sarà il futuro di R136a1?

Difficile a dirsi. L’unica cosa certa è che questo tipo di stelle sono conosciute per avere vita breve. Parliamo comunque di milioni di anni, ma è un niente in confronto ad altre stelle come il nostro Sole, che hanno un ciclo di vita totale di diversi miliardi di anni a seconda in primis della massa iniziale.

Il grafico illustra i diversi destini finali delle stelle massicce in funzione della loro massa iniziale (in ascissa) e della loro metallicità. Credit: Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann: How massive single stars end their life. The Astrophysical Journal, 591:288–300, 2003

Una delle possibilità prevede che, dopo aver sconvolto la propria regione stellare con una esplosione devastante, R136a1 collasserà probabilmente in un buco nero.

Rappresentazione artistica della trasformazione da stelle iper massiccia a buco nero.Credit: Rappresentazione artistica del passaggio da stella iper massiccia a buco nero.Credit: National Science Foundation
Rappresentazione artistica della trasformazione da stella iper massiccia a buco nero.
Credit: National Science Foundation

Ma per le stelle con una massa iniziale superiore a circa 100 masse solari esiste anche una seconda possibilità. infatti, le cose in questo caso si complicano, almeno quando si giunge al bruciamento dell’ossigeno. A questo punto, queste stelle possono avere temperature centrali alte abbastanza per cui i fotoni, che generano la pressione che si oppone al peso stesso della stella, sono prevalentemente raggi gamma ad alta energia. Questi ultimi (se abbastanza energetici) possono trasformarsi in coppie elettrone-positrone secondo la classica equazione einstainiana E=mc^2. Quando questo accade, semplicemente i fotoni che generano la pressione crollano di numero, e di conseguenza l’intera struttura collassa rapidamente, e altrettanto rapidamente decollano la densità e temperatura centrali, in modo che l’ossigeno e il silicio brucino non in modo stabile, bensì esplosivo, rilasciando una quantità di energia nucleare molto superiore all’energia di legame gravitazionale della stella, provocandone la distruzione. Questa morte così spettacolare, prende il nome di “Supernova a instabilità di coppia”. Da notare quindi come questo avvenga PRIMA della formazione del nucleo di ferro, ergo anche prima che inizi a formarsi una protostella di neutroni. Di conseguenza, nessun residuo viene lasciato, nulla di nulla.

Quale dei due destini seguirà quindi R1361a?

Non è semplice rispondere, in quanto diversi fattori entrano in gioco. Bisognerebbe infatti conoscere la massa della stella con precisione decisamente maggiore, e come abbiamo visto non è questo il caso. In secondo luogo la presenza o meno di una forte rotazione va a impattare direttamente la struttura interna della stella, e di conseguenza il suo destino finale, e anch’essa non è ad oggi nota con la precisione necessaria. In poche parole, la ricerca va avanti!

Per Aspera ad Astra

Fonti:

Leung et al. 2020, The Astrophysical Journal

Crowther et al.; MNRAS, Volume 408, Issue 2, October 2010, Pages 731-751, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x

Hainich et al. 2014, Astronomy&Astrpphysics

Ohkubo et al. 2009, ApJ

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