Violente eruzioni regolari tra due stelle binarie

Un team di astronomi guidato dal dottor Gavin Ramsay dell'Armagh Observatory ha individuato violente eruzioni da una coppia di stelle interagenti che orbitano una attorno all'altra ogni 25 minuti. Stranamente, queste esplosioni avvengono a intervalli regolari e prevedibili, ogni due mesi.

Le nuove osservazioni sono state effettuate utilizzando il Liverpool Telescope situato nelle Isole Canarie e l'osservatorio orbitante Swift. I risultati verranno visualizzati nella rivista degli Avvisi mensili della Royal Astronomical Society.
Le stelle sono entrambe nane bianche ricche di elio, resti compatti di stelle come il nostro Sole alla fine della loro vita, situate nella costellazione del Dragone e chiamate KL Dra. Esse sono separate da una distanza equivalente a poco più della metà di quella tra la Terra e la Luna, cioè abbastanza vicino affinchè la stella più massiccia trascini il suo compagno più leggero.

Il flusso risultante di elio dalla una nana bianca si sposta all'altra ad una velocità di milioni di km all'ora. La maggior parte delle volte il materiale si blocca in un disco attorno a cui ruota il compagno di accrescimento, con solo un filo di atterraggio sulla stella stessa, provocando la calma incandescente nella luce visibile, ai raggi ultravioletti e ai raggi X. Tuttavia, il team ha scoperto che ogni due mesi il materiale del disco viene quindi sbloccato di colpo in una gigantesca eruzione che causa brillamenti decine di volte più luminosi dei precedenti.

Questo è uno dei pochi sistemi binari che seguono una dieta rigorosa di elio. L'idrogeno che originariamente era presente in entrambe le stelle si è da tempo trasformato in elio e in elementi più pesanti. Quasi tutti gli altri sistemi che interagiscono con i sistemi binari finora scoperti utilizzavano il trasferimento dell'idrogeno. Dal momento che l'elio è più pesante e ha proprietà diverse per l'idrogeno, il team si aspetta che l'eruzione di KL Dra sia differente dalle altre binarie con trasferimento di materiale ad idrogeno.

Visto che KL Dra erutta regolarmente e in modo prevedibile l'elio, gli scienziati possono pianificare osservazioni dettagliate e sensibili utilizzando una serie di telescopi adatti. Tali osservazioni avranno notevoli implicazioni per la comprensione del processo generale di accrescimento in molti sistemi stellari, che vanno dalle stelle giovani ai massicci buchi neri si trovano al centro delle galassie.
Il team di astronomi ha quindi ricevuto osservazioni complementari di KL Dra utilizzando l'osservatorio Swift. Ne è emerso che l'eruzione osservata è apparsa molto forte agli ultravioletti (UV). Sorprendentemente, a differenza dei sistemi ad idrogeno non vi è stata alcuna variazione nella luminosità ai raggi X durante l'eruzione.

Tom Barclay, uno studente post-laurea all'Armagh Observatory e all'UCL Mullard Space Science Laboratory ha detto: "Abbiamo in programma di tenere sotto osservazioni di elio dozzina di stelle binarie simili usando il Telescopio Liverpool, per vedere se si comportano nello stesso modo. E 'stata una grande sorpresa vedere un secondo scoppio da KL Dra appena due mesi dopo il primo. Abbiamo poi previsto che la prossima l'esplosione avrebbe avuto inizio il prossimo 7 dicembre dello scorso anno. E' stato molto eccitante indovinare perfettamente la data!".

Prof. Iain Steele, direttore del telescopio di Liverpool ha commentato: "Questo è un altro ottimo esempio della potenza unica del nostro telescopio robotico che si dimostra particolarmente efficace quando si lavora con osservatori spaziali come Swift. In questo caso ci ha aiutato a scoprire completamente un nuovo tipo di oggetto celeste. L'orario flessibile del telescopio Liverpool rende facile per noi coordinare le osservazioni con altre strutture e controllare gli oggetti che variano su scale temporali da secondi a anni. Questo approccio è praticamente impossibile con un osservatorio convenzionale".

Il dottor Simon Rosen dell'Università di Leicester e parte del team che ha fatto la scoperta ha aggiunto: "I raggi X e la maggior parte delle radiazioni UV non penetrano l'atmosfera terrestre e solo gli osservatori spaziali possono osservare le alte energie di emissione di questi oggetti estremi. Con la sua impareggiabile capacità di saper ottenere osservazioni molto frequenti a raggi X e UV, siamo stati in grado di utilizzare lo Swift per sondare il sistema ad alte energie e di confermare il risultato del Liverpool Telescope ". Dr Ramsay è felice del lavoro del team. "Progetti come questo possono richiedere diversi anni per produrre risultati, quindi è stato fantastico ottenere una tale scoperta dopo solo pochi mesi."

A cura di Arthur McPaul

Link: http://www.sciencedaily.com/releases/2010/05/100524085514.htm

Nuove tipologie di supernovae

(Credit: Avishay Gal-Yam; Weizmann Institute of Science)

In quanti modi può esplodere una stella arrivata al capolinea? Finora, essenzialmente in due modi: per collasso gravitazionale, nel caso di una stella massiccia, o per esplosione termonucleare, nel caso di una nana bianca. Giusto? Non più. Un paio di articoli su Nature cambiano le carte in tavola. Due gruppi internazionali di ricercatori, entrambi con partecipazione italiana dell’INAF –  Paolo Mazzali dell’INAF Osservatorio astronomico di Padova, distaccato presso la Scuola Normale Superiore di Pisa e attualmente ospite al Max Planck Institute for Astrophysics di Monaco nel primo studio ed Elena Pian dell’INAF Osservatorio astronomico di Trieste, distaccata presso la Scuola Normale Superiore di Pisa – annunciano di aver scoperto una nuova classe di supernovae, debolmente luminose, che sfuggono alle categorie standard delle supernovae di Tipo Ia e di tipo Ib/c o II.

Che cosa hanno di così strano queste supernovae? La prima, in sigla SN 2005E, non ha praticamente nulla di “normale”. Osservata la prima volta cinque anni fa, non è stata più persa di vista dagli astronomi, decisi a svelare i misteri delle sue bizzarre caratteristiche. Come spiega Paolo Mazzali, co-autore del paper firmato da Hagai Perets, del Weizmann Institute of Science in Israele e attualmente all’Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics “le stranezze sono molte”.  

“Si trova in una regione periferica di una galassia ellittica, luogo dove non sono mai state osservate esplosioni di supernovae che risultino dal collasso di un nucleo stellare. Abbiamo escluso l’ipotesi che la stella d’origine sia nata altrove, nel centro della galassia, e successivamente migrata in periferia. Inoltre, cosa ancora più sorprendente, è ricca di elio, come è tipico delle supernovae Ib provenienti da stelle massicce. Tuttavia, la debole luminosità indica che è stata ‘partorita’ da una stella di piccole dimensioni, meno di una massa solare”.

Come spiegare questi dati apparentemente contraddittori?

“L’ipotesi più convincente è che sia stata prodotta in un sistema binario, composto da una nana bianca e una compagna ricca di elio. La nana bianca, di mezza massa solare, avrebbe accresciuto elio, gas instabile che ad alte densità e temperature avrebbe innescato una reazione di fusione nucleare, producendo la detonazione della supernova che abbiamo osservato”.

Il secondo tipo di supernova descritto su Nature, in sigla SN 2005cz, avrebbe come progenitore una stella di massa pari a 10-12 masse solari. Come nel primo caso, l’aspetto più bizzarro è la scarsa luminosità e la posizione. 

Ma i ricercatori, guidati da Koji Kawabata dell’Università di Tokyo, sono giunti a una spiegazione più tradizionale: si tratterebbe di una rara esplosione di tipo Ib.  

“Questo risultato indica che nella galassia ospite della supernova,  dove pensavamo non si formassero più stelle, esiste invece una piccola fucina di stelle massicce che ci obbliga a riconsiderare le attuali teorie sulla loro nascita e la loro morte”, commenta l’astronoma Elena Pian, che ha partecipato al secondo studio.

Siamo di fronte a mosche bianche, oppure si tratta di una nuova tipologia di esplosioni di cui finora ignoravamo l’esistenza?  

“Probabilmente ne scopriremo ancora”, risponde Mazzali.

Fonte: http://www.media.inaf.it/2010/05/19/le-supernovae-che-non-ti-aspetti/ 

La classificazione stellare

LA CLASSIFICAZIONE DI HARVARD

Le stelle sono classificate per convenzione, in base alla loro temperatura superficiale mediante la Legge di Wien, la quale afferma sinteticamente che a in base al colore della loro emissione luminosa è possibile conoscere la temperatura. La spettroscopia permette in di analizzare gli spettri di emissione delle stelle e persino intuire la costituzione chimica.
Questa classificazione fu definita nella prima stesura da Annie Cannon e lo Harvard College Observatory. Il diagramma H-R collega la classificazione stellare con la magnitudine assoluta, la luminosità e la temperatura superficiale. Il sistema di classificazione pertanto valuta l'assorbimento dell'idrogeno alla temperatura superficiale effettiva. La temperatura è misurata in kelvin, ma viste le altissime scale numeriche, è praticamente uguale a quella Celsius.

Le classi  sono:

O: 30.000 - 60.000 K stelle blu
B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche
A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche
F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche
G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole)
K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio
M: < 3.500 K stelle rosse

In seguito a nuove scoperte di recente sono state aggiunte altre 5 classi: la N, R e S in riferimento a  stelle molto rosse  e man mano molto fredde, mentre la L e la T si avvicinano a corpi altamente freddi riconducibili alle nane brune e alle nane brune superfredde. Ogni classe inoltre è suddivisa in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9.

Classe O

Le stelle di classe O sono molto calde e luminose, mostrando un colore decisamente blu. Un esempio è Naos (nella costellazione della Poppa) che brilla un milione di volte in più rispetto al Sole. La maggior parte della luce da loro emessa è composta da raggi ultravioletti.

(rappresentazione artistica di Naos)

Classe B

Le stelle di classe B sono molto luminose e molto calde, Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B. Le stelle O e B sono molto potenti, ma di vita breve e spesso sono associate in ammassi chiamati OB.

(Rigel)

Classe A

Stelle di tipo A sono le più visibili ad occhio nudo, caratterizzate dallo spettro bianco. Questa categoria comprende stelle dalla luminosita assai differente come ad esempio Deneb (nel Cigno) o Sirio.

(Deneb)

(Sirio)

Classe F

Le stelle F sono più fredde delle precedenti e il loro colore è bianco con una tinta gialla. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe.

(Fomalhaut)

Classe G
Le stelle di classe G hanno linee di assorbimento dell'idrogeno molto deboli ma mostrano righe di metalli neutri accanto a quelle dei metalli ionizzati. Il tipo G è quello del nostro Sole e rappresenta per tale motivo la tipologia stellare meglio studiata e conosciuta.

 (il Sole)

(Alpha Centauri a)

Classe K

Le stelle K sono leggermente più fredde delle G e sono di colore arancione. Variano in dimensioni e hanno linee di assorbimento dell'idrogeno estremamente deboli. Alcuni esempi sono  Arturo o Alfa Centauri B.

(Arturo)

Classe M

Le stelle di classe M o stelle rosse sono le più numerose, con una percentuale vicina al 90% di tutte le stelle conosciute. La loro temperatura abbastanza bassa le rende poco luminose e non osservabili ad occhio nudo.
Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole, è una nana rossa, ma può essere vista solo con un telescopio dal diametro accettabie.
Anche Antares e Betelgeuse, o le  variabili Mira sono stelle di classe M ma le loro dimensioni variano di molto. Assente l'assorbimento dell'idrogeno e invece assai frequente quella dell'ossido di titanio.

(Betelgeuse esempio di gigante rossa)

Classe L

La recente classe L raggruppa stelle molto rosse che brillano principalmente nell'infrarosso e sono abbastanza fredde.

Classe T

Le T sono oggetti molto freddi e piccoli, conosciuti meglio come nane brune perchè emettono pochissima luce ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin (700 °C).

(immagine comparativa delle varie classi spettrali)

Altre classi spettrali

Le stelle R e N sono stelle giganti con alto contenuto di carbonio. Queste stelle sono state recentemente riclassificate in una classe unica C del carbonio. Le stelle S hanno abbondano di carbonio e ossigeno, sotto forma di molecole di CO, che si forma grazie alla bassissima temperatura superficiale. Le stelle W (o WR) dette anche Stelle di Wolf-Rayet, con Teff compresa tra 25.000 e 50.000 K, molto massicce (oltre 20 M☉) e con venti stellari molto forti.

LA CLASSIFICAZIONE SPETTRALE DI YERKES

Chiamata anche il sistema MKK, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory.

Questa classificazione si basa su linee spettrali sensibili alla gravità superficiale della stella, la quale è in genere legata direttamente alla sua luminosità, invece che alla temperatura come la tradizionale classificazione di Harvard.
Vengono pertanto riconosciuti  sette tipi diversi di stelle:

I supergiganti
Ia supergiganti più luminose
Ib supergiganti meno luminose
II giganti luminose
III giganti normali
IV subgiganti
V stelle di sequenza principale (nane), come il Sole
VI subnane (usata raramente)
VII nane bianche (usata raramente)


UNA BREVE STIMA DELLA VIA LATTEA
Nella Via Lattea, l'iniziale stima 100 miliardi, è stata poi auementata per inglobare la strabordante presenza di nane rosse e una cospicua presenza pulsar, ben più numerose di quanto ipotizzato. Su valpri approssimativi, soltanto la nostra galassia pptrebbe contenere fino a 400 miliardi di stelle.
Una previsione verosimile della percentuale di stelle presenti è ka seguente:

O : < 0,00001% (blu)
B : < 0,01% (blu-bianche)
A : ~ 1% (bianche)
F : ~ 3% (giallo-bianche)
G : ~ 6% gialle (tipo il Sole)
K : ~ 10% (gialle-arancio)
M : ~ 80% (nane rosse)

a cura di Arthur McPaul

fonti:

http://it.wikipedia.org/wiki/Classificazione_stellare