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Gli astronomi scoprono la stella più povera di ferro della Via Lattea

SMSS J160540.18-144323.1 , una stella gigante rossa povera di metalli ultra-poveri situata nell’aureola della Via Lattea, sull’altro lato della Galassia a circa 35.000 anni luce dalla Terra, contiene una quantità minima di ferro. Si pensa che le primissime stelle nell’Universo fossero costituite solo da idrogeno ed elio, insieme a tracce di litio. Questi elementi sono stati creati subito dopo il Big Bang, mentre tutti gli elementi più pesanti sono emersi dal calore e dalla pressione delle supernove cataclismiche. Le stelle come il Sole che sono ricche di elementi pesanti contengono quindi materiale di molte generazioni di stelle che esplodono come supernovae. Poiché nessuna delle prime stelle è stata ancora trovata, le loro proprietà rimangono ipotetiche.

stella matusalemme
Questa immagine mostra la stella ultra-povera di metallo SMSS J160540.18-144323.1. Immagine di credito: Centre de Données astronomiques de Strasbourg / SIMBAD / PanSTARRS.

Ci si aspettava da tempo che fossero incredibilmente massicce, forse centinaia di volte più massicce del Sole e che fossero esplose in supernove incredibilmente energetiche conosciute come ipernovae. La scoperta di SMSS J160540.18-144323.1 sebbene non sia una delle prime stelle, aggiunge una forte evidenza.

Il dott. Thomas Nordlander del nodo della National University australiana del ARC Center of Excellence per All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D) e colleghi hanno individuato questa stella utilizzando lo SkyMapper Telescope presso l’Osservatorio primaverile a molla. L’analisi spettroscopica ha indicato che la stella aveva un contenuto di ferro di una sola parte su 50 miliardi.

“È come una goccia d’acqua in una piscina olimpica”, ha affermato il Dr. Nordlander. Questa stella incredibilmente anemica che probabilmente si è formata solo poche centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang, ha livelli di ferro 1,5 milioni di volte inferiori a quello del Sole”.

Il Dr. Nordlander e i suoi co-autori suggeriscono che SMSS J160540.18-144323.1 si formò dopo l’esplosione di una delle prime stelle. Si è scopre che la stella esplosa era poco massiccia, solo 10 volte più del Sole ed è esplosa debolmente in modo che la maggior parte degli elementi pesanti creati nella supernova ricadessero nella stella di neutroni residua.

Solo una piccola quantità di ferro appena forgiato è sfuggito all’attrazione gravitazionale del residuo con quantità molto più grandi di elementi più leggeri a formare una nuova stella, una delle primissime stelle di seconda generazione, che ora è stata scoperta.

“E’ improbabile che le vere prime stelle siano sopravvissute fino ai giorni nostri, La buona notizia è che possiamo studiare le prime stelle attraverso le loro figlie, le stelle che le hanno seguite come quella che abbiamo scoperto.”, ha affermato il professor Martin Asplund, capo investigatore di ASTRO 3D presso la Australian National University.

stella matusalemme

Un meccanismo che può spiegare questo strano rapporto di abbondanze è il cosiddetto mixing-and-fallback: quando la stella progenitrice esplose, l’energia rilasciata non fu sufficiente a liberare nel mezzo interstellare tutti gli elementi pesanti prodotti dalla supernova, così che la maggior parte di essi ricadde sulla stella di neutroni appena formata. Solo una piccola quantità di ferro riuscì a sfuggire dalla morsa gravitazionale della stella di neutroni. Assieme a un’enorme quantità di elementi leggeri come idrogeno ed elio, si venne così a formare Smss 1605-1443, la prima della seconda generazione di stelle.

«La buona notizia è che possiamo studiare le prime stelle attraverso le loro figlie», dice il professor Martin Asplund, co-autore della ricerca.

Future osservazioni con una risoluzione spettroscopica maggiore consentiranno di porre limiti più rigorosi sulla metallicità di queste stelle. Inoltre, si potranno individuare eventuali elementi chimici aggiuntivi, che consentiranno agli astronomi di comprendere meglio le proprietà delle stelle progenitrici di Popolazione III.

Metallicità e granulazione

All’interno del plasma di  elementi di idrogeno ed elio vi è una piccola percentuale di elementi più pesanti. La quantità di tali elementi nell’atmosfera stellare è detta metallicità. Precisiamo che in campo astrofisico per metalli si intendono tutti gli elementi più pesanti dell’Elio, per questo motivo molti elementi sono considerati metalli anche se non lo sono ordinariamente.

Di solito il valore della metallicità di una qualsiasi stella si ottiene confrontandola con l’abbondanza di elementi metallici nel Sole. Si ottiene così una misura relativa di metallicità rispetto al Sole che ha metallicità un 1,6% della massa. I valori da prendere in considerazione sono l’abbondanza di ferro (Fe) e l’abbondanza si idrogeno (H). Nella Via Lattea il valore di metallicità è più elevato nel centro e più basso via via che si va verso l’esterno. Questo perché il centro della galassia è maggiormente popolato da stelle rispetto alle zone esterne.

Perché è così importante sapere il valore di metallicità di una stella? Per due motivi:

  • Questa grandezza insieme alla temperatura, il raggio e proprietà fondamentali, influisce sulla granulazione. La granulazione non è altro che il movimento convettivo che si origina tra l’interno della stella e la parte superficiale, un movimento del plasma che possiamo immaginare simile al “ribollire” dell’acqua.
  • Lo studio della metallicità permette di stimare l’età di una stella.

Ed è qui che grazie alla scoperta di stelle ben più vecchie di altre, ci si è posti la domanda sulla nascita di una stella particolare: la prima! Ovviamente è un evento che può essere avvenuto in simultanea con altri e oltretutto risulta impossibile determinare la stella precisa. Questo perché con molta probabilità le stelle primordiali si sono già spente. Allora gli scienziati hanno iniziato ad indagare per identificare a quali tipologie di stelle appartenessero le prime ad essersi formate.

TIPOLOGIE DI STELLE

Le stelle si formano all’interno di nubi molecolari e in alcune regioni dove il gas è particolarmente denso si instaurano delle attrazioni gravitazionali instabili. Quando la materia raggiunge una condizione tale da soddisfare i criteri di instabilità di Jeans, allora inizia a collassare su se stessa. A quel punto può nascere una stella con diverse caratteristiche. Nel corso del tempo la continua scoperta di stelle sempre diverse ha portato alla necessità di classificare per le loro proprietà principali.

Classificazione della temperatura

Un modo classificare le stelle è quello delle classi spettrali di Harvard che prevede l’utilizzo delle lettere Spesso sono elencate in ordine decrescente di temperatura:

  • O : temperatura maggiore di  33 000 K, blu
  • B : temperatura tra 10 000 K e 33 000 K, azzurre
  • A : temperatura tra 7 500 K e 10 000 K, bianche
  • F : temperatura tra 6 000 K e 7 500 K, bianche e gialle
  • G : temperatura tra 5 200 K e 6 000 K, gialle
  • K : temperatura tra 3 700 K e 5 200 K, arancioni
  • M : temperatura inferiori a 3 700 K, rosse

Classificazione mediante luminosità e dimensioni

La classificazione più famosa è quella che fa utilizzo della luminosità delle stelle, spesso questa caratteristica è legata alla grandezza delle stelle fuori dalla sequenza principale. L’aumento del volume delle stelle giganti implica anche un aumento della superficie radiante e quindi della luminosità della stella.

  • 0 Ipergiganti
  • I Supergiganti
  • II Giganti brillanti
  • III Giganti
  • IV Subgiganti
  • V Sequenza principale, dette anche nane
  • VI Subnane
  • VII Nane bianche

Unendo la classificazione per temperatura e quella per luminosità si ottengo le varie combinazione che descrivono gli atri. Ad esempio il Sole appartiene alla classe G e alla V, quindi è una nana gialla. Questo ragionamento può ripetersi per gli altri astri di cui desideriamo conoscere la tipologia. Esistono però altre tipologie di classificazione che tengono in considerazione altri fattori.

Il Sole è circa a metà del suo ciclo vitale e nella sua fase finale si espanderà ulteriormente. Questo perchè è tra le stella nane, seppur a noi sembra già avere straordinarie dimensioni. Intorno al nostro Sole orbitano molti pianeti, il più vicino di questi è Mercurio.
Le stelle si dividono in numerose categorie a seconda delle loro caratteristiche. Qui possiamo vedere un’illustrazione del Sole (nana gialla) che si trova a 149.600.000 km dalla Terra. Il corpo in figura che sta passando davanti al Sole è Mercurio.

Nell’universo ci sono così tanti astri che è praticamente impossibile osservarli tutti, figuriamoci riuscire a determinarne le caratteristiche. Per adesso la stella più grande mai osserva è UY Scuti, una stella ipergigante rossa all’interno della Via Lattea. Si trova nella costellazione di Scudo a diverse migliaia di anni luce dalla Terra. Il volume di UY Scuti è circa 5 miliardi di volte più grande del Sole (1 700 volte il suo raggio).

Mentre è più complicato stabilire quali stelle, tra quelle osservate, sia la più piccola, a causa dell’indecisione nel considerarle stelle oppure no. Di sicuro un astro molto piccolo è OTS 44: una nana bruna “non molto” distante dalla Terra nella costellazione del Camaleonte.

Popolazioni stellari

La Popolazione II comprende le stelle più vecchie che possiamo osservare, quelle con valori di metallicità molto bassi. Queste stelle descrivono orbite ellittiche e inclinate, spesso o molto inclinate rispetto al piano galattico e a loro velocità relativa rispetto al Sole è molto alta. Un esempio di queste antichi astri è la stella di Sneden e appartiene a quella regione di spazio che circonda le galassie a spirale, detto alone galattico.

Della Popolazione I invece fanno parte le stelle più giovani, quelle della generazione successive alla popolazione II. Quando una stella muore può esplodere in una supernova o diventare una nebulosa planetaria, liberando una parte del materiale di cui era composta. Gli elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio prodotti dalla vecchia stella sono di maggiore quantità rispetto a quelli che la stella possedeva inizialmente. Così le nuove stelle che nascono da queste nubi avranno valori maggiori di metallicità. Queste stelle di nuove generazione appartengono alla popolazione I.  Anche il Sole è una stella di popolazione I.

Le stelle primordiali che sono nate per prime nell’universo, dovrebbero quindi appartenere ad una generazione stellare antecedente alle due popolazioni che conosciamo. Per questo motivo questi astri si considerano appartenere alla popolazione III, anche se nessuno di questi è stato mai osservato. La teoria secondo cui queste stelle della popolazione III siano realmente esistite si base sul fatto che nel Big Bang furono prodotti soltanto idrogeno ed elio. Quindi le stelle di popolazione II devono essere nate da nebulose planetarie contenenti metalli generati da stelle ancora più antiche, appunto da quelle della popolazione III. Come erano fatti questi astri primordiali?

CARATTERISTICHE DELLE STELLE PRIMORDIALI

Nel primo centinaio di milioni di anni il nostro Universo era totalmente al buio ed estremamente freddo (circa 85 Kelvin), questo perché l’unico calore presente era quello residuo del Big Bang, ovvero la radiazione cosmica di fondo. Inoltre gli unici elementi presenti erano Idrogeno ed Elio, che furono quindi gli elementi costitutivi delle nascenti stelle primordiali. Come dobbiamo immaginarci queste stelle? La popolazione III, se davvero esistita, non è più presente nel nostro Universo e per identificare le fattezze delle prime stelle non possiamo fare altro che affidarci a dei modelli teorici. Questi ci dicono che moltissime delle stelle primordiali avevano una massa di circa decine o centinaia di volte la massa del Sole. Erano quindi mediamente ben più massive delle stelle presenti nell’attuale Universo.

Ma un momento, se all’epoca vi erano solo Idrogeno ed Elio, come sono sbucati fuori gli altri elementi? Andiamo con ordine. Nelle nubi dove si sono formate le stelle di popolazione III non vi era alcuna traccia di metalli. Per cui si dice che tali stelle presentavano metallicità Z nulla, dove con metallicità Z si indica la percentuale di metalli presente del gas da cui originano le stelle. L’accensione delle prime stelle avviene per mezzo del processo di fusione termonucleare nel nucleo, viene dunque liberata energia e al livello della superficie essa viene diffusa sotto forma di radiazione elettromagnetica. Questa radiazione è la luce che illumina le regioni circostanti, riscaldando e ionizzando il gas allo stesso tempo.

Tali reazioni portano alla creazione di elementi via via più pesanti (fino al Ferro), da cui l’origine di una parte dei metalli che conosciamo oggi (diremo fra poco dove si origina la restante parte).

Catena protone-protone

Come detto, le stelle primordiali erano molto grandi e per mantenere tale struttura il loro nucleo doveva essere luogo di reazioni termonucleari molto efficienti. La prima reazione ad attivarsi è la catena protone-protone.

La catena protone-protone è una reazione nucleare che avvine tra le stelle, in particolare si pensa che sia stata una delle prime a scaturire all'interno delle prme stelle che hanno illuminato l'universo.
Le stelle emettono luce usando l’energia prodotta da reazioni nucleari interne. La catena protone-protone è una di queste reazioni che probabilmente si è verificata proprio in quelle stelle primordiali.

L’interazione tra due protoni energetici, attraverso processi intermedi e paralleli, conduce alla formazione di un nucleo di Elio (4He). Questa prima combustione sprigiona più di 26 MeV di energia cinetica che contribuiscono all’energia termica della stella.

Si pensi ora che una stella primordiale di 100 masse solari presentava un temperatura nel nucleo interno di circa 100 milioni di gradi Kelvin a confronto dei 4-5 milioni di gradipresenti nel nucleo del Sole. Inoltre, proprio a causa delle alte temperature. Contemporaneamente alla catena protone-protone si può attivare la combustione dell’Elio che produce Carbonio. A questa segue la produzione di elementi più pesanti passando dal “ciclo del Carbonio-Azoto-Ossigeno” (dove per l’appunto vi è la produzione degli elementi che danno nome al ciclo).

Stelle così grandi e con reazioni termonucleari così efficienti hanno una durata di vita relativamente breve, ciò spiegherebbe l’assenza di stelle di popolazione III nell’attuale Universo. Inoltre anche il modo in cui termina la loro vita dipende dalla massa iniziale: tra 10 e 40 vi sono combustioni instabili che sottraggono energia alla stella, la quale prima collassa e poi esplode in supernova. Tra 40 e 120 masse solari la stella collassa in un buco nero poiché non vi è sufficiente energia d’onda d’urto per esplodere in supernova. Una stella maggiore di 260 masse solari durante il collasso gravitazionale ha temperature interne così elevate da causare la foto-disintegrazione dei nuclei; il collasso non potendo essere arrestato genera un buco nero massivo tanto quanto lo era la stella.

Possiamo ora finalmente dire dove si generano gli elementi più pesanti del Ferro, ebbene ciò accade nelle esplosioni di supernova, poiché si tratta di eventi enormemente energetici. In un tempo brevissimo viene liberata mille volte più energia di quanta il Sole ne avrà prodotta nella sua intera esistenza di 10 miliardi di anni.

Riferimenti e approfondimenti

  1. The Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters (arXiv.org preprint).
  2. T. Nordlander et al. 2019. The lowest detected stellar Fe abundance: the halo star SMSS J160540.18-144323.1. MNRASL 488 (1): L109-L113; doi: 10.1093/mnrasl/slz109

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