AE Aurigae

Ci sono stelle che solcano il cielo a gran velocità fuggendo dalla regione in cui nascono e in cui assistettero alla fine esplosiva di una stella compagna. Gli astronomi li chiamano stelle fuggitive o runway stars. AE Aurigae è una di queste.

Di Paolo Maffei articolo tratto da l'Astronomia nr 54

circa a metà strada del lato definito dalle stelle beta Tauri e Lota Aurigae ma un po' spostato verso l'interno, c'è un gruppetto di stelle pressoché allineate formate essenzialmente da 14,16,17, 18 e 19 Aurigae. A questo gruppo, poco brillante, appartiene anche una stellina più debole delle altre, al limite della visibilità a occhio nudo. L'occhio non ci trova niente di speciale, ma in realtà si tratta di una stella interessantissima, e non solo di una stella. Il suo nome è AE Aurigae, perché è una variabile, anche se varia di poco: tra le magnitudini visuali di 5,78 e 6,08, quindi con un'ampiezza di appena 3/10. Il tipo spettrale è O9.5 V. Dunque si tratta di una stella di sequenza principale dei primissimi tipi spettrali. Con quel tipo spettrale la magnitudine assoluta visuale deve essere intorno a -4, valore dal quale si ricava una distanza di circa 3200 a.l. Per questo, benché sia 3300 volte più luminosa del Sole, si riduce a essere, per noi, appena visibile a occhio nudo. Il Catalogo Generale delle Stelle Variabili nella quarta edizione (1985) la classifica con la sigla INA corrispondente alle variabili di Orione dei primi tipi spettrali e alle stelle cosiddette Be e Ae immerse in piccole nebulose, caratterizzata da bruschi abbassamenti di splendore occasionali simili a quelli della variabile ad eclisse Algol. Naturalmente, data l'occasionalità, la causa della valutazione non è l'eclisse. Il prototipo di queste stelle, sempre secondo il Catalogo Generale è T Orionis. Anche se le caratteristiche di AE Aurigae sono simili a quelle delle più brillanti stelle di Orione, è molto lontana da quella zona e quindi non può far parte di quell'associazione. Tuttavia come le stelle O di Orione e di altre associazioni, anche questa è associata a una nebulosa, indicata con la sigla IC 405. Nel 1965 vi trovai 5 variabili ma il materiale fotografico che avevo usato, pur essendo molto esteso nel tempo, era molto sporadico e non potei determinare il tipo di variabilità. Soprattutto non fu possibile scoprire se si trattava di variabili nebulari, cioè di quel tipo di variabili irregolari associate alle nebulose e numerosissime in Orione. Così non fu possibile nemmeno trovare e appartenevano alla nebulosa o vi si proiettavano per ragioni prospettiche e, in conseguenza, se le era lecito supporre che in quella nebulosa ci fosse una associazione. D'altra parte in questo senso la nebulosa sarebbe stata piuttosto strana, diversa da quella di Orione.

A parte le dimensioni che, ammesso che si trovi alla stessa distanza della stella, dovevano essere circa la metà di quelle della nebulosa di Orione, era anche insolito che contenesse una sola stella O (AE Aurigae, appunto). E non c'era solo questo di strano. Come trovò per prima V.F. Gaze nel 1953, fotografando la nebulosa nel blu e nel rosso si rivelano due aspetti completamente diversi. Nel rosso si vede una struttura filamentosa, intricata e brillante anche nelle zone più esterne, mentre nel blu si vedono solo alcune parti più brillanti della precedente struttura, a est di AE Aurigae, una estesa nebulosa invisibile nel rosso. La presenza di questa seconda nebulosa non si spiega facilmente con l'eccitazione da parte della stella, come invece si può ammettere per quella rossa che irradia certamente per fluorescenza nella riga H-Alfa. Secondo la Gaze poteva trattarsi di una pura nebulosa a riflessione, mentre Ambartsumian discusse la possibilità di un'emissione non termica. Inoltre è certo, come mostrano nella fotografia blu certe zone meno luminose stagliate contro la nebulosa, che la stella si trova immersa non solo nel gas ma anche in grosse nubi di polvere. Ma una nube di polvere non può resistere a lungo in vicinanza di una stella O che, appena formata, la spazza via subito col suo potente vento stellare. Si direbbe dunque che la stella AE Aurigae non sia nata in quella nebulosa ma ci sia capitata per caso. E infatti proprio così. prima di tutto, come si è trovato spettroscopicamente, la velocità radiale della stella è diversa da quella della nebulosa. Si allontanano entrambe da noi ma la prima alla velocità di 59 km al secondo e la seconda di 22 km secondo. Dunque i due oggetti non sono legati fisicamente e in futuro la stella, viaggiando più velocemente, uscirà dalla nebulosa. In secondo luogo, e questa prova rivela un nuovo aspetto della stella, la nebulosa in emissione è pressoché inesistente nella zona a sud della stella. Anzi, esaminando una fotografia della zona e seguita con uno strumento al largo campo, si vede una nebulosa molto estesa che manca da un lato, proprio nella parte a sud della stella, come se fosse stata spazzata via. Ebbene la stella si è mossa, e si muove tuttora, nella direzione parallela a quel lato. La freccia aggiunta nella figura (vedi fondo pagina), oltre a indicare la direzione del moto, mostra, con la sua lunghezza, il tratto percorso dalla stella in 50.000 anni. Componendo questo valore ricavato per il moto proprio con quello della velocità radiale, si è trovato che la stella si sposta nello spazio alla velocità di 106 km secondo.

Dunque AE Aurigae, provenendo da un'altra regione del cosmo, ha incontrato casualmente una nebulosa che ha spazzato, accumulando il materiale raccolto avanti a intorno a sé come fa uno spartineve. Se non è nata dove si trova ora, cioè da quella nebulosa e da quelle polveri, è spontaneo chiedersi da dove provenga. Risalendo il suo moto, si scopre che 2 milioni e 700.000 anni fa si trovava di Orione. Essendo una stella molto giovane e dunque quasi certo che fu la che si formò. A questo punto va notato che vi sono altre due stelle con caratteristiche simili ad AE Aurigae, entrambe provenienti dalla zona di Orione. Si tratta di u Columbae e 53 Arietis. La prima di tipo spettrale BO, solca lo spazio alla velocità di 123 km secondo e doveva trovarsi in Orione 2.200.000 anni fa; la seconda di tipo B2, viaggia 53 km secondo e doveva esserci 4 milioni e 900.000 anni or sono. O tra queste tre stelle, che provengono da Orione, se ne conoscono molte altre, sparse per il cielo, provenienti dalle associazioni dello Scorpione, di Cefeo, della Lucertola e altre. Queste stelle hanno tutte in comune tre caratteristiche fondamentali. Sono di tipo spettrale anteriore a B5, cioè molto giovani; si muovono nello spazio a velocità alte, cioè comprese tra 50 e 150 km secondo, contrariamente alle stelle O-B normali che hanno velocità intorno ai 10 km secondo; percorrono traiettorie orientate in tutti i sensi e non giacenti nel piano equatoriale galattico, nel quale si trovano le altre stelle O-B i riunite in associazioni. Dunque, queste stelle non si muovono secondo il moto che dovrebbero avere in seno alla galassia, ma come se fossero state cacciate via dai loro luoghi naturali, quelli nei quali si trovano le stelle dello stesso tipo spettrale nelle associazioni O-B. Questo fece pensare che nacquero effettivamente in quei luoghi ma che però, per una qualche ragione, li lasciarono poi precipitosamente. L'astronomo olandese A. Blaauw le chiamò "runaway stars" e ne studiò a lungo giungendo infine a una teoria esplicativa. Trovò due cose che la percentuale di stelle O-B di grande massa tra le stelle fuggitive è 10 volte maggiore di quella delle altre O-B, che mentre tra le O-B normali almeno la metà fa parte di sistemi binari o multipli, nessuna delle O-B fuggitive risulta doppia. Per quest'ultima affermazione, però, si sono trovate, in seguito, alcune eccezioni.

Tenendo conto di tutti i risultati che abbiamo visto, Blaauw sviluppò una teoria suggestiva e convincente, già proposta nel 1957 da F.  Zwicky. Secondo questa, un tempo le stelle fuggitive facevano parte delle associazioni O dalle quali appaiono provenire, e là erano nate insieme alle loro compagne. A quell'epoca, come la maggior parte delle stelle O, facevano parte di un sistema binario o multiplo, in cui la compagna (considerando solo il primo caso) aveva una massa elevatissima. Questa stella, evolvendosi rapidamente, aveva raggiunto la fase di supernova ed era esplosa. La stella O superstite, allora, per l'improvvisa mancanza della massa della compagna, non aveva potuto continuare a orbitare intorno a un baricentro che ormai non c'era più o che (volendo considerare l'esigua massa del residuo della supernova) veniva praticamente a cadere nelle sue vicinanze, ed era fuggita in linea retta, secondo la tangente, con una velocità leggermente inferiore a quella che aveva sull'orbita. Si può prendere come esempio il caso di due stelle con masse rispettivamente 250 e 25 volte superiori a quella del Sole, orbitanti a una distanza di 20 unità astronomiche, con un periodo di 5,4 anni. Se la stella più massiccia avesse disperso nel corso dell'esplosione e 90% della propria massa, la compagna sarebbe stata fiondata dall'orbita alla velocità di 90 km secondo, più o meno corrispondente a quella delle stelle fuggitive. La massa attribuita in questo esempio alla stella che diventa una supernova è tanto alta che non si conosce nessuna binaria con una componente simile. Tuttavia è quasi impossibile scoprire un sistema del genere perché una stella così massiccia e si evolve e si autodistrugge in un tempo brevissimo, necessariamente inferiore ai pochi milioni di anni in cui continua a esistere l'associazione O dalla quale proviene. A queste conclusioni siamo giunti partendo da AE Aurigae. Quella stellina, apparentemente insignificante, offre invece un ampio spazio alla meditazione. E' ciò che resta di una catastrofe cosmica inconcepibile nelle scale energetiche che conosciamo. Una catastrofe nella quale si autodistrusse una stella dalla brevissima vita e l'altra, che vivrà pochissimo anche se più a lungo della compagna, la vediamo fuggire nello spazio allontanandosi sempre di più dal luogo fatale, finché la corsa non sarà improvvisamente troncata dall'esplosione che distruggerà anch'essa.

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