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domenica 21 novembre 2010

Stelle sull’orlo di una crisi di nervi

Quando si cerca qualcosa, spesso e volentieri si scopre dell’altro. Una ricerca diretta verso la scoperta di stelle iperveloci, mediante misure di velocità radiale, ha scoperto 12 sistemi binari molto stretti, di cui almeno la metà ha ormai un destino segnato.

Tutti i sistemi doppi scoperti sono composti da nane bianche. In altre parole, da stelle simili al nostro Sole che, esplodendo sottoforma di nebulosa planetaria, hanno lasciato un nucleo stellare ultradenso e estremamente piccolo. Le dimensioni infatti sono dell’ordine di quelle terrestri, ma la massa è una frazione considerevole di quella del Sole. Ne consegue che un cucchiaino della loro materia peserebbe più di una tonnellata.

Questi sistemi sono quindi coppie di oggetti di piccole dimensioni che ruotano uno intorno all’altro a distanze veramente modeste, meno di un raggio solare. In realtà, sono anche di piccola massa, anche un quinto della massa solare. Esse sono composte per lo più di elio e non di ossigeno e carbonio come quelle di dimensioni maggiori. L’estrema vicinanza ha causato una considerevole perdita di massa per le reciproche forze mareali.

Uno dei sistemi osservati. Il suo nome è J0923+3028 e consiste, come gli altri, di due nane bianche.
Quella visibile pesa circa il 23% del Sole ma ha un diametro di circa quattro diametri terrestri.
 Quella invisibile è più pesante (44% del Sole), ma più piccola (più o meno come la Terra).
Le stelle, al momento, distano tra loro poco più di 300000 km e rivolvono attorno al comune baricentro in solo un’ora.
Il sistema si fonderà tra circa 100 milioni di anni ed esploderà come supernova di Tipo Ia a bassa luminosità.
Ancora più importante è però il fatto che la loro orbita così stretta deforma il continuum spazio-temporale causando onde, conosciute come onde gravitazionali. Queste ultime portano via energia al sistema che tende a ruotare su orbite sempre più strette. Il loro destino è segnato. Almeno sei dei sistemi osservati finiranno per unirsi. Quelli più stretti (con periodi di rivoluzione di circa un’ora) si fonderanno in circa 100 milioni di anni. La massa dell’oggetto finale supererà una certa massa critica e la nuova stella esploderà come supernova di Tipo Ia di bassa luminosità. Infatti a causa delle masse ridotte la luminosità sarà circa cento volte minore di quella tipica delle supernove di Tipo Ia classiche.


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