Rappresentazione artistica del sistema HD265435 a circa 30 milioni di anni da oggi, con la nana bianca più piccola che distorce la calda sottonana in una forma distinta a "lacrima". Credito: Università di Warwick/Mark Garlick
Gli astronomi hanno avvistato il raro avvistamento di due stelle che stanno precipitando verso il loro destino individuando i segni rivelatori di una stella a forma di lacrima.
La tragica forma è causata da una massiccia nana bianca vicina che distorce la stella con la sua intensa gravità, che sarà anche il catalizzatore di un'eventuale supernova che consumerà entrambe. Trovato da un team internazionale di astronomi e astrofisici guidato dall'Università di Warwick, è uno dei pochissimi sistemi stellari scoperti che un giorno vedrà una stella nana bianca riaccendere il suo nucleo.
La nuova ricerca del team è stata pubblicata il 12 luglio 2021 sulla rivista Astronomia naturale.
Con l'aiuto dell'Osservatorio WM Keck a Maunakea alle Hawaii, gli astronomi sono stati in grado di confermare che le due stelle si trovano nelle prime fasi di una spirale che probabilmente finirà in una supernova di tipo Ia, un tipo che aiuta gli astronomi a determinare la velocità dell'universo si sta espandendo.
La coppia – un sistema stellare binario chiamato HD265435 – si trova a circa 1,500 anni luce di distanza; è composto da una stella subnana calda e una stella nana bianca in orbita l'una vicino all'altra a una velocità vertiginosa di circa 100 minuti. Le nane bianche sono stelle "morte" che hanno bruciato tutto il loro carburante e sono crollate su se stesse, rendendole piccole ma estremamente dense.
Si ritiene generalmente che una supernova di tipo Ia si verifichi quando il nucleo di una stella nana bianca si riaccende, provocando un'esplosione termonucleare. Ci sono due scenari in cui questo può accadere. Nella prima, la nana bianca guadagna massa sufficiente per raggiungere 1.4 volte la massa del nostro Sole, noto come limite di Chandrasekhar. HD265435 si inserisce nel secondo scenario, in cui la massa totale di un sistema stellare vicino a più stelle è vicina o superiore a questo limite. Sono stati scoperti solo pochi altri sistemi stellari che raggiungeranno questa soglia e si tradurranno in una supernova di tipo Ia.
L'autrice principale Ingrid Pelisoli del Dipartimento di Fisica dell'Università di Warwick spiega: "Non sappiamo esattamente come esplodono queste supernove, ma sappiamo che deve accadere perché lo vediamo accadere in altre parti dell'universo".
"Un modo è se la nana bianca accresce abbastanza massa dalla sottonana calda, così mentre i due stanno orbitando l'un l'altro e si avvicinano, la materia inizierà a sfuggire alla sottonana calda e cadrà sulla nana bianca. Un altro modo è che, poiché stanno perdendo energia a causa delle emissioni di onde gravitazionali, si avvicineranno fino a quando non si fonderanno. Una volta che la nana bianca acquisirà massa sufficiente con entrambi i metodi, diventerà una supernova", afferma.
Utilizzando i dati del Transiting Exoplanet Survey Satellite della NASA, il team è stato in grado di osservare il sottonano caldo. Sebbene non abbiano rilevato la nana bianca, i ricercatori hanno osservato che la luminosità della sottonana calda variava nel tempo; questo suggerisce che un oggetto massiccio vicino stava distorcendo la stella in una forma a lacrima.
Gli astronomi hanno quindi utilizzato l'Echellette Spectrograph and Imager (ESI) dell'Osservatorio Palomar e dell'Osservatorio Keck per misurare la velocità radiale e la velocità di rotazione della calda stella subnana, il che ha permesso loro di confermare che la nana bianca nascosta è pesante quanto il nostro Sole, ma solo leggermente minore del raggio terrestre. In combinazione con la massa della calda subnana, che è poco più di 0.6 volte la massa del nostro Sole, entrambe le stelle hanno la massa necessaria per provocare una supernova di tipo Ia.
"I dati ESI di Keck sono stati cruciali nel determinare che il sistema binario compatto supera il limite di massa di Chandrasekhar, il che rende HD265435 uno dei pochissimi sistemi progenitori di supernova Ia conosciuti", afferma il coautore Thomas Kupfer, assistente professore presso il Dipartimento di Fisica della Texas Tech University e astronomia.
Poiché le due stelle sono già abbastanza vicine da iniziare a avvicinarsi a spirale, la nana bianca diventerà inevitabilmente una supernova tra circa 70 milioni di anni. I modelli teorici prodotti appositamente per questo studio prevedono anche che la sottonana calda si contrarrà per diventare una nana bianca prima di fondersi con la sua compagna.
Le supernove di tipo Ia sono importanti per la cosmologia come "candele standard". La loro luminosità è costante e di un tipo specifico di luce, il che significa che gli astronomi possono confrontare quale luminosità dovrebbero essere con quella che osserviamo sulla Terra, e da questo calcolare quanto sono distanti con un buon grado di precisione. Osservando le supernove in galassie lontane, gli astronomi combinano ciò che sanno della velocità con cui si sta muovendo questa galassia con la nostra distanza dalla supernova e calcolano l'espansione dell'universo.
“Più capiamo come funzionano le supernove, meglio possiamo calibrare le nostre candele standard. Questo è molto importante al momento perché c'è una discrepanza tra ciò che otteniamo da questo tipo di candela standard e ciò che otteniamo con altri metodi”, afferma Pelisoli.
Aggiunge: "Più comprendiamo come si formano le supernove, meglio possiamo capire se questa discrepanza che stiamo vedendo è dovuta a una nuova fisica di cui non siamo a conoscenza e di cui non teniamo conto, o semplicemente perché stiamo sottovalutando le incertezze in quelle distanze”.
"C'è un'altra discrepanza tra il tasso di supernove galattiche stimato e osservato e il numero di progenitori che vediamo. Possiamo stimare quante supernove ci saranno nella nostra galassia osservando molte galassie, o attraverso ciò che sappiamo dall'evoluzione stellare, e questo numero è coerente. Ma se cerchiamo oggetti che possono diventare supernove, non ne abbiamo abbastanza. Questa scoperta è stata molto utile per fare una stima del contributo di una sottonana calda e di una nana bianca. Non sembra ancora molto, nessuno dei canali che abbiamo osservato sembra essere sufficiente”, afferma Pelisoli.
Leggi Imminente Supernova Doom: Astronomi Rare Sighting of a Teardrop Star per ulteriori informazioni su questa ricerca.
Riferimento: "A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor" di Ingrid Pelisoli, P. Neunteufel, S. Geier, T. Kupfer, U. Heber, A. Irrgang, D. Schneider, A. Bastian, J .van Roestel, V. Schaffenroth e BN Barlow, 12 luglio 2021, Astronomia naturale.
DOI: 10.1038/s41550-021-01413-0
Questa ricerca è stata finanziata dalla Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG, Fondazione tedesca per la ricerca) e dal Science and Technology Facilities Council, che fa parte della UK Research and Innovation.
A proposito di ESI
L'Echellette Spectrograph and Imager (ESI) è uno spettrografo a luce visibile a media risoluzione che registra spettri da 0.39 a 1.1 micron in ciascuna esposizione. Costruito presso l'UCO/Lick Observatory da un team guidato dal Prof. Joe Miller, ESI ha anche una modalità a bassa risoluzione e può acquisire immagini in un campo visivo minimo di 2 x 8 arco. Un aggiornamento ha fornito un'unità di campo integrale in grado di fornire spettri ovunque su un piccolo campo di 5.7 x 4.0 secondi d'arco. Gli astronomi hanno trovato una serie di usi per l'ESI, dall'osservazione degli effetti cosmologici di lenti gravitazionali deboli alla ricerca delle stelle più povere di metalli nella nostra galassia.
Informazioni sull'Osservatorio WM Keck
I telescopi dell'Osservatorio WM Keck sono tra i più produttivi scientificamente sulla Terra. I due telescopi ottici/infrarossi da 10 metri in cima a Maunakea sull'isola delle Hawaii sono dotati di una suite di strumenti avanzati tra cui imager, spettrografi multioggetto, spettrografi ad alta risoluzione, spettrometri a campo integrale e sistemi di ottica adattiva stella guida laser leader a livello mondiale . Alcuni dei dati qui presentati sono stati ottenuti presso l'Osservatorio Keck, che è un'organizzazione privata senza scopo di lucro 501(c) 3 gestita come partnership scientifica tra il California Institute of Technology, l'Università della California e la National Aeronautics and Space Administration. L'Osservatorio è stato possibile grazie al generoso sostegno finanziario della Fondazione WM Keck. Gli autori desiderano riconoscere e riconoscere il ruolo culturale molto significativo e il rispetto che il vertice di Maunakea ha sempre avuto all'interno della comunità dei nativi hawaiani. Siamo molto fortunati ad avere l'opportunità di condurre osservazioni da questa montagna.
