Alnilam la stella blu d'orione

Alnilam, ε Orionis, è una delle tre stelle che compongono la Cintura di Orione, al centro della costellazione di Orione, essendo le altre due Alnitak e Mintaka. Il suo nome proprio deriva dall'arabo لنظام an-niżām, correlato al termine نظم nażm "fila di perle". Evidentemente il nome deriva da quello dell'intera cintura, le cui tre stelle sono state considerate come grani di una collana di perle.
Alnilam ha una magnitudine apparente di 1,69 che ne fa la trentesima stella più brillante del cielo, la quarta stella in ordine di luminosità della costellazione di Orione e la più luminosa della cintura. Nonostante sia più luminosa di Alnitak e Mintaka, Alnilam è distante circa 1340 anni luce, molto più degli 800-900 anni luce delle altre due. Ciò significa che Alnilam è intrinsecamente molto luminosa: la sua magnitudine assoluta è infatti -9,2. Essa emette una radiazione che, quando sia tenuta in considerazione la componente ultravioletta, è pari a 375.000 volte quella solare, che ne fa una delle stelle più luminose finora conosciute.
Alnilam è una calda supergigante blu di tipo B0 Iab (vedi classificazione stellare), la cui temperatura superficiale raggiunge i 25.000 K. Probabilmente essa ha una massa pari a circa 40 volte quella del Sole e un raggio 26 volte quello solare. La sua età è stimabile in 4 milioni di anni. Stelle massicce come Alnilam bruciano molto velocemente il loro combustibile nucleare: essa sta probabilmente già esaurendo l'idrogeno contenuto nel suo nucleo, preparandosi a diventare una supergigante rossa e poi ad esplodere in una spettacolare supernova.
Come è tipico delle supergiganti, Alnilam sta perdendo massa a livelli molto sostenuti, circa due milionesimi di massa solare ogni anno (20 milioni di volte la perdita dovuta al vento solare). I gas provenienti dalla sua superficie, scagliati anche a velocità di 2000 km/s, hanno creato intorno alla stella una nube molecolare che essa stessa illumina.
Lo spettro di Alnilam è relativamente semplice. La sua luce viene perciò usata per studiare il mezzo interstellare in quanto è abbastanza semplice separare le righe dovute alla stella da quelle dovute al mezzo che ne assorbe la luce.

V838 Monocerotis la stella morente dell'Unicorno

V838 Monocerotis (V838 Mon) è un'enigmatica stella variabile situata nella costellazione dell'Unicorno a circa 20000 anni luce (6 kpc) [1] dal nostro Sistema solare. Agli inizi del 2002 è stata registrata un'improvvisa esplosione sulla stella; inizialmente si è pensato che fosse una delle tipiche eruzioni delle stelle note come novae, ma si è subito capito che si trattava di qualcosa di sostanzialmente diverso. La causa dell'esplosione è ancora incerta, ma sono state avanzate alcune ipotesi, che includono la possibilità che si tratti di un'eruzione dovuta ai processi che stanno portando alla morte della stella o la fusione di una stella binaria o di pianeti precipitati sulla stella.

Il 10 gennaio 2002 una stella, fino ad allora sconosciuta, si è improvvisamente "accesa"; questo fenomeno ha concentrato l'attenzione degli astronomi sulla costellazione dell' Unicorno.[2 Poiché si trattava di una nuova stella variabile le è stato assegnato il nome di V838 Monocerotis, l' 838esima stella variabile dell'Unicorno. L'iniziale curva di luce la rendeva simile ad una nova, un'esplosione che si verifica qualora una nana bianca, che faccia parte di un sistema binario, accumula abbastanza idrogeno gassoso sulla sua superficie sottraendolo alla stella compagna. Perciò fu denominata anche come Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis ha raggiunto il picco massimo della sua magnitudine apparente il 6 febbraio 2002, dopodiché la luminosità ha iniziato a diminuire velocemente, come ci si aspettava. Tuttavia la stella si è "riaccesa" agli inizi di marzo, emettendo radiazioni per lo più nella lunghezza d'onda degli infrarossi. Si è registrato nuovamente un incremento della luminosità in aprile, ma subito dopo la stella è tornata alla sua luminosità originaria, magnitudine 15,6. La curva di luce prodotta dall'eruzione è estremamente diversa da altre viste in precedenza.[3]
La stella era circa un milione di volte più luminosa del Sole, il che ci fa capire che all'epoca V838 Monocerotis era una delle stelle più luminose della nostra galassia, la Via Lattea. L'improvviso aumento di luminosità è stato causato da una rapida espansione degli strati esterni della stella. La stella è stata osservata mediante l' interferometro dell'osservatorio di monte Palomar, che ha calcolato per la stella un raggio di 1570 ± 400 volte più grande di quello solare (paragonabile al raggio dell'orbita di Giove), confermando i primi calcoli indiretti. L'espansione degli strati esterni ha impiegato solo pochi mesi, il che significa che la velocità di espansione era eccezionale. Le leggi della termodinamica dicono che i gas man mano che si espandono si raffredano; quindi la stella a seguito di questa violenta espulsione è diventata estremamente fredda, virando sempre più verso il rosso del diagramma H-R. Infatti alcuni astronomi ritengono che lo spettro della stella sia oramai diventato molto simile a quello di una nana bruna di tipo L; se fosse vero, V838 Monocerotis sarebbe la prima stella supergigante di tipo L.

Negli ultimi anni si sono registrate molte esplosioni simili a quelle avvenute su V838 Monocerotis. Nel 1988 fu scoperta una gigante rossa durante un'eruzione nella Galassia di Andromeda. La stella, chiamata M31-RV, che ha raggiunto nel suo picco massimo una magnitudine assoluta di -9,95 (che corrisponde ad una luminosità ben 7,5 milioni di volte maggiore di quella solare), prima di ritornare al limite dell'invisibilità. Un altro caso si è verificato nella Via Lattea nel 1994; si tratta di V4332 Sagittarii.

Negli ultimi anni stanno emergendo alcuni dettagli sulla natura della stella su cui si sono verificate le esplosioni. Basandosi sull'eco luminosa generata dall'esplosione, la distanza della stella fu inizialmente stimata tra i 1900 e i 2900 anni luce. Alla luce dei dati precedenti all'esplosione, si è pensato che si trattasse di una poco luminosa stella di classe F, non molto diversa dal nostro Sole, il che ha posto numerosi enigmi.
Misure più accurate hanno invece dato come risultato una distanza di circa 20000 anni luce (6 Kpc). Ciò sta a significare che la stella è molto più luminosa ed ha una massa considerevolmente più grande rispetto alle stime iniziali. Tale massa si aggira probabilmente tra 5 e 10 volte quella solare, e la luminosità tra 550 e 5000 volte quella del Sole. Il raggio della stella, quando essa era ancora nella sequenza principale, doveva essere circa 5 volte più grande di quello del Sole e la temperatura si aggirava sui 4700–30000 K. Inutile a dirsi, si tratta solo di misure approssimative. Munari ed altri (2005) hanno ipotizzato che la stella originaria fosse una supergigante di enorme massa (65 volte quella solare); dicono inoltre che il sistema stellare non abbia più di 4 milioni di anni.
Si parla di sistema infatti perché lo spettro di V838 Monocerotis rivela una compagna, una caldissima stella azzurra di classe B in sequenza principale, probabilmente non molto diversa dalla stella compagna. È inoltre possibile che la stella che ha eruttato fosse lievemente più piccola della compagna e fosse appena entrata nella sequenza principale.
Basandosi sui dati fotometrici e sulla parallasse della compagna, Munari ed il suo team hanno rilevato una distanza ancora maggiore per il sistema, circa 36000 anni luce (10 Kpc).

Si sa che oggetti molto luminosi come le novae e le supernovae, subito dopo la loro esplosione, producono un fenomeno noto come eco luminosa. Sulla Terra, subito dopo il fenomeno, giunge la radiazione luminosa; se la luce, durante il suo viaggio, incontra nubi di mezzo interstellare, essa viene in parte riflessa. A causa di questo percorso più lungo, la luce arriva tempo dopo, producendo una sorta di anelli luminosi in espansione intorno alla stella esplosa. Inoltre, la luce che passa per gli anelli sembra andare molto più veloce della velocità della luce.
Nel caso di V838 Monocerotis, l'eco luminosa prodotta era senza precedenti ed è ben documentata dalle immagini del Telescopio Spaziale Hubble. Non è ancora chiaro se la nebulosità possa essere associata alla stella stessa o si trovi tra noi e la stella (anche se dati recenti fanno supporre che sia stata prodotta dalla stella stessa). Se fosse così, i gas di questo inviluppo sarebbero stati prodotti in precedenti eruzioni, il che invaliderebbe parecchi modelli basati sulla teoria dei singoli eventi catastrofici. Tuttavia è evidente che il sistema di V838 Monocerotis è molto giovane ed è ancora inviluppato nella nebulosa dalla quale si sono formati.
Un fatto estremamente interessante è che le primissime eruzioni si sono presentate a lunghezze d'onda minori, tendenti al blu, ed è ben visibile nell'eco luminosa: nelle immagini di HST la parte esterna della nube si presenta di colore bluastro.

Sino ad ora sono state avanzate alcune ipotesi riguardanti le cause che hanno portato a questo improvviso aumento di luminosità della stella.

Molti scienziati ritengono che si tratti di una normale esplosione di una nova, nonostante sia molto insolita. Tuttavia questa ipotesi è molto improbabile, in quanto si tratta di un sistema binario che include anche una giovanissima stella di classe B; le stelle di questa tipologia hanno inoltre una grandissima massa: non c'è stato abbastanza tempo perché una ipotetica nana bianca potesse raffreddarsi ed accumulare abbastanza materiale da causare l'esplosione.

V838 Monocerotis potrebbe essere una stella gigante asintotica, quindi prossima alla sua morte. La vasta nebulosità illuminata dall'eco luminosa potrebbe essere costituita da polveri che circondano la stella, generate dalla stella stessa durante scoppi simili avvenuti in precedenza. Tale incremento di luminosità è definito flash dell'elio: nel nucleo di una stella morente di massa piuttosto piccola, l'improvviso incremento di temperatura causa la fusione del carbonio, provocando una rapida espansione degli strati esterni della stella, ma non ne provoca la morte; un evento simile è accaduto nell'oggetto di Sakurai. Tuttavia, parecchie prove sono a sostegno della tesi che il gas faccia parte del mezzo interstellare e non si trovi attorno alla stella: infatti una stella morente che ha espulso i suoi strati esterni dovrebbe essere sostanzialmente più fredda, ma pare che si tratti di una stella giovane per via della temperatura.

Secondo i dati forniti dagli astrofisici, V838 Monocerotis è una supergigante con una massa enorme: in questo caso, l'esplosione sarebbe stata causata dal cosiddetto flash del carbonio, una trasformazione termonucleare in cui uno strato della stella costituito da elio comincia improvvisamente a fondere in carbonio. Le stelle di grande massa sono soggette molto spesso a simili eventi, anche se a seguito di ogni flash del carbonio perdono buona parte della loro massa (buona parte della massa di una stella viene persa durante la sequenza principale) prima di diventare caldissime stelle di Wolf-Rayet. Questa teoria spiega appieno la presenza di un disco di polveri intorno alla stella. V838 Monocerotis è situata all'esterno del disco galattico della Via Lattea, nelle regioni prossime al nucleo galattico, ricche di stelle molto vecchie, in cui è minima l'attività di formazione stellare; non è chiaro dunque come in quest'area si possano formare stelle di grande massa. Tuttavia vi sono alcune nebulose all'incirca in questa regione, come Ruprech 44 e NGC 1893 (4 milioni di anni), situate rispettivamente a 7 e 6 Kpc.

L'esplosione potrebbe essere stata il risultato di un cossiddetto mergeburst, ovvero la fusione di due stelle di sequenza principale (o una stella di sequenza pricipale di 8 M ed una stella di pre-sequenza principale 0.3 M). Quest'ipotesi è avvalorata dalla giovane età del sistema e dal fatto che molti sistemi multipli sono tendenzialmenti instabili. Il componente di massa minore potrebbe avere avuto un'orbita molto eccentrica od aver deviato verso la compagna più grande. Simulazioni al computer hanno dimostrato appieno la validità di questa teoria. Le simulazioni hanno inoltre dimostrato che l'inviluppo di gas proverrebbe quasi interamente dalla stella più piccola. Inoltre, l'ipotesi della fusione spiegherebbe i numerosi picchi della curva di luce durante l'esplosione.

Forse l'ipotesi più intrigante è che V838 Monocerotis abbia assorbito i suoi pianeti giganti. Se uno dei pianeti fosse penetrato all'interno dell'atmosfera stellare, il calore dell'atmosfera avrebbe iniziato a rallentare il pianeta nella sua discesa; mentre il pianeta precipitava sempre più verso gli strati bassi dell'atmosfera, l'attrito sarebbe diventato insostenibile e l'energia cinetica sarebbe stata rilasciata più violentemente e rapidamente all'interno della stella. L'inviluppo della stella allora avrebbe raggiunto livelli termici così elevati che si sarebbe innescata la fusione del deuterio, che avrebbe portato ad una rapida espansione dell'astro. I successivi picchi di luminosità sarebbero stati causati da due pianeti che sarebbero entrati nell'inviluppo in espansione. I sostenitori di questo modello hanno calcolato che ogni anno avvengano 0,4 catture plenetarie in stelle simili al Sole, mentre per le stelle voluminose come V838 Monocerotis il tasso è circa 0,5-2,5 eventi all'anno.

Adhara la brillante del cane maggiore

Adhara (ε Canis Majoris / ε CMa) è la seconda stella per luminosità nella costellazione del Cane Maggiore. Il suo nome ha origine dall'arabo عذارى ‘aðāra’ e significa "le vergini".
La Nomenclatura di Bayer gli assegna la lettera ε (epsilon), eppure questa stella è, per luminosità, seconda solo a Sirio, potendo vantare una magnitudine apparente di 1,5.
Si tratta di una luminosissima supergigante blu che ha una compagna di magnitudine 7,8 la cui visibilità è ostacolata dalla luminosità della componente principale. Tuttavia, la coppia può essere risolta con uno strumento di 75 mm di diametro.
Inoltre, la stella varia leggermente la sua luminosità tra le magnitudini 1,49 e 1,53. Queste leggerissime oscillazioni di magnitudine sono ancora un mistero per gli astronomi, ma si pensa che Adhara potrebbe avere una terza, debolissima compagna, causa di quelle oscillazioni. A dare grattacapi agli studiosi non è tanto la variazione di luminosità, ma il periodo: cinque settimane, periodo decisamente troppo lungo. Per gli studiosi, quella che si tratti di un sistema multiplo, in mancanza di spiegazioni più valide, resta l'ipotesi più accreditata.
Pare inoltre, che tra non molto Adhara potrebbe esplodere come supernova: registrando la sua attività, si è notato che a volte essa presenta degli sbalzi, tipica di stelle instabili.

Alnitak, la supergigante blu

Alnitak (Zeta Orionis / ζ Orionis / ζ Ori) è una delle tre stelle della Cintura di Orione, che costituisce la porzione centrale della costellazione di Orione. Alnitak è la più ad est delle tre stelle, essendo Mintaka la più occidentale e Alnilam quella centrale. Il suo nome deriva dall'arabo al nitaq, che significa appunto "cintura" o "fascia".
Alnitak giace in una regione affollata di nebulose di gas interstellare, fra cui la celebre Nebulosa Testa di Cavallo, all'interno delle quali vi sono molte stelle in fase di formazione. Alnitak, inoltre, fa parte della associazione OB1, contenente molte stelle massicce e giovani aventi masse superiori a dieci volte quella del Sole.
La magnitudine apparente di Alnitak è 1,74, la sua distanza presunta dalla Terra è di 820 ± 170 anni luce (dati basati sulle misurazioni del satellite Hipparcos); da ciò si ottiene una magnitudine assoluta di -5,25.

Alnitak è una stella multipla. La principale, chiamata Alnitak Aa, è una caldissima stella supergigante blu di classe spettrale 09,7Ib, che ha una temperatura superficiale di 31.000 K. La sua massa dovrebbe essere circa 28 volte quella del Sole e il suo Raggio 20 volte quello solare. Essendo così massiccia, Alnitak Aa è molto luminosa: la sua luminosità è 10.500 volte quella solare; tuttavia, essendo molto calda, la stella emette molta della sua radiazione nell'ultravioletto: se viene preso in considerazione questo fattore, la luminosità di Alnitak Aa sale a 100.000 volte quella del Sole.
Essendo una stella massiccia, Alnitak Aa ha anche una vita molto breve. Nonostante abbia un'etò di "soli" 6 milioni di anni, ha probabilmente già esaurito l'idrogeno all'interno del suo nucleo. La stella si sta preparando a diventare una supergigante rossa simile a Betelgeuse, destinata al termine della propria evoluzione ad esplodere in una supernova.
La principale ha una compagna, chiamata Alnitak B. Essa è una gigante blu di classe B2III, separata da 2,3 secondi d'arco. La coppia orbita in 1500 anni circa ed è forse separata da 680 UA. La compagna dovrebbe avere una massa pari a 14 volte quella del Sole e una luminosità, considerando anche la radiazione ultravioletta, pari a 1100 volte quella solare. Una terza componente, di magnitudine apparente 9, è notevolmente più distante e perciò non sembra legata gravitazionalmente al sistema.
Recenti misurazioni suggeriscono che la principale sia in realtà una stella doppia: Alnitak Aa potrebbe avere un'altra compagna, più vicina, chiamata Alnitak Ab, che dovrebbe essere distante una decina di UA (la separazione fra le due componenti è infatti di 42 mas, da cui, calcolando una distanza di 820 anni luce, si ricavano 11 UA). Le caratteristiche di Alnitak Ab non sono ben conosciute, ma potrebbe trattarsi di una stella di tipo O, avente una ventina di masse solari e orbitante con un periodo di qualche anno.
Alnitak è una fonte di raggi X, probabilmente dovuti al vento che si diparte dalla superficie della stella con una velocità di 2000 km/s: i raggi X vengono prodotti quando le masse di gas, scagliate ad altissima velocità, collidono l'una con l'altra.