MASER AL METANOLO NELL’EMBRIONE DI UNA STELLA

Surfando su un‘onda di calore

Come si forma una stella supermassiccia? Grazie all’osservazione di maser attivati dal passaggio di un’onda di calore nella protostella G358-Mm1, uno studio pubblicato su Nature Astronomy tenta di dare una risposta basata sulla non linearità del processo di crescita. Ne parliamo con uno degli autori dell’articolo, Gabriele Surcis dell’Inaf di Cagliari.

     23/01/2020
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Rappresentazione artistica dell’onda di calore osservata grazie ai maser del metanolo da parte del gruppo di studio M2O. Crediti: Katharina Immer, affiliata Jive (Joint Institute for Vlbi Eric)

Chi si interessa di stelle deve sempre tenere a mente che, aldilà di categorizzazioni più specifiche, esse si dividono in due principali tipologie: quelle piccole, come il Sole, e quelle massicce o supermassicce, che vanno da otto a varie centinaia di volte la massa della nostra stella. Questa differenza, che appare quasi banale, in realtà cambia tutti i processi fisici che riguardano la loro formazione ed evoluzione.

Delle stelle piccole, ad esempio, sappiamo che si aggregano progressivamente al centro di un disco protoplanetario che, raggiunto un certo livello di densità e di temperatura, si accende come la capocchia di un fiammifero e comincia a bruciare lentamente. Finché, dopo alcuni miliardi di anni, non finisce il carburante (idrogeno e altri elementi leggeri), e muore collassando in modo tutto sommato morbido: espandendo progressivamente gli strati esterni nello spazio e lasciando al centro una “nana bianca”, destinata a spegnersi in tempi lunghissimi.

Delle stelle massicce, invece, sappiamo che sono assai più “sprecone”: dopo una vita molto più breve e spericolata, conoscono una fase finale ben più violenta, caratterizzata da collassi gravitazionali che generano esplosioni immense. Tanto potenti da essere in grado di “sparare” lontanissimo la materia – a temperature, velocità e pressioni tali da creare persino i metalli pesanti, elementi che non possono essere generati nel cuore delle stelle piccole. È la storia delle supernove, per intenderci. Fin qui tutto bene, ma se ci chiediamo come sia possibile la nascita e l’esistenza di stelle di massa così grande le cose si complicano non poco.

Uno studio guidato da Ross Burns dell’Naoj, appena pubblicato su Nature Astronomy, si è occupato proprio di questo: come sia possibile l’aggregazione continua di materia fino al raggiungimento di masse enormemente più grandi di quella solare. Tra i coautori dello studio c’è Gabriele Surcis, astrofisico specializzato nell’emissione di tipo maser che, dopo una prima parte di carriera all’estero, è da qualche anno stabilmente all’Inaf di Cagliari grazie al progetto scientifico legato al Sardinia Radio Telescope. Lo abbiamo intervistato.

Dottor Surcis, voi astrofisici siete tutti concordi su quella che è la “fine” di una stella supermassiccia, ma sembra che la loro nascita risulti un po’ più complicata da spiegare. Perché

«Uno dei principali problemi è dovuto a come far aggregare tutta quella massa in un punto. A causa dell’enorme pressione gravitazionale all’interno di una protostella massiccia, la fusione nucleare inizia mentre la stella è ancora in fase di crescita. Queste reazioni nucleari producono radiazione. L’ulteriore crescita è resa quindi più difficile dalla pressione che questa radiazione esercita sulla materia in caduta sulla protostella. Questo è noto con il nome di ‘problema radiativo’. Al fine di superare questa resistenza, l’accumulo di materia da un disco circumstellare potrebbe avvenire in fasi di singoli pacchetti di materia che cadono sulla protostella in formazione, in un crescendo costante».

Gabriele Surcis

Come si è arrivati a questa conclusione ? E qual è stato il ruolo dei maser?

«Ogni volta che un “pacchetto” di materia cade sulla stella, genera su di essa un aumento della luminosità molto marcato, ma difficile da vedere alle frequenze ottiche per la grande quantità di polveri e gas che la circondano. I maser funzionano come traccianti e riescono a “vedere” i fenomeni termici che avvengono intorno alla stella. Ed è quello che è successo: si è vista una grande ”onda di calore” che dalla stella si è propagata verso l’esterno, ed è stato così possibile dimostrare la caduta di un “pacchetto” che si è andato ad aggiungere alla sua massa, facendola ingrassare. Ma c’è di più. Questi fenomeni sono difficili da osservare, anche perché avvengono in tempi astronomici relativamente brevi, dell’ordine delle settimane, per cui occorre avere non poca fortuna per coglierli, diciamo, “in diretta”. Grazie alla rete interferometrica Lba, il  Long Baseline Array australiano, abbiamo potuto osservare questi maser con un dettaglio mai visto prima».

Può spiegare a una persona senza background astronomico cos’è di preciso un maser?

«Tutti sanno cos’è un laser e quali siano le sue particolarità: un fascio di luce intenso e collimato. Alla ‘L’ (light, luce) di laser sostituite una ‘M’ (microwave, microonde) e avrete un maser: un fascio di microonde intenso e collimato. I maser esistono anche in natura, nel cosmo, e possono essere prodotti da varie molecole sotto alcune condizioni di densità, di temperatura e di fenomeni di “pompaggio”. Quest’ultimi sono fondamentali, perché permettono di avere molte molecole pronte a emettere la radiazione che poi noi astronomi osserviamo. Nel caso dei maser del metanolo, protagonisti del nostro studio, il pompaggio è dovuto alla radiazione infrarossa, che si accende solo al passaggio del calore».

Dunque il calore che ha generato l’emissione è passato “attraverso” il metanolo senza “smuoverlo”?

«Sì, è corretto: l’onda di calore – o meglio, la radiazione infrarossa – ha “acceso” i maser durante il suo passaggio, e questi si sono “spenti” appena l’onda è andata via. È come se avessimo tante boe di segnalazione nell’oceano, di notte. Quando un’onda oceanica passa le solleva, rendendole visibili a un osservatore lontano, ed guardando le varie boe si riesce a ricostruire non solo la direzione dell’onda, ma anche la sua velocità. Ecco, in questa analogia i maser sono le boe e la radiazione infrarossa rappresenta l’onda».

Lo studio focalizza l’attenzione sulla protostella massiccia G358-Mm1. Quali caratteristiche può vantare questo oggetto rispetto ad altri “concorrenti”?

«In realtà è quello che si cerca di capire, ma sicuramente l’aspetto più importante di G358-Mm1 è quello di essere all’interno di un programma di monitoraggio portato avanti da una rete internazionale di astronomi, la Maser Monitoring Organization (M2O), che ha come missione condividere informazioni in tempi scala brevissimi. In particolare si monitora la variazione di flusso di un tipo di emissione, quella maser, presente nelle protostelle massicce in formazione con singoli radiotelescopi sparsi in Europa, Africa, Asia ed Australia. Quando uno dei radiotelescopi registra un aumento notevole della luminosità dei maser, cento e passa volte rispetto al normale, in una delle protostelle sotto investigazione, tutta la collaborazione viene allarmata e hanno inizio osservazioni coordinate – con diversi strumenti a diverse lunghezze d’onda – in brevissimo tempo, visto che il tempismo in questo ambito è tutto. Diciamo che G358-Mm1 ha avuto la fortuna di essere una delle prime sorgenti a finire sotto i ferri».

I risultati che avete ottenuto possono essere considerati assodati o vi è ancora un alone di incertezza su queste dinamiche?

«Quello che abbiamo consolidato è come coordinarci e attivare le varie osservazioni e rendere il processo il più rapido possibile: dobbiamo essere in grado di osservare nel giro di pochi giorni per poter seguire meglio il fenomeno. Ovviamente G358-Mm1 ci ha detto che questa ricerca può essere fatta, e che non solo gli astronomi ma anche chi gestisce e coordina tecnicamente i vari strumenti astronomici è in grado di rendere questi studi possibili. Siamo appena all’inizio, ma le potenzialità sono enormi».


Per saperne di più:

  • Leggi su Nature Astronomy l’articolo “A heatwave of accretion energy traced by masers in the G358-MM1 high-mass protostar”, di R. A. Burns, K. Sugiyama, T. Hirota, Kee-Tae Kim, A. M. Sobolev, B. Stecklum, G. C. MacLeod, Y. Yonekura, M. Olech, G. Orosz, S. P. Ellingsen, L. Hyland, A. Caratti o Garatti, C. Brogan, T. R. Hunter, C. Phillips, S. P. van den Heever, J. Eislöffel, H. Linz, G. Surcis, J. O. Chibueze, W. Baan e B. Kramer

Correzione del 23.01.2020: la rete interferometrica utilizzata è quella dell’Lba australiano, non il Vla come scritto inizialmente. È stato inoltre tolto un inciso errato sui maser.