Il triangolo, questa volta, i ricercatori dell’università di Leeds l’hanno considerato. Hanno ipotizzato che una particolare classe di stelle, chiamate Be, non abbiano una sola compagna, ma due, e che una di esse ceda la sua massa originando il disco caratteristico che le circonda. L’articolo è pubblicato nella rivista Mnras.
Le stelle Be sono un sottogruppo delle stelle di classe B, di cui costituiscono circa il 20 per cento in numero. Si chiamano così perché il loro spettro contiene delle righe di emissione dell’idrogeno originate dalla presenza di un disco che le circonda, e sulla cui formazione non si era ancora trovata una spiegazione convincente. Si tratta di una fase transitoria più che di una vera e propria classe di stelle: qualunque stella di tipo B a un certo punto della propria vita può diventare una stella Be, e viceversa. Ma come avviene questa transizione?
Un gruppo di astronomi stava studiando di un gruppo di stelle di tipo B usando i dati dei satelliti Gaia e Hipparcos, per calcolare la frazione di binarie a diverse distanze da ciascuna stella. Per farlo, hanno studiato il cosiddetto moto proprio, e in particolare un parametro chiamato “anomalia dei moti propri”. Le stelle, infatti, non sono fisse nel cielo ma si muovono su scale temporali più o meno lunghe. Per tracciarne il moto, si effettuano misure di astrometria che ne definiscono con precisione estrema la posizione e consentono quindi di determinare, in un dato periodo di tempo, quanto si muove una stella in verticale o orizzontale sul piano del cielo. Se una stella è isolata, o singola, il suo moto proprio nel cielo è una linea retta. Se invece si trova in coppia, o in un sistema triplo, il suo moto avrà una componente data dalla rivoluzione attorno al centro di massa del sistema, e mostrerà delle oscillazioni o delle vere e proprie spirali. Gli autori hanno quindi osservato come si muovevano le stelle nell’arco di dieci anni, e di sei mesi. Confrontando la frazione di binarie di tutto il gruppo di stelle B con quelle rilevate nelle sole stelle Be a diverse distanze dal centro, hanno trovato che quest’ultime hanno molte meno compagne a distanze ravvicinate dal corpo stellare principale (ovvero fra 0.02 secondi d’arco, il limite della risoluzione osservativa, e 0.04 secondi d’arco). La frazione di binarie, invece, torna molto simile fra 0.04 e 10 secondi d’arco.
Una delle ipotesi riguardo la formazione del disco nelle stelle di tipo Be è il cosiddetto trasferimento di massa da parte di una compagna, che finisce per sparire esaurendosi nel disco attorno alla stella principale. La distanza attorno alla stella nella quale viene rilevata la penuria di stelle compagne, però, è troppo elevata perché si verifichi questo fenomeno. A meno che – e questa è l’idea principale dell’articolo – queste stelle si trovino in un sistema triplo. Se così fosse, un meccanismo fisico chiamato “binary hardening” agirebbe sulla dinamica del sistema provocando la migrazione di una delle due stelle compagne verso l’interno. Trovandosi vicina alla stella di classe B, la compagna inizierebbe a trasferirle parte della massa generando un disco e perdendo i suoi strati più esterni. Questa stella diventa via via sempre più difficile da osservare perché debole, e oscurata dal disco.
La prova che questi sistemi tripli effettivamente esistano si trova anch’essa nei dati di Gaia, scrivono gli autori dell’articolo, e in particolare nelle misure astrometriche relative a queste stelle. «Nell’ultimo decennio gli astronomi hanno scoperto che la binarietà è un elemento incredibilmente importante nell’evoluzione stellare», dice René Oudmaijer, professore all’università di Leeds e coautore dello studio. «Ora ci stiamo muovendo verso l’idea che sia ancora più complesso di così e che le stelle triple devono essere prese in considerazione. In effetti, le triple sono diventate le nuove binarie».
Fonte: Media INAF
