Osservando il cielo notturno senza Luna, molte delle stelle che sono visibili a occhio nudo sono stelle normali, ma più calde, più massicce e più brillanti del nostro Sole. L’elevata temperatura di queste stelle le fa brillare di una luce bianco-azzurra, inoltre, moltissime di queste stelle possiedono anche un campo magnetico. Si stima che siano circa un quarto quelle che possiedono un campo magnetico misurabile da Terra. La geometria del loro campo magnetico è abbastanza semplice. Come per il campo magnetico del nostro pianeta, sulla superficie di queste stelle sono presenti due poli magnetici, ma con intensità molto maggiori del campo magnetico terrestre (tipicamente da duemila a ventimila volte maggiori).
Come nel caso della Terra, anche per queste stelle il campo magnetico estende la sua influenza su un’ampia regione di spazio intorno alla stella, regione che prende il nome di magnetosfera. In genere la magnetosfera non è vuota, ma piena di gas ionizzato. Nella magnetosfera sono presenti sia ioni positivi che elettroni negativi liberi. Questo tipo di gas altamente ionizzato, ma mediamente neutro, prende il nome di plasma. Il plasma che circonda le stelle calde ha origine dal loro intenso campo di radiazione, che è capace di soffiare via parte della materia della superficie stellare. Questo fenomeno di perdita di massa da parte delle stelle calde e massicce prende il nome di vento stellare radiativo.
Le stelle calde e magnetiche sono anche intense sorgenti di emissione radio. La scoperta è stata effettuata alla fine degli anni Ottanta utilizzando il VLA, che aveva solo da pochi anni iniziato la sua straordinaria attività osservativa. L’emissione radio dalle stelle calde e magnetiche viene prodotta da elettroni che si muovono all’interno delle loro magnetosfere a velocità prossime a quelle della luce. La radiazione elettromagnetica emessa dagli elettroni relativistici che si muovono in presenza di un campo magnetico prende il nome di radiazione di giro-sincrotrone.
Le temperature delle stelle calde e magnetiche per le quali è stata misurata la luminosità alle radio frequenze copre un intervallo che spazia da circa 9000 fino a circa 25000 gradi kelvin. I corrispondenti tipi spettrali si estendono dalle calde stelle di tipo B fino a quelle più fredde di tipo A. L’origine di questi elettroni molto veloci era stata spiegata grazie alla presenza dei venti stellari. Infatti, a grande distanza dalla superficie, dove il campo magnetico affievolisce la sua intensità, la spinta del vento diventa capace di rompere le linee di forza del campo magnetico stesso. In queste regioni di rottura del campo ha origine il meccanismo che accelera localmente gli elettroni portandoli a velocità prossime a quelle della luce.
Dopo tanti anni di lavoro di ricerca osservativa e teorica portato avanti dai ricercatori dell’Osservatorio e dell’Università di Catania, ricerca effettuata collezionando un’enorme mole di dati ottenuti misurando l’emissione prodotta alle radiofrequenze da molte stelle calde e magnetiche (osservazioni effettuate utilizzando strumenti come il Vla e l’ATCA) e sviluppando modelli teorici capaci di simulare l’emissione radio dalle magnetosfere che circondano questo tipo di stelle, è stato compreso che il ruolo del vento stellare sull’origine degli elettroni relativistici andava rivisto. Infatti, osservazioni a diverse bande radio per lunghi intervalli di tempo hanno permesso di localizzare abbastanza fedelmente la distanza dalla superficie stellare in cui vengono accelerati gli elettroni responsabili della radiazione di giro-sincrotrone.
Mentre le stelle più calde (tipicamente 20mila K) sono in grado di sviluppare un vento stellare abbastanza intenso, le stelle con temperature più basse (tipicamente inferiori a 15mila K) non posseggono un vento stellare abbastanza forte da rompere le linee del campo magnetico alla giusta distanza che permette di spiegare le osservazioni alle diverse radio-frequenze. Il vento stellare non può quindi essere la causa principale che stimola i meccanismi di accelerazione.
Studiando un campione di circa 30 stelle magnetiche di tipo spettrale compreso fra B ed A, la cui emissione radio è stata misurata e di cui si posseggono informazioni attendibili dei loro parametri stellari fondamentali (come temperatura, dimensione, periodo di rotazione, distanza dalla Terra, intensità del campo magnetico), è stato compreso che la loro luminosità radio dipende da una combinazione di parametri stellari in cui non compare la temperatura della stella. Il parametro fisico da cui dipende la luminosità radio è il rapporto fra il flusso magnetico ed il periodo di rotazione. Da un punto di vista qualitativo, questo risultato si riassume dicendo che le stelle che hanno una grande flusso magnetico e un breve periodo di rotazione (cioè ruotano molto rapidamente) sono anche molto luminose nella banda radio.
I risultati appena discussi sono riportati all’interno dell’articolo (di cui sono primo autore) Leto et al. 2021, pubblicato dalla rivista Mnras a luglio del 2021. Questo articolo è il primo di una serie di tre articoli in cui è stato definitivamente aggiornato lo scenario che spiega l’origine della radiazione di giro-sincrotrone dalle stelle massicce, calde e magnetiche. Questi risultati nascono dalla collaborazione fra i ricercatori di Catania con Matthew Shultz e Stanley Owocki, ricercatori dell’Università del Delaware (Usa). La collaborazione è nata quando l’articolo del 2021 era ancora in una fase embrionale. La collaborazione con Shultz e Owocki, che in passato avevano affrontato lo studio delle magnetosfere delle stelle B/A magnetiche utilizzando osservazioni effettuate in bande dello spettro elettromagnetico diverse dalla banda radio, ha permesso di estendere il campione di stelle analizzate e confermare il comportamento generale osservato alle radio-frequenze. L’articolo in questione è stato accettato per la pubblicazione sulla rivista Mnras ad aprile del 2022 (Shultz et al. 2022). Sempre in aprile del 2022 è stato pubblicato anche il terzo articolo (Owocki et al. 2022) in cui viene fornita l’interpretazione teorica dei risultati empirici riportati nei primi 2 articoli.
I fenomeni fisici capaci di spiegare l’emissione radio dalle magnetosfere delle stelle calde e massicce sono la diretta conseguenza dell’interazione fra il campo magnetico e il plasma circumstellare. L’intenso campo magnetico è infatti in grado di forzare il plasma a ruotare con la medesima velocità di rotazione della stella fino a grande distanza dalla superficie stellare (decine di raggi stellari). Il plasma è quindi soggetto ad una forza centrifuga che cresce all’aumentare della distanza dalla stella. Quando la forza del campo magnetico non è più in grado di contrastare la forza centrifuga a cui è sottoposto il plasma in co-rotazione con la stella, le linee di forza del campo magnetico si rompono. Questo fenomeno prende il nome di Centrifugal BreakOut (Cbo) e riversa nella regione della magnetosfera in cui si verifica una grande quantità di energia capace di accelerare gli elettroni a velocità prossime a quelle della luce, rendendoli quindi capaci di produrre radiazione di giro-sincrotrone.
Nell’articolo di Owocki et al. 2022 è stata ricavata la relazione che permette di calcolare la potenza dissipata durante questi breakout centrifughi, che hanno luogo continuamente in una regione della magnetosfera ben localizzata, in funzione dei parametri stellari fondamentali. Inoltre, è stata stimata l’efficienza con cui la potenza del Cbo viene convertita in luminosità radio monocromatica. L’efficienza di questo meccanismo è dell’ordine di 10-19. Non deve sorprendere il fatto che questo valore è così piccolo; infatti, utilizzando una similitudine molto semplificata, il breakout centrifugo può essere considerato come il motore di un’auto, mentre la luminosità radio può essere considerata il “gas di scarico”. La sfortuna degli astronomi è che per comprendere il funzionamento del motore possono studiare solo il gas di scarico.
La figura mostrata qui a fianco riassume i risultati di questi tre articoli. I simboli azzurri rappresentano i due campioni di stelle analizzati da Leto e da Shultz, la linea diagonale rappresenta la legge che esprime la luminosità radio in funzione della potenza rilasciata a causa del breakout centrifugo. Per comprendere se questa legge è valida solo per le stelle B/A magnetiche, oppure può essere considerata una legge che gode di una validità universale capace di spiegare la luminosità radio delle magnetosfere co-rotanti in generale, nel diagramma sono state riportate anche le posizioni di altri oggetti di interesse astrofisico, ma che sono molto diversi dalle stelle calde e magnetiche. Gli oggetti esaminati sono le stelle ultra-fredde e le nane brune, in generale definite Ultra Cool Dwarfs (Ucd), simboli in rosso, e il pianeta Giove, simbolo verde. Il pianeta Giove e le UCDs posseggono un campo magnetico, che, come nel caso delle stelle magnetiche di tipo B/A, ha una geometria semplice. Sia le stelle ultra-fredde che Giove emettono radiazione di giro-sincrotrone prodotta da elettroni relativistici. La posizione nel diagramma occupata da questi oggetti è in accordo con le predizioni della legge teorica. Con le dovute precauzioni legate all’esiguo numero di oggetti analizzati diversi dalle stelle B/A, si hanno indicazioni convincenti per cui è plausibile estendere la validità della legge a tutte le magnetosfere dominate da un campo magnetico stabile e dalla geometria semplice.
Una nuova generazione di strumenti molto sensibili che osserveranno nella banda radio (Ska, MeerKat+, ngVla ecc.) permetterà di rivelare l’emissione radio da stelle calde e massicce molto distanti. Questo, ovviamente permetterà di estendere il campione di stelle analizzate, ma anche permetterà di effettuare una stima indiretta del campo magnetico di stelle molto distanti, misure che allo stato attuale sono impossibili nella banda visibile a causa dalla bassissima luminosità apparente. La banda radio diventerà quindi la finestra privilegiata da cui condurre le future ricerche di magnetometria indiretta.
Seppure estremamente importante e interessante, lo studio delle stelle calde e magnetiche non è fine a sé stesso. Le caratteristiche di stabilità e luminosità di questo tipo di stelle le rende infatti un laboratorio astrofisico ideale per condurre lo studio dei fenomeni fisici che governano le dinamiche dei plasmi in presenza di campi magnetici. La ricerca condotta sulle magnetosfere delle stelle calde e massicce trova un fertile campo di applicazione anche nello studio dei pianeti ed esopianeti magnetici e delle stelle ultra-fredde e nane brune.
Queste ultime rivestono un interesse enorme per la razza umana. Infatti, i dintorni del nostro Sole pullulano di questo tipo di stelle ultra-fredde. Inoltre, il numero di esse che si scopre ospitare sistemi planetari contenenti pianeti di tipo terrestre (alcuni nella fascia di abitabilità) cresce costantemente.
Per saperne di più:
- Leggi la press release della University of Delaware “New light on magnetic massive stars”
- Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “Centrifugal breakout reconnection as the electron acceleration mechanism powering the radio magnetospheres of early-type stars”, S P Owocki, M E Shultz, A ud-Doula, P Chandra, B Das e P Leto
- Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “The crucial influence of rotation on the radio magnetospheres of hot stars”, M E Shultz, S P Owocki, A ud-Doula, A Biswas, D Bohlender, P Chandra, B Das, A David-Uraz, V Khalack, O Kochukhov, J D Landstreet, P Leto, D Monin, C Neiner, Th Rivinius e G A Wade
- Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “A scaling relationship for non-thermal radio emission from ordered magnetospheres: from the top of the main sequence to planets”, di P Leto, C Trigilio, J Krtička, L Fossati, R Ignace, M E Shultz, C S Buemi, L Cerrigone, G Umana, A Ingallinera, C Bordiu, I Pillitteri, F Bufano, L M Oskinova, C Agliozzo, F Cavallaro, S Riggi, S Loru, H Todt, M Giarrusso, N M Phillips, J Robrade e F Leone
