Alnilam

Durante i mesi invernali la costellazione di Orione, vista dall’emisfero settentrionale del pianeta, offre uno spettacolo magnifico, in grado di affascinare anche quelli che alzano gli occhi verso il cielo stellato solo distrattamente, magari una volta ogni tanto. Uno degli elementi più iconici della costellazione è la Cintura, nota fin dall’antichità, formata da tre stelle molto luminose, ben riconoscibili in fila l’una accanto all’altra. La loro descrizione ci è stata tramandata dalle più diverse e lontane tradizioni culturali.

In Occidente, le tre stelle della cintura di Orione, così come la maggior parte degli astri più luminosi del cielo, hanno nomi di origine araba. La più orientale delle tre è Alnitak, una supergigante blu che fa parte di un sistema triplo. La più occidentale, invece, è Mintaka, che vediamo a occhio nudo come una stella singola ma è in realtà un sistema multiplo formato da almeno sei stelle. L’astro centrale della Cintura, anch’esso una supergigante blu, è Alnilam, il cui nome deriva da una parola araba che vuol dire “fila di perle” e si riferisce evidentemente all’asterismo più che alla singola stella.

Le perle della Cintura#

Queste tre luminose gemme del cielo notturno sono più spesso citate nella letteratura scientifica con i nomi loro attribuiti nel 1603 dall’atlante stellare di Johann Bayer, l’Uranometria: Alnitak è Zeta Orionis (ζ Ori), Mintaka è Delta Orionis (δ Ori), Alnilam è Epsilon Orionis (ε Ori). Le loro magnitudini visuali apparenti sono, rispettivamente, $1{,}79$, $2{,}41$ e $1{,}69$, il che fa di Alnilam la stella più luminosa della Cintura di Orione ¹ e, in generale, la $29^a$ stella più brillante del cielo.

Le tre stelle della Cintura, insieme a molte altre che si trovano nei loro dintorni, fanno parte di una ricca regione di formazione stellare, nella quale si trovano ammassi aperti composti da stelle giovani massicce e luminose, nubi molecolari che ospitano legioni di stelle nascenti, nebulose a emissione, nebulose a riflessione e un’ampia popolazione di stelle di massa piccola e media, molte delle quali di recente formazione.

Questo vasto insieme di stelle appartiene al cosiddetto Complesso molecolare di Orione ed è formato da una popolazione stellare di età ed origine relativamente simile, nota come Associazione Orion OB1. La sigla OB si riferisce al fatto che appartengono all’Associazione molte delle stelle blu più luminose, calde e massicce della costellazione, tutte classificate con i tipi spettrali O o B.

Nel 1964 l’astronomo olandese Adriaan Blaauw suddivise l’Associazione OB1 in quattro sottogruppi, distinti in base all’età delle relative stelle. L’idea era che il complesso di Orione avesse prodotto negli ultimi 8–12 milioni di anni una serie di episodi di formazione stellare successivi, innescati da meccanismi di feedback. In un simile scenario, l’Associazione OB1a costituisce l’elemento più antico di un sistema interconnesso, nel quale l’Associazione OB1d, al cui interno si trova M42, la celeberrima Nebulosa di Orione, è invece l’elemento più giovane, ricco di stelle ancora in via di formazione. Le tre stelle della Cintura, insieme al sistema multiplo di Sigma Orionis, fanno parte dell’Associazione OB1b, che contiene stelle con età stimata intorno ai $4–6$ milioni di anni.

Tali suddivisioni sono ovviamente labili e molto generali. A una distanza media di oltre $1\,000$ anni luce dalla Terra, è molto difficile valutare la struttura tridimensionale di queste associazioni stellari e stabilire esattamente quali oggetti vi appartengano e quali no. È inoltre difficile valutare con precisione l’età delle singole sorgenti luminose. Secondo quanto riporta uno studio del 2017, pare ad esempio che la parte più orientale di Orion OB1b, cioè quella che contiene Alnitak, la Nebulosa Fiamma e la Nebulosa Testa di Cavallo, abbia una popolazione stellare mediamente più giovane del resto dell’associazione.

Quale che sia l’età esatta di questo sottogruppo, è indubbio che le sue stelle più luminose hanno tutte qualche milione di anni al massimo. Ciò le rende giovanissime rispetto al Sole, che approdò sulla sequenza principale oltre $4{,}5$ miliardi di anni fa, ma non giovanissime rispetto alla loro reale aspettativa di vita. Le stelle più luminose, infatti, sono in genere anche le più massicce e ciò vuol dire che bruciano molto più rapidamente del Sole la loro riserva di combustibile nucleare.

I parametri stellari di Alnilam#

Alnilam non fa eccezione a questa regola universale. Secondo uno studio pubblicato nel 1974 dall’astrofisico olandese Henny Lamers, l’astro centrale della Cintura di Orione ha un’età di $3$ o $4$ milioni di anni, ma è da considerarsi già una stella molto evoluta, che ha terminato la sua riserva di idrogeno nucleare e sta ora bruciando l’idrogeno contenuto in un guscio esterno al nucleo.

Dal punto di vista della classificazione stellare, Alnilam appartiene alla classe B0 Ia, alla quale appartengono supergiganti blu tra le più calde e luminose in assoluto. L’assegnazione di Alnilam a questo tipo spettrale risale al 1953, anno della pubblicazione della versione rivista e corretta dell’atlante degli spettri stellari del sistema di classificazione Morgan-Keenan, la cui prima versione risaliva a dieci anni prima. Lo spettro di Epsilon Orionis, cioè Alnilam, fu adottato nell’atlante del 1953 come lo standard di riferimento per le stelle di classe B0 Ia ². A parte minori integrazioni, lo standard definito allora è tuttora in vigore, sicché la stella centrale della Cintura può essere considerata a buon diritto come l’archetipo³ delle supergiganti di tipo B più luminose.

I principali parametri fisici di Alnilam riportati nello studio di Lamers del 1974 (in parte superati dagli studi interferometrici più recenti) sono i seguenti:

È sufficiente l’ultimo valore a darci un’immediata consapevolezza di quale incredibile potenza radiante emani dalla stella principale della Cintura di Orione. Se davvero Alnilam avesse una luminosità $600\,000$ volte maggiore di quella del Sole, sarebbero sufficienti pochi secondi di esposizione della Terra alla sua radiazione per ridurre il nostro pianeta a un inferno di magma incandescente. Con quella luminosità, infatti, la supergigante blu, se si trovasse al posto del Sole, investirebbe la nostra atmosfera con un’energia di $817$ megawatt per metro quadrato: una vera “Morte nera” contro la quale non esisterebbe difesa.

Ma da dove provenivano le misure riportate da Lamers? La temperatura efficace era ricavata dall’analisi dello spettro della stella nella luce visibile, corretta in base alla distribuzione dell’energia emessa nell’ultravioletto. La gravità era ricavata anch’essa dallo spettro visibile. La misura del raggio stellare era invece un’estrapolazione basata su due dati, dei quali uno solo frutto di osservazione diretta: il diametro angolare di Alnilam, risultato pari a 0,69 millesimi di secondo d’arco alla lunghezza d’onda di 4.430 Å ⁸.

Quanto è lontana davvero?#

L’altro dato necessario al calcolo del raggio fisico di Alnilam era ovviamente la distanza dalla Terra, ma in questo caso non c’erano misure dirette disponibili. Vari autori prima di Lamers avevano calcolato la distanza media dalla Terra dell’Associazione Orion OB1, servendosi a tal fine di studi fotometrici che tenevano conto, tra le altre cose, dell’eccesso di colore dovuto all’estinzione lungo la nostra linea di vista verso Orione. Tali studi confrontavano la magnitudine apparente di una serie di stelle con la magnitudine assoluta calcolata, ottenendo il cosiddetto modulo di distanza, una semplice formula matematica che consente di ricavare la distanza cercata, ma con una certa dose di approssimazione dipendente dal concorso di vari fattori.

Lamers, sulla base dei valori riportati dagli autori precedenti, adottò un modulo di distanza $d = 8{,}1$ magnitudini, con un’incertezza di $+0{,}5$ e $−0{,}1$ magnitudini. Da ciò scaturiva per Alnilam una distanza di $420$ parsec ($1\,370$ anni luce) con un errore di $110$ parsec in più e $20$ parsec in meno. La notevole incertezza nel calcolo della distanza si propagava a tutte le misure da essa derivanti: raggio, massa stellare e luminosità.

Per costringere meglio i parametri stellari di Alnilam serviva una misura della distanza più precisa di quella disponibile all’epoca dello studio di Lamers. Purtroppo non era facile ottenerla. Il metodo migliore per stimare la distanza delle stelle, almeno delle più vicine, è il calcolo dell’angolo di parallasse. Ma, nel caso di una supergigante luminosa e lontana come Alnilam, questo metodo non era in grado di fornire risultati affidabili, almeno non per mezzo di telescopi dislocati sulla Terra.

La parallasse di Alnilam fu infine misurata dallo spazio dal satellite astrometrico Hipparcos, nel corso di una missione durata dal 1989 al 1993. Ma per avere i dati ufficiali bisognò attendere fino a giugno 1997, quando l’ESA pubblicò finalmente il catalogo degli angoli di parallasse di $120\,000$ stelle misurati da Hipparcos. La parallasse di Alnilam risultò allora di $2{,}43$ millesimi di secondo d’arco, un valore che si traduceva in una distanza di poco meno di $412$ parsec, sorprendentemente vicina ai $420$ parsec ricavati dal modulo di distanza adottato da Lamers $23$ anni prima. Ma anche stavolta il margine d’errore era molto alto: ben $0{,}91$ millesimi di secondo d’arco. Ciò significava che Alnilam, in base ai dati forniti da Hipparcos, poteva trovarsi a una qualunque distanza compresa tra $300$ e $658$ parsec, il che rendeva il calcolo del raggio, della massa e della luminosità ancora alquanto incerti.

Dieci anni dopo, nel 2007, un astronomo dell’Università di Cambridge, Floor van Leeuwen, pubblicò una nuova versione del catalogo di Hipparcos, che assicurava, a detta dell’autore, una precisione quattro volte maggiore nel calcolo degli angoli di parallasse delle stelle più brillanti. La parallasse di Alnilam nella nuova versione del catalogo appariva pari a $1,65 \pm 0,45$ millesimi di secondo d’arco. Ciò corrispondeva a una distanza di $606$ parsec ($1\,977$ anni luce) con un’incertezza di $227$ parsec in più e $130$ parsec in meno.

Con la nuova versione del catalogo di Hipparcos, Alnilam veniva dunque a trovarsi almeno $600$ anni luce più lontana rispetto alla distanza ricavata dall’angolo di parallasse riportato nella versione precedente del catalogo.

Se la nuova distanza era davvero più affidabile della precedente, voleva dire che Alnilam è ancora più grande, più massiccia e più luminosa di quanto apparisse dai dati — già di per sé impressionanti — forniti dallo studio di Lamers del 1974.

L’aggiornamento dei parametri stellari di Alnilam in base alla nuova distanza ricavata dai dati di Hipparcos appare in uno studio di Raul E. Puebla e altri autori, pubblicato alla fine del 2015 su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. In tale studio c’è una tabella, riprodotta di seguito, che riporta tutti i parametri due volte. Nella prima riga, i valori sono calcolati in base alla distanza di $412$ parsec ricavata dal primo catalogo di Hipparcos, mentre nella seconda riga sono calcolati in base alla distanza di $606$ parsec, ricavata dalla versione aggiornata del catalogo. Com’è facile notare, gli unici valori che cambiano sono quelli relativi a raggio, massa e luminosità.

Per anni, la scelta tra le due distanze — 412 o 606 parsec — è rimasta in bilico. Misurare direttamente la parallasse di una stella estremamente luminosa come Alnilam è tutt’altro che semplice, perché la sua brillantezza rende più difficili le misure astrometriche e ha messo in difficoltà persino il satellite Gaia, il sofisticatissimo successore di Hipparcos, “accecato” dalla luminosità di Alnilam e di altre stelle della sua categoria. Un gruppo di astronomi cechi e statunitensi è riuscito però ad aggirare l’ostacolo, usando le parallassi della release DR3 del catalogo di Gaia, relative a stelle deboli che condividono con Alnilam la stessa associazione OB1b, assumendo che le stelle più massicce si trovino vicino alla distanza mediana del gruppo. Il risultato, verificato in modo indipendente attraverso lo studio delle bande interstellari diffuse e del salto di arrossamento⁹ lungo la linea di vista, è una distanza di $384 \pm 8$ parsec: sorprendentemente vicina ai $412$ parsec di Perryman del 1997, non ai $606$ di van Leeuwen del 2007. La revisione Hipparcos del 2007, cioè, si è rivelata quella sbagliata.

Una luminosità straordinaria… ma non tanto quanto prima#

Fino a pochi anni fa, adottando la distanza di $606$ parsec suggerita dalla revisione Hipparcos del 2007, la stazza di Alnilam sembrava davvero notevole. Il raggio saliva a $42$ raggi solari, cioè $29,22$ milioni di $\text{km}$: l’equivalente di $4\,581$ raggi terrestri. La massa a sua volta cresceva fino a $64{,}5$ masse solari ¹⁰, un valore che corrisponde a $21,5$ milioni di volte la massa della Terra!

Con la distanza di $606$ parsec, infine, la luminosità si attestava sull’incredibile valore di $832\,000$ luminosità solari: l’equivalente di una potenza radiante di $3,2\times 10^{32}$ watt. Se poi introduciamo nel calcolo anche il margine di incertezza presente nella nuova riduzione dei dati di Hipparcos del 2007, allora il valore massimo sale fino $1\,738\,000$ luminosità solari! Ciò avrebbe fatto di Alnilam una delle stelle intrinsecamente più luminose dell’intera Via Lattea.

Le osservazioni più recenti raccontano però una storia diversa e, per la prima volta dal lontano 1966, non si basano su un’estrapolazione ma su una misura diretta. Nel dicembre 2025, grazie allo strumento PIONIER dell’interferometro VLTI dell’ESO, integrato da spettroscopia ad alta risoluzione e dalla distribuzione spettrale di energia della stella, è stato possibile misurare per la prima volta il diametro angolare di Alnilam con precisione moderna.

Assumendo la distanza di $384$ parsec, il modello che meglio concilia tutti i dati assegna alla stella una massa di $28{,}4 \pm 2{,}0\,M_\odot$, una temperatura di $25\,000 \pm 1\,000\,\text{K}$ e una luminosità di circa $271\,000\,L_\odot$: un ridimensionamento sostanziale rispetto ai valori precedenti, ma comunque sufficiente a collocare Alnilam tra le stelle più luminose della Via Lattea. Anche a questa distanza più contenuta, se Alnilam prendesse il posto del Sole investirebbe la Terra con un’energia di circa $369$ megawatt per metro quadrato: un’apocalisse istantanea per il nostro pianeta, solo un po’ meno estrema di quella calcolata con i precedenti valori di distanza e luminosità.

Con una luminosità assoluta di circa $270\,000$ luminosità solari, viene naturale chiedersi come mai Alnilam occupi solo il $29^a$ posto nell’elenco delle stelle più brillanti osservabili dalla Terra. Come mai, per esempio, Deneb, che è allo stesso tempo più lontana e intrinsecamente meno luminosa di Alnilam (almeno così sembra), ci appare invece, vista a occhio nudo, sia pure di poco, più brillante?

Per capirlo, bisogna tener conto del fatto che la luminosità percepita dall’occhio umano dipende da vari fattori. In primo luogo, contano la distanza e la luminosità intrinseca della stella. Ma incidono anche altri elementi, come l’estinzione causata da polveri interstellari frapposte lungo la linea di vista verso l’osservatore terrestre e la distribuzione spettrale dell’energia emessa dalla stella. Nel caso di Alnilam l’ultimo fattore è particolarmente importante. Con una temperatura fotosferica intorno ai $25\,000\,\text{K}$, la stella centrale della Cintura di Orione è circa tre volte più calda di Deneb. Ciò vuol dire che una parte importante della sua radiazione viene emessa nella regione dell’ultravioletto, cosa che non genera una luminosità percepibile dall’occhio umano. Deneb, al contrario, ha un’emissione nell’ultravioletto inferiore a quella di Alnilam, ma leggermente superiore nella ristretta fascia dello spettro elettromagnetico che corrisponde alla luce visibile ¹¹: ecco perché la supergigante del Cigno ci appare più luminosa di Alnilam.

Perdita di massa#

Per completare la descrizione della supergigante blu, non può mancare qualche cenno alla sua perdita di massa e alla velocità di rotazione.

È noto da tempo che stelle calde e massicce come Alnilam vanno incontro a notevoli episodi di perdita di massa attraverso l’emissione di un vento stellare denso e potente. Il meccanismo che produce questa dispersione di materia è alimentato dalla pressione di radiazione della stella: fotoni altamente energetici che emergono alla superficie stellare vengono assorbiti da ioni di varie specie metalliche presenti nella sua atmosfera, trasferendo ad essi momento. Ciò si traduce in una spinta continua diretta verso l’esterno.

Molte osservazioni sono state compiute nel corso degli anni, per riuscire a determinare con quale velocità Alnilam perda massa attraverso il suo vento stellare. Secondo uno studio del 1986, il ritmo stimato è pari a $3{,}1\times 10^{-6}\,M_{\odot}/a$, cioè poco più di $3$ milionesimi di massa solare all’anno. Può sembrare poco, ma è un ritmo elevatissimo, se comparato a quello del Sole, che è otto ordini di grandezza inferiore ¹². In uno studio del già citato Henny Lamers e di un altro autore, pubblicato nel 1993, la perdita di massa di Alnilam fu stimata attraverso le emissioni nelle onde radio¹³ e il valore trovato, $4\times10^{-6}\, M_{\odot}/a$, risultò in buon accordo con la stima fornita dallo studio del 1986. Un’analoga ricerca compiuta nella regione dell’infrarosso dall’astronomo indiano B. S. Shylaja portò nel 1994 a una stima della perdita di massa di Alnilam ancora una volta in linea con le precedenti: $3{,}1\times10^{-6}\, M_{\odot}/a$.

Dal 2000 in poi, numerosi altri autori hanno calcolato la perdita di massa della stella, trovando valori leggermente inferiori, compresi tra $1{,}7$ e $2{,}5$ milionesimi di massa solare l’anno. L’unico valore che si discosta significativamente dalle stime precedenti è quello fornito da F. Martins e altri in uno studio del 2015, in cui la perdita di massa di Alnilam è calcolata in $5{,}6\times10^{-7}\, M_{\odot}/a$. In ogni caso, la dispersione annuale di materia da parte della supergigante blu è decine di milioni di volte maggiore di quella del Sole.

Le nuove osservazioni interferometriche del 2025 hanno, però, rilevato un’asimmetria nel segnale non spiegabile con la sola rotazione né con la presenza di una compagna (esclusa per l’assenza di variazioni di velocità radiale persistenti): un indizio, forse, che il vento stellare di Alnilam potrebbe non essere uniforme ma addensato in grumi, oppure che attorno alla stella si stia formando un disco di decrezione¹⁴, alimentato dalla sua stessa perdita di massa e trattenuto in orbita dalla rotazione quasi critica appena discussa.

Rotazione#

Sono state compiute molte ricerche anche per stimare la velocità di rotazione di Alnilam. Purtroppo non è nota l’inclinazione dell’asse di rotazione della stella rispetto all’osservatore terrestre. Di conseguenza, le stime della sua velocità di rotazione forniscono solo il valore minimo, che potrebbe corrispondere all’effettiva velocità di rotazione solo se l’asse su cui ruota Alnilam fosse esattamente perpendicolare alla nostra linea di vista. Negli studi compiuti a partire dagli anni ’70 del secolo scorso in poi, i valori trovati vanno da un minimo di $42$ a un massimo di $85\,\text{km/s}$. Considerando il raggio stellare pari a $22{,}9$ milioni di km, tali stime riportano a un periodo di rotazione minimo compreso approssimativamente tra $20$ e $50$ giorni terrestri. Questi dati portavano generalmente a considerare Alnilam un rotatore piuttosto lento, un quadro che le osservazioni interferometriche più recenti hanno però ribaltato.

Le osservazioni del VLTI del 2025 hanno infatti rivelato che Alnilam non ha una forma sferica: il segnale interferometrico varia con la direzione della base osservativa in un modo compatibile con una stella oblata, cioè schiacciata ai poli, come ci si aspetterebbe da una rotazione vicina alla velocità critica di break-up. Nel modello di compromesso adottato dagli autori, il raggio equatoriale ($33{,}6 \pm 1{,}8\,R_\odot$) risulta sensibilmente maggiore di quello polare ($22{,}3 \pm 1{,}2\,R_\odot$), la velocità di rotazione proiettata sale a $v\sin i \approx 220^{+40}_{-100}\,\text{km/s}$, e il periodo di rotazione si riduce a soli $4{,}27$ giorni, molto meno dei $20$–$50$ giorni stimati in precedenza¹⁵.

Se confermato, questo scenario solleva una domanda affascinante: come ha fatto Alnilam ad accelerare così tanto? Gli autori dello studio avanzano l’ipotesi che la stella possa essere il prodotto della fusione di due astri in un sistema binario stretto, un meccanismo proposto anche per altre supergiganti blu in rotazione molto veloce. È un’ipotesi tutta da verificare, ma coerente con un fatto già noto e citato in precedenza: a differenza delle sue compagne della Cintura, Alnilam non ha mai mostrato indizi della presenza di una compagna binaria.

Variabilità#

Un’altra caratteristica messa in luce dagli studi spettroscopici è la variabilità della stella: si è scoperto che Alnilam è un variabile del tipo Alfa Cygni. Dalle complesse variazioni delle righe spettrali, emerge un periodo di $1{,}9$ giorni, che è probabilmente associato a una serie ciclica di pulsazioni, che potrebbero avere a che fare con l’avanzato stadio evolutivo raggiunto da Alnilam.

Il quadro, però, non è del tutto chiaro. Gli studi più recenti collocano la stella in prossimità della regione di instabilità delle variabili Beta Cephei per i modi di pulsazione a basso ordine, con periodi tipici tra $0{,}1$ e $0{,}6$ giorni; ma né la fotometria del satellite BRITE né le misure di velocità radiale mostrano picchi netti nei rispettivi periodogrammi. Questo suggerisce che almeno una parte della variabilità osservata possa avere un’origine più stocastica, legata forse a episodi irregolari di perdita di massa, piuttosto che a una pulsazione rigorosamente periodica.

Disintegrazione#

Resta da chiederci quale sarà il destino futuro di questa magnifica stella. Dal rapporto tra il carbonio e l’azoto atmosferici, i ricercatori stimano che Alnilam stia ora attraversando per la prima volta la fase evolutiva che la condurrà a diventare una supergigante rossa. Seguiranno una serie di espansioni e contrazioni, variazioni di temperatura e ulteriori perdite di massa. Tutto ciò condurrà prima o poi a una conclusione inevitabile: la disintegrazione di Alnilam nel corso di una poderosa esplosione di supernova, che lascerà dietro di sé una stella di neutroni o un buco nero di massa stellare.

Quando Alnilam esploderà, chi ne sarà testimone potrà assistere a uno spettacolo straordinario. La relativa vicinanza dell’evento consentirà agli astronomi di quell’epoca futura di studiare l’esplosione e la formazione del resto di supernova con una ricchezza di dettagli senza precedenti. Ciò che abbiamo imparato da SN 1987 A, la supernova esplosa nella Grande Nube di Magellano quasi quaranta anni fa (la supernova più vicina alla Terra e meglio studiata a partire dall’invenzione del telescopio in poi), impallidirà al confronto di ciò che potremo imparare dall’esplosione di Alnilam.