Mira Ceti

La scoperta della coda#

Il telescopio spaziale GALEX incrociò il cammino della popolare stella nel corso della sua sistematica scansione del cielo nella luce ultravioletta. Gli astronomi poterono così osservare qualcosa che assomiglia a una cometa con una smisurata coda. Il materiale che fuoriesce da Mira ha formato, infatti, nel corso dei millenni una scia lunga $13$ anni luce (o $4$ parsec): circa $20.000$ volte la distanza media tra Plutone e il Sole oppure tre volte la distanza tra noi e Proxima Centauri, la stella più vicina. Nulla di simile era mai stato visto prima, come confermarono le parole dell’astronomo Christopher Martin, primo autore di uno studio dedicato allo scoperta, apparso nel 2007 su Nature:

Rimasi attonito quando vidi per la prima volta questa coda colossale, del tutto inaspettata, a rimorchio di una stella ben nota. Fu sorprendente vedere come Mira replicava, sull’immensa scala interstellare, fenomeni familiari come la scia di condensazione di un jet o la turbolenta scia di un motoscafo.

Mira offre un’opportunità unica di studiare il modo in cui stelle simili al Sole muoiono e, nel morire, fecondino per così dire lo spazio, diffondendo i mattoni da cui potranno nascere nuovi sistemi solari. Mentre, infatti, Mira sfreccia nel cielo, la sua coda disperde carbonio, ossigeno e altri importanti elementi, che serviranno per costruire nuove stelle, pianeti e forse persino la vita. A tal proposito, il co-autore dello studio Mark Seibert dichiarò:

Si tratta di un fenomeno del tutto nuovo per noi, del quale stiamo ancora cercando di comprendere la fisica. Ci auguriamo di poter leggere la coda di Mira come il nastro di una telescrivente, in modo da imparare tutto il possibile sulla vita della stella.

Secondo Martin e colleghi, la coda di Mira si era formata nel corso di circa $30\,000$ anni. Al ritmo di perdita di massa attuale della stella, che equivale approssimativamente a $3\times10^{-7}$ masse solari all’anno ($7$ ordini di grandezza maggiore di quella del Sole), Mira avrebbe disseminato nello spazio una quantità di materia equivalente alla massa di $3\,000$ pianeti delle dimensioni della Terra o $9$ delle dimensioni di Giove. Studi successivi, di cui parleremo più avanti, hanno però allungato di molto l’età della coda di Mira, rendendo alquanto incerta la quantità totale di massa espulsa, dal momento che non è chiaro se il ritmo attuale sia rimasto lo stesso per un periodo tanto più lungo.

Una stella evoluta accompagnata da una nana bianca#

Alla fine Mira disperderà nello spazio tutto il gas che rimane nei suoi strati esterni, formando una sorta di guscio policromo, suggestivo ma transitorio: una nebulosa planetaria. La nebulosa si affievolirà col tempo, e alla fine resterà soltanto il nucleo esaurito e compatto della stella originaria: una nana bianca.

La massa attuale di Mira non è calcolabile con precisione senza conoscere con certezza il periodo orbitale del sistema (c’è una compagna binaria di cui parleremo più avanti). Le stime sono ancora incerte e dipendono soprattutto dalla massa attribuita alla compagna e dal periodo orbitale adottato; sono stati proposti valori compresi grosso modo tra $1$ e quasi $3$ masse solari.

In un tempo imprecisato del passato, Mira è stata una stella simile al Sole. Poi, terminato l’idrogeno nel nucleo, cominciò a gonfiarsi, diventando una gigante rossa. Esaurita anche quella fase, adesso è una stella variabile del cosiddetto ramo asintotico delle giganti (AGB), a cui appartengono stelle giunte alla fase finale della loro evoluzione, nelle quali la fusione nucleare avviene in gusci concentrici attorno al nucleo ormai spento. È un processo che va avanti a cicli, nel corso dei quali le stelle AGB si gonfiano fino a diventare rarefatti colossi spaziali, in grado di occupare un volume pari o anche superiore all’intera orbita terrestre; poi repentinamente si sgonfiano. La luminosità di Mira nel visibile cresce di un fattore $1\,500$ lungo un periodo di $332$ giorni, fino a diventare tanto brillante da poter essere vista a occhio nudo dalla Terra: è un’ipertrofica stella pulsante¹.

Se paragonata ad altre giganti, Mira sta viaggiando a velocità insolitamente alta, forse a causa di spinte gravitazionali ricevute da altre stelle con le quali ha interagito in passato. Fende i cieli a $130$ chilometri al secondo, vale a dire $468\,000$ chilometri orari. Insieme con la gigante morente viaggia una piccola e distante compagna, quasi certamente una nana bianca (e, secondo gli studi più recenti, una nana bianca insolitamente leggera). La coppia, nota come Mira A (la gigante) e Mira B (la nana bianca), ruota lentamente intorno al proprio centro di gravità: il periodo orbitale, non ancora determinato con sicurezza, è stimato tra i $500$ e i quasi $1\,000$ anni a seconda dello studio.

La coppia sta attraversando la costellazione della Balena (Cetus) a una distanza stimata tra $300$ e $400$ anni luce dalla Terra, anche se le misure più recenti convergono verso l’estremo inferiore di questo intervallo, circa $300$ anni luce. Le stime restano tuttavia incerte, dato che Mira A è una stella con ampie pulsazioni, un fattore che rende difficile la misurazione precisa dell’angolo di parallasse.

Un arco di materia da Mira A a Mira B#

Quell’arco luminoso che si protende da Mira A verso la sua compagna, visibile già in quella prima immagine di Hubble, non è un artefatto ottico: è materia reale in transito da una stella all’altra. Per anni gli astronomi si sono chiesti come una nana bianca così piccola, probabilmente meno della metà della massa del Sole, e così lontana, a $70$-$100$ unità astronomiche da Mira A (più del doppio della distanza di Nettuno dal Sole), potesse sottrarre alla compagna abbastanza materiale da formare, attorno a sé, un disco di accrescimento. La semplice cattura gravitazionale, il meccanismo con cui un oggetto compatto raccoglie ciò che gli passa abbastanza vicino, non bastava a spiegare i numeri osservati.

La soluzione ha un nome tecnico inglese di non facile memorizzazione, Wind Roche Lobe Overflow, proposto nel 2007 proprio a partire dal caso di Mira, che ne resta tuttora uno degli esempi di riferimento. L’idea di fondo è più intuitiva del nome: il vento stellare di Mira A è insolitamente lento, spinto via pigramente dalla pressione di radiazione sulla polvere che si condensa nei suoi strati esterni. È talmente lento che, nella zona in cui dovrebbe finalmente sfuggire alla gravità della stella, si trova già in prossimità del confine gravitazionale condiviso con la compagna: il cosiddetto lobo di Roche. Da lì, invece di disperdersi in tutte le direzioni, una frazione del vento viene incanalata attraverso un punto di equilibrio gravitazionale tra le due stelle, il punto di Lagrange $L_1$, e precipita verso Mira B, alimentando il disco che la circonda.

Non è dunque la nana bianca a “rubare” attivamente il materiale con la propria gravità: è piuttosto Mira A stessa, con il suo vento eccezionalmente lento, a lasciarselo sfuggire di mano in direzione della compagna. In realtà la cattura riguarda solo una piccola parte delle particelle emesse da Mira — circa l’$1\%$ o meno secondo le stime più recenti — ma è sufficiente ad alimentare il disco di accrescimento e a rendere Mira AB uno dei sistemi binari interagenti meglio studiati del cielo.

L’onda d’urto#

Ritornando alle osservazioni nell’ultravioletto, il telescopio GALEX scoprì davanti a Mira anche un’onda d’urto, una sorta di accumulo di gas che precede la stella nella direzione del moto. L’immagine di GALEX mostra inoltre due sinuosi flussi di materia che fuoriescono in direzioni opposte dalla stella. Gli astronomi ritengono che il gas compresso e ad alta temperatura presente nell’onda d’urto stia riscaldando il vento stellare di Mira, rendendolo visibile nell’ultravioletto. Questo materiale si attorciglia poi in mulinelli mentre si allontana dalla stella, creando una scia turbolenta simile a una coda. Il processo è simile a ciò che avviene quando un motoscafo fende l’acqua producendo una scia increspata o quando un treno a vapore si lascia dietro una scia di fumo.

Fino al 2006, come anticipato all’inizio, nessun telescopio aveva mai notato la coda di Mira e le ragioni - si è scoperto poi - sono più interessanti di quanto sembrasse allora. C’è anzitutto una spiegazione strumentale: il GALEX univa la sensibilità nell’ultravioletto a un campo di vista estremamente ampio, una combinazione che gli permetteva di scandagliare porzioni di cielo enormi alla ricerca di fenomeni insoliti, invece di puntare un bersaglio scelto in anticipo. Ed è proprio così, quasi per caso, nel corso della sua sistematica mappatura del cielo, che si imbatté nella coda di Mira.

Ma le simulazioni idrodinamiche pubblicate subito dopo la scoperta hanno suggerito una spiegazione più profonda, e più affascinante, di quella proposta inizialmente. La coda nel suo complesso risulta avere un’età di circa $450\,000$ anni — quindici volte più vecchia della stima iniziale di $30\,000$ anni calcolata da Martin et al. nello studio del 2007, basata sull’ipotesi semplificativa che il materiale espulso si fermasse quasi subito rispetto al mezzo interstellare.

Osservazioni radio del 2008 indicarono un rallentamento progressivo del materiale espulso da Mira via via che ci si allontana dalla stella. Questo risultato confermò che l’ipotesi di partenza di Martin et al. era sbagliata, pur arrivando, con un metodo più diretto, a una stima diversa e più bassa (circa $120\,000$ anni) rispetto a quella del modello idrodinamico completo di Wareing et al. ($450\,000$ anni), che rimane la stima più citata in letteratura per l’età dell’intera coda.

Ma l’emissione ultravioletta che il telescopio spaziale GALEX aveva rilevato potrebbe dipendere da un evento più recente: Mira sarebbe entrata da “appena” un centinaio di migliaia di anni — un tempo molto più breve dei $450\,000$ anni di (probabile) storia della coda — in una regione di gas caldo e rarefatto nota come Bolla Locale, che avvolge il Sistema Solare. È stato probabilmente l’ingresso in questa zona a comprimere e riscaldare il materiale della coda abbastanza da renderlo luminoso nell’ultravioletto. Se questa interpretazione è corretta, il GALEX non ha soltanto scoperto la coda di Mira: l’ha sorpresa in una finestra temporale relativamente breve, cosmicamente parlando, in cui è possibile vederla in tutto il suo splendore.

Da quanto detto finora, tuttavia, la coda di Mira risultò non essere un fenomeno visibile solo nell’ultravioletto. Fu rilevata, infatti, nella riga radio dell’idrogeno neutro a $21\,\text{cm}$ da Matthews et al. nel 2008 in uno studio citato più sopra, e nell’infrarosso dal telescopio spaziale Herschel.

In ogni caso, e inevitabilmente, la scoperta della coda di Mira suscitò una grande sorpresa nella comunità scientifica e un ancor più grande interesse intorno al fenomeno che l’ha causata, essendo Mira una delle stelle più note e studiate fin da prima dell’invenzione del telescopio.