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La curiosità del mese

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Ballando con le stelle

La curiosità del mese di aprile 2017 a cura di Tomaso Belloni


Fig. 1 - Imnmagine artistica del sistema binario GROJ1655-40 composto da una stella normale e da un buco nero di cui conosciamo la massa con maggior precisione. La massa stimata e` di 5.4 masse solari con un errore del 6%, una precisioone notevole in astronomia. Da Hubble Space Telescope.
Fig. 1 - Imnmagine artistica del sistema binario GROJ1655-40 composto da una stella "normale" e da un buco nero di cui conosciamo la massa con maggior precisione. La massa stimata è di 5.4 masse solari con un errore del 6%, una precisioone notevole in astronomia. Da Hubble Space Telescope.

Abbiamo visto nella curiosità del febbraio 2009 (Come trovo un buco nero) come trovare un possibile buco nero nella nostra galassia: basta cercare una forte sorgente X, la cui radiazione proviene dalla materia di una stella compagna che cade nel buco nero. Però anche le stelle di neutroni fanno lo stesso effetto sulle stelle compagne e se non si vedono effetti di superficie (vedi curiosità del giugno 2010: Lei è in arresto! Qualsiasi cosa dica potrà essere usata contro di lei ...), come faccio a sapere se ho a che fare con un buco nero?
Uso un telescopio ottico, possibilmente di grandi dimensioni.
Essenzialmente il puntino di luce che vedo è la stella compagna, che sta ruotando intorno al baricentro del sistema binario.
Una stella emette luce visibile a tutte le lunghezze d’onda, ma alcune di queste sono oscurate dall’assorbimento da parte del gas della stella, formando quelle che si chiamano righe di assorbimento.
Conosciamo bene la lunghezza d’onda di queste righe, ma se la stella orbita ci saranno dei momenti in cui si sta muovendo verso di noi e degli altri in cui si sta allontanando.
Per effetto Doppler, lo stesso che ci fa sentire la sirena di un’autoambulanza cambiare frequenza quando ci passa vicino e smette di avvicinarsi a noi cominciando ad allontanarsi, le lunghezze d’onda di queste righe si spostano in su e in giù seguendo l’orbita della stella.

Fig. 2 - Schema di una binaria spettroscopica. Da Wikipedia.
Fig. 1 - Schema di una binaria spettroscopica. Da Wikipedia.

Misurando il tempo che passa fra due minimi (o due massimi) scopriamo il periodo dell’orbita del sistema.
Misurando di quanto le lunghezze d’onda si spostano abbiamo un’altra informazione. Mettendo insieme questi due numeri abbiamo una quantità, chiamata "funzione di massa" che dipende da tre valori: le masse delle due stelle del sistema binario (una delle quali, il buco nero, non si vede) e l’inclinazione dell’orbita rispetto a noi (0 gradi se vediamo il sistema dall’alto cioè il sistema si trova in un piano perpendicolare alla nostra linea di vista e 90 gradi se lo vediamo di fianco quindi in un piano parallelo alla nostra linea di vista; nel primo caso non ci sarebbe effetto doppler).



Fig. 3 - Curve di luce del sistema GROJ1655-40 in cui si vede come la luce venga modulata presentando, ad ogni orbita, due massimi (visione laterale) e due minimi (visione frontale). Dall’articolo scientifico Optical Observations of GRO J1655 40 in quiescence. I A precise Mass for the Black Hole Primary di Jerome A. Orosz e Charles D. Bailyn
Fig. 3 - Curve di luce del sistema GROJ1655-40 in cui si vede come la luce venga modulata presentando, ad ogni orbita, due massimi (visione laterale) e due minimi (visione frontale). Dall’articolo scientifico "Optical Observations of GRO J1655 40 in quiescence. I A precise Mass for the Black Hole Primary" di Jerome A. Orosz e Charles D. Bailyn

Per sapere la massa del buco nero, tutto quello di cui abbiamo bisogno sono la massa della stella compagna e l’inclinazione del sistema.
La massa della stella sembra una cosa semplice. Dato il tipo stellare, sappiamo da altre misure effettuate su stelle "normali" qual è la loro massa.
Solo che questa non è una stella normale, è una stella che è vissuta in un sistema binario con una compagna che è esplosa in una supernova trasformandosi in buco nero e adesso le sta mangiando il gas!
Non è ovvio che la massa sia proprio quella attesa.
L’inclinazione invece è un problema, ci vogliono altre misure.
Comunque sia, prendendo il caso peggiore, quello in cui la massa della stella compagna è nulla (chiaramente poco proponibile) e l’inclinazione è zero (difficile), la funzione di massa ci dà una stima inferiore sulla massa del buco nero.
Possiamo fare altre misure?
Sì, ci possiamo basare sul fatto che la stella in questione non è tonda, ma a forma di pera, dato che il buco nero le sta strappando materia. Mentre orbita, la stella ci presenta un lato diverso della pera.
Quando la vediamo di fianco riceveremo più luce di quando la vediamo dalla parte della "punta" o del "didietro" dato che quello che vediamo ha un’area maggiore.
Quindi ci aspettiamo che la luce sia modulata: ogni orbita ci saranno due massimi corrispondenti alla visione laterale e due minimi corrispondenti a quella fontale/didietro.
Non solo, le due visioni laterali sono uguali, ma le altre due no: quella della punta è meno luminosa di quella del didietro perchè il buco nero sta attraendo materia dalla stella.
Ovviamente questo effetto dipende, e non poco, dall’inclinazione del sistema (ancora un volta, se vediamo l’orbita da sopra vedremo sempre e solo il fianco della pera).

Mettendo insieme queste informazioni con quelle della funzione di massa si possono ricavare le due masse e l’inclinazione.
Ad esempio, il buco nero di cui conosciamo la massa con maggior precisione, GRO J1655-40, ha una massa di 5.4 volte il nostro sole, con un errore di 0.3, ovvero di meno del 6%, una precisione notevole in astronomia.
I buchi neri che possiamo "vedere" nella nostra galassia sono quelli che ballano con una compagna ed è proprio questa che ci dice quanto sono massicci.

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