HDE226868 (questo il suo numero nel catalogo di Henry Draper), la stella supergigante blu con una massa di oltre venti masse solari equivalenti da cui proviene la materia che, surriscaldandosi durante la cadura in un buco nero, produce l'enorme emissione di radiazione X.
Immagine cortesia Harvard-Smithsonian Observatory.
Cygnus X-1 fu la prima sorgente di raggi X ad essere scoperta nella costellazione del Cigno. E' una sorgente dalle caratteristiche eccezionali e per questo ha attirato su di se l'attenzione degli studiosi e diversi tentativi di speculazione sulla sua vera natura. A differenza di altre sorgenti X, ha fluttuazioni rapide ed irregolari nell'emissione, non ha una controparte come radiosorgente, il suo spettro X assomiglia più a quello della pulsar del Granchio che ad altre sorgenti e, nonostante la sua posizione sia stata identificata con precisione, non è mai stata osservata la controparte ottica. Molta parte del merito nella ricerca della vera natura di quest'oggetto va a Riccardo Giacconi (già allievo del grande scienziato Giuseppe "Beppe" Occhialini, cui è stato intitolato il nuovo satellite italiano per lo studio dei raggi X - SAX), pioniere con Bruno Rossi ed altri dell'astronomia nei raggi X.
Prima della scoperta del sistema binario A0620-00 in Monoceros, è stato il miglior candidato buco nero della nostra galassia.
Il primo passo nella scoperta della natura di Cygnus X-1 fu fatto nei primi anni sessanta, con la scoperta di un'intensa sorgente di radiazioni X nella costellazione del Cigno. Questa misteriosa sorgente fu denominata Cygnus X-1 essendo la prima di questo tipo scoperta in quella costellazione. Al tempo della scoperta, non si sapeva molto su cosa potesse produrre delle emissioni X e neppure sulla loro posizione. A differenza dei telescopi ottici infatti, i telescopi X non potevano determinare la posizione degli oggetti con molta precisione, e al tempo la sorgente fu localizzata approssimativamente all'interno del pentagono nella figura. Osservazioni effettuate in seguito migliorarono la determinazione dell'esatta posizione (i due ovali) fino ad arrivare ad un piccolo quadrato (ingrandito nell'angolo destro e mostrato in dettaglio sotto).
Improvvisamente, nella primavera del 1972, per ragioni tuttora sconosciute, nella stessa posizione apparve una sorgente radio. In quella stessa posizione si trovava una stella la cui unica caratteristica nota era il numero di catalogo: HDE226868. La croce bianca indica l'errore nell'identificazione della posizione della radiosorgente e la macchia scura è HDE226868. Nello stesso momento in cui apparve la radiosorgente, la sorgente X Cygnus X-1 esplose inaspettatamente. Ulteriori analisi dei dati radio e di quelli X rivelarono un'indiscutibile relazione tra le due. Così, Cygnus X-1 fu correlata alla radiosorgente e la radiosorgente fu correlata ad HDE226868.
La posizione di HDE226868 nella costellazione del Cigno. La nebulosità a sinistra è visibile solo in fotografia, tutti gli astri di riferimento sono visibili con un piccolo telescopio.
Immagine cortesia Palomar Observatory Deep Sky Survey.
La conclusione logica cui arrivarono L.Webster e P.Murdin del Royal Greenwich Observatory fu che Cygnus X-1 e HDE226868 erano legati in qualche modo, probabilmente i due componenti di un sistema binario.
L'immagine rappresenta la curva della velocità radiale della stella HDE226868. Quando venne misurato lo spostamento Doppler nelle linee di emissione dello spettro della stella, si trovò che la stella si spostava in avanti ed indietro rispetto a noi, con movimento regolare e sinusoidale, chiara indicazione che qualcosa orbitava, con un periodo di 5,6 giorni, intorno alla stella gigante.
Subito dopo, fu rilevato anche un piccolo incremento nella luminosità della stella, sempre ogni 5,6 giorni. Questa variazione poteva essere spiegata chiaramente immaginando che la stella venisse "stirata" dall'attrazione gravitazionale della compagna invisibile. Nel momento in cui la stella e la compagna si mostrano lateralmente rispetto alla nostra visuale, la gigante blu appare nella sua forma a uovo, esibendo una superficie maggiore e quindi una maggiore luminosità:
Quando la compagna passa davanti o dietro, vediamo un cerchio, la superficie è minore e quindi la luminosità:
Ulteriori prove, sia sulla natura binaria di HDE226868, sia sulla correlazione con Cygnus X-1, arrivarono quando il satellite Copernicus pose lo sguardo verso la sorgente X. Si scoprì così che l'intensità complessiva della radiazione emessa decresceva leggermente ogni 5,6 giorni, lo stesso tempo richiesto a HDE226868 per compiere una rivoluzione intera intorno alla partner. Poiché la radiazione X non diminuiva in maniera rilevante, apparve ovvio concludere che la sorgente X non veniva oscurata completamente dalla gigante blu. In altre parole, dal nostro punto di vista privilegiato potevamo osservare molto bene la coppia di oggetti, data la particolare inclinazione del piano orbitale.
Queste informazioni ci torneranno utili in seguito, quando cercheremo di determinare la massa del presunto buco nero.
E' un principio generale della fisica che un oggetto celeste non può modificare la sua luminosità complessiva (la quantità di luce prodotta ogni secondo), in un tempo inferiore a quello necessario alla luce stessa per percorrerlo da un lato all'altro. In accordo alla Teoria Speciale della Relatività, se accade qualcosa nel punto A, il segnale impegherà un certo tempo finito per raggiungere il punto B.
Le analisi delle emissioni X di Cygnus X-1 hanno evidenziato ampie variazioni nella luminostità, nell'ordine di pochi millesimi di secondo. Ciò significa che l'oggetto deve essere molto piccolo, forse addirittura di poche centinaia di chilometri di diametro. Stelle normali di questo tipo non ne esistono e un pianeta roccioso non avrebbe potuto provocare variazioni nel moto di HDE226868 osservabili da terra. L'unica possibilità è che si tratti del resto compatto di una stella, una categoria di oggetti che comprende nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri. L'ipotesi troverebbe la sua convalida nell'emissione delle radiazioni X. Inoltre, le radiazioni X sono onde ad altissima energia e non vebngono emesse dalle stelle normali in quantità così abbondanti. Il meccanismo più semplice per spiegarne l'esistenza in un sistema binario, è di metterle in relazione con una stella di neutroni, ma anche l'ipotesi del buco nero rimane plausibile.
La forza gravitazionale di un oggetto compatto è così forte da riuscire a strappare della materia dalla stella compagna. Questa inizia a ruotare, come in un vortice, intorno alla stella di neutroni/buco nero, formando un disco di gas chiamato disco di accrezione. La produzione di raggi X è dovuta alla perdita di un'enorme quantità di energia potenziale di gravitazione della materia in caduta che si trasforma in calore che provoca una fortissima eccitazione dei gas che emettono raggi X.
Non è ancora possibile a questo punto, dire se l'oggetto in questione è un buco nero, una stella di neutroni o una nana bianca. Il modo più preciso per poter confermare la presenza di un buco nero è, come vedremo brevemente, quello di determinare la sua massa. Prima possiamo però arrivare all'esclusione dell'ipotesi della stella di neutroni. Le stelle di neutroni, sono note per essere delle "pulsar", emettono cioé luce ad intervalli regolari, a causa dell'elevata veloce di rotazione. Queste "pulsazioni", sono generalmente molto regolari e nette, come nel caso della sorgente nota come Hercules X-1:
Le emissioni di Cygnus X-1 invece, non hanno alcuna regolarità o periodicità. Sembrano infatti non avere alcuna ripetizione dei segnali ed hanno variazioni sia a breve che a lungo periodo:
Naturalmente questo non è sufficiente da solo, anche perché i misteri sulle stelle di neutroni sono ancora molti. Argomenti più convincenti vengono dall'analisi sulla massa dell'oggetto.
Stelle di massa modesta collassano per diventare quelle che vengono denominate nane bianche. La repulsione tra le particelle subatomiche impedisce l'ulteriore collasso ed il resto dell'esistenza, la stella lo trascorre dissipando il calore in eccesso.
Se la massa è maggiore, la materia è così compressa che elettroni e protoni si ricombinano per formare neutroni. Proprio per questo, la stella che si forma è una stella di neutroni. Se la massa della stella è ancora maggiore, a meno che non faccia una "dieta dimagrante cosmica", non perda cioè parte della massa, continuerà a collassare anche dopo aver raggiunto lo stadio di stella di neutroni. Non c'è forza nell'universo capace di impedire il collasso completo. E' il " buco nero" un punto geometrico di densità infinita.
Subrahmanyan Chandrasekhar per primo determino il limite massimo della massa raggiungibile da una stella nana bianca di 1,4 masse solari. Questo valore, definisce il cosidetto "Limite di massa di Chandrasekhar" ed è utilizzato ancora oggi. In seguito, J.R. Oppenheimer e G.M. Volkoff determinarono il limite superiore della massa di una stella di neutroni. E' una valore noto come "massa di Oppenheimer-Volkoff" e da allora è stato ricalcolato più volte. Questo perché abbiamo a che fare con materia degenerata e possiamo solo fare delle ipotesi sulle esatte proprietà di questo fluido di neutroni, pertanto, l'effettivo valore di questo limite non può essere determinato, al momento, con precisione. Generalmente è accettato il valore tra 2 e 3 mase solari ed in ogni caso, sicuramente ben inferiore a 4 o 5.
Tutto quanto detto ci porta alla considerazione che se riusciamo a determinare che il limite inferiore della massa di Cygnus X-1 è maggiore del massimo valore consentito alla massa di una stella di neutroni, possiamo concludere che Cyg X-1 è un buco nero o, in alternativa, qualcosa di ancora più bizzarro: qualcosa che ancora non abbiamo neppure iniziato ad immaginare! E' molto più semplice e logico quindi, pensare che si tratti di un buco nero.
dove m1 ed m2 sono le due masse, P il periodo di rivoluzione (in questo caso 5,6 giorni), G è la costante gravitazionale e v1 la componente radiale della velocità di una delle stelle, i l'inclinazione dell'orbita. Se sono note entrambe le velocità radiali delle stelle, come nel caso delle binarie visuali, possiamo modificare l'equazione in modo da determinare entrambe le masse. Nel nostro caso però, può essere osservata una sola delle stelle. Per poter determinare la massa dell'oggetto non rilevato, dobbiamo conoscere la massa dell'altra stella. Per m1<<m2, l'equazione approssimata diventa:
dove C è una costante determinata da P, v e G. Dall'equazione è possibile rilevare che m2 cresce con la diminuzione di sin(i). Poiché ci interessa determinare il limite inferiore di m2, possiamo dare il valore i=90, o sin(i)=1. Questo ci permette di ottenere in ogni caso il valore di massa minimo per m2, il nostro candidato a buco nero. Naturalmente la seconda equazione non fornisce una soluzione matematicamente ortodossa, si vuole solo dimostrare la dipendenza di m2 con i. Per poter determinare m2, dobbiamo utilizzare la prima equazione, ma per poterlo fare dobbiamo conoscere il valore di m1.
La massa della stella in questione può essere determinata partendo dalla sua classificazione spettrale che la definisce come una supergigante blu di tipo B0 Iab. Utilizzando diverse misurazioni della distanza, luminosità e dell'arrossamento dovuto al mezzo interstellare, si è potuto ragionevolmente determinare la sua massa. Il limite inferiore assoluto che ci interessa per avere una massa di Cygnus X-1 più bassa possibile, è di 9 masse solari che corrisponde, per un valore di sin(i)=1, a 2,9 masse solari per Cyg X-1, un valore superiore al limite di massa di Chandrasekhar per le stelle nane bianche ed al di sopra di buona parte delle stime della massima massa possibile per una stella di neutroni. La stima, come abbiamo visto, è conservativa. La mancanza di un'eclissi completa indica un'inclinazione maggiore di 90, la stima è di circa 26°, e la massa di HDE226868 probabilmente è maggiore di 9 masse solari. Nella tabella riportiamo alcune stime indipendenti:
Le masse indicate sono in masse solari. E' possibile notare anche la più bassa di queste stime è notevolmente al di sopra dei valori calcolati per la massima massa di una stella di neutroni.
Dal 1970 sono stati scoperti molti altri potenziali buchi neri. Nel nucleo delle galassie attive, nei quasar, persino al centro della nostra Via Lattea! I buchi neri sono oggetti veramente strani ed affascinanti. Per dirla come il biologo J.B.S.Haldane: "L'universo non è solo più strano di quanto possiamo immaginare, ma è più strano di quanto possiamo immaginare.
M.V. Zombeck:
"Astrophysical Formulae"
1990 Cambridge University Press.
AA.VV.:
"Quasar e buchi neri"
Le Scienze quaderni N° 71 - aprile 1993.
P.J. van den Heuvel e J. van Paradijs:
"Binarie a raggi X"
Le Scienze N° 305 - gennaio 1994
F.Hoyle:
"Galassie, nuclei e quasar - Per una nuova teoria cosmologica"
Einaudi Paperbacks 15
H.L.Shipman:
"Buchi neri, quasar e universo"
Zanichelli 1982
P.Maffei:
"I mostri del cielo"
Mondadori 1977
J.A.Wheeler:
"Gravità e spazio-tempo"
Zanichelli 1993
AA.VV.:
"Profondo cielo"
Biroma editore
"The new cosmos" da Astronomy magazine
Astronomy library N° 6 (1992).
Articoli e studi sull'argomento vengono pubblicati periodicamente sulle riviste Nature, Science, New scientist, Astronomy & Astrophysics, Sky & Telescope, Astronomy, Astronomy now, Le Scienze, l'Astronomia, Nuovo Orione, Il cielo.
| Torna alla Home page di Astro-link |
21/01/97 by MF