La stella di Plaskett

Tra le costellazioni di Orione e del Cane Minore, e più precisamente tra Betelgeuse e Procione, nella costellazione dell'Unicorno, con l'aiuto di una carta stellare può essere rintracciata un'anonima stellina blu di magnitudine +6, l'HD 47129.

Nonostante la sua apparente insignificanza, questa stella segna la storia di una parte dell'astronomia degli ultimi 70 anni, portando ancor oggi la palma della stella più massiccia che si conosca.

Nel 1922 J.S. Plaskett, studiando gli spettri di alcune stelle, si accorse che quello relativo a HD 47129, una stella di tipo 08, presentava le caratteristiche di una stella doppia spettroscopica, ossia un alternarsi nel tempo delle posizioni di due famiglie di righe attorno a dei valori medi. La scoperta di una binaria spettroscopica, seppur interessante, non è certo un avvenimento sensazionale, ma Plaskett fu colpito dal fatto che le velocità orbitali delle due stelle risultavano molto alte, e con il tempo di percorrenza dell'orbita misurato in 14,4 giorni occorreva che le masse delle due componenti come minimo fossero rispettivamente di 76 e 63 volte quella del Sole.

Perché come minimo? Il fatto di non trovare eclissi di luce dava un'informazione preziosa: l'orbita doveva essere sufficientemente inclinata da non permettere mutue eclissi. Poiché tanto maggiore è l'inclinazione del sistema rispetto alla linea di vista, tanto minore risulta la componente radiale della velocità (quella che si misura), i valori stimati per le due masse, già altissimi, potevano essere ancora notevolmente inferiori a quelli veri!

Molti progressi sono stati fatti negli anni seguenti alla scoperta circa il sistema della stella di Plaskett, e sono stati messi in evidenza anche dei problemi che influenzavano le prime osservazioni. I dati più attendibili oggi disponibili per questo sistema ce lo rappresentano come una coppia di stelle blu e caldissime, distanti l'una dall'altra circa 100 raggi solari e circondate da involucri gassosi espulsi dalle loro atmosfere.

Le masse vanno dalle 45-82 masse solari per Plaskett A (la componente principale) alle 50-75 masse solari per Plaskett B.

Plaskett A dovrebbe avere inoltre un raggio 20 volte maggiore di quello solare, mentre quello di Plaskett B dovrebbe essere sensibilmente minore di quello di Plaskett A. La temperatura delle due stelle è stimata essere compresa tra i 35 mila e i 45 mila gradi e la luminosità di Plaskett A dovrebbe oscillare tra le 30 mila e le 60 mila volte quella del Sole!

Si può infine cercare di stimare la distanza di questa coppia mostruosa da noi, distanza che non può certamente essere inferiore ai 5500 anni luce!

Conosciamo stelle più massicce della stella di Plaskett? Probabilmente sì, ma le loro masse non sono note con molta precisione. Infatti, se una stella non appartiene ad un sistema binario di cui siano noti i parametri orbitali, la sua massa può essere ottenuta solo con stime indirette per via spettroscopica. Questo metodo utilizza alcune caratteristiche dello spettro della luce della stella, mettendole in relazione con la sua massa, ma è un metodo alquanto indiretto, che non può certo competere con i metodi dinamici che possono essere applicati alle binarie. Allora, possiamo dire che la stella di Plaskett è la stella di massa maggiore finora misurata, seguita a ruota dal sistema ad eclisse V382 Cygni, composto di due stelle di tipo O, con masse rispettivamente di 37 e 33 volte quella solare.

Dicevamo che forse sono state individuate, con i metodi spettroscopici di cui abbiamo appena parlato, stelle con masse maggiore di quella della stella d: Plaskett. Si tratta chiaramente d stelle estremamente rare: per la più famosa di esse, la età Carinae, stime recentissime indicherebbero una massa maggiore di 100 masse solari, ed una luminosità di quasi 4 milioni di volte quella solare!

Molto probabilmente questo valore è il limite massimo per la massa di una stella: complessi calcoli teorici mostrano infatti che una stella con una massa maggiore di 100 masse solari dovrebbe essere instabile, ossia distruggersi letteralmente per la troppa energia prodotta, che riuscirebbe a vincere la gravita che la tiene unita.