Sorgenti di raggi Xin sistemi binari

Dall'analisi di alcune sorgenti molto potenti di raggi X si deduce che laradiazione viene emessa da un sistema binario in cui una stella collassatasuperdensa ruota su un'orbita stretta attorno a una stella normale massiccia

di Herbert Gursky ed Edward P. J. van den Heuvel

131-5.p, DEL ST ttA

FRONTED'URTO

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STELLA NORMALE

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mmaginate un corpo celeste non piùgrande di New York che emetteenergia esclusivamente sotto forma

di raggi X con una potenza che è cir-ca 10 000 volte la potenza totale delSole. La quantità di energia emessaogni secondo da un oggetto di questogenere sarebbe sufficiente per far an-dare tutti i 300 milioni di automobilidel mondo, a una media di 100 chilo-metri al giorno, per i prossimi 100 mi-liardi di anni — 10 volte l'attuale etàdell'universo. Immaginate inoltre chequesto gigantesco flusso di energia siasoggetto a grandi variazioni su tempidell'ordine del centesimo di secondoe che nel giro di pochi giorni questooggetto che irradia energia descrivaun cammino circolare del diametro dicirca 30 milioni di chilometri.

Questi dati dovrebbero dare un'ideadelle singolari proprietà di un tipo disistema binario scoperto di recente.Finora, di queste stelle doppie a rag-gi X ne sono state scoperte otto; sipensa che ciascuna di esse sia costituitada una sorgente di raggi X enorme-mente densa che ruota lungo un'orbi-ta stretta attorno a una stella normalemolto più grande. Sei dei nuovi siste-mi binari sono stati identificati graziea un satellite artificiale lanciato nel1970 dal Kenia (dalla base San Marco).Il satellite, che è stato chiamato inswahili Uhuru (che significa libertà,poiché è stato lanciato nell'anniversariodella proclamazione d'indipendenza delKenia), è stato costruito per conto dellaNASA da Riccardo Giacconi e dai suoicolleghi presso l'American Science &Engineering Inc. Le scoperte compiu-te da Uhuru sono state così numeroseda aver trasformato le osservazioni Xin una delle branche più attive dell'a-stronomia moderna.

Nei sette anni che hanno precedu-to il lancio di Uhuru erano state sco-perte decine di sorgenti di raggi X ce-

lesti grazie a rivelatori speciali portatial di sopra di buona parte dell'atmosfe-ra terrestre, opaca ai raggi X, per mez-zo di razzi e palloni. I progressi nel-l'astronomia X, comunque, erano len-ti, dato che tali rivelatori possono fun-zionare solo per pochi minuti duranteogni volo, e ciascun gruppo di ricercaè in grado di realizzare soltanto po-chi voli all'anno. Sebbene alcune sor-genti fossero state identificate con og-getti celesti noti, come per esempio laNebulosa del Granchio, la natura del-la maggior parte delle sorgenti rima-neva un mistero. La grande maggio-ranza di queste ultime è costituita dasorgenti puntiformi e intense che mo-strano una netta concentrazione versoil piano galattico (si veda l'illustrazio-ne in alto a pagina 79). Pertanto essesi devono trovare all'interno della Ga-lassia. Dalla costellazione in cui si tro-vano e dalla successione in cui sonostate scoperte, a queste sorgenti sonostati assegnati nomi come Scorpius X-1,Scorpius X-2, Cygnus X- 1, Cygnus X-2e così via. Soltanto dopo il lancio diUhuru, il quale è in grado di osser-vare una sorgente anche 24 ore su 24,queste sorgenti poterono essere studia-te in dettaglio. Questo esame minu-zioso ha rivelato che alcune di essesono sicuramente stelle doppie e chealtre mostrano caratteristiche talmente

simili che probabilmente appartengo-no alla stessa categoria.

La prima prova della probabile na-tura stellare delle sorgenti X venne nel1966, quando la più intensa di esse,Scorpius X-1, fu identificata ottica-mente con un debole oggetto blu dal-l'apparenza stellare che assomigliava auna ex nova, cioè una stella esplosa.Circa dieci anni prima si era stabilitoche le ex nove sono sistemi binaristretti nei quali una delle stelle è unanana bianca. Si ritiene che in un siste-ma di questo genere vi sia trasferimen-to di materia dalla stella normale allanana bianca, cosa che alla fine può por-tare a una esplosione negli strati piùesterni della nana bianca. Ogni annoesplodono centinaia di nove, delle qualicirca una dozzina sono visibili, talvol-ta anche a occhio nudo.

La scoperta della controparte otticadi Scorpius X-1 fece nascere l'idea chele sorgenti di raggi X siano binarie eche i raggi X vengano emessi da unanube calda, che circonda la nana bian-ca, costituita da materia sottratta allastella compagna normale. Altri astro-nomi hanno avanzato l'ipotesi che agiustificare la produzione di raggi Xin un sistema binario fosse una stel-la di neutroni o perfino un « buco ne-ro ». Un buco nero è una stella chesi è contratta fino a un raggio talmen-

te piccolo che la velocità di fuga dal-la sua superficie è superiore alla velo-cità della luce, con il risultato che iraggi di luce emessi da un oggetto diquesto genere non saranno mai ingrado di raggiungere un osservatoreesterno (si veda l'articolo La ricercadei buchi neri di Kip S. Thorne, in«Le Scienze », n. 80, aprile 1975).

In questi modelli binari i raggi Xvengono generati dall'enorme accele-razione e riscaldamento che la mate-ria subisce durante la sua caduta ver-so la stella compatta. Quando la mate-ria che cade arriva in prossimità del-la stella, la sua temperatura sarà sali-ta fino a parecchie decine di milionidi kelvin, e l'oggetto sarà diventato unaintensa sorgente di raggi X (si vedanole illustrazioni alla pagina successiva).Nel caso che la materia venga trasfe-rita verso un buco nero si potrannoosservare soltanto quei raggi X chevengono emessi dalla materia che sitrova al di fuori del limite noto comeraggio di Schwarzschild, che è definitocome quella distanza dal centro delbuco nero per la quale la velocità difuga è esattamente uguale alla veloci-tà della luce. Il raggio di Schwarzschilddi un buco nero di massa uguale aquella del Sole è di circa tre chilometri.

Al tempo in cui vennero formulatequeste ipotesi le prove della validità diquesti modelli erano in effetti moltopoche. Nel caso di Scorpius X-1 erastato osservato soltanto lo spettro diuna nube di gas caldo, e nonostantele molte notti di osservazione congrandi telescopi gli astronomi non riu-scirono a rivelare alcuna prova eviden-te di un carattere binario dell'oggetto.La stessa cosa avvenne per un'altra sor-gente simile a una nova, Cygnus X-2.

La riesumazione del modello binariovenne nel 1971 quando il gruppo diUhuru scoprì che l'emissione X dellasorgente Centaurus X-3 varia regolar-mente con un periodo preciso di 4,84secondi (si veda l'illustrazione in alto apagina 80). Era inevitabile fare parago-ni con le sorgenti radio pulsanti note co-me pulsar (che già si sapevano essere

le illustrazioni nella pagina successiva). Nel-la configurazione in basso la stella norma-le si è espansa fino al punto in cui iniziaa saturare il lobo di Rochc. La materia chesi trova al di fuori di questo limite fluiscelungo il lobo di Roche verso la stella com-patta a una velocità relativamente bassa,quindi la materia persa dalla stella norma-le non può sfuggire dal sistema e vienecatturata dalla compagna. Questo tipo ditrasporto di massa può portare alla forma-zione di una sorgente X soltanto nel casoche la componente normale abbia una mas-sa non maggiore di qualche massa solare.

Nei due disegni della pagina a fronte sono illustrate due possibili configurazioni di unasorgente binaria. In ciascun disegno le linee nere tratteggiate rappresentano il lobo diRoche di quel sistema, cioè il limite oltre il quale una stella in espansione in un siste-ma binario inizierà a trasferire materia verso la stella compagna. Nella configurazionein alto la stella normale è in effetti più piccola del suo lobo di Roche, ma perdeugualmente massa sotto forma di « vento stellare » supersonico a un ritmo di circaun milionesimo di massa solare all'anno. La stella collassata orbitante, sia essa unastella di neutroni o un buco nero, è in questo caso soltanto un ostacolo per il ventostellare della stella più grande, e attorno a essa, a causa dell'azione del campo gravi-tazionale, si viene a formare un fronte d'urto incurvato. Parte della materia che fluisceattraverso questo fronte d'urto è decelerata fino a essere catturata dalla stella più pie.cola. La maggior parte del materiale del vento stellare (circa il 99,9 per cento) siperde nello spazio senza che venga influenzato dalla stella compatta; lo 0,1 per cento,catturato, è sufficiente a rendere la compagna una potente sorgente di raggi X (si vedano

76

77

Aììlhk•

CIRCINUS X-1(3U 1516 56)

•

180 150`

• %.

• 330 270 • 240°

CENTAURUS X-3(3U 1118-60)

180°

SMC X-1(3U 0115.37)

VELA X-1(3U 0900-40)

An-

FLUSSO DI GASVERSO L'INTERNO

INTERNO DEL DISCODI ACCRESCIMENTO

CAMPO MAGNETICO

PARTE INTERNA DELDISCO DI ACCRESCIMENTO

POLO SUD GALATTICO

Le otto sorgenti X binarie note sono riportate in colore su que-sta mappa della Galassia che rappresenta ciò che ha visto iltelescopio a raggi X montato sul satellite Uhuru. I punti indi-cano le posizioni di tutte le sorgenti X enumerate nel Terzocatalogo di Uhuru (dal quale deriva l'indicazione «3U » inparentesi). La mappa è una proiezione equivalente in coordinategalattiche, il che significa che il piano centrale della Galassiaè allineato con l'equatore del sistema di coordinate e il centro

galattico è a zero gradi di latitudine e di longitudine. La con-centrazione delle sorgenti X lungo il piano galattico, e in parti-colare verso il centro galattico, indica che buona parte di essesi trova entro la Galassia. Le rimanenti sorgenti ad alte lati-tudini si trovano probabilmente al di fuori della Galassia. I no-mi delle sorgenti X derivano dalla costellazione in cui si trovanoe dalla successione nella quale sono state scoperte; SMC staper Small Magellanic Cloud (Piccola Nube di Magellano).

NOME DELLABINARIA 'A RAGGI X

PERIODOBINARIO(GIORNI)

CARATTERISTICHEDELL'EMISSIONEDEI RAGGI X

LUMINOSITÀDEI RAGGI X(MULTIPLI

LUMINOSITÀDELLA

SOLARE)

CARATTERISTICHE DELLACOMPONENTEVISIBILE

DISTANZA(ANNILUCE)

ALTRECARATTERISTICHE

CYGNUS X-113U 1956+35)

5,6 VARIAZIONI IRREGOLARISU SCALA TEMPORALECOMPRESA TRA 0,001SECONDI E UN MINUTO

10° SUPERGIGANTE BLUDI NONA GRANDEZZA;MASSA MAGGIORE DI20 MASSE SOLARI

10' DAL MARZO 1971e ANCHE UNADEBOLE SORGENTIRADIO.NESSUNAECLISSE DEIRAGGI X DURI

CENTAURUS X-3[3U 1118-60)

2,087 ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA 0,488 GIORNI;PERIODO DI PULSAZIONE4,84 SECONDI

10° GIGANTE BLU DIGRANDEZZA 13,4;MASSA MAGGIORE DI16 MASSE SOLARI

2,5 x 10' MINIMIPROLUNGATI

SMC X-1(3U 0115-37)

3,89 ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA 0,6 GIORNI

2 x 10, SUPERGIGANTE BLU DIGRANDEZZA 13,4;MASSA MAGGIORE DI25 MASSE SOLARI

1,9 x 10, MINIMIPROLUNGATI;UNICA BINARIAA RAGGI XNOTA AL DIFUORI DELLANOSTRA GALASSIA

VELA X-1(3U 0900-40)

8,95 ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA 1,7 GIORNI;LENTI BRILLAMENTISU SCALA TEMPORALEDI ORE

10, SUPERG IGANTE BLUDI SETTIMA GRANDEZZA;MASSA MAGGIORE DI25 MASSE SOLARI

0,8 x 10° DEBOLESORGENTE RADIO

3U 1700-37 3,412 ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA 1,5 GIORNI

103 SUPERGIGANTE BLUDI GRANDEZZA 6,7;MASSA MAGGIORE DI t30 MASSE SOLARI

0,9 x 10° DEBOLESORGENTE RADIO

CIRCINUS X-1(3U 1516-561

PROBABIL-MENTEMAGGIOREDI 15

ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA MAGGIOREDI UN GIORNO;VARIAZIONI RAPIDEIRREGOLARI SIMILI AQUELLE DI CYGNUS X-1

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HERCULES X-1(3U 1653+35)

1,7 ECLISSE DEI RAGGI X:DURATA 0,24 GIORNI;PERIODO DI PULSAZIONE1,24 SECONDI

10° VARIA CON UN PERIODODI 1.7 GIORNI TRALA TREDICESIMA E LAQUINDICESIMAGRANDEZZA; MASSA DICIRCA DUE MASSESOLARI

1,6 x 10, VARIAZIONIDELLA CURVADI LUCE IN35 GIORNI

CYGNUS X-3(3U 2030+401

0,2 VARIAZIONI SINUSOIDALICON UN PERIODODI 4,8 ORE

ALMENO 10°:PICCHI A PIODI 4 x 10'

NESSUNA STELLAVISIBILE: SORGENTEINFRAROSSA CON UNPERIODO DI 4,8 ORE

ALMENO2,5 x 10°

SORGENTEDI INTENSEESPLOSIONIRADIO

In questa tabella sono elencate le caratteristiche delle otto sor-genti X binarie note. È notevole il fatto che cinque degli otto

sistemi binari includano una stella supergigante blu, dato chestelle di questo tipo sono molto rare nella nostra galassia.

POLO NORD GALATTICO

1000 CHILOMETRI

In entrambi i sistemi binari raffigurati nella pagina precedente si verrà a formare undisco in rapida rotazione attorno alla stella compatta costituito dal materiale cattura-to, come effetto del moto relativo della coppia di stelle in ciascun sistema. In questo di-sco di accrescimento le velocità orbitali delle singole particelle di materia catturatevanno aumentando verso il centro (frecce in colore). Le collisioni tra le particelle pro-ducono energia che riscalda il disco di accrescimento e che nello stesso tempo riducele dimensioni delle orbite delle particelle; il risultato è che queste si muoverannogradualmente a spirale verso l'interno e raggiungeranno alla fine la superficie della stel-la. I raggi X sono emessi dalla parte del disco di accrescimento che si trova nelle po-che decine di chilometri più interni, zona nella quale le particelle raggiungeranno ve-locità dell'ordine di 100 000 chilometri al secondo e la temperatura valori dell'ordinedi 100 milioni di kelvin. Molti astronomi ritengono che la sorgente X molto variabileCygnus X-1 possa essere sede di un disco di accrescimento attorno a un buco nero.

Il caso speciale in cui la stella compatta in un sistema binario stretto è una stella dineutroni con un forte campo magnetico può spiegare l'emissione di raggi X a impulsiosservata in sorgenti del tipo di Centaurus X-3. In questo modello il campo magneticodi dipolo della stella previene la formazione della parte più interna del disco (qual-che migliaio di chilometri). La materia può continuare a fluire dal bordo interno deldisco verso l'interno soltanto attraverso le linee di forza del campo magnetico « aperte »che si trovano al di sopra dei due poli magnetici della stella. La materia che cadeentra in questi due «imbuti magnetici », che terminano sulla superficie della stellain due « macchie calde », ciascuna con un'area di circa un chilometro quadrato. Sipensa che l'emissione X abbia origine nelle due macchie calde e nelle colonne di gasturbolento sopra di esse. La rotazione della stella di neutroni causa una modulazioneperiodica dell'intensità dei raggi X e la sorgente appare come un pulsar a raggi X.

stelle di neutroni), in modo particolaredopo che venne scoperta una secondasorgente X che pulsava in maniera re-golare: Hercules X-1, che ha un pe-riodo di soli 1,2 secondi. Questo perio-do è talmente breve che praticamenteelimina la possibilità che la sorgente diraggi X possa essere una qualsiasi strut-tura stellare meno densa di una stelladi neutroni.

In astronomia i fenomeni periodici ri-vestono una importanza particolare,

non soltanto perché spesso portano in-formazioni immediate sulla natura fisi-ca di un oggetto, ma anche perchéqueste periodicità sono di solito misu-rabili con alta precisione, cosa che evi-denzia indicazioni latenti che a lorovolta possono condurre a nuove sco-perte. In effetti è stato questo che hacondotto alla scoperta della naturabinaria di Centaurus X-3. Ethan J.Schreier del gruppo di Uhuru scoprìche il periodo di 4,8 secondi dell'emis-sione X variava di una quantità paria una parte su 1000 al giorno, varia-zione che è più di 1000 volte la variazio-ne osservata in qualsiasi altro pulsar ra-dio « normale ». Si trovò che contempo-raneamente l'emissione X variava dialmeno un fattore 10. Dopo alcuni me-si ci si rese conto che entrambe que-ste variazioni si ripetevano in modopreciso ogni 2,087 giorni. Improvvisa-mente il quadro si fece chiaro: l'au-mento e la diminuzione regolare delperiodo di pulsazione riflettono sempli-cemente il moto orbitale della sorgen-te X attorno a una compagna che nonè visibile. Le variazioni di intensità del-la sorgente derivano dal fatto che aogni rivoluzione essa scompare per uncerto periodo di tempo dietro allacompagna.

La curva di luce dei raggi X di Cen-taurus X-3 è quella di un tipico siste-ma binario a eclisse. Vi è una correlazio-ne perfetta tra le velocità orbitali osser-vate e le variazioni di intensità, inoltrele variazioni di velocità si dispongonosu di una curva che è una sinusoidepura, come ci si aspetta nel caso diun'orbita circolare. Questi dati stabi-liscono senza possibili ambiguità che lasorgente di raggi X Centaurus X-3 sitrova in un sistema binario e che la sor-gente stessa è una stella compatta. Inol-tre dal periodo orbitale e dalla veloci-tà orbitale della sorgente X si è potutocalcolare che la massa della compagnanon visibile è di almeno 15,4 massesolari.

Per molto tempo nessuno è riuscitoa trovare la compagna di CentaurusX-3. Comunque nell'estate del 1973Vojtek Krzemiríski, un astronomo p0-

210°

78

79

ORBITA DELLA SORGENTEDI RAGGI X A IMPULSI VERSO L'OSSERVATORE

PERIODO ORBITALE TOTALE (2,08712 GIORNI)

A

ECLISSE TOTALE

(0,488 GIORNI)

PERIODO DI TRANSIZIONE(0,035 GIORNI)

LOBO DI ROGNE

I STELLA PRIMARIA

SORGENTE DI RAGGI XA IMPULSI

Il modello di Centaurus X-3 si basa sull'analisi delle variazioni dell'intensità dei raggiX misurate da Uhuru. Il modello presuppone che la sorgente di raggi X sia costituitada un oggetto compatto che orbita attorno a una stella centrale molto più grande.

\Mk100 200 300 400

500

600 700 800

900 1000

CANALI

L'emissione X di Centaurus X-3 è caratterizzata da brevi e re-golari pulsazioni con un periodo medio di soli 4,8 secondi, co-me mostra questa curva tratta dai dati registrati dal satellite

Uhuru il 7 maggio 1971. La variazione graduale dell'altezza deipicchi è un effetto della rotazione del satellite. Fra i picchi prin-cipali si vede un debole «impulso intermedio» ( picchi più bassi).

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5 MAGGIO

6 MAGGIO

7 MAGGIO

8 MAGGIO

9 MAGGIO

10 MAGGIO

11 MAGGIO

L'esistenza delle eclissi nel sistema binario Centaurus X-3 èmostrata in questo grafico, in cui l'intensità misurata dei raggiX (rettangoli grigi) è mediata su intervalli di un decimo di gior-no e corretta per eliminare l'effetto dovuto alla rotazione diUhuru. La curva in colore mostra l'intensità media dei raggi

X prevista per Centaurus X-3. Sulla base di questi e di altridati si deduce che in Centaurus X-3 la sorgente che emette iraggi X si muove su un'orbita quasi circolare a una velocità dicirca 415 chilometri al secondo; il periodo orbitale è un po'maggiore di due giorni e l'eclisse dura circa mezza giornata.

lacco che lavora all'Osservatorio euro-peo del sud (ESO) in Cile, scoprì unastella debole la cui luminosità variavacon lo stesso periodo della sorgente X.Dalle osservazioni spettroscopiche lastella è stata classificata come una gi-gante dei primi tipi spettrali, con unaluminosità intrinseca almeno 10 000 vol-te maggiore di quella del Sole. La stel-la si trova sul piano galattico e la suadebole luminosità è dovuta agli effetticombinati della distanza e dell'assor-bimento causato dalla materia inter-stellare. La sua distanza, determinatadall'assorbimento e dall'arrossamentointerstellari, è di circa 25 000 anni lu-ce; la stella si trova circa alla stessadistanza del centro galattico. A parti-re dalla distanza e dal flusso di raggiX rivelato a terra si ricava che la po-tenza della sorgente X è circa 10 000volte la luminosità totale del Sole.

Nello stesso periodo Uhuru stavaosservando anche Cygnus X-1. Questooggetto è al secondo o al terzo postoper luminosità fra le sorgenti X ed èstata la prima sorgente variabile a es-sere scoperta. All'inizio si sperava cheun miglioramento nella determinazio-ne della posizione avrebbe condotto al-la identificazione. Inoltre si sperava diconoscere meglio le sue variazioni di

35

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intensità. Si scoprì che l'intensità va-riava su tempi dell'ordine della risolu-zione temporale degli strumenti diUhuru: circa un decimo di secondo.Queste variazioni furono allora studia-te più a fondo per mezzo di rivelatorimontati a bordo di razzi. Queste mi-sure fornirono l'indicazione che i rag-gi X provenivano da un oggetto dinatura stellare estremamente piccolo;la scoperta diede nuovo impulso allostudio di Cygnus X-1.

Nel 1971 Luc Braes e George Mileydell'Università di Leida, mentre lavo-ravano con il radiotelescopio di Wester-bork, scoprirono una debole sorgenteradio in quella regione di cielo cheera già nota perché conteneva la sor-gente X Cygnus X-1. Dato che primad'allora nessuna emissione radio erastata rivelata in quel punto del cieloquesto doveva significare che la sor-gente radio era variabile. L'osserva-zione indicò la presenza di un oggettopeculiare, probabilmente la sorgenteX. Contemporaneamente si scoprì cheuna stella supergigante calda, moltosimile alla compagna di Centaurus X-3,coincideva con la sorgente radio. Qual-che tempo dopo Harvey D. Tanan-baum riunì un'intera annata di osser-vazioni X di Cygnus X-1 fatte da Uhu-

ru, le quali, insieme con i dati radio,misero in evidenza una variazione im-provvisa e simultanea nell'emissione Xe in quella radio (si veda l'illustrazionein alto a pagina 82). Si osservò che l'in-tensità dei raggi X diminuiva di ungrande fattore esattamente nello stessoistante in cui appariva per la primavolta la sorgente radio. Da quel mo-mento l'emissione sia dei raggi X siadelle onde radio si è mantenuta costan-te. Questo notevole cambiamento, chenon ha ancora ricevuto una spiegazio-ne, è l'indicazione che la sorgente X,la sorgente radio e la stella brillantecostituiscono uno stesso unico oggetto.

Nel frattempo Louise Webster e PaulMurdin del Royal Greenwich Observa-tory scoprirono che la stella normaleassociata a Cygnus X-1 è una binariaspettroscopica a riga singola con unperiodo di 5,6 giorni. Qui il terminespettroscopico significa che la presenzadi due stelle è messa in evidenza dauno spostamento Doppler periodicodelle linee spettrali di almeno una dellestelle mentre esse ruotano attorno albaricentro comune. In un sistema ariga singola è visibile lo spettro di unasola componente, pertanto la supergi-gante ha una compagna non visibile,che è probabilmente la sorgente X. La

velocità orbitale della supergigante èpiuttosto alta; dato che la sua massaè maggiore di 15 masse solari, la stellacompagna, che è in grado di far ruo-tare la supergigante a una tale velocità,deve avere una massa di almeno quat-tro masse solari.

È necessario ricordare come varia-zioni rapide nell'emissione dei raggiX implichino una stella compatta. Re-mo J. Ruffini dell'Università di Prince-ton ha dimostrato, su basi del tuttoteoriche, che la massa di una nanabianca o di una stella di neutroni nonpuò essere maggiore di circa tre massesolari. Oltre quel limite le forze gravi-tazionali supererebbero la pressione in-terna della materia e la stella collasse-rebbe. Dato che non conosciamo nes-suno stato della materia più compat-to di un gas di neutroni in una stelladi neutroni, probabilmente il collassoconduce la stella all'interno del suo li-mite di Schwarzschild; l'oggetto scom-pare alla vista e diventa un buco ne-ro. Cygnus X-1 fornisce, quindi, proveevidenti non solo sulla natura binariadelle sorgenti X, ma anche sulla asso-ciazione di sorgenti X con stelle com-patte e sulla esistenza dei buchi neri.

Durante questo periodo straordinaria-mente fecondo sono state scoperte

altre sorgenti X binarie e sono stateidentificate le loro stelle compagne.William Liller del Harvard CollegeObservatory ha compiuto buona partedelle identificazioni. (Recentemente Lil-ler e i suoi collaboratori sono riuscitia dimostrare che è possibile che la va-riazione ottica di Scorpius X-1 sia re-golare, con un periodo di 0,78 giorni.Se questa conclusione sarà confermata,si avrà la dimostrazione, a lungo atte-sa, della natura binaria di questo og-getto.) L'altra sorgente che pulsa inmodo regolare, Hercules X-1, mostravariazioni Doppler del periodo di emis-sione ed eclissi dei raggi X. In questooggetto le variazioni sia della sorgen-te X sia della sua compagna ottica so-no ampiamente correlate, scoperta chenon è stata ancora compresa in pieno.

Almeno altre quattro sorgenti (VelaX-1, 2U 1700-37, Circinus X-1 e SMCX-1) mostrano variazioni d'intensitàche assomigliano a eclissi. Nessuna diqueste sorgenti emette impulsi nei rag-gi X per cui non è possibile osservareil moto della sorgente X. La contropar-te ottica di Circinus X-1 non è stataancora trovata. Le controparti ottichedelle altre tre sorgenti sono tutte stel-le supergiganti blu del tutto simili al-le compagne di Cygnus X-1 e di Cen-taurus X-3. Inoltre uno di questi ogget-ti, SMC X-1, si trova in una galassia vi-cina alla nostra, la Piccola Nube di

Magellano, il che significa che la di-stanza è nota su basi indipendenti. Talecoincidenza indica, al di là di ogni dub-bio, che la controparte visibile è unastella supergigante blu molto luminosa.

Infine la sorgente Cygnus X-3 mostravariazioni periodiche che possono es-sere dovute a una eclisse. Il periodo èdi sole 4,8 ore, periodo che non è par-ticolarmente breve per le stelle doppiein generale, ma molto più breve delperiodo di qualsiasi altra binaria X. Acausa del suo breve periodo, e anchea causa delle sue enormi e improvviseemissioni radio, Cygnus X-3 può co-stituire una classe a parte.

È notevole il fatto che in cinque delleotto sorgenti X binarie note la compa-gna sia una stella supergigante blu digrande massa. Questo non può essereun caso, dato che queste supergigantiblu dei primi tipi spettrali sono rarenella nostra galassia. Si stima che illoro numero totale sia di circa 1000,su un totale di circa 100 miliardi distelle. Quindi la probabilità che ancheuna sola sorgente X sia associata percaso a una di queste stelle è molto pic-cola. Le stelle di grande massa di que-sto tipo sono confinate sul piano dellaGalassia, nel quale si trovano le brac-cia a spirale. Dal fatto che tre di questisistemi (Cygnus X-1, Vela X-1 e 2U1700-37) si trovano a meno di 10 000anni luce da noi si può stimare che ilnumero totale di sistemi di questo ge-nere nel disco galattico sia di circa 50.Questo significa che circa il 5 per cen-to di tutte le supergiganti dei primi ti-pi spettrali della Galassia si trova in si-stemi binari X di grande massa.

Questa percentuale estremamente al-

ta è dello stesso ordine di grandezzadella percentuale delle binarie stretterispetto al totale delle stelle normali digrande massa nelle braccia a spiraledella nostra 'galassia. È noto che le su-pergiganti blu rappresentano, tra tut-te le stelle di massa superiore a circa15 masse solari, lo stadio evolutivo chesegue immediatamente all'esaurimentodell'idrogeno della stella e l'inizio del-l'innesco di un altro « combustibile »nucleare. Quindi l'alta percentuale del-le binarie X tra le supergiganti blupuò significare soltanto una cosa: lostadio di supergigante binaria a rag-gi X deve essere normale nell'evoluzio-ne di molte delle binarie strette digrande massa. Come si può spiegareciò? E come si sono formate le stellecompatte in questi sistemi?

La Nebulosa del Granchio è il relittodi una esplosione di supernova.

Dalla presenza di un pulsar nel centrodella nebulosa (e anche nel resto disupernova in Vela) sappiamo che du-rante un'esplosione di supernova siviene a formare una stella di neutroni.Secondo l'opinione generalmente ac-cettata, un evento di questo genere èl'effetto del collasso gravitazionale fi-nale del nucleo di una stella di massasuperiore a circa quattro masse solariche ha terminato il combustibile nu-cleare, accompagnato dall'espulsione si-multanea degli strati esterni più fred-di della stella. Nel •caso di stelle moltomassicce (cioè di massa superiore acirca 10 masse solari) il nucleo checollassa dovrebbe avere una massa su-periore a tre masse solari, massa troppogrande per una stella di neutroni sta-

15

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850GIORNI DOPO IL LANCIO

Un cambiamento improvviso e simultaneo nell'emissione sia dei raggi X sia delleonde radio si è manifestato in Cygnus X-1 nel marzo 1971. I dati di Uhuru mostranoche in quell'istante l'intensità dei raggi X « molli » (di bassa energia) emessi dalla sor-gente diminuì improvvisamente di un fattore tre; da allora essa è rimasta al livellopiù basso (grafico in alto). Esattamente nello stesso istante per la prima volta vennerorivelate deboli onde radio, misurate a due frequenze diverse, provenienti più o menodalla stessa posizione; da allora esse sono state osservate a una intensità costante( grafico in basso). La posizione della sorgente radio è stata misurata molto accurata-mente e questo ha condotto alla scoperta della controparte ottica della sorgente XCygnus X-1. Le barre verticali indicano l'intervallo di variabilità osservato nei segnali.

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1,6FASE

La curva di velocità radiale della componente visibile del sistema binario Cygnus X-1,tracciata dal gruppo del Royal Greenwich Observatory, mostra che la velocità radialedi questa stella supergigante blu (che porta il nome di HDE 2268681 varia in modoregolare di circa 70 chilometri al secondo in un periodo di 5,6 giorni. Queste cifreindicano che la sorgente X ha una massa superiore a quattro volte quella del Sole equesto a sua volta fa supporre che la sorgente sia un buco nero e non una stella di neu-troni. I vari simboli distinguono le osservazioni condotte da gruppi diversi di ricercatori.

bile e, pertanto, queste supernove digrande massa dovrebbero dar luogo abuchi neri.

La presenza di stelle di neutroni (eforse di buchi neri) nei sistemi binariX fa pensare che in questi sistemi deb-ba essere avvenuta una esplosione disupernova. Quando è esplosa la stellae perché l'intero sistema non è statospezzato da un evento di tale violenza?

Attualmente è possibile rispondere inmaniera sufficientemente accurata aqueste domande. Durante gli ultimi die-ci anni sono stati compiuti grandi pro-gressi nella comprensione dell'evolu-zione dei sistemi binari stretti, in buo-na parte grazie al lavoro di teorici co-me Rudolf Kippenhahn e Alfred Wei-gert in Germania, Bogdan Paczyrískiin Polonia e Miroslav Plavec in Ceco-slovacchia. Ora sappiamo, per esempio,che durante l'evoluzione di un sistemabinario stretto vi possono essere gran-di trasferimenti di materia da una stel-la all'altra. Questo scambio di massa èuna conseguenza del fatto che una stel-la che fa parte di un sistema binariostretto ha a disposizione soltanto unospazio limitato per la sua evoluzione, acausa della presenza della compagna.Questo spazio piriforme si chiama lo-bo di Roche (dal nome del matema-tico francese del diciannovesimo seco-lo Edouard Albert Roche, che per pri-mo ne comprese l'importanza). Du-rante l'evoluzione di una binaria tipica,non appena una delle componenti siespande fino a occupare un volumemaggiore di quello del suo lobo di Ro-che, la materia che si trova al di fuoridel lobo inizierà a fluire verso la stellacompagna. Prima o poi questa satura-zione avrà luogo in ogni sistema bina-rio stretto, dato che è noto che tut-te le stelle normali alla fine evolvono ingiganti rosse. La variazione evolutivadel raggio di una stella normale isola-ta di 20 masse solari, per esempio, è sta-ta calcolata da Camiel de Loore e daJean-Pierre de Greve della Libera uni-versità fiamminga di Bruxelles (si ve-da l'illustrazione in alto nella paginaa fronte).

Durante la fase prolungata di « com-bustione » dell'idrogeno (usiamo anchenoi, come l'autore, il termine «com-bustione » per semplicità anche se nonè appropriato, n.d.r.), il raggio dellastella si mantiene molto piccolo. Il nu-cleo convettivo, nel quale i nuclei diidrogeno si fondono per formare nu-clei di elio, rappresenta tra il 15 eil 40 per cento, a seconda della mas-sa totale, della massa stellare (si ve-da l'illustrazione in basso nella pagi-na a fronte). Quanto più grande è lamassa di una stella tanto più breve è lasua vita. Nelle stelle di grande massa

le maggiori pressione e temperaturadel nucleo fanno aumentare la fusio-ne nucleare, e ciò abbrevia la vita del-la stella.

Quando nel nucleo tutto l'idrogenosi è consumato, il nucleo, che è costi-tuito in gran parte di elio, inizia unafase di contrazione e riscaldamentorapidi, accompagnata da una altrettan-to rapida espansione dello strato ester-no più freddo e ricco di idrogeno. Aquesto punto la stella diventa una su-pergigante con un raggio che può esse-re fino a parecchie centinaia di volteil raggio del Sole. Durante questo sta-dio di supergigante, nel nucleo dellestelle si fondono i nuclei di elio, dan-do luogo a carbonio.

La maggior parte dei sistemi binaristretti di grande massa ha periodi orbi-tali compresi fra tre e 20 giorni. Lestelle che fanno parte di questi sistemiriempiranno i loro lobi di Roche du-rante la fase di espansione rapida de-gli strati esterni. La stella di massamaggiore evolverà più in fretta e quindisarà la prima a riempire il lobo diRoche.

I calcoli di Paczyriski e di altri mo-strano che la successiva perdita di mas-sa tende ad accelerare il tasso di espan-sione dello strato esterno della stellache perde massa. A causa di questo ef-fetto la perdita di massa non si inter-rompe fino a che tutto lo spazio ester-no ricco di idrogeno si è trasferito sullacompagna, lasciando solo il nucleo dielio. Nella stella di elio che ne risultacomincia in quel momento la fusionedell'elio, e di conseguenza il raggiodella stella si contrae fino a solo qual-che raggio solare. Le stelle di questo ti-po sono molto calde e luminose, e han-no l'aspetto delle stelle di Wolf-Rayet,che sono state scoperte in molti siste-mi binari stretti.

L'evoluzione di un sistema di questotipo, che alla fine porta alla formazionedi una binaria X di grande massa, èstata interpretata nei particolari da deLoore e de Greve sulla base di un mo-dello ipotetico proposto da uno degliautori (van den Heuvel) e da JohnHeise dell'Università di Utrecht (si ve-da l'illustrazione nella pagina succes-siva). Da questo quadro si delineano iseguenti stadi evolutivi. Circa 6,16 mi-lioni di anni dopo la nascita del sistemala stella primaria di 20 masse solaririempie il suo lobo di Roche e trasferi-sce (in soli 18 000 anni) 14,6 masse so-lari sulla compagna di sei masse sola-ri, che diventa così una stella di 20,6masse solari. I calcoli mostrano chequest'ultima stella, che quando inizialo scambio di massa non ha ancoraterminato la fase di « combustione »dell'idrogeno, rimarrà in quest'ultima

L'evoluzione di una stella normale di 20 masse solari è qui rappresentata sulla basedei calcoli fatti da Camiel de Loore e da Jean-Pierre de Greve della Libera universitàfiamminga di Bruxelles. Alla sua nascita la stella è composta per il 70 per cento daidrogeno, per il 27 per cento da elio e per il tre per cento da elementi più pesanti.Tra il punto A e il punto B i nuclei di idrogeno si fondono per formare elio nel nucleodella stella, zona in cui la temperatura è di circa 35 milioni di kelvin. Durante questostadio di fusione dell'idrogeno il raggio della stella aumenta molto lentamente. Nelpunto B tutto l'idrogeno del nucleo si è ormai consumato. La successiva contrazionee l'ulteriore riscaldamento del nucleo fanno sì che lo strato esterno della stella, che èancora ricco di idrogeno, si espanda (C-D). Nel punto D la temperatura del nucleo rag-giunge circa i 100 milioni di kelvin e i nuclei di elio cominciano a fondere dandoluogo a carbonio. Da questo punto in avanti la fusione dell'elio diventa la sorgenteprincipale di energia della stella, la quale successivamente passa attraverso parecchiefasi di gigante (D-E). In buona parte dei sistemi binari stretti la stella normale riem-pirà il lobo di Roche durante la fase di espansione rapida del suo strato esterno, tra ipunti C e D. La scala a destra indica il periodo orbitale di un sistema binario nel qualequesta stella normale riempie il lobo di Roche (supponendo che la sua stella com-pagna abbia una massa approssimativamente uguale a sei volte la massa solare).

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La massa del nucleo di elio incamera una percentuale sempre crescente della massatotale della stella, come è illustrato qui per stelle di massa compresa tra 10 e 40 massesolari. Dato che in un sistema binario stretto la componente normale, dopo aver com-pletato la fase di fusione dell'idrogeno, trasferisce quasi tutto l'involucro esterno riccodi idrogeno verso la compagna compatta, la sua massa totale, ultimata la fase ditrasporto di massa, diventa approssimativamente uguale a quella del suo nucleo di elio.

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STELLA SECONDARIA

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3. ETÀ: 6,17 MILIONI DI ANNIPERIODO BINARIO: 5,2 GIORNI

4. ETA: 6,7 MILIONI DI ANNIPERIODO BINARIO: 5,2 GIORNI

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7. ETA: 12,03 MILIONI DI ANNIPERIODO BINARIO:5,9 GIORNI

SUPERGIGANTE BLU

fase per circa altri sei milioni di annidopo lo scambio di massa. Il prolunga-mento della fase di « combustione »dell'idrogeno va attribuito alla grandequantità di materiali ricchi di idrogenoche provengono dalla compagna. Que-sta « iniezione di carburante » ringio-vanisce la stella binaria che la riceve ela fa « vivere due volte ».

Dopo lo scambio di massa il periodoorbitale è diventato di 5,2 giorni. Que-sta è una conseguenza della legge diconservazione del momento angolare,la quale richiede che, se il sistema nonperde massa, il suo momento angola-re non può cambiare.

In quale modo si evolverà ulterior-mente il sistema? Le stelle di elio sievolvono molto rapidamente, poichéesse hanno a disposizione una quantitàrelativamente piccola di combustibilenucleare per mantenere le loro enormiluminosità, che sono uguali a quelledelle stelle ricche di idrogeno conmasse quattro o cinque volte maggiori.La stella di elio di 5,4 masse solaritermina di consumare l'elio e il carbo-nio nel giro di circa 600 000 anni dopolo scambio di massa. Durante questoperiodo il suo raggio si mantiene mol-to più piccolo di quello del suo lobodi Roche; calcoli eseguiti da W. DavidArnett dell'Università dell'Illinois di-mostrano che ciò si verificherà anchedurante le successive poche centinaiadi anni, mentre il nucleo stellare si evol-ve attraverso la « combustione » delneo, dell'ossigeno e del silicio verso ilcollasso finale. Quindi la stella di elionon perderà più massa e continuerà aevolversi come se fosse una stella dielio isolata.

Questo tipo di evoluzione si riscontra in tutte le stelle di massa superiore

a quattro o cinque masse solari e glistudi fatti suggeriscono che il nucleodi queste stelle alla fine collasserà in

una stella di neutroni o in un buco ne-ro, dando luogo a una supernova. Datoche una stella di elio di quattro massesolari in un sistema binario è il risul-tato della perdita di massa di unastella primaria normale di 15 massesolari, questo tipo di evoluzione (versola fase di supernova) dovrebbe avve-nire di preferenza in quei sistemi bi-nari stretti che hanno le masse mag-giori. Nei sistemi con massa minore èinvece probabile che la stella di eliocontinui a perdere massa e che finiscacol diventare una nana bianca con unraggio molto maggiore di quello di unastella di neutroni.

In che modo l'esplosione di super-nova incide sul sistema binario? Ba-sandosi meramente sulla meccanica ce-leste si ricava che quando la com-ponente con massa minore perde mas-sa in modo esplosivo, gli effetti dellaperdita di massa non sono mai in gra-do, da soli, di disgregare il sistema. L'u-nico effetto della perdita di massa èche l'orbita della stella esplosa diven-terà ellittica, e il centro di gravità delsistema sarà accelerato a una velocitàdi parecchie decine di chilometri al se-condo. Questo fenomeno conseguentealla perdita di massa è chiamato «ef-fetto fionda » (si veda l'illustrazionenelle due pagine successive). In questomodo si può formare un sistema bina-rio « in fuga », un sistema che si vaallontanando dal luogo di nascita conuna velocità di decine di chilometri alsecondo. Altri fattori che influenzanola forma dell'orbita sono l'impatto del-l'involucro di supernova con la stellanon esplosa (la quale potrebbe essereaccelerata in misura notevole) e possi-bili asimmetrie dell'esplosione.

Gli effetti della perdita di massa edell'impatto dell'involucro in un siste-ma nel quale la massa del residuo col-lassato sia di due masse solari sonoquelli di far aumentare improvvisamen-

te il periodo orbitale da 5,2 a 5,9 giornie di accelerare il centro di gravità auna velocità di circa 50 chilometri alsecondo. L'eccentricità dell'orbita dopol'esplosione è piuttosto pronunciata; inquesti sistemi binari le grandi forze dimarea sono in grado di riportare l'or-bita alla forma circolare probabilmentenel giro di qualche milione di anni.

In base alle previsioni, l'evoluzione delsistema dopo l'esplosione dovrebbe

procedere nel modo seguente. Suppo-niamo che ciò che resta dell'esplosionesia un buco nero. Ricordando che do-po lo scambio di massa sono necessarisei milioni di anni affinché la compa-gna termini di consumare l'idrogeno,nei primi 5,4 milioni di anni dopo laesplosione della compagna esso non siespanderà al di fuori del suo lobo diRoche e, durante questo periodo, nonvi sarà alcuno scambio di massa. Se ilresto dell'esplosione è una stella di neu-troni questa dovrebbe essere osserva-bile - se fosse sola - come un pulsargiovane che pulsa rapidamente per circai primi 10 000 anni successivi all'esplo-sione. In seguito dovrebbe essere an-cora osservabile per parecchi milionidi anni come un pulsar radio più len-to e più debole. È, probabile, tuttavia,che in un sistema binario, la tenue at-mosfera esterna della stella compagnasia in grado di inibire ogni emissioneradio di un pulsar. Probabilmente,quindi, un pulsar binario di questo ge-nere non può essere rivelato per mez-zo di tecniche di ricerca radio di tipoconvenzionale. Attorno al sistema puòessere visibile, per i primi 50 000 o100 000 anni dopo l'esplosione, un in-volucro di supernova in espansione,mentre durante i successivi 5,3 milionidi anni, il sistema apparirà come unanormale binaria spettroscopica a rigasingola senza alcuna evidente partico-larità. Abbiamo chiamato questo pe-riodo « quiet-collapsar-binary stage »(stadio di binaria collapsar in statoquiescente).

Quando diventerà il sistema unasorgente di raggi X? Di primo acchitosi potrebbe pensare che ciò dovrebbeaccadere quando la compagna si è e-spansa fino al lobo di Roche e ha ini-ziato a trasferire materia verso la stel-la collassata. Risulta però che il tassodi trasferimento di materia in un ca-so di questo tipo (circa un millesimodi massa solare all'anno) sarebbe trop-po alto per dar luogo alla formazionedi una sorgente X, dato che attornoalla stella collassata si viene a formareuno strato spesso opaco ai raggi X.Questo involucro irraggerà soprattuttonelle regioni spettrali del visibile e del-l'ultravioletto e l'oggetto apparirà co-

5. ETA: 6,76 MILIONI DI ANNIPERIODO BINARIO: 5,9 GIORNI

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Nella successione dei disegni della pagina a fronte è illustrata l'evoluzione di un si-stema binario stretto che porta alla formazione di una intensa sorgente di raggi X. Icalcoli dettagliati sono stati eseguiti da de Loore e de Greve sulla base di un model-lo proposto da uno degli autori (van den Heuvel) e da John Heise dell'Università diUtrecht. Nella fase 1 il sistema inizia come un normale sistema binario stretto, le cuicomponenti primaria e secondaria hanno rispettivamente masse di 20 e di sei massesolari. Nei nuclei di entrambe le stelle ha luogo la fusione dell'idrogeno dalla qualesi forma elio. Nella fase 2 la stella primaria ha terminato la fusione dell'idrogeno eriempie il lobo di Roche, dando inizio alla prima fase dello scambio di massa. Nellafase 3 termina il primo stadio dello scambio di massa e inizia la fusione dell'elio nelrimanente nucleo di 5,4 masse solari della stella primaria, cosa che dà luogo alla produ-zione di carbonio. Nella fase 4 la stella primaria esplode e forma una supernova. Nellafase 5, poco tempo dopo, l'involucro di supernova ha abbandonato il sistema lascian-dosi dietro un relitto collassato, quasi sicuramente una stella di neutroni o un buconero (in questo caso si tratta di un buco nero di due masse solari). Come effetto del-l'esplosione il periodo binario aumenta e l'intero sistema viene accelerato a una velo-cità di circa 50 chilometri al secondo in direzione della freccia nera (si veda l'illustra-zione nelle due pagine successive). Nella fase 6 la stella secondaria ha finito lo stadiodi fusione dell'idrogeno ed è diventata una supergigante blu, la quale inizia a perderemassa a un ritmo moderato sotto forma di vento stellare. Quando la compagna collas-sata cattura la materia del vento stellare diventa una intensa sorgente di raggi X. Nellafase 7 inizia la seconda fase di scambio di massa, che estingue la sorgente X.

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2 3

INVOLUCRO DISUPERNOVA

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me una stella completamente normale.La formazione di una sorgente X ri-

chiede, da un lato, che il tasso di tra-sferimento di massa verso la stella col-lassata non sia troppo alto, altrimentil'involucro attorno alla stella non simanterrebbe trasparente ai raggi X.D'altra parte, il tasso di accrescimentonon può essere nemmeno troppo basso,altrimenti la sorgente X sarebbe troppodebole per poter essere rivelata.

Sembra che entrambe queste duecondizioni siano soddisfatte solo du-rante il breve stadio compreso tra lafine della « combustione » dell'idroge-no nel nucleo della stella compagna eil momento in cui l'involucro dellastessa si è espanso fino al lobo di Ro-che. Durante questo breve intervallo,che dura circa da 20 000 a 50 000 anni,una stella con massa maggiore di circa15 o 20 masse solari diventa una super-gigante blu. Stelle di questo tipo han-no raggi circa 20 o 30 volte il raggiodel Sole ed è stato osservato che per-dono massa dagli strati più esterni del-l'atmosfera con velocità dell'ordine di1000 chilometri al secondo. Questo ti-po di perdita di massa è chiamato ventostellare.

I tassi di perdita di massa osservatinelle supergiganti blu sono dell'ordinedi un milionesimo di massa solare al-l'anno. La stella compatta nel suo mo-to orbitale attraversa questo vento chefluisce dalla stella supergigante e necattura soltanto una minima parte: cir-

1STELLASECONDARIA

STELLAPRIMARIA

CENTRO DI GRAVITADEL SISTEMA BINARIO

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Il tasso di accrescimento della stellacompatta che ne risulta, un miliarde-simo di massa solare all'anno, è suffi-ciente per dare luogo a una sorgente diraggi X di intensità dell'ordine di 10 000volte la luminosità del Sole. Nello stes-so tempo la densità del vento stellareè abbastanza bassa per permettere cheil vento sia trasparente ai raggi X.

Questi fatti spiegano in maniera di-retta perché le stelle binarie a raggi Xdi grande massa includono quasi sem-pre stelle supergiganti blu. Stelle mas-sicce che non abbiano subito un'evolu-zione non hanno un vento stellare suf-ficientemente intenso, mentre stelle chesiano evolute oltre lo stadio di super-gigante blu avranno iniziato a saturareil lobo di Roche e pertanto qualsiasiemissione X da parte di una compagnacompatta verrà oscurata a causa del-l'alto tasso di perdita di massa risultan-te. Stelle di massa inferiore a circa 15o 20 masse solari non evolvono in su-pergiganti blu e pertanto non possie-deranno mai venti stellari che possano

far diventare sorgente di raggi X unaeventuale compagna collassata.

Il quadro evolutivo che abbiamo finqui delineato si adatta molto bene amolte altre proprietà delle binarie araggi X di grande massa. Per esempio,esso spiega perché lo stadio di binariaa raggi X dovrebbe essere normale nel-l'evoluzione di quasi tutte le stelle dop-pie strette di grande massa. Inoltre con-sente di prevedere che le stelle di neu-troni (o i buchi neri) che fanno parte dibinarie a raggi X di grande massa so-no vecchie in confronto alle altre,avendo avuto origine da esplosioni disupernova parecchi milioni di anni fa.Esso spiega quindi il periodo di pulsa-zione molto lungo di Centaurus X-3(più lungo di qualsiasi altro di pulsarnoto), dato che i periodi di pulsazionedi tutti i pulsar crescono col passaredel tempo; esso spiega anche la com-pleta assenza di un involucro di super-nova in espansione attorno a questi si-sterni, dato che tali involucri devonoessere scomparsi parecchi milioni dianni addietro. Infine, la durata rela-tivamente breve dello stadio di bi-naria a raggi X (dell'ordine dello 0,2fino allo 0,5 per cento della vita totaledi un sistema binario di grande mas-sa) spiega la rarità di questi oggetti.Ciò significa che, fra i sistemi binaristretti di grande massa, in media sol-tanto uno su 200-500 si trova nello sta-dio di binaria a raggi X (ammettendoche la formazione di stelle massicce

nella Galassia sia un processo conti-nuo). Si ritiene che il numero totale dibinarie strette nella Galassia con mas-sa maggiore di circa 15 masse solari(sia evolute sia non evolute) sia di circa6000 (con un'incertezza di circa un fat-tore due); quindi nella Galassia il nu-mero totale di binarie a raggi X digrande massa dovrebbe essere appros-simativamente di qualche decina.

Questi fatti sembrano rendere sem-pre più plausibile il quadro evolutivodelle binarie a raggi X di grande mas-sa delineato prima. Adottando questopunto di vista si può quindi dedurreche nella Galassia vi devono esserealmeno diverse migliaia di binarie « col-lapsar » di grande massa in fase quie-scente dato che la durata dello stadiodi binaria callapsar in fase quiescente•(ossia tra l'esplosione di supernova del-la stella di elio e l'instaurarsi della fa-se di emissione dei raggi X) ammontaa circa il 40 per cento della vita to-tale di una binaria stretta massiccia.Questo valore significa che circa il 40

per cento di tutte le binarie strette mas-sicce si dovrebbero trovare in questostadio, il che implica che nella Galas-sia ci devono essere circa 2400 sistemidi questo genere.

Le componenti normali di questi si-stemi quiescenti sono stelle calde moltoluminose; pertanto su una base pura-mente statistica circa 20 di questi siste-mi si dovrebbero trovare tra le stelle vi-sibili a occhio nudo. Vi è qualche possi-bilità di individuarli? Soltanto una del-le sei binarie a raggi X di grande massaè un pulsar regolare a raggi X, e cin-que su sei sono dello stesso tipo di Cy-gnus X-1. Quindi buona parte dellebinarie collapsar che si trovano nellostato quiescente potrebbero contenereun buco nero. Questi sistemi appariran-no come normali binarie spettroscopi-che a riga singola, cosa che rende dif-ficile il distinguerle da sistemi in cui lacomponente meno luminosa è una stel-la normale. Probabilmente lo stessovale per sistemi in cui la stella collas-sata è una stella di neutroni, dato che

tali stelle non dovrebbero emettere on-de radio rivelabili. Al momento attuale,quindi, sembra esserci poca speranzache si possa distinguere una binariacollapsar in stato quiescente da unanormale binaria spettroscopica a rigasingola.

Come si dovrebbe evolvere una bi-naria a raggi X di grande massa dopoche la supergigante ha riempito il lo-bo di Roche e ha oscurato la sorgentedi raggi X? Secondo i calcoli eseguiti aUtrecht e a Bruxelles a questo stadioil periodo binario dovrebbe decrescererapidamente, poiché la stella compat-ta non dovrebbe essere in grado di ac-cogliere in modo sufficientemente ra-pido la maggior parte della materiatrasferita su di essa e pertanto dovreb-be disperdere la materia attorno al si-stema, facendogli perdere gran partedel suo momento angolare. Come con-seguenza, il sistema, che nella fase fi-nale è composto da una stella di elio eda una stella compatta, dovrebbe ave-re un periodo binario di solo poche ore.

Gli effetti che l'esplosione di supernova ha sul sistema binarioillustrato a pagina 84 vengono qui spiegati da un punto di vistaleggermente diverso. In questa sequenza le frecce più spesse incolore indicano le forze centripete di gravità che si esercitanotra le due stelle; le frecce in nero più spesse indicano le forzecentrifughe dovute al moto orbitale delle due stelle attorno alcomune centro di gravità; le frecce in nero sottili indicano ladirezione del moto. Nella situazione iniziale stabile ( I ) entram-

be le componenti si muovono su orbite circolari e le forze cen-trifughe sono esattamente controbilanciate da quelle gravitazio-nali. Poi una delle componenti esplode (2). Fino a che l'invo.lucro di supernova espulso non ha sorpassato la componentenon esplosa (3), questa stella non ha ancora « sentito » che lasua compagna è esplosa. Dopo che l'involucro di supernovasupera la stella non esplosa, però, l'attrazione gravitazionale trale due stelle si riduce (4); inoltre la forza centrifuga che agisce

sulla componente che perde massa è anch'essa diminuita. Poichéla forza centripeta, che agisce sulla componente inesplosa, rima-ne inalterata, questa forza non è più controbilanciata dall'attra-zione gravitazionale della compagna. Come conseguenza, la for-za centrifuga, non più compensata, spinge via la stella inesplo-sa. Ciò ha due effetti: le due stelle si allontanano un po', eil sistema considerato nel suo insieme inizia a muoversi (5).Il primo effetto fa sì che le orbite diventino più ampie e più

ellittiche. Il secondo effetto consiste nel far diventare il sistemauna stella « in fuga », cioè una stella che si allontana dalla suaposizione originale (o dal suo stato di moto) con una velocitàanche di 50 chilometri al secondo. L'impatto effettivo dell'invo-lucro di supernova sulla stella inesplosa può esaltare entrambiquesti effetti, ma nel caso illustrato così come negli altri in cuila stella che esplode è meno massiccia della compagna, è pocoprobabile che l'impatto possa disgregare il sistema binario.

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S&T 75Scienza e Tecnica 75Annuario della EST

In un volume di 630 pagine, 39 monografie e 8 documenti ci informanosugli ultimi risultati della ricerca scientifica e delle realizzazioni tecno-logiche, e sui nuovi rapporti fra ricerca e sviluppo sociale.SCIENZA & TECNICA 75, Annuario della Enciclopedia della Scienzae della Tecnica, è l'opera indispensabile a chi deve o ama tenersi aggior-nato sui progressi compiuti nei grandi centri di ricerca internazionali.

gli argomenti:

Prospettive di storia quantitativa

Nuovi orientamenti nelle scienzedell'uomoArcheologia scientifica: aspetti conoscitivie problemi di conservazioneLa terra e le modificazioni dell'ambiente

La sfida all'agricolturaStudi sul cervello e sulla senescenzaOrdine, disordine e coerenzanella materiaEsplorazione dello spazio a metàdegli anni '70Concludono il volume:Rapporto per le scelte energetichenegli USA a cura della Fondazione Ford

Rassegna degli avvenimentiIndice analitico

S&T75

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ESTEdizioni Scientifiche e TecnicheMONDADORI

In un sistema di questo genere lastella di elio dovrebbe alla fine esplo-dere. Dato che nella maggior parte deicasi la stella di elio avrebbe una mas-sa maggiore di quella della compagnacompatta, l'esplosione sarebbe proba-bilmente in grado di disgregare il si-stema e di dare origine a due stellecompatte « in fuga », una vecchia euna giovane. In alcuni sistemi, però, ledue stelle dovrebbero rimanere legate;un sistema di questo genere avrebbeun'orbita altamente eccentrica e unperiodo binario breve. Il pulsar radiobinario che porta il nome di PSR1913+16 potrebbe essere un sistemadi questo tipo. Sembra che questo in-solito sistema, scoperto nello scorsoautunno da Joseph H. Taylor jr. e daRussell A. Hulse dell'Università delMassachusetts, sia costituito da duestelle compatte, una delle quali è unpulsar radio molto giovane che pulsarapidamente. Il sistema ha un'orbitafortemente eccentrica, e ciò indica chedeve essere stato quasi disgregato du-rante una esplosione di supernova cheha dato luogo alla formazione del pul-sar. La straordinaria somiglianza diquesto sistema con i resti di una bi-naria a raggi X di grande massa di cuiabbiamo parlato prima fa pensare al-l'esistenza di una relazione evolutivatra i due tipi di sistemi.

In breve, la scoperta delle binarie araggi X ha aperto un nuovo e ricco

campo dell'astronomia. Essa ha for-nito le prime chiare dimostrazioni del-la possibile esistenza dei buchi neri,brandelli di materia che forse sono ri-torn4i a una condizione simile allo sta-to primordiale che dominava prima cheil « big bang » creasse l'universo cosìcome lo conosciamo. Ha dimostratoinoltre che buona parte delle binariestrette di grande massa sopravvive al-l'esplosione di supernova della lorocomponente più evoluta. Fatto ancorapiù importante, essa ci indica che laenorme produzione di energia di alcu-ne stelle nasce dal semplice processodella caduta di materia in un campogravitazionale estremamente intenso.Questo processo, attraverso il qualeviene irraggiata fino al 40 per centodell'energia di massa della materia, ècirca due ordini di grandezza più effi-ciente del processo di fusione nucleareche fornisce energia alle stelle normali.La dimostrazione dell'esistenza di que-sto potente meccanismo di produzio-ne di energia potrebbe essere utile percomprendere come venga prodotta l'e-nergia in altri oggetti compatti abnor-memente luminosi come i quasar e inuclei di alcune galassie.

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