Esiste una particolare classe di oggetti presenti nella nostra galassia ed anche in altre galassie esterne alla nostra, che ad una prima analisi possono essere scambiati per supernovae classiche. Ad un attento esame invece mostrano sostanziali differenze da esse, legate principalmente alle caratteristiche dello spettro e soprattutto alla luminosità assoluta assai più bassa di quella media di supernovae anche di tipo II (Magnitudine Assoluta di circa -12, contro i -16, -17 delle supernovae di tipo II). Per tali motivi gli oggetti in questione vengono anche denominati “Supernovae Impostor”.
Studi abbastanza recenti hanno dimostrato che tali fenomeni sono generati da una particolare classe di stelle, le cosiddette LBV (Luminous Blue Variable). Il prototipo, nelle vicinanze della nostra galassia, è rappresentato dalla variabile S Doradus, una delle stelle più luminose della Grande Nube di Magellano; altre due stelle LBV altrettanto note sono Eta Carinae e P Cygni.
Le stelle supergiganti o ipergiganti con masse da 50 fino a 140-150 masse solari, passano una breve fase della loro esistenza (pare della durata di circa 40.000 anni) sotto forma di LBV. In fase di riposo sono di classe spettrale B e spettro con presenza di insolite righe di emissione. Nel diagramma HR si trovano in una zona in cui le meno luminose hanno una temperatura superficiale di circa 10.000K ed una luminosità circa 250.000 quella del Sole, mentre le più luminose hanno una temperatura di circa 25.000K ed una luminosità che può arrivare anche a più di un milione di volte quella solare; ciò le rende stelle tra le più luminose in assoluto.
Nella fase LBV tali stelle pulsano in modo irregolare, disperdendo nello spazio una buona parte degli strati esterni. Tale materiale va a formare una vera e propria nebulosa attorno a tali stelle. Un classico esempio in tal senso è rappresentato dalla nebulosa di Eta Carinae.
Un oggetto assai studiato e’ S Doradus che si trova nella costellazione australe del Dorado.
E’ una stella variabile la cui luminosità varia in modo erratico tra le magnitudini 8,6 e 11,7, ed e’ il prototipo di una classe di oggetti noti appunto come “variabili di tipo S Doradus”.
Trattasi di una stella ipergigante di classe spettrale A0eq con massa 45 volte quella solare, raggio variabile da 100 a 380 Rs, temperatura variabile tra 9000 e 20.000 K, luminosità di circa 1.000.000 di volte quella solare.
S Doradus è una delle stelle più luminose della Grande Nube di Magellano ed una delle più luminose conosciute (in alcune misurazioni supera la magnitudine assoluta -10), anche se non è visibile ad occhio nudo, trovandosi a grande distanza da noi.
Alcuni ricercatori hanno ipotizzato che S Doradus sia anche una stella binaria, ma per ora non ci sono dati certi che possano confermare questa ipotesi. E’ invece sicuramente un oggetto LBV, soggetto a periodici e repentini aumenti di luminosità.
Altro oggetto famoso è Eta Carinae, una stella ipergigante blu situata nella costellazione australe della Carena. Prima della scoperta di R136a1 (un vero e proprio “mostro del cielo” con massa di quasi trecento masse solari!) era la stella più massiccia conosciuta (100-150 volte più del Sole) ed una delle più luminose (5 milioni di volte più del Sole).
La stella si trova all’interno di una vasta e luminosa nebulosità nota come Nebulosa della Carena (NGC 3372 o Nebulosa Buco della Serratura) ed è circondata da un inviluppo, eruttato dalla stella stessa, che prende il nome di Nebulosa Omuncolo. L’Omuncolo è una nebula di recentissima formazione, essendosi formata nel diciannovesimo secolo da un’eruzione gigante di Eta Carine; in tale occasione la stelle divenne l’astro più brillante del firmamento. Data la sua massa ed i fenomeni di instabilità manifestati, gli astronomi ritengono che la stella esploderà in supernova o addirittura ipernova entro qualche migliaio di anni.
Osservazioni recenti sembrano indicare che Eta Carinae sia in realtà una stella binaria, con una compagna non troppo vicina che le orbita attorno in 5,52 anni.
In galassie esterne alla nostra si conoscono una ventina di oggetti LBV; per nessuno di essi si ha la certezza che si sia trasformato in una vera e propria supernova. In particolare uno dei più interessanti e studiati degli ultimi anni è 2009ip che come vedremo, pone non pochi interrogativi alla comunità scientifica internazionale.
La galassia che ospita l’oggetto 2009ip è la ngc7259, una spirale posta a circa 80 milioni di anni luce da noi, osservata per la prima volta nel 1834 dall’astronomo John Herschel. La bella spirale è posta nella costellazione dei Pesci Australi, con declinazione di -29° e posizionata a circa sette gradi a ovest della stella Fomalhaut. A nord della galassia sono presenti due piccole galassie satelliti, la PGC735447 e la PGC735575 ed alla sua sinistra è presente la galassia a forma di sigaro PGC68726.
La storia di 2009ip inizia il 26 Agosto 2009 quando l’oggetto viene scoperto dal CHASE CHilean Automatic Supernovas sErch che opera nello stupendo complesso di Cerro Tololo a 2200 metri di altitudine sulle Ande cilene.
La debole stellina di magnitudine 17,9 fece subito pensare ad una supernova scoperta prima del massimo; ci si aspettò quindi un repentino aumento della luminosità apparente. Passarono pochi giorni e invece la luminosità diminuì stranamente alla magnitudine +18,3.
I dubbi sull’oggetto si dissolsero la notte del 1 Settembre 2009 quando, con il telescopio Magellan da 6,5m di Las Campanas in Cile, venne ripreso uno spettro che evidenziò che si trattava di una Luminous Blue Variable in outburst, eravamo perciò di fronte ad un Supernova Impostor.
L’oggetto oscillò fra la magnitudine +18,5 e la +20,5 per tutto il mese di Settembre 2009 e poi scomparve oltre la magnitudine +21 in Ottobre.
Nel Luglio del 2010 mostrò una nuova impennata di luminosità riportandosi nuovamente intorno alla magnitudine +17,5 ma il mese seguente era già tornata oltre la ventesima magnitudine.
Altre simili oscillazioni di magnitudine sono state registrare anche nell’autunno 2011 da un team di astronomi di Asiago.
Il 24 Luglio 2012 il Catalina Real-Time Transient Survey, riprendendo la galassia, si accorge che 2009ip era ricomparso aumentando la sua luminosità sotto la magnitudine +19. In Agosto 2012 continuò ad aumentare fino alla magnitudine +17,5. Ed infine tra il 22 ed il 24 Settembre 2012 una nuova imponente esplosione portò l’oggetto a raggiungere nel giro di due settimane la notevole magnitudine di +13,5. Queste esplosioni ricorrenti, comuni a questo tipo di oggetti, sono causate da un fenomeno che e’ chiamato “instabilita’ pulsazionale di coppia”. Ad alte temperature, le reazioni all’interno della stella (di massa iniziale da 90 a 140 masse solari) producono coppie elettrone-positroni che destabilizzano la stella inducendo esplosioni locali con cui la stella si libera di porzioni elevate dell’inviluppo di idrogeno. Episodi di questo genere si possono verificare più volte fino a rimuovere completamente l’inviluppo di idrogeno e la stella (di massa residua di circa 40 masse solari) esplode come una normale core-collapse supernova.
In effetti, dalle dettagliate, recenti survey dell’oggetto e dai nuovi spettri ottenuti sembrerebbe che la LVB 2009ip si sia trasformata in una rara supernova di tipo IIn.
La 2009ip è seguita in modo continuativo da 3-4 anni anche dall’astronomo Andrea Pastorello e dal team dell’osservatorio di Asiago. I loro studi, suffragati da approfondite indagini fotometriche e spettroscopiche, li hanno portati ad ipotizzare che ad oggi l’esplosione di supernova non si sia ancora verificata e che quindi la stella sia ancora in fase di LBV, anche se vicinissima nel trasformarsi in supernova. Ad avvalorare questa tesi vi è un recentissimo, nuovo outburst, verificatosi i primi giorni di novembre, che ha portato la stella ad aumentare nuovamente la sua luminosità. Il fenomeno è risultato completamente inaspettato in quanto la variazione fotometrica della stella, da inizi ottobre ad oggi, pareva rappresentare la classica curva di luce di una supernova in fase discendente.
Come è evidente, la complessità dei fenomeni connessi a questa classe di oggetti sono ben lungi dall’essere compresi in modo univoco; le ipotesi che prevedono la loro evoluzione possono essere tutte valide.
Se è vera l’ipotesi del team di Asiago la domanda è: quando il “brutto anatroccolo” si trasformerà in “cigno”?
