Presentiamo una versione estesa dell’articolo di Stefano Schirinzi pubblicato a pag. 31 di Coelum 159, per la serie “Twinkle star: Storie di Stelle”, rubrica mensile di Coelum Astronomia. Come spesso accade infatti, nel formato cartaceo non sempre possiamo dare lo spazio che spetterebbe a ciascun intervento, rimediamo quindi pubblicando online approfondimenti ed eventuali aggiornamenti. Non mancate pero’ di seguire la rubrica di Stefano anche dalle pagine della rivista! 😉 Buona Lettura!

Vagando nella volta celeste capita spesso di imbattersi in anonime stelle designate da strane sigle la cui flebile luce non porta certo ad immaginare quali rilevanti particolarità esse posseggano; tra gli esempi più affascinanti, per storia ed eventi bizzarri annessi, troviamo Groombridge 1830. Anche se localizzata in una zona alquanto spoglia di astri luminescenti, trovarla non è difficile; utilizzando un comune binocolo e puntando esattamente a metà percorso tra la seconda stella dei Cani da caccia, Chara (β CVn) e la luminosa coppia Alula Borealis (ν UMa) e Alula Australis (ξ UMa), si noterà un triangolo formato da due stelle di sesta ed una appena più debole, di settima grandezza: quella posta sul vertice, tra l’altro rivolto verso nord, è proprio quella che andiamo ora a descrivere.

Pur splendendo solo di magnitudine 6,4 essa venne tuttavia catalogata nel XIX secolo dall’astronomo inglese S. Groombridge, che utilizzando il telescopio meridiano da 3,5 pollici costruito da E. Througton, intraprese l’ambizioso progetto di catalogare tutte le stelle più luminose della magnitudine 8,5 presenti nell’emisfero celeste settentrionale, dal polo fino alla declinazione di +38°. La sua tenacia fu tale che per oltre 10 anni Groombridge riuscì ad effettuare circa 24 mila misure in ascensione retta e 26 mila in declinazione, ponendo fine a tale attività solo per gravi motivi di salute che solo cinque anni più tardi lo portarono purtroppo alla morte. Il suo “Nuova riduzione del catalogo di stelle circumpolari per il 1810″ venne pubblicato postumo, appena nel 1838, dall’astronomo G.B. Airy che ne prese a cura la prima edizione, l’ultima delle quali risale al 1905 per opera dell’osservatorio reale di Greenwich. Nel 1842 l’astronomo F.W.A. Argelander, durante la compilazione del suo “Bonner Durchmusterung”, che avrebbe compreso oltre 324 mila stelle, si imbatté proprio in questa stella che seguì per alcuni anni, scoprendo che si spostava alquanto velocemente tra le stelle di fondo; infatti, come egli descrisse: “L’anno scorso ho accidentalmente osservato una stella il cui moto proprio è superiore a quello di tutte le stelle note, e che ammonta a 7” l’anno. Questa stella di 7a magnitudine si trova al confine fra le costellazione dell’Orsa Maggiore e dei Cani da Caccia, ed è la stella numero 1830 del catalogo di Groombridge…”.

Tale inconsueta caratteristica era certamente indice della ridotta distanza dell’astro dal sistema solare, stimata oggi in quasi 30 anni luce (il che rende la sua magnitudine assoluta all’incirca uguale a quella apparente), tanto Gmb1830 da essere la terza stella dal moto proprio più veloce conosciuta, preceduta dalle Stelle di Barnard e Kapteyn. La sua velocità radiale, pari a 98.2 km/s in avvicinamento, permette di quantificare il reale spostamento nello spazio, equivalente a coprire 22 volte la distanza Terra-Luna in un solo giorno! Da un punto di vista fisico, Gmb1830 è una sub-nana giallo-arancione cosiddetta “di alone”, di tipo spettrale G8 e classe di luminosità VI; comparata al Sole, si stima abbia sei decimi della sua massa ed un terzo del suo diametro ma essendo più fredda essa emette solo il 19% della sua luminosità intrinseca. Il suo spettro indica una quantità di metalli (elementi più pesanti dell’idrogeno) almeno 10 volte minore del Sole; stranamente, stando ad analisi della sua cromosfera, essa sarebbe vecchia almeno 5,4 miliardi di anni, valore in contraddizione col fatto di essere una stella di alone, che moltiplica tale valore di almeno il doppio!
Gmb1830 appare nel nuovo catalogo di variabili sospette con la sigla 5374.

La storia sulla sua variabilità ebbe però inizio il 27 aprile 1939, allorché la sua luminosità incrementò di 0.6 magnitudini e in seguito il 17 febbraio 1968, quando P. van de Kamp osservò un aumento di splendore che egli attribuì alla presenza una compagna stimata di almeno 5-6 magnitudini più debole e separata da 1,7” d’arco. Questa stella venne nuovamente osservata al telescopio sia dallo stesso astronomo che da altri ancora ma successivamente di essa si perse ogni traccia giacché non solo le lastre fotografiche ma anche numerose osservazioni effettuate al di fuori dell’atmosfera terrestre non rilevarono più alcunché. Alcuni studi successivi sembrarono far definitivamente luce sulla natura di Gmb1830; in particolare, tramite la velocità radiale venne stabilito il periodo di rivoluzione della componente fantasma, valutato in circa 60 anni, concludendo che la sua orbita era vista esattamente di profilo ed inclinata di 90° rispetto all’equatore celeste. Inoltre, le variazioni luminose vennero spiegate ritenendo che la secondaria fosse una nana rossa, classe che mostra il tipico comportamento a “flare” e come tale venne classificata con la sigla CF UMa una trentina d’anni fa; il mistero è però capire in realtà quale delle due componenti abbia esibito il fenomeno.

Solo una quindicina d’anni fa invece, tramite l’ausilio di nuove e più sofisticate osservazioni, venne suggerito un nuovo modello che è oggi ritenuto il più attendibile, e cioè che le fantomatiche apparizioni della compagna siano imputate ad imponenti fenomeni di espulsione di massa stellare chiamati “superflares”; l’ulteriore novità è l’associazione di tali eventi a stelle di tipo solare. E’ noto infatti come i flares che si sviluppano sulla fotosfera del Sole producano variazioni luminose di modesta entità e siano fenomeni usuali soprattutto su fredde stelle di sequenza principale quali le nane rosse. Tuttavia fino ad oggi sono stati identificati nove casi di superflares sviluppati su stelle di tipo solare. Queste grandi espulsioni di massa coronale si differenziano per la quantità di energia rilasciata, da 100 a 10 milioni di volte maggiore di un tipico flare solare e non si pensava potessero svilupparsi anche su stelle di classe spettrale compresa tra F8 e G8; si riteneva anzi che questi potessero essere tipici solo di stelle molto giovani. Secondo un’ipotesi formulata di recente, tali superflares su stelle di tipo solare potrebbero essere causati dall’interazione del campo magnetico di un pianeta gigante in orbita molto stretta con il campo magnetico della stella. Questi eventi impressionanti, che durano da qualche ora fino ad una settimana, incrementerebbero la luminosità totale della stella su cui si sviluppano di almeno un migliaio di volte; nel caso il Sole producesse uno di questi fenomeni estremi, non solo l’ozono presente sulla Terra verrebbe distrutto ma molto probabilmente anche il ghiaccio su lontani satelliti di Giove o Saturno verrebbe liquefatto in poco tempo, producendo vaste alluvioni, per poi congelare nuovamente alla fine del superflare! Fortunatamente, nel nostro sistema solare non sono state trovate tracce passate di tali eventi.

Tra le stelle visibili ad occhio nudo ad aver esibito mediamente una volta al secolo eventi del tipo superflares troviamo ο Aql, κ Cet e π1 UMa; ma anche le più deboli UU CrB, S For, MT Tau, BD+10 2783 e la stessa Gmb1830. Nessuna di esse possiede una rotazione veloce sul proprio asse né forma sistemi binari stretti, per non parlare dell’età che è solitamente grande, messa in evidenza dal basso contenuto di metalli; si ritiene che sub-nane di questo tipo, come la vicina Stella di Kapteyn e Gmb1830, si siano formate almeno 10miliardi di anni fa, quando la Galassia era molto più giovane e soprattutto in un’epoca nella quale le supernovae che disperdevano i metalli prodotti nelle loro immani deflagrazioni non erano ancora tante. La maggior parte delle stelle dell’alone galattico, così come quelle degli ammassi globulari, sono molto vecchie, tanto da possedere lo 0,1-0,2% di metalli rispetto alle stelle del disco; queste sono distribuite sfericamente attorno al nucleo galattico su orbite molto eccentriche anche se la maggior parte è distribuita molto al di sopra o sotto il piano galattico.
Data la regolare frequenza di questi superflares, è alquanto improbabile che su un pianeta roccioso vicino ad una simile stella si possa sviluppare la vita; per quanto riguarda Gmb1830, la fascia di abitabilità andrebbe localizzata a sole 0,44 UA, che equivale all’orbita di Mercurio, che però a tale distanza qualsiasi pianeta sarebbe impossibile da rilevare anche con moderne strumentazioni astronomiche. Non solo: data la scarsa abbondanza di elementi più pesanti dell’idrogeno è forse più reale l’ipotesi dell’esistenza di giganti gassosi in orbite esterne ed immersi in un freddo perpetuo. Secondo alcuni calcoli, Gmb1830 raggiungerà la minima distanza dal Sole nel 11200 circa, aumentando però di poco la sua luminosità apparente. Spostandosi verso l’emisfero australe, fra 100 mila anni sarà ancor più debole, un’anonima stellina di nona grandezza nella costellazione del Lupo, mentre fra 1 milione di anni essa si confonderà tra le milioni di debolissime stelle di fondo della Via Lattea e più precisamente di quella parte stagliata nella costellazione della Norma, portando con sè false congetture ed erronei pensieri della mente umana sulla sua reale natura.