Coelum Astronomia 220 - 2018 - Page 165

A sinistra. La stella 1 Lac (+4,13) e il gruppetto di galassie caratterizzato da NGC 7242 e NGC 7240. Crediti DSS2

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L’enigma di Epsilon Aurigae: l’evoluzione dei modelli

Il primo modello accurato su ε Aur venne elaborato nel 1937 dai grandi astronomi visuali Gerard Kuiper, Otto Struve e Bengt Strömgren, tutti membri dell’Osservatorio di Yerkes. Questo modello delineava un sistema binario contenente una stella supergigante di tipo F e un’altra così fredda e poco densa tale da essere dagli stessi definita come “semitrasparente”: quest’ultima la diretta responsabile delle eclissi totali apportate alla compagna. Secondo tale modello, la luce della stella F, completamente eclissata, sarebbe però stata diffusa dalla estremamente esile atmosfera della compagna eclissante, allo stesso modo in cui la corona del Sole diffonde la luce proveniente dalla sottostante fotosfera. Nel 1961, l'astrofisica Margherita Hack, a seguito di osservazioni durante l'eclissi del 1955-57, propose che la componente secondaria potesse essere invece una stella calda e circondata da un guscio di materiale, diretto responsabile dell’eclissi. L’astronomo americano di origine cinese Su-Shu Huang, delineando in una pubblicazione del 1965 alcuni difetti presenti nel modello precedentemente redatto da Kuiper, Struve e Strömgren, propose come soluzione che il misterioso compagno eclissante potesse essere in realtà un esteso e particolarmente denso

sistema di dischi di polvere in orbita attorno alla stella, posti quasi di profilo lungo la nostra visuale. Scenario che nel 1971, ad opera dell’astronomo Robert Wilson, venne modificato con l’introduzione di un disco sottile e inclinato, con tanto di apertura centrale, che andava a sostituire il disco spesso proposto da Huang. Tale modello poteva descrivere più facilmente gli effetti osservati delle eclissi, in

particolare la veloce

risalita e seguente ritorno al minimo osservata a metà delle eclissi.

A partire dal i primi anni ‘70 del secolo scorso, tutte le ipotesi sono focalizzate sul modello di un disco sottile. Tuttavia, sul sistema di ε Aur restano ancora alcune domande senza una chiara risposta: la stella F, componente primaria del sistema, è una supergigante massiccia o una stella del ramo gigante post-asintotica? Qual è il centro del disco eclissante? Questo è inclinato o deformato? E quanto massiccio? In tempi più recenti, precisamente nel 2005, il sistema di ε Aur venne osservato nell’ultravioletto dal telescopio spaziale FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer). Dal momento in cui questo sistema stellare non emette energie con valori caratteristici di oggetti esotici come sistemi binari formati da coppie di stelle a neutroni o da buchi neri, venne quindi concluso che l'oggetto caldo presente al centro del disco non poteva essere un residuo stellare di questo tipo quanto una più comune ma calda stella di tipo B5.

Sotto. Una rappresentazione artistica del sistema di Epsilon Aurigae: si nota la presenza delle due stelle compagne e del disco di polveri responsabile delle fluttuazioni luminose. Crediti: NASA/JPL.