FU Orionis
[ Home ] [ Su ]

Si trova circa 3° a ovest-nordovest di Betelgeuse. La storia di questa stella è estremamente interessante e strettamente legata alla comprensione dell’evoluzione delle giovani stelle o, meglio ancora, delle protostelle.

Agli inizi del 1939 A, Wachmann, dell’Osservatorio di Amburgo, scoprì una stella di magnitudine 9 che non risultava nelle carte celesti. Dato che sembrava scaturita dal nulla, venne considerata una nova, e venne indicata come Nova 1.1939 Orionis. Ma di lì a poche settimane si scoprì, che, nell’Atlante fotografico di Ross, la stella era presente, ma era di magnitudine tra 16 e 17, che fino a tutto il 1936 era rimasta più debole di magnitudine 12-13, ma nel gennaio 1937 aveva cominciato ad aumentare il suo splendore fino a 9,8, e avrebbe continuato a crescere lentamente fino a quando Wachmann l’avrebbe scoperta. Come nova, il suo comportamento era decisamente anomalo, sia nei tempi, sia nello spettro (A8, nulla in comune con quello delle novae).

Senza dubbio si trattava di una variabile, dato che era variata di alcune magnitudini; ma che tipo di variabile, se da anni si manteneva quasi costante? Il primo Catalogo Generale delle Stelle Variabili (1948) la considerava ancora una nova (del tipo RT Serpentis, la più lenta conosciuta e l’unica il cui comportamento vagamente le assomigliasse), ma le assegnò il nome FU Orionis, che la indicava genericamente come variabile, senza indicazioni specifiche sul tipo. In realtà, anche se si era ben lontani dal capire che razza di oggetto fosse, qualche anno più tardi era già certo che non fosse una nova: la sua permanenza al massimo nel 1963 era già di 26 anni contro i 15 di RT Serpentis, la nova più lenta che si conoscesse. E nel 1989 era di 52 anni, senza contare le caratteristiche dello spettro, del colore, e di altre peculiarità tutte in contrasto con le novae.

Anni più tardi, essendo notevolmente aumentate le nostre conoscenze sull’evoluzione stellare, fu notato che l’astro si trovava in una zona in cui quasi certamente si formano nuove stelle; oltre a ciò, l’esame del suo spettro ne rilevava significative somiglianze con quelli delle T Tauri, classe di oggetti già classificati come protostelle, e il cui spettro particolare indicava che sono circondati da involucri gassosi (oggi, grazie al telescopio spaziale, tali involucri si osservano agevolmente nei dettagli). Si ritenne allora di aver assistito alla nascita di una T Tauri, cioè al momento in cui il collasso gravitazionale portava all’accensione di una protostella.

Ma anche questa ipotesi, che pure andava avvicinandosi alla vera natura del fenomeno, era destinata ad essere rapidamente superata. Più di recente, intorno al 1970, si verificò un secondo caso, simile a quello di FU Orionis, ma che poté essere studiato molto più dettagliatamente. Una stella della costellazione del Cigno, poi chiamata V 1057 Cygni, aumentò di 250 volte il proprio splendore, variando di ben 6 magnitudini in poco più di un anno. Quando arrivò al culmine, se ne poté osservare uno spettro simile a quello di FU Orionis; ma questa volta si trovò uno spettro della stessa stella ottenuto 12 anni prima, e da quello risultò che V 1057 Cygni era già allora una T Tauri; si trattava dunque non di un fenomeno caratteristico dell’accensione di una protostella, ma di un evento di natura ignota, verificatosi in una protostella già accesa. Ciò è confermato da un terzo caso, osservato nel 1974 (V1515 Cyg). Interessante è il fatto che in tutti e tre i casi, contemporaneamente al grande aumento di splendore dell’astro, era apparsa nelle sue vicinanze una piccola nebulosa ad arco, della quale esso non occupava il centro. Questa nebulosa non poteva essere costituita da materiale espulso dall’astro durante l’aumento di splendore osservato, non perché in questa fase non ci fosse espulsione di materia, tutt’altro, ma perché le osservazioni hanno dimostrato che la nebulosa è ferma rispetto alla stella. Inoltre, negli anni successivi, si è visto che, man mano che l’astro diminuisce di splendore, anche la nebulosa svanisce. Ciò significa che la nebulosa preesisteva al fenomeno, ed era apparsa solo perché la stella, aumentando di splendore, era riuscita ad illuminarla. E’ praticamente certo che questa nebulosa si sia formata durante una precedente esplosione, nella quale il gas espulso spazzò via la polvere che si trovava nei dintorni della protostella e costruì l’anello rimasto, centrato nella posizione che  essa occupava a quel tempo. E’ dunque probabile che il FUOR (il fenomeno che ha preso il nome appunto da FU Orionis) sia un fenomeno caratteristico, più volte ricorrente nella vita di una protostella.

Consideriamo ora il fatto che il periodo in cui la stella attraversa la fase di T Tauri è anche quello in cui si sta eventualmente formando, nel disco di materia che la circonda, un sistema planetario: è probabile che fenomeni parossistici come il FUOR  contribuiscano notevolmente alla formazione dei pianeti, sia attraverso l’aumento del diametro estero della stella che attraverso il vento stellare, l’immissione di nuovo materiale nella nebulosa primordiale e le onde d’urto che ne derivano.