Che segreti nasconde la coppia stellare HD 327083?

Nel cuore della Via Lattea brilla HD 327083, una coppia di supergiganti B[e] che ha appena svelato i suoi dati più precisi. Gli astronomi hanno analizzato le velocità radiali delle due stelle con un algoritmo bayesiano di Markov Chain Monte Carlo (MCMC), scoprendo che orbitano in modo quasi circolare e che la loro massa è quasi uguale, con un rapporto q = 1,15 ± 0,07. In origine, il duo era composto da due giganti di 13 ± 0,05 e 11,5 ± 0,05 masse solari, con un periodo orbitale di 108 giorni e una rotazione moderata (40 % della velocità critica). Dopo 13,6 ± 0,1 milioni di anni, la stella più massiccia sta quasi riempiendo il suo lobo di Roche, preludio di un trasferimento di massa imminente. In meno di 0,1 Myr, la massa della primaria scenderà a circa 5 M☉, mentre la secondaria crescerà fino a 20 M☉, trasformando il sistema in una coppia distaccata con un periodo di circa 700 giorni. Questo scenario, simulato con il codice MESA, mostra come le stelle massicce possano cambiare radicalmente in tempi brevissimi, offrendo un laboratorio naturale per studiare l’evoluzione binaria e i meccanismi di perdita di massa nello spazio.

Il metodo MCMC impiegato nello studio di HD 327083 sfrutta la statistica bayesiana per esplorare lo spazio dei parametri orbitali, generando catene di valori che convergono verso la distribuzione a posteriori più probabile. Questo approccio è particolarmente efficace quando i dati di velocità radiale sono sparsi nel tempo e affetti da incertezze strumentali, poiché consente di valutare simultaneamente più parametri (periodo, eccentricità, ampiezza, fase) e di quantificare le loro correlazioni. Il modello orbitale risultante è quasi circolare (e≈0), il che semplifica l’analisi dinamica ma richiede comunque una precisa determinazione del rapporto di massa q, cruciale per prevedere il futuro evolutivo. Per la simulazione dell’intera storia stellare è stato utilizzato MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics), un codice open‑source che risolve le equazioni di struttura stellare includendo rotazione, perdita di massa per vento stellare e interazioni binarie. L’iniziale periodo di 108 giorni e le masse di 13 M☉ e 11,5 M☉ sono state impostate con una rotazione di 0,4 ν_crit, valore che influisce sulla distribuzione del momento angolare e sulla velocità del vento. Dopo 13,6 Myr, la primaria si avvicina al suo lobo di Roche, definito dal punto in cui la gravità della stella secondaria e la forza centrifuga si bilanciano. Il trasferimento di massa previsto avverrà in un intervallo di tempo estremamente breve (≈10⁵ anni), tipico dei sistemi massivi dove la risposta termica della stella è rapida. Durante questo episodio, la primaria perderà la maggior parte del suo involucro esterno, riducendosi a circa 5 M☉, mentre la secondaria accrescerà la sua massa fino a 20 M☉, modificando drasticamente il bilancio di momento angolare del sistema. Il risultato finale è una binaria distaccata con un periodo orbitale di circa 700 giorni, in cui le due stelle evolvono indipendentemente. Questo caso studio evidenzia come le interazioni binarie possano accelerare l’evoluzione stellare, portando a scenari di supernova o di formazione di oggetti compatti in tempi molto più brevi rispetto a una stella isolata. Inoltre, la combinazione di MCMC per la caratterizzazione orbitale e MESA per la modellazione evolutiva rappresenta un modello metodologico potente per indagare altri sistemi B[e] o supergiganti binari, contribuendo a migliorare le previsioni sui futuri eventi catastrofici nello spazio.