Come la viscosità riscalda i dischi delle stelle Ae?

Le stelle di tipo A classiche (CAe) sono circondate da dischi di gas che emettono luce, soprattutto nella linea Hα. Tradizionalmente, si pensava che il riscaldamento di questi dischi fosse dovuto quasi esclusivamente alla fotoionizzazione, cioè all’energia fornita dalla radiazione stellare. Recenti modelli, però, hanno aggiunto un altro ingrediente: il calore prodotto dall’attrito interno del disco, chiamato riscaldamento viscoso.

Il risultato è sorprendente. Per le stelle più calde, di tipo A0‑A1, l’effetto della viscosità è quasi trascurabile: il disco rimane dominato dal calore della stella. Man mano che si scende verso tipi più freddi (A2‑A5), l’attrito tra gli strati del disco diventa più importante, soprattutto se il parametro di viscosità, α, è alto (≥0.3). In queste condizioni il disco si riscalda di più, aumentando l’intensità dell’emissione Hα.

Il modello spiega anche perché, osservando le popolazioni di stelle CAe, il numero di stelle con emissione diminuisce bruscamente oltre il tipo A2. Se α è sufficientemente grande, però, anche le stelle più fredde (fino a A5) potrebbero mostrare emissioni più forti, un fenomeno ancora poco documentato perché le CAe di tipo A4‑A5 sono rare o poco studiate.

In sintesi, la viscosità non è solo un dettaglio tecnico: può cambiare la temperatura del disco e, di conseguenza, la firma luminosa che osserviamo da terra.

Il modello termodinamico adottato per i dischi CAe si basa su equazioni di Navier‑Stokes adattate a un fluido differenziato in rotazione Keplera. Il parametro α, introdotto da Shakura e Sunyaev (1973), rappresenta la frazione di pressione totale convertita in stress viscoso; valori tipici variano da 10⁻⁴ a 10⁻¹, ma in contesti di forte turbolenza magnetorotazionale (MRI) possono raggiungere 0.3 o più. L’effetto viscoso si manifesta come una sorgente di energia termica Q⁺ = (9/4) α P Ω, dove P è la pressione locale e Ω la velocità angolare. In un disco quasi isoterma, l’aumento di Q⁺ eleva la temperatura di equilibrio T_eq, modificando la distribuzione di popolazione di livelli atomici e, di conseguenza, l’emissione di linee come Hα.

Le simulazioni numeriche includono anche la radiatività del disco, calcolata con metodi Monte‑Carlo o approcci di trasferimento radiativo a 2‑D, per valutare l’interazione tra riscaldamento viscoso e raffreddamento per irraggiamento. Un risultato chiave è la dipendenza non lineare di T_eq rispetto a α: per α < 0.1 l’incremento di temperatura è marginale, mentre per α ≥ 0.3 si osserva un salto di ~2000 K nella zona interna del disco (r < 5 R_*). Questo salto è sufficiente a spostare la zona di formazione di Hα verso regioni più esterne, aumentando la larghezza di linea osservata. Inoltre, la viscosità influisce sulla densità di superficie Σ(r) ∝ r^{-p}, con p che diminuisce al crescere di α, favorendo una distribuzione più piatta del materiale e potenzialmente prolungando la vita del disco.

Infine, la previsione di una diminuzione brusca delle stelle emittenti oltre A2 può essere ricondotta a un cambiamento nella struttura magnetica della stella, che riduce l’efficienza della MRI e, di conseguenza, il valore efficace di α. Tuttavia, osservazioni future con spettrografia ad alta risoluzione (es. ESPRESSO, HARMONI) potranno testare queste ipotesi, fornendo misure dirette di α tramite linee di larghezza variabile e profili di velocità.