Grazie ai dati preliminari di Gaia DR4, è stata recentemente annunciata la scoperta di un buco nero (BH) di 33 masse solari in un sistema binario ampio con periodo di 11,6 anni (vedi la news a questo link). La presenza dell’oggetto invisibile, denominato Gaia BH3, emerge grazie alle oscillazioni di una stella ad alto moto proprio. Con una metallicità, stabilita dal rapporto Ferro/Idrogeno pari a -2,56, è un’antica stella gigante, formatasi nei primi due miliardi di anni dopo il Big Bang, nel momento in cui la nostra Via Lattea era in fase di accrescimento. Questo sistema appartiene all’alone galattico con moto in direzione opposta alle stelle del disco galattico e faceva forse parte di una piccola galassia o un ammasso globulare assorbito 8 miliardi di anni fa.
Il più vicino e massiccio tra quelli stellari
Un BH di massa stellare vicino è già di grande interesse, ma la sua scoperta è anche rilevante nel contesto delle fusioni, osservate nelle onde gravitazionali da LIGO/VIRGO/KAGRA. L’origine dei BH stellari più massicci, come Gaia BH3, non è ancora ben compresa, tuttavia sembra da ricercare nelle forti interazioni dinamiche in densi ambienti a bassa metallicità.
(Figura tratta da E. Balbinot et al. 2024)
Dentro il flusso stellare
Sempre i dati di Gaia permettono di collocare BH3 dentro un flusso stellare a struttura retrograda chiamato ED-2. Tale flusso sembra essere costituito da stelle derivate dalla disgregazione di un ammasso stellare di piccola massa. Può essere il progenitore del flusso stellare il luogo originario del BH? Vari indizi suffragano l’ipotesi e ne discute i dettagli un interessante studio curato da un nutrito gruppo di ricercatori guidati da Eduardo Balbinot. I risalati sono comunicati con una lettera ad Astronomy & Astrophysics.
La metallicità media delle stelle di ED-2 è simile a quella del compagno di Gaia BH3, così come le abbondanze chimiche sono del tutto simili. Lo studio trae perciò conclusioni sull’origine e le implicazioni dell’associazione BH – flusso stellare.
Da un ammasso globulare?
Tutti i membri di ED-2 sono entro 2,5 kpc dal Sole e il loro diagramma colore-magnitudine (CMD) sembra del tutto analogo a quello di un ammasso globulare. Il gruppo ha quindi utilizzato il CMD (corretto per l’estinzione) dell’ammasso globulare M92 per un confronto con quello di ED-2. Dal confronto emerge una buona corrispondenza nel CMD, suggerendo comunque per ED-2 un’età ancora più antica, sui 13,2 miliardi di anni. La distribuzione spaziale dell’associazione ED-2 indica che BH3 sia più probabilmente associato a essa che a Sequoia, un’altra antica associazione stellare, da cui è significativamente più distante.
L’analisi delle abbondanze chimiche in ED-2 rivela importanti informazioni sulla sua origine e composizione. Gli spettri dei membri ED-2 derivano da osservazioni compiute con gli spettrografi UVES e X-Shooter al VLT, nonché da dati di archivio per altri membri. La metallicità media indica per ED-2 una dispersione intrinseca trascurabile, favorendo l’origine in un ammasso stellare rispetto all’origine in una galassia nana. La piccola dispersione delle abbondanze elementari (Mg, Na, Al) supporta ulteriormente l’origine nell’ammasso stellare progenitore di ED-2. In sostanza, la connessione tra Gaia BH3 e il flusso stellare ED-2 è accertata.
Scenari di formazione
Lo studio discute inoltre lo scenario di formazione di Gaia BH3 dentro all’ammasso globulare. La composizione chimica “normale” della stella accompagna, suggerisce che il sistema binario probabilmente si è formato dopo la nascita del BH. Lo scenario di formazione primaria dei buchi neri “stellari” prevede il collasso di una stella massiccia, con la massa del BH determinata da quella della stella residua alla fine della sua evoluzione. Utilizzando le relazioni di massa iniziale-finale di una stella, ne deriva per l’ammasso stellare circa 2000 masse solari per ospitare un BH di dimensioni simili. Questo oggetto potrebbe quindi essere un BH di prima generazione ammettendo il collasso di una stella eccezionalmente massiccia.
Percorsi alternativi per produrre BH molto massicci implicano l’evoluzione binaria e la forte interazione dinamica all’interno di sistemi stellari densi, comunque inferiori a 42mila masse solari. Siffatti processi, possono portare alla formazione di BH attraverso fusioni gerarchiche. Sono tuttavia necessari modelli dinamici complessi per comprendere meglio i canali di formazione e nuove analisi chimiche per vincolare meglio l’evoluzione del sistema.
