Lo scorso anno la nana bianca WD 1145+017 aveva catturato l'attenzione degli astronomi che, durante la prima campagna di osservazione della missione Kepler K2, avevano identificato dei resti di un planetesimo in orbita attorno alla stella. Ora, un gruppo di ricerca guidato da Saul Rappaport del Massachusetts Institute of Technology (MIT) ha trovato le prove che quei frammenti sono i resti di un asteroide.
Quando le stelle come il nostro Sole arrivano alla fine della propria sequenza principale, ovvero del loro ciclo stabile, si trasformano in giganti rosse espandendosi e distruggendo gran parte del sistema in cui si trovano (stessa sorte che toccherà al nostro mondo anche se la vita cesserà di esistere molto prima). Esaurito ogni processo termonucleare, queste stelle perdono gradualmente massa riducendosi ad un centesimo delle dimensioni originali, diventando più o meno grandi come la Terra. Il residuo denso che ne rimane si chiama nana bianca, un oggetto molto compatto con un'elevatissima densità e gravità superficiale.
WD 1145+017 è appunto una nana bianca a 570 anni luce dalla Terra in direzione della costellazione della Vergine.
Nel precedente studio pubblicato sulla rivista Nature, un gruppo di ricerca guidato da Andrew Vanderburg, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics di Cambridge, Massachusetts, aveva riportato che la curva di luce della stella veniva bloccata fino al 40 per cento del segnale, ogni 4,5 ore ed il grafico mostrava una pendenza asimmetrica allungata, come potrebbe accadere in presenza di una coda di cometa.
Gli scienziati hanno allora deciso di unire le forze per le analisi di follow-up.
Le osservazioni fotometriche, alle quali hanno contribuito anche quattro osservatori privati amatoriali, hanno impegnato il team per 37 notti dal 1 novembre 2015 al 21 gennaio 2016.
In tutto sono stati rilevati 237 eventi di transito o, più precisamente, 237 tuffi significativi nella curva di luce della stella, in continuo mutamento.
Questi cali indicano probabilmente detriti e polveri orbitanti attorno alla nana bianca: nel grafico, sono stati distinti dai 6 ai 10 ribassi per orbita associati a 15 diverse caratteristiche alla deriva attorno alla stella con periodi prossimi alle 4,5 ore.
" Tra i 237 cali significativi nel flusso, osservati durante le 192 ore, abbiamo trovato circa 15 caratteristiche che si ripetono da una notte all'altra, durando in genere un paio di settimane", hanno riportato gli autori nel documento pubblicato su arXiv.
L'oggetto è stato squarciato da una intensa forza di gravità ed è in fase di vaporizzazione.
Il team sostiene che il corpo principale, cioè l'asteroide o ciò che ne resta, si stia disgregando in un'orbita di 4,5 ore attorno alla stella, mentre i frammenti più piccoli alla deriva su orbite con periodo leggermente più breve.
Analizzando il moto dei detriti, la squadra ha anche determinato la massa dell'oggetto doveva essere pari a circa il 10 per cento della massa del pianeta nano Cerere nel nostro Sistema Solare.
I calcoli mostrano che, mantenendo il livello di attività attuale, l'asteroide risulterà completamente distrutto tra circa 5.000 anni.
Drifting Asteroid Fragments Around WD 1145+017 [abstract]
We have obtained extensive photometric observations of the polluted white dwarf WD 1145+017 which has been reported to be transited by at least one, and perhaps several, large asteroids (or, planetesimals) with dust emission. We have carried out 53 observation sessions on 37 nights, totaling 192 hours, of this 17th magnitude star with small to modest size telescopes covering the interval 2015 November 1 to 2016 January 21. In all, we have detected some 237 significant dips in flux. Periodograms of the data reveal a significant periodicity of 4.5004 hours that is consistent with the dominant ("A") period detected with K2. The folded light curve at this period shows there is an hour-long depression in flux with a mean depth of nearly 10%. This depression is comprised of a series of shorter and sometimes deeper dips that do not always occur at exactly the same orbital phase, and which would be unresolvable with K2. In fact, we also find numerous dips in flux at other orbital phases. Nearly all of the dips associated with this activity appear to drift systematically in phase with respect to the "A" period by about 2.5 minutes per day with a dispersion of ~0.5 min/d, corresponding to a mean drift period of 4.4928 hours. In all, we can track approximately 15 of these drifting features. There is no detection of the "B"-"F" periods found with K2, but if they remain at the K2 levels we would not expect to have seen them. We explain the drifting motion as that of smaller bodies ('fragments') that break off from the asteroid and go into a slightly smaller orbit than that of the asteroid. If our interpretation is correct, we can use the drift rate to determine the mass of the asteroid. Under that scenario, we find that the mass of the asteroid is M_a ~= 10^{23} grams, or about 1/10th the mass of Ceres, with an uncertainty of about a factor of 2.