Supernova
Cos'è una supernova ?
Le supernove (Sn) sono enormi esplosioni che fanno letteralmente "saltare in aria" intere stelle. Sono eventi estremamente luminosi, tanto che per alcuni giorni fanno la concorrenza alla luce dell'intera galassia che le ospita.Buona parte delle supernovae che sono state osservate si trovavano in galassie troppo distanti per poterle studiare dettagliatamente. In qualche occasione però, l'esplosione è avvenuta in qualche galassia vicina ed è stato possibile studiarle a diverse lunghezze d'onda.
Immagine della supernova 1987a, l'oggetto luminoso in basso a destra, causata dall'esplosione della stella Sanduleak -69o 202.
Immagine Anglo-Australian Telescope di David Malin. Copyright Anglo-Australian Telescope Board
L'ultima Sn rilevata nella nostra galassia, la Via Lattea, fu quella del 1604, scoperta dall'astronomo Kepler. Quella più luminosa
da allora è stata quella denominata 1987A nella Grande Nube di Magellano, una piccola galassia satellite della nostra.
La più brillante del nostro emisfero negli ultimi 20 anni è stata la 1993J nella galassia M81, che fu osservata per la prima volta il 26 marzo 1993.
Le supernovae si dividono in due tipologie differenti a seconda della loro storia evolutiva. Sn di Tipo I sono esplosioni conseguenti
al trasferimento di materia da una stella supergigante rossa ad una stella nana bianca, quelle di Tipo II in linea generale sono stelle estremamente massive che si avviano con questo passaggio verso la fase finale della loro evoluzione.
Parleremo delle Sn di Tipo II quindi brevemente di quelle di Tipo I.
Da cosa ha origine una Sn di Tipo II ?
La struttura di tutte le stelle si basa sull'equilibrio tra la forza di gravità e la pressione di radiazione provocata dalle reazioni nucleari. Nelle fasi iniziali dell'evoluzione stellare l'energia viene generata dalla conversione dell' idrogeno in elio. Per stelle di massa 8 volte superiore a quella del Sole, questo ciclo dura circa dieci milioni di anni dopo di che, esaurito tutto l'idrogeno al centro della stella, iniziano una serie di trasformazioni che la porteranno verso un tragico quanto spettacolare destino.
Per la fusione dell'elio, è necessaria una temperatura 10 volte superiore a quella occorrente per l'idrogeno.
Il nucleo, non più in grado di sostemere il peso della materia che lo sovrasta, si contrae fino a che la temperatura e la pressione sono sufficientemente elevati da permettere "l'accensione" dell'elio. L'innesco delle reazioni ed il conseguente aumento della temperatura , permettono anche allo strato di idrogeno che circonda il nucleo di elio di continuare a "bruciare".
La fase di fusione dell'elio, dura diverse centinaia di migliaia di anni fino a che, come già per l'idrogeno, proseguirà esternamente al nucleo, ormai composto da carbonio che si contrarrá fino all'innesco delle reazioni che lo trasformerannno in neon, sodio e magnesio. Questa fase dura diverse centinaia di anni.
Questo ciclo che porta all'esaurimento progressivo della materia necessaria alla fusione, viene ripetuto per il neon, che viene convertito in ossigeno e magnesio (nel corso di pochi anni), l'ossigeno in silicio e zolfo (in pochi mesi) ed infine il silicio in ferro e nichel (in pochi giorni).
La stella si trova in questa fase con un nucleo formato da ferro e nichel e gli strati esterni al nucleo nell'ordine da silicio, zolfo, ossigeno, neon, carbonio, elio ed idrogeno.
Quando la massa del ferro raggiunge l'equivalente di 1,4 masse solari, avviene il tracollo della stella: la temperatura è così elevata che il ferro si "disintegra" trasformandosi in elio con forte assorbimento di energia (per trasformare gli atomi di ferro in elementi più leggeri o più pesanti, a causa della loro grande stabilità e del basso contenuto energetico, occorre cedergli energia) ed in neutroni e protoni.
Il nucleo raffreddandosi, priva la stella di quell'energia che permetteva il bilanciamento con la spinta gravitazionale della materia che lo sovrasta. L'implosione porta alla trasformazione di protoni ed elettroni in neutroni, la fortissima attrazione gravitazionale ne riduce le dimensioni da un nucleo pari a metà del raggio terrestre a poche decine di chilometri, formando un nucleo di neutroni: la futura stella di neutroni.
Il resto della stella, privato del sostegno, crolla sul nucleo, comprimendolo e portando a contatto i neutroni, elevando la densità a valori superiori a quelli dei nuclei atomici. La reazione è immediata: la rigidità della materia nucleare porta i neutroni a comportarsi come una molla ed il contraccolpo produce un'onda d'urto che si riversa verso l'esterno rapidamente trasportata per il 99 per cento dai neutrini.
L'onda d'urto genera compressioni locali che innescano reazioni che portano alla formazione di elementi più pesanti del ferro come l'argento, il platino, l'oro, il mercurio, l'uranio. In particolare, silicio e zolfo, formatisi poco prima del collasso, si trasformano in nickel e cobalto, i principali responsabili della forma della curva di luce nelle prime due settimane (per via della fluorescenza dovuta al decadimento radioattivo).
Quando l'onda d'urto raggiunge la superficie della stella, la temperatura raggiunge 20.000 gradi e gli strati esterni al nucleo vengono eiettati alla velocità di circa 15.000 km/s. Questa rapida espansione dell'inviluppo è osservabile come un rapido aumento della luminosità. Come un'enorme sfera infuocata che si espande e si dirada rapidamente permettendo l'osservazione della radiazione proveniente dalle profondità del nucleo.
Supernovae di Tipo I (Ia & Ib)
Le Sn di Tipo I sono molto più luminose di quelle di Tipo II (sono seconde solo ai quasar), il bagliore dell'esplosione (molto simile in tutti i casi, al punto che viene utilizzato per la misura della distanza di galassie molto lontane) tende a diminuire più regolarmente e lentamente inoltre, nelle righe spettrali mancano alcune righe caratteristiche presenti nelle Sn di Tipo II. Sebbene i meccanismi esplosivi tra i due tipo siano simili, le cause differiscono nettamente.La stella causa dell'evento di Tipo Ia, appartiene ad un sistema binario nel quale almeno una delle componenti è una stella nana bianca, un oggetto piccolo e compatto che è collassato fino alle dimensioni di 1/10 del Sole.
Rappresenta lo stadio finale dell'evoluzione di una stella di piccola massa o comunque inferiore a 8 masse solari. Gli elettroni in una nana bianca sono soggetti ad interazioni di tipo quantistico (la materia è chiamata degenerata) e questa condizione può essere mantenuta solo fino a che la massa ha un valore inferiore a quello di 1,4 masse solari.
La coppia di stelle, nel tempo perde momento angolare fino al punto in cui sono così vicine che la materia dalla stella compagna si trasferisce, attraverso un disco di accrezione, sulla nana bianca.
La massa trasferita, va ad aumentare quella della nana bianca fino al valore critico detto precedentemente e noto come "Limite di Chandrasekhar" raggiunto il quale, il nucleo di carbonio con una serie di eventi a catena che travolgono come una valanga cosmica l'intero astro, si trasforma in brevissimo tempo, a causa dell'aumento di pressione e di temperatura prima in ossigeno, poi in silicio, magnesio ed in ultimo ferro. La catena di reazioni coinvolge anche gli strati esterni al nucleo di elio ed idrogeno. Il coinvolgimento di tutti gli strati porta alla disintegrazione dell'intera stella.
L'energia rilasciata che la rende visibile, è causata, come nel caso di quelle di Tipo II, dal decadimento radioattivo dell'isotopo del nickel (Ni56) in cobalto (Co56) e ferro (Fe56).
Dopo l'esplosione
L'evoluzione di una stella dopo l'esplosione, riguarda solo la materia in espansione dal punto di origine: dell'astro originario infatti, in molti casi non rimane altro. Nelle Sn di Tipo II invece rimane anche una stella di neutroni al centro dell'esplosione. L'espansione della nube di gas e polveri continua per centinaia di anni fino a che non vanno a formare le nubi di gas interstellare ed eventualmente nuove generazioni di stelle.
L'origine degli elementi
La teoria del Big Bang aveva previsto con successo le abbondanze degli elementi leggeri. Le prime stelle erano composte da idrogeno, elio ed esigue quantità di litio e berillio. Alcune di queste stelle divennero supernovae e "distribuirono" gli elementi pesanti, prodotti con la nucleosintesi durante la loro evoluzione, nello spazio interstellare. Le generazioni successive incrementarono la presenza di elementi pesanti come il carbonio, l'ossigeno, il fosforo ed il ferro.Gli elementi che ci costituiscono e che formano gli oggetti ed il pianeta stesso su cui viviamo, furono formati in questo modo al centro delle stelle. La nostra esistenza la dobbiamo quindi anche a queste violente esplosioni.
Rielaborazione ed adattamento dall'I.S.D. Royal Greenwich Obs. by M.F. con il permesso dell'autore.
by M.F. - (Mario.F@mclink.it)