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Supernova

Una supernova (plurale supernovae o supernove; abbreviata come SN o SNe) è un’esplosione stellare più energetica di quella di una nova. Le supernove sono molto luminose e causano una emissione di radiazione che può per brevi periodi superare quella di una intera galassia.

Durante un intervallo di tempo che può andare da qualche settimana a qualche mese, una supernova emette tanta energia quanta è previsto che ne emetta il Sole durante la sua intera esistenza e, per una quindicina di secondi, raggiunge una temperatura di cento miliardi di Kelvin, ma perché ciò avvenga, la stella deve avere una massa almeno nove volte superiore a quella del nostro Sole. L’esplosione espelle la maggior parte o tutto il materiale che costituisce la stella a velocità che possono arrivare a 30 000 km/s (10% della velocità della luce), producendo un’onda d’urto che si diffonde nel mezzo interstellare. Ciò si traduce in una bolla di gas in espansione che viene chiamata resto di supernova.

Origine del nome

Il termine nova, che significa “nuova” in latino, si riferisce a ciò che appare essere una nuova stella brillante nella volta celeste. Il prefisso “super-” distingue le supernove dalle nove ordinarie che sono molto meno luminose. La parola supernova fu utilizzata per la prima volta da Walter Baade e Fritz Zwicky nel 1931. Le supernove possono essere innescate in due modi: o tramite la riaccensione improvvisa dei processi di fusione nucleare in una stella degenere o tramite il collasso del nucleo di una stella massiccia.

Nonostante nessuna supernova sia stata osservata nella Via Lattea da SN 1604, i resti di supernova esistenti indicano che eventi di questo tipo occorrono mediamente circa tre volte ogni secolo nella nostra galassia. Essi giocano un ruolo significativo nell’arricchimento del mezzo interstellare di elementi chimici pesanti. Inoltre, la bolla di gas in espansione creata dall’esplosione può portare alla formazione di nuove stelle.

Classificazione

Le supernove sono state classificate sulla base delle caratteristiche della loro curva di luce e delle linee di assorbimento dei diversi elementi chimici che appaiono nei loro spettri. Una prima divisione viene effettuata sulla base della presenza o dell’assenza delle linee dell’idrogeno. Se lo spettro della supernova presenta tali linee (chiamate serie di Balmer nella porzione visibile dello spettro), essa viene classificata come di Tipo II; altrimenti è di Tipo I. Ognuna di queste due classi è a sua volta suddivisa in base alla presenza di altri elementi chimici o alla forma della curva di luce (cioè del grafico che rappresenta la magnitudine apparente dell’oggetto in funzione del tempo).

Tassonomia delle supernove

Tipo I
Idrogeno non presente
Tipo Ia
Presente la linea del silicio ionizzato una volta (Si II) della lunghezza di 615,0 nm durante il picco di luminosità
Tipo Ib/c
Nessuna linea del silicio o linea molto debole
Tipo Ib
Presenta la linea dell’elio non ionizzato alla lunghezza d’onda di 587,6 nm
Tipo Ic
Nessuna linea dell’elio o molto debole
Tipo II
Idrogeno presente
Tipo II-P/L/N
Per tutta la durata dell’evento
Tipo II-P/L
Linee dell’idrogeno allargate
Tipo II-P
La curva di luce mostra un caratteristico appiattimento
Tipo II-L
Mostrano un declino costante di luminosità
Tipo IIn
Linee sottili dell’idrogeno
Tipo IIb
Lo spettro cambia e diventa di Tipo Ib

Tipo I

Supernova SN 1604
Una immagine del resto di supernova SN 1604. Essa sovrappone diverse immagini dell’oggetto a differenti lunghezze d’onda: raggi X, infrarosso, visibile

Le supernove di Tipo I sono suddivise in base ai loro spettri: le supernove di tipo I-A mostrano le linee di assorbimento del silicio nei loro spettri, quelle di tipo I-B e I-C no. Le supernove di Tipo I-B esibiscono evidenti linee dell’elio neutro, contrariamente a quelle Tipo I-C. Le curve di luce sono simili, sebbene quelle di tipo Ia siano più luminose al loro picco. In ogni caso, la curva di luce non viene considerata un fattore importante nella classificazione delle supernove di tipo I.

Un piccolo numero di supernove di Tipo I-A mostrano caratteristiche non comuni come luminosità differenti da quelle delle altre supernove della loro classe o curve di luce allungate. Di solito ci si riferisce a queste supernove collegandole al primo esemplare che ha manifestato delle anomalie. Per esempio, la supernova SN 2008ha, meno luminosa del normale, è classificata come di tipo SN 2002cx, dato che quest’ultima supernova è stata la prima, fra quelle osservate, a presentare queste caratteristiche.

Tipo II

Anche le supernove di Tipo II possono essere suddivise in ragione dei loro spettri. La maggior parte di esse, infatti, mostra linee di emissione dell’idrogeno molto allargate, indicanti velocità di espansione molto elevate, dell’ordine di migliaia di chilometri al secondo; alcune, invece, come SN 2005gl, possiedono spettri aventi linee dell’idrogeno sottili e vengono chiamate supernove di Tipo IIn, dove n abbrevia la parola inglese narrow, che significa “stretto”.

Quelle che hanno linee dell’idrogeno allargate sono a loro volta suddivise sulla base della loro curva di luce. Quelle di tipo più comune hanno un caratteristico appiattimento della curva, poco dopo il picco; ciò sta a indicare che la loro luminosità resta quasi invariata per alcuni mesi prima di declinare definitivamente. Queste supernove sono designate con la sigla II-P, dove P abbrevia la parola plateau, che significa “altopiano”. Meno comunemente le supernove con linee dell’idrogeno allargate mostrano un costante declino della luminosità dopo il picco. Esse sono designate con la sigla II-L, dove L abbrevia la parola linear, sebbene la curva di luce non sia in realtà una linea retta.

Alcune supernove, non riconducibili a nessuna delle classi precedenti, vengono designate con la sigla pec, abbreviazione di peculiar, che significa “strano”, “insolito”.

Modelli scientifici

La nomenclatura descritta sopra ha carattere solo tassonomico e descrive solo proprietà della luce emessa dalle supernove, non le loro cause. Ad esempio, le supernove di tipo I hanno progenitori differenti: quelle di tipo Ia sono prodotte dall’accrescimento di materiale su una nana bianca, mentre quelle di tipo Ib/c sono prodotte dal collasso del nucleo di massicce stelle di Wolf-Rayet. I paragrafi seguenti descrivono i modelli scientifici delle più plausibili cause di una supernova.

Runway termico

Una nana bianca può ricevere materiale da una compagna mediante accrescimento o mediante fusione delle due componenti. La quantità di materiale ricevuto può essere tale da innalzare la temperatura del suo nucleo fino al punto di fusione del carbonio. A questo punto si innesca un runway termico che disgrega completamente la nana bianca. Nella maggior parte dei casi il processo avviene mediante il lento accrescimento della nana bianca da parte di materiale costituito per lo più da idrogeno e in minima parte da elio.

Siccome il punto di fusione è raggiunto da stelle aventi una massa quasi identica e una composizione chimica molto simile, le supernove di tipo Ia hanno proprietà molto simili e vengono utilizzate come candele standard per misurare distanze intergalattiche. È tuttavia spesso richiesto un qualche tipo di correzione che tenga conto delle anomalie nello spettro dovute al grande spostamento verso il rosso delle supernove più distanti o delle piccole variazioni di luminosità identificabili dalla forma della curva di luce o dallo spettro.

Tipo Ia standard

Formazione di supernova di Tipo I-A
Formazione di supernova di Tipo I-A

Ci sono diversi modi in cui una supernova di questo tipo può formarsi, ma essi condividono il medesimo meccanismo di base. Se una nana bianca al carbonio-ossigeno accresce sufficiente materiale da raggiungere il limite di Chandrasekhar di 1,44 M, così da non essere più in grado mantenere il suo equilibrio termodinamico mediante la pressione degli elettroni degenerati, essa comincerà a collassare. Tuttavia le teorie attuali sostengono che in realtà il limite non viene mai raggiunto nei casi standard: il nucleo, infatti, giunge a condizioni di temperatura e densità sufficienti a innescare la detonazione del carbonio quando viene raggiunto il 99% del limite di Chandrasekhar e pertanto prima che il collasso abbia inizio.

Il modello per la formazione di questa categoria di supernove prevede un sistema binario stretto in cui la più la massiccia delle due componenti si sia evoluta fuoriuscendo dalla sequenza principale e diventando una gigante. Ciò comporta che le due stelle condividano lo stesso inviluppo di gas, con un conseguente decadimento dell’orbita. La stella gigante perde a questo punto la maggior parte dei suoi strati superficiali, il che lascia scoperto il suo nucleo, composto principalmente di carbonio e ossigeno.

La stella si è così trasformata in una nana bianca. L’altra stella in un secondo momento evolve anch’essa diventando a sua volta una stella gigante. Data la vicinanza fra le due componenti, parte del gas della gigante viene trasferito alla nana bianca, incrementando la sua massa. Sebbene questo modello generale sia ampiamente accettato, i dettagli esatti circa l’innesco del carbonio e circa gli elementi pesanti prodotti nell’esplosione non sono ancora chiari.

Tipo Ia non standard

Un altro modello per la formazione delle supernove di Tipo Ia è costituito dalla fusione di due nane bianche, la cui massa combinata supera il limite di Chandrasekhar. Le esplosioni prodotte da questo meccanismo di formazione sono molto differenti fra loro e in alcuni casi esso non conduce nemmeno alla formazione di una supernova, ma si assume che, quando una supernova viene prodotta, essa sia meno luminosa ma abbia una curva di luce più allungata rispetto alle supernove di Tipo Ia causate dal meccanismo standard.

Supernove di Tipo Ia eccezionalmente luminose possono verificarsi quando la nana bianca ha una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Quando ciò si verifica l’esplosione è asimmetrica ma il materiale espulso ha una energia cinetica minore.

Non esiste alcuna classificazione formale per le supernove di Tipo Ia non standard.

Collasso del nucleo

Schema degli "strati a cipolla" di una stella massiccia nelle ultime fasi di vita
Schema degli “strati a cipolla” di una stella massiccia nelle ultime fasi di vita. (Non in scala)

Le stelle aventi una massa iniziale almeno nove volte quella del Sole evolvono in modo complesso, fondendo progressivamente elementi sempre più pesanti a temperature sempre più elevate nei loro nuclei. La stella sviluppa una serie di gusci sovrapposti diventando simile a una cipolla, dove gli elementi più pesanti si accumulano negli strati più interni. Il nucleo interno di queste stelle può collassare quando i processi di fusione nucleare diventano insufficienti a compensare la forza di gravità: questa è la causa di tutti i tipi di supernova eccetto quello Ia.

Il collasso può causare la violenta espulsione degli strati superficiali della stella e quindi innescare una supernova oppure il rilascio di energia potenziale gravitazionale può essere insufficiente e la stella può diventare una stella di neutroni o un buco nero con modesto irraggiamento di energia.

Il nucleo

Il collasso del nucleo può avvenire attraverso meccanismi differenti: superamento del limite di Chandrasekhar, cattura elettronica, instabilità di coppia o fotodisintegrazione. Quando una stella massiccia arriva a sintetizzare un nucleo di ferro con massa superiore al limite di Chandrasekhar, la pressione degli elettroni degeneri non è più in grado di contrastare la forza di gravità e il nucleo collassa in una stella di neutroni o in un buco nero.

La cattura di un elettrone da parte del magnesio in un nucleo degenere composto da ossigeno, neon e magnesio causa un collasso gravitazionale con conseguente fusione dell’ossigeno e risultati finali simili. La produzione di coppia di un elettrone e un positrone in seguito alle collisioni tra i nuclei atomici e i raggi gamma determina una riduzione della pressione termica all’interno del nucleo con conseguente caduta di pressione e parziale collasso seguito dall’innesco di un imponente runway termonucleare che smembra completamente la stella. Un nucleo stellare sufficientemente massiccio e caldo può generare raggi gamma talmente energetici da innescare processi di fotodisintegrazione, cioè la scomposizione di nuclei atomici pesanti in nuclei più leggeri, con conseguente collasso della stella.

Collassamento del nucleo

Il grafico illustra i diversi destini finali delle stelle massicce in funzione della loro massa iniziale (in ascissa) e della loro metallicità
Il grafico illustra i diversi destini finali delle stelle massicce in funzione della loro massa iniziale (in ascissa) e della loro metallicità (in ordinata). La linea rossa separa le condizioni in cui la stella mantiene un guscio di idrogeno da quelle in cui esso viene completamente perduto. La regione in cui le stelle formano direttamente un buco nero è interrotta dalla striscia delle supernove a instabilità di coppia, che non lasciano alcun residuo. Le stelle con massa inferiore a ~9 M☉, nella parte sinistra del grafico, non collassano, ma formano nane bianche

Le modalità con cui il nucleo collassa, il tipo di supernova prodotto e la natura del resto di supernova dipendono essenzialmente da due fattori: la massa iniziale della stella e la sua metallicità. Quest’ultima determina infatti la perdita di massa che la stella subirà durante la sua esistenza a causa del vento stellare: le stelle a bassa metallicità subiscono minori perdite di massa e quindi hanno nuclei di elio e inviluppi di idrogeno più massicci al termine della loro esistenza. Si ritiene che le stelle aventi una massa iniziale inferiore a ~9 M non abbiano massa sufficiente perché il loro nucleo collassi al termine della loro esistenza e quindi sono destinate a diventare delle nane bianche.

Le stelle aventi una massa iniziale di ~9-10 M sviluppano un nucleo degenere di ossigeno e neon, che può o collassare in una stella di neutroni per cattura elettronica o diventare una nana bianca all’ossigeno-neon-magnesio. Sopra le 10 M iniziali il collasso del nucleo è invece l’unica alternativa. Gli esiti possibili di questo collasso sono tre: o una stella di neutroni o una stella di neutroni seguita da un buco nero o, direttamente, un buco nero.

Effetti sulla Terra

Quale di queste possibilità si realizza è determinato dalla massa della stella al termine della sua esistenza: quanto più massiccia era inizialmente la stella e quanto meno massa ha perduto nel corso della sua evoluzione, tanto più massiccia essa sarà al termine della sua esistenza. Le stelle aventi una grande massa al momento del collasso formeranno direttamente un buco nero, mentre quelle aventi minore massa lo formeranno solo dopo essere passate per lo stadio di stelle di neutroni, fino a giungere alle stelle che non producono affatto un buco nero, ma solo una stella di neutroni.

Quelle aventi una massa compresa fra 25 e 40 M danno vita a buchi neri solo dopo essere diventate stelle di neutroni, mentre quelle con massa compresa fra 40 e 140 M collassano direttamente in buchi neri.

Quanto più la metallicità iniziale è elevata, tanto più la stella perde massa nel corso della sua esistenza. A metallicità più elevate essa non svilupperà un nucleo sufficientemente massiccio da produrre instabilità di coppia, ma collasserà in un buco nero. A metallicità di poco inferiori a quella del Sole, essa produrrà un buco nero solo dopo essere passata per lo stadio di stella di neutroni. Infine a metallicità superiori a quella del Sole perderà un quantitativo di massa sufficiente da non produrre più un buco nero, ma da collassare in un stella di neutroni.

Tipi di supernove

Core_collapse_scenario
All’interno di una stella massiccia ed evoluta, (a) la fusione all’interno dei vari strati a forma di cipolla dà origine a un nucleo di ferro (b) che, quando raggiunge il limite di Chandrasekhar, inizia a collassare. La parte più interna del nucleo è compressa in una nascente stella di neutroni, (c) causando un’onda d’urto di “rimbalzo” (d) che si propaga verso l’esterno (rosso). Lo shock inizia ad arrestarsi (e), ma è rinvigorito dalla propagazione dei neutrini provenienti dalla caldissima stella di neutroni centrale. Il materiale circostante è espulso (f), lasciando solo il nucleo degenerato

Quando nel nucleo di una stella massiccia la forza di gravità non è controbilanciata in modo sufficiente, esso collassa su se stesso. Ciò innalza rapidamente la temperatura e la densità del nucleo producendo fenomeni di fotodisintegrazione, decadimento beta e cattura elettronica, che causano un rilascio di ingenti quantità di neutrini elettronici. Tuttavia, quando la densità diventa molto elevata, l’emissione di neutrini si interrompe, perché questi rimangono intrappolati nel nucleo. Quando il nucleo interno raggiunge il diametro di circa 30 km e una densità paragonabile a quella dei nuclei atomici, i neutroni degenerati cercano di fermare il collasso.

Se la massa del nucleo di elio è superiore a 15 M la pressione dei neutroni degenerati è insufficiente a fermare il collasso e si forma direttamente un buco nero senza alcuna esplosione di una supernova. Tuttavia, in alcuni casi, la materia della stella che non ha partecipato alla formazione del buco nero continua a precipitare attratta da esso e (nel caso in cui la stella progenitrice abbia posseduto una grande velocità di rotazione) inizia a ruotargli attorno turbinosamente andando a costituire un disco di accrescimento di elevata densità.

Gamma ray burst

Quando il materiale del disco cade nel buco nero si originano due getti lungo l’asse di rotazione (direzione di densità minore), verso i poli della stella ad una velocità prossima a quella della luce, originando un’onda d’urto relativistica. Se la stella non è avvolta da una spessa nuvola di idrogeno diffuso, questo materiale erutta dalla superficie stellare. Una volta raggiunta la superficie, l’onda d’urto erompe nello spazio, dove la maggior parte della sua energia è rilasciata nella forma di raggi gamma. Questo meccanismo è probabilmente all’origine dei gamma ray burst.

Asimmetria

Gli scienziati si sono lungamente interrogati sulle ragioni per cui l’oggetto compatto che rimane come resto di una supernova di Tipo II è spesso accelerato ad alte velocità. Si è osservato che le stelle di neutroni hanno spesso alte velocità e si presume che anche molti buchi neri le abbiano, sebbene sia difficile osservarli in isolamento. La spinta iniziale deve essere notevole dato che essa accelera un oggetto avente una massa superiore a quella del Sole a una velocità superiore a 500 km/s. Una simile spinta deve essere provocata da una asimmetria nell’esplosione, ma l’esatto meccanismo per cui la quantità di moto viene trasferita all’oggetto compatto non è chiaro. Due delle spiegazioni proposte sono l’esistenza di meccanismi di convezione nella stella che sta per collassare e la produzione di getti durante la formazione della stella di neutroni o del buco nero.

Secondo la prima spiegazione nelle ultime fasi della sua esistenza la stella sviluppa meccanismi di convezione su larga scala negli strati superiori al nucleo. Essi possono causare una distribuzione asimmetrica delle abbondanze di elementi che si traduce in una ineguale produzione di energia durante il collasso e l’esplosione.

Un’altra possibile spiegazione è l’accrescimento di gas intorno alla stella di neutroni appena formata, da cui si dipartono getti ad altissima velocità e che accelerano la stella in direzione opposta. Tali getti potrebbero anche giocare un ruolo nelle prime fasi dell’esplosione stessa.

Asimmetrie iniziali sono state osservate anche nelle prime fasi di supernove di Tipo Ia. Ne segue che la luminosità di questo tipo di supernove dovrebbe dipendere dall’angolo dal quale vengono osservate. Tuttavia, l’esplosione diventa simmetrica con il passaggio del tempo e le asimmetrie iniziali possono essere rilevate misurando la polarizzazione della luce emessa.

Effetti sull’ambiente interstellare

Le supernove ricoprono un ruolo chiave nella sintesi di elementi chimici più pesanti dell’ossigeno. Gli elementi più leggeri del ferro-56 sono prodotti dalla fusione nucleare, mentre quelli più pesanti del ferro-56 sono prodotti tramite nucleosintesi durante l’esplosione della supernova. Anche se non tutti concordano con questa affermazione, le supernove sono probabilmente i luoghi in cui avviene il processo R, un tipo molto rapido di nucleosintesi che avviene in condizioni di alta temperatura e alta densità neutronica. Le reazioni producono nuclei atomici molto instabili e ricchi di neutroni, che decadono rapidamente per decadimento beta.

L’altro processo che produce elementi più pesanti del ferro è il processo S, che avviene nelle giganti rosse e che arriva a sintetizzare elementi fino al piombo in tempi considerevolmente più lunghi di quelli impiegati dal processo R.

Ruolo nell’evoluzione stellare

Un resto di supernova consiste in un oggetto compatto e in un guscio di materiale in rapida espansione. Inizialmente, questa nube, espandendosi, trascina con sé il mezzo interstellare circostante. Dopo circa duecento anni, il guscio va gradualmente incontro a una fase di espansione adiabatica. Si raffredda e si mischia con il mezzo interstellare circostante in un periodo di circa 10.000 anni.

Il Big Bang ha causato la formazione di idrogeno, elio e tracce di litio; gli altri elementi sono sintetizzati nelle stelle e nelle supernove. Queste ultime arricchiscono il mezzo interstellare di metalli che contaminano le nubi molecolari, dove nuove stelle vengono formate. Ogni generazione stellare ha una composizione leggermente differente. Le supernove sono il meccanismo principale per la diffusione di elementi pesanti prodotti per mezzo dei processi di fusione nucleare. Le differenti abbondanze di elementi nel materiale che forma le stelle influiscono in modo rilevante sull’evoluzione stellare e hanno una importanza decisiva per le possibilità di formazione di pianeti orbitanti intorno ad esse.

Energia cinetica

L’energia cinetica di un resto di supernova in espansione può dare il via a processi di formazione stellare dovuti alla compressione di dense nubi molecolari vicine. Tuttavia l’aumento della turbolenza può anche impedire la formazione di una stella se la nube è incapace di disperdere l’energia cinetica in eccesso.

La presenza nel sistema solare di prodotti di isotopi radioattivi aventi una breve emivita mostra che una supernova vicina ne ha determinato la composizione chimica circa 4,5 miliardi di anni fa e che può perfino avere dato l’avvio alla formazione del sistema stesso. La produzione di elementi pesanti da parte di questa supernova ha reso possibili i processi biochimici alla base della vita sulla Terra.

Effetti sulla Terra

Una supernova vicina alla Terra (in inglese near-Earth supernova) è una supernova abbastanza vicina alla Terra da avere effetti notevoli sulla biosfera. Supernove particolarmente energetiche possono rientrare in questa categoria anche se distanti fino a 3000 anni luce.

Si pensa che ciò sia accaduto in coincidenza della estinzione dell’Ordoviciano-Siluriano, avvenuta circa 450 milioni di anni fa che causò la morte di circa il 60% degli organismi viventi sulla Terra. Si è ipotizzato che tracce di supernove passate potessero essere rilevate sulla Terra mediante la ricerca di determinati isotopi negli strati rocciosi. In particolare la presenza di ferro-60, riscontrabile nelle rocce dei fondali dell’Oceano Pacifico sarebbe riconducibile a questi eventi. Nel 2009 un elevato livello di ioni nitrati fu rilevato a una certa profondità nei ghiacci antartici in corrispondenza delle supernove del 1006 e 1054. I raggi gamma provenienti da queste supernove possono avere prodotto ossidi di azoto che sono rimasti intrappolati nei ghiacci.

Le supernove di Tipo Ia sono considerate quelle potenzialmente più pericolose per la Terra, poiché derivano da deboli nane bianche, esse possono prodursi in modo impredicibile in sistemi stellari poco studiati. È stata avanzata l’ipotesi che supernove di questo tipo devono essere distanti non più di 3300 anni luce per avere effetti sulla Terra. Una supernova di Tipo II dovrebbe avere una distanza minore di 26 anni luce dalla Terra per distruggerne metà dello strato di ozono.

Supernove lontane di particolare rilievo

  • Astronomi della università di Santa Cruz hanno osservato l’antico bagliore di una rara supernova superluminosa (SLSN) , tra le più lontane mai scoperte.
  • iPTF14hls è una supernova esplosa più volte nei tre anni di osservazione, dal 2015 al 2017. È situata in una galassia nana distante circa 509 milioni di anni luce nella costellazione dell’Orsa Maggiore.
  • SN2016gkg è una supernova normale di tipo IIb scoperta in NGC 613 il 20 settembre 2016 dall’astronomo (dilettante) argentino Victor Buso intorno alle 05.37 (UT).
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