Gutta cavat lapidem (La goccia scava la pietra)

Le supernovae

Lo spazio, luogo della tranquillità per eccellenza. 
Luogo dove comete dalle splendenti code si rincorrono per tutto il tempo popolato da splendide nebulose, immense galassie e da un numero di stelle al di sopra della nostra più fantasiosa immaginazione. 
Luogo del silenzio più assoluto che si possa immaginare. 
Eppure lo spazio è popolato anche da oggetti mostruosi, che neanche i nostri peggiori incubi possono concepire e da eventi così spettacolari e immensi che sono difficili da descrivere. Questi ultimi sono le esplosioni stellari, le supernovae. 
Eventi così grandi e potenti che sono secondi solo al “grande botto” che ha generato tutte le cose che possiamo ammirare nei nostri telescopi: il Big Bang. 
La vita delle stelle, come quella di tutto l’Universo, non è eterna. Prima o poi arriva un momento della loro lunga esistenza nel quale, ormai vecchia e indebolita, la stella perde l’energia che la tiene in vita e si avvia verso una lunga e mostruosa fine. 

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Un po’ di storia 

Gli avvenimenti che portano alla morte di una stella furono osservati fin dai tempi più remoti, quando ancora non si poteva disporre dei magnifici occhi spaziali che ci permettono di avventurarci nelle profondità e nei misteri del cosmo i telescopi. 
Si racconta che nel luglio dell’anno 1054 alcuni astronomi cinesi osservarono nella costellazione del Toro una stella di inaudita luminosità, così splendente che nei primi 23 giorni dopo l’apparizione poteva essere scorta perfettamente anche a mezzogiorno. Era di uno strano colore rossastro, molto più luminosa di Venere. Rimase pienamente visibile addirittura per alcuni anni. Però, dopo questo tempo, la misteriosa stella scomparve nella notte, come se si fosse nascosta a quegli attenti osservatori del cosmo quali erano i cinesi. 
Un altro evento di portata immane venne osservato dal famoso astronomo danese Tycho Brahe nel 1572. La sua descrizione dell’evento assomigliava in tutto e per tutto alla misteriosa stella che illuminò i cieli della Cina mezzo millennio prima. 
L’astronomo danese era convinto di aver assistito alla nascita di una stella, quindi chiamò questi eventi così spettacolari “Novae”, cioè stelle nuove. Ma davvero i due astronomi così lontani nel tempo avevano assistito alla nascita di due stelle? Oppure avevano osservato un evento ben più “catastrofico”? 
Ebbene, i cinesi e Tycho Brahe non avevano assistito alla meravigliosa nascita di una stella, bensì alla ben più “mostruosa” morte dell’astro. Tolomeo sosteneva che le stelle fossero immobili e immutabili nel tempo e invece come mostrano chiaramente questi eventi aveva preso l’ennesimo “granchio”

Infatti dopo un periodo di vita che a noi può sembrare enorme e che neanche il miglior “elisir di giovinezza” ci potrà mai far sfiorare (miliardi di anni) anche le stelle, così maestose e apparentemente immortali, devono affrontare la morte in un modo particolarmente “insolito” e spettacolare…

Però prima di spiegare vita, morte e miracoli di una stella dobbiamo capire come esse si formano… 

 

Data Costellazione Mag. Durata Testimonianze
185 Centauro -8 20 mesi C
386 Sagittario ? 3 mesi C
393 Scorpione -1 8 mesi C
1006 Lupo -9 molti mesi ACGE
1054 Toro -5 22 mesi ACKG
1181 Cassiopea 0 6 mesi CG
1408 Cigno -3 indefinita CG
1572 Cassiopea -4 18 mesi CKE
1604 Ofiuco -3 12 mesi CKE
1670 Cassiopea ? ? ?

Tabella 1: Le Supernove del passato. Non si ha alcuna segnalazione della Supernova del 1670. 
Mag.= magnitudine apparente; Testimonianze= A: Armeni; C: Cinesi; G: Giapponesi; E: Europei; K: Coreani

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 Fisica stellare 

Le stelle che ora vediamo splendere nelle buie notti in realtà sono nate miliardi di anni fa. Le mostruose palle di fuoco alla cui categoria appartiene anche il Sole si formano dalle nubi di gas e polveri. Queste non sono altro che le nebulose, vere e proprie “fornaci di stelle”; in queste immense concentrazioni di gas si iniziano a formare delle zone in cui la presenza di materia è più elevata. Qui la densità e la temperatura iniziano ad aumentare nel nucleo. 
A questo punto l’attrazione gravitazionale esercitata dalla stessa polvere spaziale e dai gas fa sì che si inizi a formare un nucleo compatto. E’ nata quella che si definisce la protostella, cioè un’aspirante stella. Essa attira verso di sé altro materiale cosmico, che inizia a collassare verso il centro. Più è piccola la stella e meno velocemente si avrà questa ricaduta verso il nucleo perché la pressione interna si formerà quasi immediatamente, rallentando il collasso. 
E’ proprio questo “spostamento verso il centro” che produce l’energia necessaria alla stella per “accendersi”, cioè per innescare le prime reazioni termonucleari. Infatti il calore di un qualunque oggetto (anche di uno stagno d’acqua) è dato semplicemente dalla velocità con la quale si muovono gli atomi che lo compongono. 
Questo processo eleva la temperatura fino a 10 milioni di gradi centigradi, causando l’innesco della fusione dell’idrogeno. A questo punto la stella è entrata nella “fase zero”, cioè ha iniziato la sua vita vera e propria. Da questo punto in poi una stella come il nostro Sole ogni secondo trasformerà 560 milioni di tonnellate di idrogeno in elio, producendo così un’immane quantità di energia. 

Una volta che la stella si sarà accesa la sua vita avrà una durata molto variabile. E’ bene ricordare che la durata di una stella si può calcolare dalla sua massa. Più una stella è grande e più velocemente utilizzerà il suo combustibile per le fusioni nucleari e quindi prima si spegnerà, magari in un bel “botto stellare”… 
Prima di addentrarci nei meandri dell’evoluzione stellare per spiegare gli eventi che portano a queste super esplosioni, diamo qualche curiosità sulle supernove. 
Vi ricordate della supernova osservata sui cieli della Cina? In realtà l’esplosione di quella supernova non avvenne nel 1054, ma innumerevoli anni prima. Essendo la stella che ha generato l’esplosione lontana da noi molti anni luce, la sua immagine ha impiegato parecchie migliaia di anni per raggiungerci (che mira!)!!! Quindi noi possiamo effettivamente raccontare di aver visto il passato di una supernova! Mettiamo il caso che una supernova esploda a, che so, 10 anni luce da noi. Ci metteremmo proprio 10 anni ad accorgerci dell’evento mostruoso che è avvenuto proprio “sopra le nostre teste”!!! Questo è lo stesso discorso della luce del sole! Ma, come vedremo in seguito, del “botto” non ci arriverà solo la luce, ma anche qualcosa di molto più pericoloso e misterioso, quasi invisibile! 
Un’altra curiosità, ancora più spettacolare… 

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Nebulose e Pulsar 

Sapete che la supernova del 1054 non è semplicemente “apparsa e sparita”, ma ci ha lasciato un regalo prezioso, molto più spettacolare dell’esplosione? 
Di questo “dono stellare” se ne accorse anche Messier (autore settecentesco del più famoso catalogo degli oggetti celesti) che inserì al primo posto della sua opera una piccola e “strana” nebulosa nella costellazione del Toro, variegata da bellissimi colori e con una struttura simile al corallo. Da quel momento in poi tale oggetto celeste è stato chiamato M1 o Nebulosa del Granchio (Crab Nebula). 
Come potete vedere nell’immagine a lato, queste esplosioni stellari non portano solo distruzione, ma anche dei magnifici spettacoli. Ma la Crab Nebula a quei tempi nascondeva ancora un oscuro quanto affascinante mistero. Infatti nel 1967 i radioastronomi di Cambridge scoprirono un avvenimento davvero insolito nel bel mezzo della nebulosa, dove cioè si trovava la supernova. Da quel punto esatto giungevano ai loro potenti radiotelescopi degli impulsi a intervalli regolarissimi. Ed era preciso come un orologio svizzero! Né un centesimo di secondo in più, né uno in meno. Ora, chi ha visto dei film come “Contact” penserà immediatamente ad un messaggio artificiale spedito da chissà quale remota galassia. Ed è proprio questo che spinse i radioastronomi del tempo a chiamare quei lampi di onde radio “Little green men” (piccoli omini verdi). Dato che questi impulsi erano quasi come le pulsazioni del sangue, sempre precise, i piccoli omini verdi vennero chiamati Pulsar
Lasciati da parte i sogni di un possibile contatto con altre civiltà aliene, vennero identificate due tipologie di corpi celesti che potevano generare un flusso così regolare di onde radio: le Nane bianche e le Stelle di neutroni. Le prime sono i residui di una stella come il Sole, mentre le seconde sono i residui di una supernova. 
La seconda ipotesi era esatta. Infatti pochi anni dopo un astronomo di nome Baade, trovò con l’ausilio di una foto due stelline vicino al centro di espansione della nebulosa, cioè dove si era calcolato che dovesse trovarsi la supernova. Una di queste presentava uno spettro anomalo che emetteva circa 30 lampi di luce al secondo; ogni lampo è 150 volte più luminoso del nostro Sole. E così la stella di neutroni venne “accusata” di generare i lampi nella frequenza radio. Si è trattato di un altro grande passo avanti per l’astrofisica che, fino ad allora, aveva solo ipotizzato l’esistenza di questi resti di supernova. 

 

Fig. 2: Le variazioni di luminosità della Pulsar presente all’interno della Nebulosa del Granchio. L’intero processo dura 33 millesimi di secondo. Nella sequenza di immagini in alto, la pulsar si trova all’interno del cerchietto rosso. 

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Perché le stelle esplodono? 

Dopo aver capito come nascono, dobbiamo finalmente addentrarci nella domanda “Perché alcune stelle alla fine della loro vita esplodono?”. 
La differenza sta nella massa delle stelle; per poter esplodere violentemente, una stella morente deve essere molto grande (più del Sole!); solo così si potranno innescare i processi che porteranno l’astro ad una fine così violenta. 
Ecco cosa succede: una volta che la protostella è finalmente riuscita a innescare i meccanismi di fusione dell’idrogeno si dice che la stella è entrata nella fase principale. Una volta che la stella si è accesa non muterà il suo aspetto per un periodo di tempo lunghissimo! 
Immaginiamo ora di vedere la stessa stella dopo 9-10 miliardi di anni. La stella sarà ancora lì (sembrerebbe che non sia cambiata affatto!). Eppure nel suo nucleo, l’idrogeno del quale era stata dotata fin dalla sua nascita si sta lentamente esaurendo. Lo stato in cui si trovano le stelle nella loro fase principale si chiama “equilibrio idrostatico”; questo vuol dire che l’attrazione gravitazionale che tende a far collassare la stella è perfettamente in equilibrio con la pressione interna generata dalle reazioni nucleari. Basterebbe una piccola asimmetria per segnare la vita della stella.
Durante la loro vita, le stelle rimangono accese per mezzo delle fusioni nucleari; queste producono nuclei atomici via via più pesanti. Infatti le stelle più massicce bruciano idrogeno producendo atomi di elio solo per pochi milioni di anni; superata tale soglia iniziano a contrarsi perché, finito l’idrogeno, il nucleo non ha abbastanza energia (o meglio pressione interna) per compensare la forza di gravità che tende a far collassare la stella. Questo fin quando la temperatura del nucleo non è abbastanza elevata per innescare la fusione dei nuclei di elio in carbonio. A questo punto lo strato periferico della stella ancora composto da atomi di idrogeno, a causa dell’altissima temperatura, si dilata enormemente e la stella diventa una Gigante Rossa. Questo processo continua inesorabilmente con la fusione del carbonio in ossigeno, magnesio, neon e via dicendo (cioè nello stesso ordine della tavola periodica degli elementi), chiaramente sempre a temperature maggiori. 

Gli atomi più leggeri sono disposti verso l’esterno della stella, mentre quelli più pesanti vicino al nucleo. Questo processo però non continua fino alla produzione dell’uranio (che è il materiale più pesante che esista in natura); infatti si ferma a circa metà strada con la produzione di atomi di ferro. Mentre gli atomi più leggeri producono incessantemente energia, gli atomi dal ferro in poi ne richiedono una quantità uguale a quella prodotta con la loro fusione; quando il nucleo della stella gigante è composto esclusivamente da atomi di ferro le reazioni nucleari cessano. Ciò fa sì che l’equilibrio idrostatico venga messo a dura prova perché la pressione interna cala in modo impressionante, quindi il peso, in una frazione di secondo, fa collassare la stella. Al centro della stella quindi si arriva ad un incredibile accumlo di energia; tutta la massa della stella viene racchiusa in una sfera di circa 30 Km di diametro, con una densità di 200.000 miliardi di g/cm3. 

La temperatura nel nucleo raggiunge la bellezza di 50 miliardi di gradi centigradi! A questa temperature si innesca la fusione di altri elementi ancora più pesanti. Ma tutto ciò avviene in modo incredibilmente violento e improvviso. Ecco quindi che la stella esplode con una potenza enorme, liberando in un solo istante più energia di quanta ne abbia prodotta in tutta la sua esistenza il nostro Sole! Solo un miliardo di miliardi di centrali nucleari potrebbero competere con una supernova!

Si ritiene che in una galassia ci sia una supernova, cioè l’esplosione catastrofica di una stella di grande massa, circa due volte in un secolo. L’ultima supernova nella nostra galassia visibile dalla Terra fu osservata nel 1604, cinque anni prima che il telescopio cominciasse a scrutare il cielo. Siccome però con i grossi telescopi si riescono a vedere dalla Terra migliaia di galassie, in media ci si aspetta di osservare una supernova ogni pochi mesi. Ci sono così astronomi in osservatori di tutto il mondo che scrutano il cielo attenti alla comparsa di tali esplosioni stellari nelle galassie lontane, esplosioni che per alcune settimane possono superare in luminosità tutti gli altri miliardi di stelle della galassia alla quale appartengono. 
La prima, e anche la più luminosa supernova osservata in una galassia esterna, fu visibile a cominciare dal 1885. Nell’agosto di quell’anno apparve improvvisamente una nuova stella nella zona centrale della galassia vicina alla nostra, la Grande Nebulosa in Andromeda. La stella aumentò rapidamente la propria luminosità fino a che raggiunse la settima grandezza. A quel tempo non si sapeva ancora se la Nebulosa di Andromeda e le altre nebulose simili fossero oggetti appartenenti alla nostra galassia o sistemi di stelle al di fuori di essa. Le nove ordinarie, esplosioni stellari abbastanza comuni nelle quali una stella aumenta la propria luminosità di un fattore che può essere 10.000, erano ben note nel 1885, per cui si suppose che la nuova stella nella Nebulosa di Andromeda fosse una nova ordinaria e in base a ciò si dedusse una stima della distanza della nebulosa, la quale veniva così a porsi decisamente entro i confini della nostra galassia. 

Il lavoro del 1920 di Edwin P. Hubble sulle stelle variabili nella Nebulosa di Andromeda e in altre nebulose a spirale dimostrò che tali sistemi sono a grande distanza dalla nostra galassia: solo allora si riconobbe la vera natura delle nuove stelle osservate in quei sistemi. Una volta scoperto che la distanza della Nebulosa di Andromeda non era solo dell’ordine delle migliaia di anni luce, ma dell’ordine delle centinaia di migliaia, fu evidente la straordinaria luminosità della supernova del 1885: essa era arrivata a essere non 10.000 volte più luminosa di una stella ordinaria, ma addirittura 10 miliardi di volte. 
Queste meraviglie del cielo sono oggetto di attento studio sin dagli anni Trenta, quando Fritz Zwicky all’osservatorio di Monte Wilson cominciò a classificarle, dividendole in due gruppi distinti. Le più comuni, che sono dette di Tipo I, possono raggiungere una magnitudine assoluta di -18 o -19 e poi decadono abbastanza velocemente dopo l’esplosione. Se una di esse dovesse comparire alla distanza di Vega, uguaglierebbe la luminosità di un centinaio di Lune Piene. Le supernove di Tipo I presentano spettri particolari, la cui caratteristica fondamentale è la totale assenza delle righe dell’idrogeno. Le velocità di espansione dei resti nebulari si misurano dalle righe P Cygni e toccano i 10.000 Km/s, il 3% della velocità della luce. Gli eventi di Tipo II, di circa due magnitudini più deboli, in genere mostrano un plateau nella loro curva di luce, cioè si stabilizzano per qualche tempo su luminosità costanti, e inoltre presentano le righe dell’idrogeno; le velocità di espansione sono circa la metà di quelle delle supernove di Tipo I. 
Le regioni d’origine dei due tipi di supernove sono differenti. Gli eventi di Tipo I si producono nei dischi galattici, dove risiede la maggioranza delle stelle, ma anche nelle galassie ellittiche e nei rigonfiamenti centrali o negli aloni di quelle spirali, il che fa pensare che li si debba attribuire a stelle di piccola massa. Invece le esplosioni di Tipo II restano confinate ai dischi galattici e ai bracci delle galassie spirali, i soli posti in cui si trovano stelle molto massicce. Se consideriamo i fenomeni più in dettaglio, ci troviamo nella necessità di aggiungere alla classificazione nuovi tipi e sottotipi. La suddivisione più importante è quella che riguarda il Tipo I, che si scinde nel Ia, la classe originariamente definita da Zwicky, e nel Ib, nel quale rientrano le supernove che, pur verificandosi nei bracci galattici, tuttavia non presentano nei loro spettri le righe dell’idrogeno. 
Il lavoro di una generazione di astronomi e di fisici, ha finalmente consentito di comprendere in che modo detonano queste bombe stellari. L’esplosione di Tipo II è la fine naturale di una stella massiccia. Con il procedere delle reazioni nucleari, i nuclei atomici delle regioni centrali della stella sono sempre più compressi tra loro. Ciascuno stadio successivo della fusione nucleare può fornire una quantità di energia sempre minore, e di conseguenza dura per un tempo sempre più breve. Occorre circa un milione di anni perché l’elio di una supergigante rossa di 20 masse solari fonda in carbonio, e meno di 100.000 anni perché si concluda la fusione del carbonio in neon e magnesio. Quando anche il carbonio finisce, il nucleo riprende a contrarsi e si riscalda fino a che inizia a fondere anche l’ossigeno, che si trasforma in silicio e zolfo: questa fase dura meno di 20 anni! A questo punto, nel corso di una sola settimana, il silicio si trasforma in ferro. La temperatura supera 3 x 109 K e ora le reazioni generano energia sotto forma più di neutrini che di fotoni. L’interno della supergigante è strutturato a gusci, come una cipolla, poiché ciascuno stadio della fusione nucleare si sposta all’infuori in gusci successivi che circondano un nucleo di ferro di circa 1,4 masse solari. 
Fra tutti i nuclei atomici, quello del ferro è il più stabilmente legato. Non si può ottenere energia dalla sua fusione. Quando la fase della fusione del silicio giunge alla fine, il nucleo, che ha circa le dimensioni della Terra, si trova nei pressi del limite di Chandrasekhar e per breve tempo viene sostenuto dagli elettroni degeneri. A questo punto, i nuclei di ferro subiscono il primo attacco. La densità è così elevata che gli elettroni incominciano a combinarsi con essi, per formare manganese; il calore che si sviluppa è così intenso da produrre raggi gamma estremamente energetici, capaci di penetrare nei nuclei di manganese e di scinderli in nuclei di elio. Man mano che viene meno il sostegno fornito sia dalla degenerazione degli elettroni che dalla pressione dei raggi gamma, il nucleo si contrae sempre più velocemente e finisce per collassare in modo catastrofico. La stella ha vissuto 10 milioni di anni, eppure in meno di un decimo di secondo il nucleo di ferro crolla su se stesso, con una velocità pari a un quarto di quella della luce, fino a diventare una sfera del diametro di soli 100 km. L’energia gravitazionale rilasciata è al di là di ogni immaginazione. In quel battito di ciglia la stella dissipa 1046 J, più del 99% dei quali sotto forma di neutrini. 
L’energia emessa è 100 volte maggiore di quella che il Sole ha speso nel corso della sua intera esistenza. 
La densità al centro della stella è ora così grande che i protoni e gli elettroni del nucleo incominciano a incollarsi l’uno all’altro generando neutroni che si condensano in una sfera del diametro finale di 10 o 20 km. La temperatura centrale inizialmente può aggirarsi intorno a 2 x 1011 K. L’improvvisa implosione del nucleo genera un’onda d’urto che rimbalza verso l’esterno. L’inviluppo è così denso che persino i neutrini, normalmente capaci di filtrare attraverso una muraglia di piombo spessa 1 a.l., hanno difficoltà a emergere: essi esercitano così una pressione che, aggiungendosi a quella dell’onda d’urto, “soffia via” il resto della stella. Permane solo il nucleo centrale, una stella collassata sostenuta dalla pressione dei neutroni degeneri. 
Nella furia nucleare che devasta l’inviluppo si crea un gran numero di neutroni che rapidamente si legano l’un l’altro dando origine a isotopi altamente radioattivi. Questo processo-r (r sta per rapido) può produrre isotopi molto più pesanti di quelli generati dal processo-s che ha luogo dentro le giganti. Diverse masse solari di materiale stellare, arricchito di elementi pesanti che la stella ha creato sia nella fase di supergigante che nell’esplosione di supernova, vengono rilasciate all’improvviso alla velocità di migliaia di chilometro al secondo e restituite allo spazio interstellare. Si produce un guscio nebulare in espansione. 

Supernovae di tipo Ia e II

E che cosa si può dire delle ancor più brillanti supernove di Tipo I? Poiché esse compaiono nei vecchi aloni galattici, non possono essere causate da stelle massicce. 
Si pensa, piuttosto, che questi eventi rappresentino l’atto finale dell’evoluzione di nane bianche appartenenti a sistemi binari. Ci sono due possibilità. Una nova ordinaria si verifica quando una compagna di sequenza principale, deformata dalle forze di marea, perde materia che va a finire sulla superficie di una nana bianca dove, accumulandosi, innesca un’esplosione seguita da un ritorno alla normalità. Se però la stella collassata è prossima al limite di Chandrasekar, è possibile che, prima che avvenga l’esplosione superficiale, l’accumulo di massa del gas in caduta porti la stella sopra quel limite. A questo punto la pressione di degenerazione non è più sufficiente per sostenere il peso dell’astro, la nana bianca collassa e una reazione di fusione esplosiva si innesca nell’intero corpo stellare. All’esplosione non sopravvivrà né un nucleo di ferro né un nucleo di neutroni: la stella letteralmente si annichila. 
L’altra possibilità riguarda un sistema binario di due nane bianche. Le due stelle si erano già trovate vicine quando, nel corso dell’evoluzione, avevano raggiunto la fase di gigante rossa: l’inviluppo dilatato dell’una giungeva a toccare l’inviluppo dell’altra. Ora le due nane bianche vicine orbitando emetteranno onde gravitazionali, che sono perturbazioni dei rispettivi campi gravitazionali che si propagano allontanandosi dal sistema (le onde gravitazionali, predette dalla teoria della relatività, finora non sono mai state osservate direttamente). Questa emissione è causa di una perdita di energia che porta le due stelle ad avvicinarsi sempre di più, con un moto d’avvicinamento a spirale. Alla fine, per effetto delle interazioni mareali, le due stelle si fondono in una, superano il limite di Chandrasekhar e -come nel primo modello- esplodono. Si pensa che sia la stella di Tycho che quella di Keplero fossero supernove di Tipo I. 

Un’immagine composita del resto della supernova di Keplero, SN 1604. L’immagine usa i dati dall’osservatorio di Chandra, dal telescopio di Hubble e dallo Spitzer

Le supernove sono responsabili della sintesi degli elementi al di sopra dell’elio e sono le uniche macchine creatrici di elementi pesanti che esistano nell’Universo.

fonte

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