Le supernovae



Alla scoperta di uno dei fenomeni più suggestivi che accadono alle stelle.


Essenzialmente le stelle sono il prodotto di equilibrio tra la spinta del collasso gravitazionale di una nube di idrogeno e la pressione di radiazione fornita dalle fusioni nucleari di tale elemento che contrasta la spinta.

Fino a circa 8 masse solari le stelle termineranno la loro vita con lenti e misurati sbuffi nello spazio arricchendo il cosmo di tutti quegli elementi così tanto preziosi alla vita: carbonio, azoto, ossigeno e tanto elio. Quelle più grandi invece saranno le protagoniste dei più possenti fuochi d’artificio cosmici che potreste immaginare. Immani esplosioni, chiamati supernova, sono capaci di rendere sterili i pianeti di sistemi stellari distanti decine di anni luce e ferendo gli altri per centinaia. Solo meno del 8% delle stelle della Via Lattea possiede una così grande massa e di queste solo una minuscola frazione possiede una massa sopra le 25 masse solari.

La struttura interna di una stella massiccia al momento del collasso. In effetti somiglia a una cipolla. Gli strati non sono in scala ma servono a rendere l’idea.


Come si formino stelle massicce anche 100–120 volte la massa del Sole è rimasto e rimane un rebus difficile da comprendere e spiegare. Idealmente la nube stellare che collassa dovrebbe venir soffiata via subito dopo che la stella si sia accesa al suo centro e invece questo non sempre accade. Una combinazione di opacità della nube alla radiazione della protostella, magnetismo, composizione — le stelle meno ricche di metalli tendono ad essere più massicce — e momento angolare possono suggerire come si formino questi giganti del cosmo.


I tipi di supernova si dividono essenzialmente in due grandi categorie perché i meccanismi di innesco sono due e profondamente diversi tra di loro. Il modo più semplice ed immediato per distinguerle è osservare se nello spettro dell’esplosione è presente dell’idrogeno o meno. Se questo non è presente, allora stiamo osservando una supernova di tipo I, altrimenti siamo di fronte a un episodio di tipo II 1.

Non è una distinzione da poco, questa differenza indica che le origini della supernova sono totalmente dissimili; anche se l’evento parossistico è simile.

Nel primo caso la causa scatenante è dovuta all’accrezione di una stella degenere (nana bianca o stella di neutroni) a scapito della sua compagna in un sistema stellare doppio o multiplo: quando la massa della prima raggiunge il limite di Chandrasekhar (1,4 M⊙, nella realtà l’evento supernova si scatena un attimo prima a causa della rotazione della stella degenere) 2 avviene l’esplosione, Per questo le righe dell’idrogeno della serie di Balmer non appaiono. Nel secondo caso, il più frequente ma il meno narrato nel dettaglio, è dovuto al collasso gravitazionale di una stella massiccia almeno 8 volte il Sole.

Essendo pur sempre fenomeni spettacolari, le supernovae tra le 8 e le 25 masse solari danno origine a esplosioni relativamente più deboli, mentre superata la soglia delle 25 M⊙ l’esplosione è qualcosa di veramente impressionante.


Vediamo la timeline di una supernova:

830 000 anni — Sequenza principale — (H→He)

Si accende la stella. La sua composizione chimica è assai simile a quella del Sole; solo la massa è 25 volte più grande. Il nucleo è enorme, quasi 13 masse solari sono coinvolte nella fusione dell’idrogeno. Il processo di fusione principale è la catena CNO. Nelle stelle sopra le 15 masse solari il nucleo è interamente convettivo, questo spiega perché almeno metà della massa della stella è coinvolta attivamente nel processo di fusione nucleare. La temperatura nel nucleo raggiunge i 58 milioni di kelvin per una densità di soli 5 grammi per centimetro cubico. Non molti, quasi quanto quello della Terra. Nella sua breve permanenza nella sequenza principale la stella cresce in luminosità e dimensioni. Quando la percentuale di idrogeno nel nucleo diventa infinitesimale (meno di 6 atomi di idrogeno su 100 mila atomi di elio) la fusione principale si sposta sempre più verso un guscio più esterno raggiungendo la sua massima estensione in appena diecimila anni. Il nucleo di elio è 7 volte più grande del Sole mentre la massa interessata delle reazioni nucleari dell’idrogeno è di ben 14,5 masse solari. Intanto il vento stellare soffia via circa 5 miliardesimi di massa solare all’anno, aumentando di dieci volte di intensità verso la fine del periodo.

677 000 anni — Supergigante blu — (He→CO)

Negli ultimi diecimila anni di vita nella sequenza principale la pressione radiativa esercitata dalla sola fusione dell’idrogeno non basta più a contrastare il peso della stella e la forza gravitazionale la contrae verso il suo centro. La stella abbandona così la sequenza principale. Il suo nucleo di elio raggiunge 232 milioni di gradi per una densità di 700 gr/cm3 sovrastato da uno strato dove ancora si fonde idrogeno. Sotto la nuova spinta radiativa la stella si espande di nuovo e diventa una supergigante. Parte del suo strato più esterno viene disperso nello spazio e soffiato via, mentre il vento stellare si fa via via più poderoso. Inizia così il bruciamento dell’elio nel nucleo. Il prodotto finale è un nucleo di carbonio (12C) e ossigeno (16O) di poco più di 5 masse solari e l’inizio della degenerazione degli elettroni, il che per poco aiuta a sostenere il peso della stella. Ma non basta.

1000 anni — Supergigante — (C→NeO)

Anche l’elio del nucleo è infine esaurito. Ne rimane un tenue strato in fusione sopra un nocciolo convettivo di carbonio e ossigeno. negli ultimi 200 anni di bruciamento dell’elio riprende la contrazione della stella finché la temperatura della fucina stellare arriva a 930 milioni di gradi per 200 kg/cm3 di densità. La natura convettiva dell’interno della stella fa sì che tutto sia continuamente mescolato; è così che parte degli atomi più pesanti prodotti nel nucleo raggiungono la superficie per essere poi persi nello spazio in un altro sbuffo di materia. Mentre l’intensità del vento stellare aumenta ancora, il processo di perdita importante di materia si ripeterà ogni volta che si riavvia il poderoso braccio di ferro tra gravità e pressione energetica rilasciata dalle reazioni termonucleari.

200 anni — Supergigante — (Ne→O)

Negli ultimi 80 anni del ciclo precedente tutto sembra ripetersi sempre più furiosamente, contrazione, perdita di altra massa stellare e così via. La temperatura nel sempre più piccolo nucleo di neon e ossigeno grande una volta e mezza il Sole sale fino a 1.75 miliardi di gradi per 4 tonnellate per centimetro cubico. Intanto, gusci concentrici al nucleo continuano a bruciare carbonio e elio, ma sono ormai quasi esausti.

9 mesi — Supergigante gialla — (O→SSiAr)

Un nuovo parossismo scuote il centro della stella. Nei suoi ultimi mesi di vita la temperatura del nucleo arriva a 2.32 miliardi di gradi per 10 t/cm3 riuscendo a fondere l’ossigeno in un nocciolo di zolfo, silicio e argon mentre il vento stellare continua furiosamente ad espellere massa al feroce ritmo di 5 decimillesimi di masse solari all’anno, quasi 170 volte la massa di Giove.

1 giorno — Supergigante gialla — (Si→Fe)

Ormai le temperature e pressioni al centro della stella sono del tutto fuori controllo. 4 miliardi di gradi per 30 tonnellate per centimetro cubico fondono anche il nocciolo di silicio grande 1.1 volte il Sole.

Dal bruciamento del silicio hanno origine gli isotopi del silicio (30Si — 0.187 M⊙), dello zolfo (34S — 0.162 M⊙) e del cromo (52Cr — 0.113 M⊙). Ma soprattutto tanto ferro (56Fe — 0.547 M⊙) e cromo (52Cr — 0.251 M⊙). A 100 milioni di tonnellate/cm3 anche i neutroni degenerano. Il nocciolo ha ormai raggiunto quasi 7 miliardi di gradi e 3000 tonnellate per centimetro cubico di densità. è in realtà un nucleo di materia ormai degenere.

Negli ultimi 40 minuti solo un tenue guscio di silicio e la resistenza alla compressione degli elettroni degeneri trattiene la stella dall’inevitabile catastrofe.

0,25 secondi — Il collasso finale

Finalmente la gravità pare vincere sulle reazioni termonucleari che hanno sostenuto la stella per quasi 6 milioni di anni. La stella collassa su sé stessa alla tremenda velocità di 50 mila chilometri al secondo, un sesto della velocità della luce. Sotto questa immane pressione, 100 milioni di tonnellate per centimetro cubico e quasi 35 miliardi di gradi, i nuclei dell’elemento ferro interagiscono con gli elettroni degeneri: i protoni si fondono con gli elettroni convertendosi in neutroni generando anche una cascata di neutrini. Il nucleo ormai è in immenso neutrone di appena 40 chilometri di diametro. Ne consegue che la materia che cade sul nucleo di neutroni anelastico rimbalza via praticamente alla stessa velocità del collasso scontrandosi con la parte della materia ancora in caduta libera.


Lo shock provoca processi di disintegrazione e rifusione per cattura neutronica di elementi più pesanti del ferro che assorbono energia. L’energia così dissipata è paragonabile a quella emessa dalla stella nei suoi quasi 6 milioni di anni di vita. Dietro lo shock i protoni tornano a legarsi con gli elettroni producendo un flusso di neutrini energetici, i quali rappresentano una grande percentuale dell’energia rilasciata nel crollo della stella.

Intanto il nucleo in collasso diventa opaco ai neutrini che possono diffondersi così solo per scattering, analogamente ai fotoni emessi dalla stella fino a pochi attimi prima.

Come per una stella esiste la fotosfera, cioè dove la stella diventa trasparente alla radiazione elettromagnetica, così si può parlare di neutrinosfera dove la densità del nucleo di neutroni diventa abbastanza bassa da consentire la fuga dei neutrini. L’onda d’urto che si infrange sul nucleo è causa di una convezione instabile che converte l’energia termica intrappolata nel nucleo in energia cinetica trasportata dai neutrini intrappolati. Questo processo raffredda il nucleo di neutroni fino a poche decine di milioni di gradi in pochi secondi mentre parte dell’energia cinetica dei neutrini (circa lo 0,3% sembra niente ma è pur sempre una quantità spaventosa di energia) viene assorbita e dispersa dagli strati coinvolti nello shock di rimbalzo contribuendo anch’essa all’esplosione finale.

I resti


Quel che resta del nucleo dipende dalla sua massa finale dopo lo shock .

E questo è funzione della metalliticità iniziale della stella e della massa finale del nucleo. Il caso delle 25 M⊙ per una stella di composizione simile al Sole è un caso limite fra un residuo di neutroni e un buco nero anche se qui il primo caso è da preferirsi.

Se l’inviluppo di idrogeno è ancora importante la sua ricombinazione dallo stato ionizzato fornisce altra energia che diventa sempre più visibile man mano che nel processo di espansione diventa più sottile e freddo. Comunque la ricombinazione ovviamente interessa anche gli elementi più pesanti quando vengono raggiunte temperature e densità adeguate dalla materia espulsa dalla supernova. È questo fronte di ricombinazione che produce il plateau nella curva di luce che verrà osservata nei mesi successivi all’esplosione.

Curva di relazione massa iniziale-finale per le stelle di composizione solare. La linea blu indica la massa stellare dopo il bruciamento dell’elio nel nucleoe la relativa perdita di massa nella fase precedente. Se la massa iniziale supera le 30 M⊙ il nucleo di elio rimane esposto (Wolf Rayet). La linea tratteggiata indica due possibilità che differiscono a seconda dei tassi di perdita di massa. La linea rossa indica la massa del residuo stellare compatto, risultante dalla perdita di massa AGB nel caso delle stelle di masa intermedia e il nucleo che sopravvive nel caso delle supernovae di tipo II. Le aree verdi indicano la quantità di massa espulsa che è stata elaborata con la combustione nucleare più avanzata.


Nella fase finale la curva di luce della supernova è dominata dai processi di decadimento radioattivo degli isotopi prodotti dall’esplosione, soprattutto il nichel (56Ni + e– → 56Co + ν + γ τ½ = 6.1 giorni) e il cobalto (56Co + e– → 56Fe + ν + γ τ½ = 77 giorni) verso il ferro. Anche il decadimento di altri isotopi meno diffusi e con tempi di decadimento diversi contribuisce a suo modo alla curva di luce.

Per alcuni mesi, il bagliore incandescente dei resti della supernova è quanto quello di un centinaio di miliardi di stelle come il Sole, più o meno quanto quello della galassia ospite. Poi, pian piano, il bagliore scema, ma può comunque essere ancora un centinaio di milioni più intenso della nostra stella. Dopo l’esplosione il nucleo di neutroni è quel che rimane della grande stella. La sua massa supera di poco quella del Sole compressa in uno spazio di una ventina di chilometri di diametro che ruota su sé stesso almeno dieci volte al secondo: una stella di neutroni. Anche il momento magnetico dell’antica stella è compresso nel piccolo nocciolo dando origine a un campo magnetico 100 miliardi di volte più intenso di quello terrestre. Nella pratica il resto si comporta come un’enorme dinamo celeste che cattura gli elettroni rimasti ancora liberi e li accelera fino quasi alla velocità della luce. Questo produce luce. Luce che illumina i resti della supernova in espansione come le comuni stelle illuminano le nebulose planetarie. Lo spettacolo non dura molto perché sottrae energia cinetica alla stella di neutroni che rallenta; ci vogliono circa 25 mila anni ma anche questo infine ha termine.

Fonte

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