Il mistero delle supernovae Ia

La Supernova 1572 (la Nova di Tycho), una supernova di tipo Ia osservata nel 1572 dall'astronomo danese Tycho Brahe. (credit: NASA/CXC/JPL-Caltech/Calar Alto O. Krause et al.)

Tutto quello che sappiamo del nostro Universo lo abbiamo scoperto grazie all’analisi delle onde elettromagnetiche (luce visibile, onde radio, raggi X e gamma) che ci giungono dallo spazio, da altre stelle, galassie e nebulose lontanissime.
Ad esempio per sapere le dimensioni del cosmo si usano – superato il limite parallattico, attualmente circa 100 anni luce – le candele standard, ossia quegli oggetti di cui sono note le luminosità assolute a cui si applica poi la semplice legge dell’inverso del quadrato della distanza 1.
Per le zone di questa galassia e per poche altre galassie vicine si usa un tipo particolare di stelle variabili chiamate Cefeidi. Le Cefeidi sono stelle giganti che hanno una particolarità di inestimabile valore per un astronomo: il loro ciclo di variabilità è strettamente connesso alla loro luminosità: per cui analizzando la curva di luce di questo tipo di variabili si conosce automaticamente anche la luminosità assoluta, esattamente quello che occorre per essere una candela standard.
Il meccanismo fisico che è alla base della variabilità di una Cefeide è ben noto, ma lo stesso non può dirsi dell’altra candela standard usata in cosmologia: le Supernovae di Tipo Ia, usate dove non è possibile individuare una Cefeide.

Gli scenari possibili per la formazione di una supernova di tipo Ia

Le supernovae sono stelle che esplodono al termine del loro ciclo vitale generando una luminosità migliaia di volte più grande della galassia a cui appartengono, e quelle del tipo Ia – lo si desume anche in questo caso dalla curva di luce e dallo spettro elettromagnetico che emettono – hanno la particolarità di essere tutte molto simili come luminosità assoluta (magnitudune circa -19,3 per tutte), il che le rende ottime candele standard per le distanze cosmologiche, ossia al di fuori del nostro Gruppo Locale.
Per certo di questa classe di supernovae sappiamo che sono il risultato di un processo fisico in cui alcune nane bianche o stelle di neutroni 2 per qualche meccanismo finora poco chiaro,superano il limite di Chandrasekhar – che è quasi 1,4 masse solari. Questo è il limite oltre al quale una stella degenere non può andare in quanto gli stessi atomi (sarebbe più corretto dire elettroni) non possono reggere il  peso della stella senza il contributo della pressione radiativa generata dalle reazioni di fusione nucleare. Quando questo limite viene superato, i nuclei atomici ipercompressi riprendono a fondersi ad un ritmo impressionante liberando enormi quantità di energia che in pochi minuti portano alla deflagrazione della stella, indipendentemente dalla sua composizione chimica o dimensione di partenza. L’unico elemento costante è il limite della massa di Chandrasekhar che rende tutte queste supernovae uguali nelle esplosioni e nella luminosità.
Quello che appunto non è del tutto chiaro è come una stella degenere come una nana bianca o una stella di neutroni possa riacquistare abbastanza massa da deflagrare in supernova.
La tesi più comune finora accettata è quella del sistema binario stretto: la stella degenere strappa letteralmente la materia alla sua compagna gigante rossa (praticamente lo stesso meccanismo delle novae) fino a superare la massa limite.
Ma questo meccanismo però richiede che il trasferimento di materia tra la stella cannibalizzata e la stella degenere sia sufficientemente rapido da superare la massa critica prima che si sviluppi una nova 3, ma non troppo veloce da consentire alla stella degenere di rigenerarsi in una gigante rossa.
Il risultato di questo modello richiede quindi una serie di parametri da rispettare (velocità orbitale, eccentricità, distanza etc.) da risultare complicato avverarsi.
Inoltre ci si dovrebbe attendere di trovare almeno i resti della stella compagna della supernova, ma invece questi finora non sono mai stati ritrovati.
Lo scenario rimanente per spiegare le supernovae Ia è quello che chiama in causa due nane bianche in orbita reciproca che decade. L’orbita stretta sottrae energia al sistema doppio sotto forma di onde gravitazionali fino a che le stelle entrano in contatto e si fondono in un unico corpo che è destinato subito dopo a esplodere.
O no?
Anche questo scenario comporta altri diversi problemi mentre cerca di risolvere le lacune del primo.
Innanzitutto il problema della massa finale, che probabilmente dopo la fusione delle due nane bianche potrebbe superare il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari dando luogo anche a una più massiccia deflagrazione, ma potrebbe anche generare un oggetto massiccio noto come le pulsar-millisecondo, dove la stella di neutroni degenere finale ha una rotazione abbastanza elevata da contrastare la compressione gravitazionale che innseca le reazioni di fusione nucleare 4. Tutte le pulsar perdono energia con la radiazione di dipolo magnetico, in questo caso accade che la rotazione diviene insufficiente a resistere al peso della stella degenere che così esplode.
Con questo meccanismo infatti rimane insoluto un grave problema: come riuscire a spiegare come esplosioni di stelle degeneri di diversa massa -anche se simile –  possano generare tutte la medesima luminosità assoluta, oppure si dovrebbe considerare che questa misura fosse in qualche modo male interpretata.

Certo che il mistero delle supernovae di tipo Ia rimane irrisolto, anche se studi in questo senso sono stati portati avanti  da due ricercatori, Dan Maoz 5 e Filippo Mannucci 6, che dimostrano come lo scenario più probabile per spiegare questa classe di supernovae è quasi sicuramente il modello della fusione di due nane bianche.
la loro analisi in sostanza parte dai problemi degli attuali modelli teorici e il tasso di supernovae Ia scoperte in relazione all’età e al tipo di popolazione stellare ospite. Quello che ne è emerso è che il secondo scenario, cioè quello della fusione di due nane bianche,  è il più probabile per spiegare il numero delle supernovae scoperte senza negare che anche il primo scenario, quello della cattura di materia da una compagna, può aiutare a spiegare il meccanismo di produzione  delle supernovae Ia, aprendo così la strada ad ancora altri problemi.
Per i particolari del loro studio vi rimando all’articolo su Arxiv 7, che saprà senz’altro illustrarvi meglio i risultati delle loro indagini.

Note:

  1. In pratica non è poi così semplice, è da considerare l’estinzione della luce ad opera di gas e nubi che possono frapporsi tra la candela standard e l’osservatore, lo spostamento verso il rosso dovuto al campo gravitazionale in cui è immersa e quello impresso dall’espansione dell’universo.
  2. Stelle al termine della loro esistenza composte principalmente da carbonio e ossigeno in cui ogni reazione di fusione nucleare è terminata.
  3. Una nova si scatena nel momento in cui la materia catturata dalla stella degenere è sufficiente e abbastanza compressa da innescare una reazione di fusione nucleare. La violenza della radiazione emessa è sufficiente a spazzare via la materia non coinvolta nella fusione.
  4. Oltre ad essere molto veloce, una pulsar così non deve essere al centro di residui di supernova precedenti, deve essere una pulsar nuda.
  5. School of Physics and Astronomy, Tel-Aviv University, Tel-Aviv 69978, Israel (maoz@astro.tau.ac.il)
  6. INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, 50125 Firenze, Italy, (filippo@arcetri.astro.it), Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA
  7. Type-Ia Supernova Rates and the Progenitor Problem, a review, http://arxiv.org/abs/1111.4492v1

Umberto Genovese

Autodidatta in tutto - o quasi, e curioso di tutto - o quasi. L'astronomia è una delle sue più grandi passioni. Purtroppo una malattia invalidante che lo ha colpito da adulto limita i suoi propositi ma non frena il suo spirito e la sua curiosità. Ha creato il Blog Il Poliedrico nel 2010 e successivamente il Progetto Drake (un polo di aggregazione di informazioni, articoli e link sulla celebre equazione di Frank Drake e proposto al l 4° Congresso IAA (International Academy of Astronautics) “Cercando tracce di vita nell’Universo” (2012, San Marino)) e collabora saltuariamente con varie riviste di astronomia. Definisce sé stesso "Cercatore".

3 commenti:

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