No, una kilonova non è è una nova che si vende al mercato un tanto al chilo come si fa con le aringhe. E neppure è una miniera d’oro come alcuni roboanti titoli delle scorse ore, quelle seguenti l’annuncio della scoperta della prima controparte ottica di una sorgente di onde gravitazionali — anche questo è un termine alquanto impreciso in quanto tutti gli oggetti dotati di una grande massa che si muovono nello spazio in qualche modo lo sono — hanno cercato di sottolineare. È un altro tipo dei tanti eventi violenti dell’Universo, ma solo un migliaio di volte, da qui il nome appunto di kilonova, di una nova comune.
Rappresentazione artistica dei resti di una kilonova. In giallo il nome di alcuni degli elementi prodotti dalla sintesi per cattura neutronica veloce che popolano la nebulosa finale. Tra parentesi il loro numero atomico. Credit: Il Poliedrico
L’Universo è una fonte inesauribile di meraviglie e di cose altrettanto grandiose. Dal pacato vuoto intergalattico alle possenti forze di un buco nero, dal flebile canto dell’atomo di idrogeno al cozzare di galassie in un balletto che dura milioni di anni. E in mezzo a tutto questo ci sono miriadi di fenomeni che ancora ci sono per la gran parte ignoti e che soltanto negli ultimi anni con l’avvento delle tecnologie radio e satellitari abbiamo imparato a vedere.
Ora alla pletora di strumenti che usiamo per scrutare il cosmo se n’è aggiunto un altro: l’interferometria gravitazionale. Per ora sono soltanto tre strumenti, due negli USA, a Hanford, Washington, e a Livingston, Louisiana che formano il complesso interferometrico LIGO, e l’altro è Virgo, a Cascina (PI), frutto di una collaborazione italo-francese (ad appena 83 chilometri da dove sono ora).
Un po’ di storia
Ma partiamo dall’inizio, come piace a me.
I primi evidenti segni che qualcosa ancora mancava al quadro generale dell’Universo, era che nonostante fosse stato compreso come si formassero gli elementi più pesanti dell’idrogeno — quelli che gli astrofisici apostrofano come metalli: carbonio, ossigeno, ferro, uranio, etc. — [1] era comunque difficile comprendere le quantità relative di alcuni elementi più pesanti del ferro che, come ho narrato nello scorso articolo sulle supernove [2], non sono prodotti dalla normale attività di fusione nucleare di una stella ma per cattura neutronica quando questa esplode 1. Doveva esserci quindi qualche altro processo cosmico ancora sconosciuto che ricorresse alla cattura neutronica veloce (r-process) al di fuori delle supernove comuni per giustificarne le quantità osservate.
Intanto si erano scoperti anche i lampi di raggi gamma (Gamma Ray Burst o GRB), i più violenti fenomeni dell’intero Universo, capaci di sterilizzare interi mondi a una distanza di migliaia di anni luce [3].
Si è scoperto che questi eventi, che di solito durano da qualche secondo a qualche minuto mentre la loro energia luminosa decade verso frequenze più basse come raggi X, ultravioletto, visibile, etc., sono di solito associati a eventi di supernova mentre questa decade verso una stella di neutroni o un buco nero. I precursori più probabili per emettere un lampo gamma finale sono le stelle molto massicce come le Wolf-Rayet: \(\eta\) Carinae e WR 104 sono le nostre più vicine (entrambe tra i 7500 e gli 8200 anni luce, per nostra fortuna).
Ma ci sono anche GRB molto più rapidi, dell’ordine di un paio di secondi o meno. Questi sono difficili da spiegare con lo stesso meccanismo delle supernove, eppure sono capaci di rilasciare lo stesso energia sulla scala delle loro galassie ospiti nell’arco di pochissimi secondi. Una plausibile spiegazione a questi fenomeni parossistici arrivò nel 2007 coi lavori di Benjamin P. Abbott del LIGO – Caltech [cite]https://arxiv.org/abs/0709.0766[/cite] che ipotizzò essere generati dalla fusione di due stelle di neutroni o tra una stella di neutroni e un buco nero.
Kilonova
Queste immagini furono scattate dal NASA Hubble Space Telescope il 13 giugno e poi il 3 luglio 2013 e rivelano un nuovo tipo di esplosione stellare prodotta dalla fusione di due oggetti compatti: due stelle di neutroni o una stella di neutroni e un buco nero. Credit: NASA, ESA, N. Tanvir (Università di Leicester) e A. Fruchter, Z. Levay (Space Telescope Science Institute), A. Levan (Università di Warwick)
Una teoria interessante che trovò la prima conferma quando il 3 giugno del 2013 il telescopio per raggi gamma Swift intercettò un evento che durò poco meno di due secondi proveniente da una galassia a 4 miliardi di anni luce, GRB130603B. In seguito, il 13 giugno, l’Hubble Telescope registrò nello stesso posto una sorgente infrarossa in decadimento. L’analisi spettrale della sorgente mostrava una inusuale abbondanza di elementi chimici più pesanti del ferro tipici di un processo di cattura neutronica rapida r-process 2 rispetto agli altri spettri usuali di supernova.
Quando due stelle di neutroni finiscono per fondersi parte della loro energia cinetica si disperde sotto forma di increspature dello spazio-tempo, ossia onde gravitazionali allo stesso modo del merging di due buchi neri come già VIGO era riuscito a rilevare in passato e a quelle rilevate col GW170817 [4]. Un’altra parte invece viene assorbita dai due oggetti che sì disintegrano disperdendo così una buona parte della loro massa. È qui, nel materiale espulso che avvengono le reazioni di cattura neutronica: in pratica un immenso guscio di neutroni ancora ad altissima densità e temperatura (\(\rho\) > 3 x1011 gm/cm3 e T > 9×109 K) in cui le reazioni di nucleogenesi fino ad allora inibite dalla possente gravità delle precedenti stelle di neutroni riprendono vigore [cite]https://arxiv.org/abs/1105.2453[/cite].
In una kilonova quindi il processo di nucleogenesi per cattura neutronica rapida pare essere la principale reazione nucleare presente. Tale reazione consente la formazione di nuovi elementi più pesanti del ferro, ed è pertanto una reazione che assorbe energia dal sistema (reazione endotermica), raffreddandolo. Per questo appare debole come flusso elettromagnetico, da un decimo a un centesimo rispetto a una normale supernova; una parte assai importante dell’energia viene assorbita dalla creazione di elementi pesanti attraverso l’unico processo possibile: la cattura nucleare di altri neutroni. Il raffreddamento del materiale eiettato aumenta in modo drammatico l’opacità dell stesso spostando di conseguenza l’emissione radiativa principale verso frequenze sempre più basse piuttosto in fretta. Per questo l’Hubble Telescope non poté che registrare che il 3 luglio 2013, dopo appena un mese dal lampo gamma GRB130603B, l’evento era quasi scomparso anche dalla banda dell’infrarosso.
Il processo-r
Il reazioni di nucleogenesi per cattura neutronica rapida che danno origine a nuclei atomici più pesanti del ferro (u > 55) sono endotermiche, assorbono cioè energia all’ambiente dove avvengono. In una supernova esse sono responsabili della perdita di equilibrio della stella che finisce così per esplodere. Dal momento dell’esplosione, la densità neutronica della stella decresce rapidamente così che queste reazioni cessano abbastanza in fretta. Inoltre i processi di fotodisintegrazione causati dai fotoni più energetici che colpiscono i nuclei più instabili estinguono la produzione di atomi pesanti altrettanto rapidamente.
Nel caso di fusione di due stelle di neutroni invece la densità energetica dei fotoni è alquanto minore mentre la densità dei neutroni liberati nell’evento è molto più grande rispetto a un normale evento di supernova di tipo II (T ≥ 1,2 x 109 K e nn > 1 x 1022 cm-3). Qui processi di cattura neutronica sono molto più importanti e anche il decadimento beta che spinge i nuclei più instabili verso la formazione di atomi più stabili ha più tempo per prodursi prima che intervengano i processi di fotodisintegrazione.
La sottrazione di energia dal sistema è anch’essa molto importante perché pone un limite minimo al di sotto del quale comunque le reazioni di cattura neutronica cessano. Una volta cessata la produzione di nuclidi instabili ricchi di neutroni, è il decadimento radioattivo di questi a dominare la scena della nebulosa creatasi dopo il merging dei due corpi originali.
Conclusioni
L’ultimo evento scoperto, GW170817 è il secondo caso ormai accertato di una kilonova. La rilevazione delle onde gravitazionali prodotte durante l’evento di coalescenza fissa drammaticamente un limite alle masse delle stelle di neutroni coinvolte e questo permette così di studiare più in dettaglio questo genere di fenomeni e le reazioni nucleari che lo governano.
Un altro importante traguardo è stata la stima della differente velocità delle onde gravitazionali rispetto alle onde elettromagnetiche su un percorso di ben 130 milioni di anni luce: 1,7 secondi a vantaggio delle prime. Dal punto di vista cosmologico questo è un grande risultato che spazza via tante teorie che puntavano a modificare la gravità pur di eliminare il problema della materia oscura. Ma questo potrà essere argomento di un’altra storia.
