Le Supernovae


Print Friendly and PDF versione stampa della pagina corrente

Le cronache cinesi di mille anni fa narrano che nel 1006 e 1054 apparvero nel cielo due astri talmente luminosi da essere visibili a occhio nudo anche di giorno, il primo nella costellazione del Lupo il secondo in quella del Toro. Una stella più debole si accese nel Cigno nel 1181. Altre due stelle brillanti furono viste nel 1572 da Tycho Brahe nella costellazione di Cassiopea e nel 1604 in Ofiuco da Keplero e Galileo. Queste sono le supernovae osservate nella nostra galassia negli ultimi 1000 anni, in media una ogni 2 secoli.

Le supernovae sono state classificate in due tipi in base al loro spettro: quelle prive di righe dell’idrogeno sono chiamate del I tipo o SN I, quelle ricche di righe dell’idrogeno del II tipo o SN II. Più di recente si è visto che il fenomeno supernova può aver origine da due meccanismi molto diversi:

Una Supernova e’ una stella che esplode. L’esplosione di Supernova rappresenta l’ultimo atto, distruttivo e spettacolare, del ciclo evolutivo di stelle molto massive. Durante l’esplosione viene liberata un’energia enorme e la stella diventa così luminosa da splendere più di una intera galassia. La luce emessa dalla stella in seguito all’esplosione dura qualche mese ed è paragonabile a quella che il nostro Sole e’ in grado di emettere in un miliardo di anni. Esistono due tipi di Supernovae, che differiscono per il meccanismo di esplosione e per il tipo di stelle da cui si origina l’esplosione. 

Supernovae di Tipo I

Supernovae di Tipo II

Le Supernovae non si originano da stelle singole ma da sistemi binari, costituiti da due stelle vicine che ruotano intorno ad un centro di gravità comune. I sistemi binari che possono dar luogo a una Supernova di tipo I sono quelli costituiti da una nana bianca fatta di carbonio e ossigeno e da una stella compagna. La materia di cui e’ composta la nana bianca, a causa della densità e della pressione molto elevate, si trova in uno stato che si definisce degenere. Questo stato è stabile solo se la massa della stella e’ inferiore al valore limite di Chandrasekar, pari a 1,4 volte la massa del Sole. Nel caso in cui la nana bianca si trovi in un sistema binario il suo campo gravitazionale può essere così forte che, se le stelle sono sufficientemente vicine, la stella compagna comincia a trasferire massa sulla nana bianca. In seguito al trasferimento di massa da parte della stella compagna, la nana bianca viene accresciuta fino a superare il limite di Chandrasekar e si contrae. La contrazione fa innescare le reazioni nucleari che fondono carbonio e ossigeno in nichel e l’energia rilasciata e’ sufficiente per far esplodere completamente la stella. L’esplosione delle SN disintegra tutta la stella e nello spazio non rimanere che polvere al contrario delle Supernovae di tipo II che possono lasciare una stella di neutroni.  

Le Supernovae di tipo II si originano da stelle molto massive (oltre 10 volte la massa del nostro Sole). Questo tipo di stelle vive fino a 10 milioni di anni producendo energia dalla fusione termonucleare di idrogeno in elio e poi successivamente di elio in carbonio e ossigeno, di carbonio in sodio e magnesio e così via fino al ferro. Ogni volta che il combustibile nucleare al centro della stella finisce perchè si è trasformato in un altro elemento, il nucleo si contrae sotto l’azione della gravità e riesce ad innalzare la temperatura fino ad innescare il bruciamento del nuovo elemento chimico. Il ferro non può essere ulteriormente fuso per produrre energia e questa volta la contrazione del nucleo prosegue in maniera irreversibile. Quando la temperatura e la densità della materia all’interno del nucleo raggiungono un valore limite, i protoni e gli elettroni degli atomi si fondono a formare neutroni. In ognuna di queste reazioni di “neutronizzazione” viene prodotto un neutrino. In poche decine di secondi il diametro del nucleo si contrae da circa metà del raggio terrestre (3000 km) a poco più di 10 km. L’onda d’urto prodotta si propaga in circa due ore attraverso gli strati esterni della stella e, quando raggiunge la superficie, la stella esplode. Tutto il materiale di cui è composta la parte esterna della stella viene proiettato nello spazio circostante con una velocità approssimativa di 15000 km/s, lasciando come residuo il nucleo di neutroni che, a seconda della massa, può rimanere una stella di neutroni o diventare un buco nero. 

Le Supernovae pur essendo un fenomeno distruttivo per la stella sono fondamentali per l’evoluzione del nostro universo e presentano implicazioni che ci toccano molto da vicino. Essenzialmente possiamo individuare 2 importanti conseguenze dell’esplosione: 

  • le Supernovae rappresentano il più efficiente meccanismo di arricchimento chimico delle galassie. La maggior parte degli elementi che si trovano oggi nella nostra Galassia e che compongono la nostra Terra e noi stessi, non sono nati insieme all’Universo, durante il Big Bang. Infatti, solo gli elementi più leggeri come idrogeno, elio, litio si sono potuti formare in quel processo che viene chiamato “nucleosintesi del Big Bang”. Tutti gli altri elementi che conosciamo (ad esempio il carbonio di cui siamo costituiti o l’ossigeno che respiriamo) sono stati sintetizzati all’interno delle stelle, dalle reazioni termonucleari o da altre reazioni. Tali elementi rimarrebbero per sempre inglobati nel nucleo delle stelle che li producono. In seguito all’esplosione delle Supernovae, invece, il materiale stellare, ricco di elementi chimici, viene restituito al Cosmo e va ad arricchire le nubi di gas e polvere interstellare che poi daranno origine a nuove stelle, pianeti e galassie. Inoltre grazie all’energia dell’esplosione molti elementi già esistenti vengono trasformati, fino a produrre tutti gli elementi della tavola periodica. Possiamo dire, in un certo senso, di essere davvero “figli delle stelle”. 
  • le esplosioni di Supernovae favoriscono la nascita di nuove stelle. Infatti, l’onda d’urto dell’esplosione, propagandosi nelle nubi di gas e polvere interstellari, causa delle variazioni di densità che inducono la contrazione del gas e quindi la formazione di una nuova stella. La morte di una stella crea le condizioni per cui altre possano nascere. 

Non esiste un modo per sapere quando o dove esploderà una Supernova. Le Supernovae vengono scoperte dagli astrofisici solo monitorando continuamente un numero elevato di galassie. La luce, tuttavia, non e’ il solo modo per accorgersi dell’esplosione di una Supernova. Anche se può sembrare strano l’esplosione di una stella può essere osservata anche sottoterra, con opportuni esperimenti. Alcune Supernovae (Tipo II) emettono neutrini, particelle neutre e debolmente interagenti, che sfuggono dal nucleo della stella in contrazione e si propagano indisturbati nello spazio portando via circa il 99% dell’energia dovuta al collasso del nucleo stellare. I neutrini vengono prodotti nel giro di qualche secondo all’interno del nucleo quindi ci portano informazioni molto importanti sul collasso e sui meccanismi di esplosione, mentre la luce ci rivela solo quello che accade in superficie. Se la Supernova che esplode e’ sufficientemente vicina a noi, per esempio nella nostra Galassia o in una galassia vicina, la Terra viene investita da un flusso intenso di neutrini e qualcuno di essi può essere catturato e rivelato da opportuni esperimenti. 

Il 23 febbraio 1987 e’ stata osservata la Supernova più luminosa degli ultimi 383 anni. L’esplosione era avvenuta nella Grande Nube di Magellano, a circa 160.000 anni luce da noi. Contemporaneamente anche i neutrini prodotti da questa Supernova hanno investito la Terra e circa una decina di essi sono stati rivelati in due esperimenti sotterranei. 

 

Adesso, vari esperimenti al mondo puntano alla rivelazione dei neutrini della prossima Supernova che esploderà nella nostra Galassia. Questi esperimenti devono essere necessariamente di grande massa e posti in laboratori sotterranei, per essere schermati dai raggi cosmici che disturberebbero le misure. Occorre anche molta pazienza, infatti il numero di esplosioni di Supernovae galattiche é di solo una ogni 30-50 anni in media ed é da questo numero che dipende la probabilità che una Supernova venga osservata nella nostra Galassia in un prossimo futuro. Attraverso questi esperimenti possiamo sapere con un anticipo di 3 giorni rispetto ai telescopi dove sia esplosa un Supernova. In questo modo gli astrofisici possono puntare in anticipo i loro strumenti e non rischiare di perdere le prime fasi dell'esplosione.