Le supernove, amiche da conoscere

Supernova, sinonimo di energia, violenza, velocità. E’ un termine che spesso ricorre nel linguaggio comune, eppure per molti esso richiama solo la potenza di qualcosa di ignoto, che poco ha a che fare con noi. Per questo ho pensato di farne una breve presentazione, scusandomi con i lettori più esperti del sito che già conoscono molto bene la materia.

Qualche nozione di base è d’obbligo: per mantenersi in equilibrio, le stelle devono poter controbilanciare il collasso gravitazionale della propria massa – che tende a cadere su se stessa – con l’emissione di energia sotto forma di luce e calore. Quando l’energia emessa non è più sufficiente a mantenere l’equilibrio, la stella diventa instabile. Se, con rilascio di materia e successiva contrazione, riesce ad attivare nuove reazioni nucleari, l’astro riprende la produzione di energia e l’equilibrio è ristabilito. Ma quando ciò non è possibile, il nucleo stellare collassa inesorabilmente su se stesso sotto il suo stesso peso, schiacciando la materia fino a farla diventare degenere, ossia nuclei atomici immersi in un gas di elettroni. A questo punto si aprono due scenari: se la massa è piccola, la materia degenere può sostenere il peso della stella che non emette più energia e diventa quindi una nana bianca. Ma esiste un limite di “sopportazione” per la materia degenere, ed è ben noto. Si chiama limite di Chandrasekhar, in onore del fisico indiano che lo scoprì. Non dimenticatelo mai, è un valore che ha determinato la nostra stessa esistenza! Il limite di Chandrasekhar equivale a 1,4 masse solari. Se il nucleo inerte di una stella che collassa è maggiore di 1,4 masse solari, non si autosostiene. Dall’esterno continua imperterrita a cadergli sopra materia, ma il nucleo non può più contrarsi per farle spazio. Il risultato alla fine è una fantastica, brillantissima esplosione, visibile per settimane ad occhio nudo anche di giorno!

In generale, esistono due modalità in cui una supernova si può generare: una stella massiccia fa tutto da sola, oppure l’esplosione si produce in coppia.

SUPERNOVE FAI DA TE

Una stella massiccia, con massa in sequenza principale superiore a 8-10 masse solari, non può diventare una nana bianca. Continua invece ad autosostenersi fondendo nuclei sempre più pesanti, fino a sintetizzare il ferro. Fin qui i processi di nucleosintesi hanno prodotto energia, ma il ferro, con ben 26 protoni, è troppo pesante e la sua fusione assorbe energia invece di emetterne. Abbiamo quindi un nucleo di ferro che non può più bruciare e di conseguenza inizia a contrarsi violentemente. Il prodotto di fusione della materia negli strati circostanti, composta da nuclei più leggeri che continuano a bruciare, cade sul nucleo stellare, facendogli rapidamente raggiungere, e superare,  il limite di Chandrasekhar! L’enorme pressione comprime la materia degenere al punto che protoni ed elettroni si fondono insieme, trasformandosi in neutroni. I neutroni possono opporsi a una compressione gravitazionale maggiore rispetto alla materia degenere di elettroni, tuttavia dagli strati esterni continua a piovere massa sul nucleo di neutroni, che alla fine non è più in grado di accogliere altra materia. La respinge quindi violentemente indietro verso l’esterno, creando un’onda d’urto che raggiunge la superficie in poche ore, generando la violentissima esplosione che chiamiamo supernova!

ESPLOSIONI DI COPPIA

Quando una stella raggiunge lo stadio di nana bianca, le si prospetta una vecchiaia serena: è diventata una palla di carbonio cristallizzato (in pratica un gigantesco diamante), sorretto dalla pressione degenere, che si spegne piano piano. Ma l’equilibrio è in realtà precario, soprattutto per quelle nane bianche che si trovano a esistere in un sistema binario. La vita di coppia, lo sappiamo, può riservare sorprese “esplosive”. Può farci crescere, cambiare le nostre prospettive e abitudini. Anche per le stelle è così. Può accadere, allora, che, in particolari condizioni, la compagna di una nana bianca finisca col cederle materia, fino a farle superare il fatidico limite di Chandrasekhar! A queste enormi densità, la pressione è tale da permettere al carbonio e all’ossigeno di riaccendersi violentemente. L’improvviso rilascio di energia  della fusione nucleare crea una forte onda d’urto che scaglia nello spazio la materia ad altissime  velocità. Si è verificata una supernova! Queste supernove sono straordinariamente brillanti, e la loro luminosità è uguale per tutte; per questo sono molto importanti in quanto possono essere utilizzate come candele standard per la determinazione delle distanze di oggetti lontani.

Facciamo un esempio dei passi che possono portare a queste supernove, facendoci aiutare da una figura.
immaginiamo un sistema binario piuttosto comune, dove le due compagne hanno in sequenza principale due masse diverse: la stella A con una massa pari a due volte quella del sole e la stella B con massa uguale a quella della nostra stella. A si evolve più rapidamente ed entra prima nella fase di gigante rossa, gonfiandosi e disperdendo gli strati più esterni nello spazio. La compagna B, ancora in sequenza principale, attrae con la sua gravità parte di questa materia, incrementando la sua massa. Intanto A termina la sua evoluzione e diventa una nana bianca, la cui stabilità è garantita dalla pressione degenere degli elettroni. Ma ora tocca alla compagna B entrare nella fase di gigante rossa. La materia dispersa da B inizia a cadere sulla nana bianca A, aumentandone la massa. A cerca di mettere in guardia B sugli effetti devastanti del suo regalo; la ammonisce a gran voce, con frequenti “piccole” esplosioni, dette nove.  Ma la gigante rossa non può opporsi alla legge dettata dalla gravità, e continua a scaricarle addosso materia. A diventa quindi sempre più massiccia, finché supera il fatidico limite di Chandrasekhar! A questo punto, ormai sappiamo cosa succede. A esplode come supernova!

Questo è l’esempio di come anche i piccoli possano fare grandi cose, specialmente quando si uniscono le forze.

CLASSIFICAZIONE

Le supernove vengono principalmente classificate in base alle caratteristiche del loro spettro elettromagnetico. Innanzitutto, vengono suddivise in tipo I e tipo II, termini che indicano rispettivamente l’assenza e la presenza di idrogeno nelle righe spettrali della luce visibile. In pratica, se una supernova è di tipo I, significa che al momento dell’esplosione la stella non conteneva più idrogeno; se è di tipo II, la stella esplode quando il nucleo si è trasformato in ferro, ma gli strati esterni contengono ancora idrogeno. Ai due numeri romani (I e II) seguono lettere che denotano la presenza di diversi elementi chimici nello spettro. Tuttavia, per lo scopo dell’articolo, è inutile andare nei dettagli.

Le supernove prodotte dal trasferimento mutuo di massa in sistemi stellari multipli sono di tipo Ia, perché prima di esplodere la nana bianca riesce a bruciare tutto l’idrogeno regalatole dalla compagna.  Tutte le altre sono prodotte dal collasso di una singola stella.

E adesso viene il bello: abbiamo visto brevemente l’origine di questo grandioso spettacolo, ora però entreremo dentro l’esplosione, capiremo cosa accade in quei brevi istanti in cui oltre a manifestarsi un meraviglioso show, viene disseminato, e ulteriormente fabbricato, il materiale indispensabile alla vita, come ha brillantemente scritto Enzo nel suo accattivante pezzo. La prima parte ha seguito a grandi linee quanto è raccontato con maggiori dettagli nel nostro libro. La seconda parte di questo articolo, a cura di Enzo,  è invece una integrazione che può essere considerata un approfondimento del testo. Chi lo ha, potrà inserirla facilmente nel punto opportuno, in attesa della seconda edizione che prima o poi arriverà se il libro riuscirà ad attrarre un numero sufficiente di appassionati.