Le Supernovae

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LE SUPERNOVAE
Prima di tutto mi sembra opportuno riportare la definizione di supernova: una supernova è una stella di grande massa nella fase dell'esplosione che mette fine alla sua esistenza; un evento di così immane violenza che una singola stella acquista la luminosità di un'intera galassia con oltre 100 miliardi di stelle.
Wolfgang Schuler, che viveva nella regione tedesca del Wittemberg, dovette rimanere esterrefatto quando, osservando il cielo la notte del 6 novembre 1572 (secondo il calendario giuliano), scoprì una nuova stella che brillava in mezzo a quelle ben note e riconoscibili di Cassiopea; 5 giorni più tardi anche Tycho Brahe la vide per la prima volta. La stella superò in splendore gli altri astri della costellazione, raggiungendo al picco la magnitudine apparente - 4, rivaleggiando perciò con Venere quando è al massimo della luminosità e rendendosi visibile in pieno giorno. Anche se molti la videro solo un ricercatore pensò di registrare l'evoluzione di quel corpo celeste, ed è per questo che ancora oggi se ne parla come della "stella di Tycho". Cento giorni dopo la sua prima apparizione essa era ancora brillante come Vega, cioè con magnitudine 0, e scomparve del tutto alla vista solo 1 anno e mezzo dopo, nel marzo 1574.
Un'altra famosa supernova del passato altrettanto considerevole per brillantezza apparve nell'ottobre 1604 in Ofiuco e venne descritta dal grande Keplero, già assistente di Tycho Brahe.
Solo negli anni Venti si riuscì a capire che le supernovae, come poi vennero chiamate, non sono solo semplici esplosioni termonucleari sulla superficie di una stella, ma comportano la parziale o totale distruzione della stella stessa. Nessuna supernova è stata più osservata nella Via Lattea dai tempi della stella di Keplero: il totale delle esplosioni è quindi di 5 in un millennio, variamente distribuite nei secoli. La scarsità locale di supernovae ha costretto gli astronomi a rivolgersi verso altre galassie per studiare il fenomeno, ma le distanze in gioco sono tali che i dettagli sfuggono.
Per capire bene il procedimento di eventi che porta ad una esplosione di supernova è necessario analizzare l'intera vita di una stella; il Sole e le altre stelle si formano quando grandi nubi fredde, relativamente dense, di gas e polvere si contraggono in conseguenza di un collasso gravitazionale. Il collasso di una tale nube non è un fenomeno molto probabile, essa è infatti sostenuta dalla pressione conseguente a un riscaldamento del gas a causa dell'irraggiamento delle stelle vicine, dai campi magnetici e dall'effetto centrifugo di un'eventuale rotazione. Le nubi possono collassare anche quando vengono raggiunte dall'onda d'urto dell'esplosione di una supernova.
Una volta iniziato il collasso, una nube comincia a frammentarsi, e la prosecuzione del fenomeno determina un innalzamento della temperatura, poiché l'energia gravitazionale viene convertita in calore. Dapprima la radiazione infrarossa prodotta riesce a sfuggire abbastanza facilmente, ma i frammenti, addensandosi, diventano gradualmente più opachi, trattenendo la radiazione, cosicché al loro interno la temperatura sale. Ogni frammento della nube originaria diventa così una protostella, la quale continua a collassare fino a quando (dopo circa 100.000 anni per una stella della massa del Sole) si forma un nucleo caldissimo, che ancora continua a guadagnare energia dal collasso gravitazionale. In questa fase la protostella può essere circondata da un disco di materiale da cui possono formarsi pianeti. Quando la temperatura nella regione centrale della protostella supera la soglia di circa 10 milioni di K, hanno inizio reazioni di fusione nucleare e la protostella si trasforma in una stella stabile. Una stella come il Sole impiega circa 50 milioni di anni per raggiungere la stabilità; le stelle di massa maggiore la raggiungono più rapidamente, quelle più leggere più lentamente. Le stelle sono così nient'altro che globi giganteschi fatti di gas incandescenti al cui interno due forze gareggiano una contro l'altra: la gravità e la pressione. La gravità cerca di spingere tutto verso il centro; ma quando il gas viene compresso si riscalda, e la pressione che ne deriva compensa la gravità. L'elemento determinante per l'evoluzione di una stella è la massa, cioè la quantità di materia che la compone, è necessaria perciò a questo punto una scissione tra stelle di grande massa e stelle di piccola massa. Un esempio di stella di piccola massa è il nostro Sole: il combustibile del Sole (problema studiato dal fisico ottocentesco Lord Kelvin e risolto solo negli anni Venti grazie alla famosa equazione di Einstein E=mc2) proviene dallo stesso processo che fa esplodere le bombe all'idrogeno. Gli atomi di idrogeno sono i più semplici: il loro nucleo è costituito solo da un protone; tanto più caldo diventa il gas, tanto più velocemente si muovono gli atomi che lo costituiscono. Nel nucleo del Sole i protoni cozzano insieme con tanta forza da rimanere attaccati l'uno all'altro. Una serie di reazioni può fondere 4 nuclei di idrogeno (4 protoni) in un unico nucleo di elio. Il nucleo di elio, però, pesa lo 0,7 % in meno dei 4 nuclei di idrogeno che lo costituiscono e ciò significa che la fusione dell'idrogeno in elio libera 0,007 mc2: quanto basta per fare ardere il Sole per vari miliardi di anni. L'energia che si libera in una stella è stazionaria e "controllata"; non è esplosiva come quella di una bomba.
Se la massa di una stella alla nascita ha, rispetto alla massa del sole, un valore di:
Questa stella avrà una durata di vita pari a:
0,8
25 miliardi di anni
1
10 miliardi di anni
1,2
4,5 miliardi di anni
1,4
2,5 miliardi di anni
2
750 milioni di anni
3
250 milioni di anni
4
120 milioni di anni
6
50 milioni di anni
8
30 milioni di anni
10
20 milioni di anni
15
10 milioni di anni
20
8 milioni di anni
40
4 milioni di anni
60
3 milioni di anni
Il Sole è regolato in modo tale che la fusione fornisca potenza esattamente al tasso richiesto per equilibrare il calore che si disperde dalle sua superficie. È da quel calore che dipende la vita sulla Terra. Il sole continuerà a brillare per altri 5 miliardi di anni, poi si gonfierà fino a diventare una gigante rossa, abbastanza grande e luminosa da inghiottire i pianeti interni e da vaporizzare ogni forma di vita sulla Terra. Dopo questa fase, alcuni strati esterni verranno espulsi lasciando un nucleo che si contrarrà fino a diventare una nana bianca: una stella densa, non più grande della Terra, anche se centinaia di migliaia di volte più pesante. Questa debole stella, luminosa come lo è oggi la Luna, continuerà a brillare di una luminescenza azzurrina su ciò che potrà essere rimasto del sistema solare. Le nane bianche brillano di una luce sempre più fievole sino al loro totale spegnimento al termine del combustibile.
Non tutto però avviene lentamente nel cosmo; a volte infatti le stelle esplodono in modo catastrofico come supernove. Comportamenti del genere riguardano esclusivamente stelle di grande massa. Le stelle che hanno una massa 10 volte più grande di quella solare brillano con assai maggiore luminosità e si evolvono in modi molto più complicati e spettacolari. Il loro idrogeno viene consumato e trasformato in elio nel giro di un centinaio di milioni di anni, meno dell'1% della vita del Sole. La gravità, poi, spreme assai di più queste stelle così pesanti, e la loro temperatura centrale sale ancora, fino a che gli atomi di elio possono attaccarsi insieme formando nuclei di atomi più pesanti: carbonio (6 protoni), ossigeno (8 protoni) e ferro (26 protoni). Si forma così una specie di struttura a cipolla: uno strato di carbonio ne circonda uno di ossigeno, il quale a sua volta ne circonda un altro di silicio. Gli strati interni più caldi sono stati trasmutati fino a elementi ancora più in su nella tavola periodica degli elementi, e avvolgono un nucleo fatto principalmente di ferro.
Quando tutto il combustibile è stato consumato (in altre parole, quando il suo caldissimo centro è stato trasformato tutto in ferro), le stelle grandi sono di fronte a una crisi. Un'implosione catastrofica ne comprime il nucleo fino alla densità di un nucleo atomico, scatenando un'esplosione colossale che disperde nello spazio gli strati esterni scagliandoli via alla velocità di 10.000 Km al secondo. Vengono così dispersi nello spazio interstellare tutti gli elementi chimici presenti in natura e i loro isotopi. Il nostro Sole contiene il 2% di questi elementi più pesanti, essendo una stella di seconda o terza generazione , formatasi circa 5 miliardi di anni fa da una nube di gas contenente i detriti di supernove anteriori. La maggior parte del gas di tale nube andò a formare il Sole o si disperse, mentre una piccola quantità degli elementi più pesanti si raccolse assieme a formare i pianeti, fra cui la Terra, che orbitano attualmente attorno al Sole.
SUPERNOVAE STORICAMENTE NOTE NELLA GALASSIA:
Anno
Costellazione
Magnitudine apparente
Durata visibilità
Fonti
185
Centauro
-8
20 mesi
Cinesi
393
Scorpione
-1
8 mesi
Cinesi
1006
Lupo
-9
Diversi anni
Cinesi, Giapponesi, Europee, Arabe
1054
Toro
-5
22 mesi
Cinesi, Giapponesi
1181
Cassiopea
-4
6 mesi
Cinesi, Giapponesi
1572
Cassiopea
-4
18 mesi
Cinesi, Coreane, Brahe
1604
Ofiuco
-2,5
12 mesi
Cinesi, Coreane, Keplero, Galileo
Questi eventi affascinano gli astronomi, ma chi altro mai si dovrebbe interessare di stelle che esplodono migliaia di anni luce lontano da noi? Perché mai fatti del genere dovrebbero preoccupare il 99,9 della gente, i cui interessi professionali sono di natura ben più terrestre? Beh, perché se non fosse per le supernovae, le complessità della vita sulla Terra non si sarebbero mai verificate e, poco ma sicuro, noi non saremmo qui.
Dopo un'esplosione di supernova, tutto dipende dalla proporzione tra la materia che viene scagliata via e da quella che invece rimane come residuo nel fulcro dell'esplosione. Se la materia che rimane è relativamente poca, poco più di 1,4 masse solari (limite di Chandrasekhar) si formerà una cosiddetta stella di neutroni, ovvero una stella a densità e gravità talmente elevata che gli atomi di cui è composta perdono i propri elettroni compattandosi in un agglomerato di soli neutroni. Se la massa residua è invece superiore (fino a milioni di masse solari) si viene a formare un oggetto astronomico dalla gravità talmente elevata a cui neppure la luce riesce a sfuggire; tale oggetto viene chiamato Buco nero.
Un buco nero può essere considerato come una specie di "foro" nella struttura dello spazio-tempo. Né la radiazione, né alcun tipo di informazione può uscire dall'interno dell'orizzonte degli eventi (superficie immaginaria intorno a un buco nero, la velocità di fuga dalla quale è uguale alla velocità della luce). Il buco nero può rendere brillanti i suoi dintorni se c'è della materia che vi sta cadendo dentro, ma il suo interno è un luogo misterioso dove le leggi della fisica perdono ogni significato.
Anche se la teoria dei buchi neri fu elaborata nel 1916 da Karl Schwarzschild, soltanto negli ultimi 20 anni gli astronomi hanno incominciato a scoprire in cielo oggetti per spiegare i quali sembra indispensabile ricorrere a questo concetto.
La supernova più vicina osservata dopo l'invenzione del telescopio, e anche la prima visibile a occhio nudo dai tempi di Keplero, fu la supernova 1987A, vista per la prima volta nel cielo australe la notte del 23/24 febbraio 1987.
La descrizione dettagliata del comportamento della SN 1987A confermò così la precisione dei modelli costruiti sulla base di osservazioni di centinaia di supernove a partire dagli anni Trenta e da un pugno di tali spettacolari eventi registrati dagli astronomi nei secoli passati.
Lo studio di questa classe di eventi, tra i più energetici possibili in natura, si conferma tuttora uno dei settori più stimolanti e affascinanti della ricerca scientifica.
Cinquant'anni fa ignoravamo la natura di quelle piccole luci scintillanti nel cielo notturno, ora la conosciamo, o per lo meno siamo convinti di essere sulla strada giusta. Che cosa impareremo di nuovo il prossimo secolo?

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