Supernovae: le esplosioni stellari più brillanti di una intera galassia

Le supernovae sono esplosioni stellari che emettono tanta energia quanta ne emette il Sole durante tutto l'arco della sua vita. La loro luminosità è così elevata, miliardi di volte quella del Sole, da essere confrontabile o superiore a quella della galassia in cui esse sono esplose. L'esplosione avviene attraverso due meccanismi primari, ovvero il collasso del nucleo di una stella di massa superiore alle 8 masse solari o la disintegrazione di una nana bianca a seguito dell'innesco esplosivo di fusione nucleari conseguente all'acquisizione di massa da una stella compagna.

Le supernovae sono state fondamentali affinché la vita potesse svilupparsi. Le stelle progenitrici della supernovae producono infatti tutti gli elementi più pesanti del carbonio e dell'ossigeno, come il magnesio, il calcio o il ferro, tutti elementi indispensabili per la vita umana. L'esplosione di supernova si occupa poi di diffondere questi elementi nel cosmo, da cui nuove generazioni di stelle e pianeti si formano.

Gli eventi di supernova avvengono in media ogni centinaio di anni in una tipica galassia. Tuttavia, l'ultima supernova ad essere esplosa nella nostra galassia, la Via Lattea, è la supernova di Tycho/Kepler, risalente al 1604. Questo ritardo rispetto al tasso previsto di supernovae porta molti scienziati ad indicare come imminente una nuova esplosione nella Via Lattea. Il candidato attualmente più probabile sembra essere la stella Betelgeuse nella costellazione di Orione, balzata di recente agli onori delle cronache a causa di una repentina variazione di luminosità che sembrava essere il preludio alla sua esplosione in supernova.

I diversi tipi di supernovae

Le supernovae sono eventi transienti, cioè di durata limitata nel tempo, che sono stati osservati e annotati dall'uomo sin dall'antichità, per esempio dagli astronomi cinesi da cui abbiamo appreso la data esatta dell'esplosione della supernova che ha dato origine alla Nebulosa del Granchio. Grazie allo sviluppo dei telescopi e degli spettrografi, in grado di separare la luce nelle sue lunghezze d'onda costituenti, gli astronomi sono stati in grado di separare le supernovae in due grandi categorie, tipo I e II, sulla base degli elementi chimici in esse presenti.

Le supernovae di tipo I sono quelle che non mostrano la presenza di idrogeno quando analizzate tramite gli spettrografi. Esse si suddividono a loro volta in Ia, Ib e Ic, a seconda che vi sia presenza di silicio (Ia),  elio (Ib), nè silicio nè elio (Ic).  Le supernovae di tipo II mostrano invece la presenza di idrogeno nei loro spettri. Le supernovae di tipo Ia si trovano in tutte le galassie, anche quelle ellittiche dove non vi è formazione di nuove stelle. Le supernovae di tipo Ib, Ic e II si trovano invece solo nelle galassie a spirali, in corrispondenza delle zone di formazione stellare.

Le diverse caratteristiche degli elementi chimici presenti e il fatto di trovarsi solo in una certa tipologia di galassie ci dà indicazioni sul fatto che dietro la classificazione Ia, Ib, Ic e II si nascondono diversi meccanismi fisici che danno origine a queste supernovae.

Come si formano le supernovae

Supernovae di tipo Ib, Ic e II

Le supernovae di tipo Ib, Ic e II sono generate dal collasso del nucleo di stelle aventi massa superiore alle 8 masse solari. Queste stelle hanno temperature superficiali dell'ordine di 25000-50000 °C e data la loro grande massa trascorrono un periodo di tempo dell'ordine di soli decine di milioni di anni nella fase di sequenza principale in cui bruciano idrogeno nel nucleo, un tempo relativamente piccolo se confrontato ai 10 miliardi di anni che invece trascorre il Sole in questa fase. Dopo aver esaurito l'idrogeno nel nucleo, esse iniziano ad attraversare le stesse fasi di vita che stelle simili al Sole attraversano, ad esempio la fusione di idrogeno attorno al nucleo e poi dell'elio nel nucleo, ma con tempi scala decisamente più brevi.

La grande differenza si ha allorquando queste stelle massicce raggiungono la fase in cui il loro nucleo è fatto di carbonio e ossigeno. Stelle simili al Sole non hanno abbastanza massa, e quindi gravità, per comprimere ulteriormente il nucleo, innalzare temperatura e densità, ed innescare la fusione nucleare dell'ossigeno e del carbonio, mentre stelle di massa superiore alle 8 masse solari hanno questa capacità. Dalla fusione di carbonio e ossigeno si generano elementi via via più pesanti, ad esempio sodio, silicio, magnesio, fino ad elementi che sulla tavola periodica si trovano in prossimità del ferro.

A questo punto però le cose cambiano. La stella ha assunto una struttura simil-cipolla, con gli elementi più leggeri in superficie e quelli più pesanti verso l'interno. Il nucleo è fatto completamente di ferro e nonostante la temperatura si aggiri sugli 8 miliardi di gradi e la densità sia decine di miliardi di volte quella del ferro sulla Terra, nuove reazioni di fusione nucleare non possono innescarsi. A questo punto avviene il processo di fotodisintegrazione, cioè la radiazione elettromagnetica è così energetica che urtando gli atomi di ferro li scinde prima in elio e poi in protoni. I protoni a loro volta catturano gli elettroni liberi nel nucleo della stella liberando neutrini che fuggono via dalla stella.

Questi processi rimuovono dalla stella l'energia che le permetteva di evitare l'accrescimento di nuovo materiale sul nucleo. Di conseguenza gli strati più esterni della stella iniziano letteralmente a cadere verso il nucleo di ferro ad una velocità di circa il 10% quella della luce. Man mano che il materiale cade, la densità del nucleo aumenta fino a diventare tre volte quella dei nuclei atomici. Il nucleo stellare si indurisce e il materiale che sta ancora cadendo rimbalza sul nucleo generando una potentissima onda d'urto che altro non è che l'esplosione di supernova.

Questa onda d'urto causa l'espulsione di tutto il materiale attorno al nucleo e l'emissione di radiazione elettromagnetica fino a miliardi di volte la luminosità del Sole. Questo evento catastrofico rende le supernovae estremamente luminose, fino anche ad essere più luminose della galassia in cui esse sono esplose.

Supernovae di tipo Ia

Le supernovae di tipo Ia si formano con un meccanismo diverso dalle supernovae a collasso stellare. L'assenza di idrogeno nei loro spettri indica che sono oggetti stellari evoluti, cioè che hanno già bruciato tutto l'idrogeno a loro disposizione. Le supernovae di tipo Ia si formano infatti a partire da una o più nane bianche in un sistema binario.

Se la compagna di una nana bianca è abbastanza vicina affinché si abbia uno scambio di materia tra le due, la grande gravità della nana bianca strappa via il materiale dalla stella compagna. L'accumulo di materia prosegue fino a quando la nana bianca non ha raggiunto la massa di 1,4 masse solari, il cosiddetto limite di Chandrasekhar. A quel punto, si ha l'innesco di una reazione di fusione nucleare esplosiva dell'ossigeno e del carbonio che coinvolge tutta la nana bianca.

Le supernovae di tipo Ia, a causa del limite di 1,4 masse solari, hanno tutte quasi la stessa luminosità, per cui possono essere usate per misurare le distanze nell'Universo. È proprio grazie alle supernovae di tipo Ia che sappiamo che l'Universo è in espansione accelerata a causa dell'energia oscura.

Cosa succede quando esplode una supernova e cosa resta dopo

Le supernovae a collasso stellare lasciano dietro di sè due oggetti. Il primo è un oggetto compatto che può essere una stella di neutroni, se la stella progenitrice ha massa tra le 8 e le 25 masse solari, oppure un buco nero se la massa è superiore alle 25 masse solari. Le supernovae di tipo Ia coinvolgono invece tutta la stella per cui esse non lasciano dietro di se nessun oggetto compatto, ma vengono completamente disintegrate disperdendosi nello spazio. In ogni caso, le onde d'urto prodotte dall'esplosione possono favorire la formazione di nuove stelle.

Oltre all'oggetto compatto, le supernovae lasciano dietro di se un "resto di supernova", ovvero una nebulosa in espansione fatta del materiale stellare che è stato sparato via dall'onda d'urto della supernova. Il resto di supernova contiene elementi radioattivi in decadimento, come nichel e cobalto, e tutti gli elementi chimici che sono stati formati nel corso della vita della stella progenitrice. I resti di supernovae hanno il grande pregio di arricchire il cosmo di tutti quegli elementi senza i quali la vita sulla Terra non sarebbe mai potuta nascere.

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