Che cos’è una Supernova?

In tre parole, una supernova è una stella in esplosione. Una supernova è più intensa di una nova, ma meno di una ipernova. Questi eventi cosmici sono estremamente luminosi e possono generare esplosioni di radiazione che, per un breve periodo, possono superare in luminosità un’intera galassia, per poi diminuire la loro intensità nel corso di settimane o mesi. Durante questa fase, una supernova può emettere tanta energia quanta ne emetterebbe il Sole durante l’intero corso della sua vita.

Come vengono studiate le Supernovae

Utilizzando telescopi ottici, gli astronomi possono stimare la quantità di luce prodotta da una supernova. Queste misurazioni possono essere utilizzate per determinare come luminosità e colore di una supernova variano nel tempo. Gli astronomi possono analizzare la luce tramite un prisma, il quale scompone la luce emessa dalla supernova nello spettro di colori che la compone. Da queste osservazioni, è possibile determinare in che modo la luminosità della luce dipenda dalla lunghezza d’onda. La luminosità potrebbe cambiare a tutte le lunghezze d’onda e lo spettro di una supernova può variare nel tempo fino a svanire completamente, naturalmente.

Lo studio di una supernova va oltre il semplice esame di un normale spettacolo luminoso. Sia la luce sia lo spettro di colori di una supernova possono fornire informazioni fondamentali sulla fisica che avviene durante e dopo le esplosioni supernovaiche. Comprendere come avviene e si sviluppa un’esplosione di supernova è cruciale per capire perché alcune stelle esplodono. Le supernovae hanno un ruolo fondamentale nella produzione e dispersione di elementi nel mezzo interstellare. Gli elementi che formano stelle, pianeti e la vita sulla Terra sono generati e sparsi dalle supernovae: in un certo senso, possiamo dire di essere fatti di polvere di stelle.

Convenzione di Nomenclatura

Le supernovae vengono segnalate al Bureau Centrale per i Telegrammi Astronomici dell’Unione Astronomica Internazionale, che le assegnano un nome. Il nome inizia con “SN”, il prefisso per supernova, seguito dall’anno, e da una sequenza di lettere da A a Z. Le prime 26 supernovae ricevono una lettera maiuscola (A-Z). Seguono coppie di lettere minuscole, come aa, ab, ac, e così via. Ad esempio, la 367ª supernova scoperta nel 2005 sarebbe denominata SN 2005 nc.

Questa convenzione di nomenclatura è utilizzata fin dal 1885. Tuttavia, fino al 1947, raramente venivano trovate più di una supernova all’anno. Le designazioni composte da due lettere sono state necessarie solo a partire dal 1987, e dal 1988, queste sono diventate sempre più richieste ogni anno.

Tipi di Supernovae

Dal 1941, Rudolf Minkowski scoprì che alcuni spettri contengono idrogeno e altri no, pertanto le supernovae sono classificate in Tipo I, quelle che non mostrano idrogeno nel loro spettro, e Tipo II, quelle che mostrano chiaramente linee di idrogeno. Dal 1985, le supernovae di Tipo I sono state ulteriormente classificate. Le supernovae di Tipo Ia mostrano una linea spettrale di silicio a 615 nm, mentre le Tipo Ib non l’hanno. Le supernovae di Tipo Ib mostrano forti linee di elio, al contrario delle Tipo Ic.

Le supernovae di Tipo I vengono classificate in base ai massimi netti e al decadimento regolare della luce nelle loro curve di luce. L’inizio di una supernova di Tipo I può essere modellato come un’esplosione di una nana bianca di carbonio compressa sotto la pressione della degenerazione elettronica.

Modelli di Supernovae

Si assume che una nana bianca accumuli una massa sufficiente per superare il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari (per le nane bianche, questa è la massa alla quale il nucleo della stella non può più resistere al collasso gravitazionale). La temperatura del nucleo della nana bianca aumenta notevolmente, innescando una catena di reazioni di fusione nucleare che portano all’esplosione della stella.

Questo modello è coerente con il fatto che le supernovae di Tipo I sono carenti di idrogeno, poiché le nane bianche contengono quasi zero idrogeno. Inoltre, il lento decadimento della luce è coerente con il modello, in quanto il decadimento radioattivo di elementi pesanti instabili prodotti dalla supernova genera la maggior parte dell’energia.

Le supernovae di Tipo I possono essere ulteriormente classificate in tipi Ia, Ib e Ic. Le supernovae di Tipo Ia sono caratterizzate dalla mancanza di idrogeno e hanno una linea di silicio ionizzato osservabile a 615.0 nm. Le supernovae di Tipo Ib presentano una linea di elio non ionizzato a 587.6 nm e nessuna caratteristica di assorbimento del silicio a 615.0 nm. Le supernovae di Tipo Ic mostrano linee di elio deboli o assenti così come nessuna caratteristica di assorbimento del silicio nei pressi di 615.0 nm. A volte, le supernovae di Tipo Ib e Ic sono difficili da distinguere, pertanto gli astronomi potrebbero indicare “Tipo Ibc” per evitare difficoltà nel nomenclatura precisa.

Le supernovae di Tipo II sono modellate su stelle massive che esplodono e/o implodono. Un plateau è evidente nelle loro curve di luce pochi mesi dopo l’inizio. L’interpretazione di questo plateau è che l’energia è generata dal riscaldamento e dal raffreddamento dello strato esterno della stella mentre viene portato nello spazio. L’osservazione di forti spettri di idrogeno ed elio conferma questo, poiché si prevede che ci siano grandi quantità di questi elementi gassosi negli strati più esterni della stella massiva.

Le supernovae di Tipo II possono essere ulteriormente suddivise in base ai loro spettri. Il Tipo IIP mostra un plateau nelle sue curve di luce. Il Tipo IIL presenta un declino lineare nelle curve di luce (magnitudine contro tempo). Inoltre, mentre la maggior parte delle supernovae di Tipo II mostra linee di emissione ampie che indicano un’espansione a velocità dell’ordine di migliaia di km/s, alcune posseggono linee relativamente strette. Queste vengono etichettate come Tipo IIn (“n” come in “stretto”). Le supernovae peculiari vengono annotate con “pec”. Alcune supernovae cambiano tipo nel corso di settimane e mesi, iniziando con linee di idrogeno dominate da linee di elio. La combinazione di caratteristiche tra i Tipi II e Ib ha contribuito alla notazione di queste supernovae come Tipo IIb.

Dove si verificano le Supernovae

Le supernovae sono state osservate in galassie in tutto l’Universo. Esistono tre tipi di galassie: ellittiche, spirali, irregolari. Le supernovae di Tipo Ibc e II si sono verificate in galassie spiraliformi e irregolari, specificamente in aree di queste galassie dov’è avvenuta la formazione di stelle massicce negli ultimi 10 milioni di anni circa. Poiché le supernovae di Tipo II non sono state osservate in galassie ellittiche, si dice che queste supernovae si verifichino con le esplosioni di stelle massicce.

Le supernovae di Tipo Ia sono state osservate in tutti i tipi di galassie, ma generalmente non nelle prossimità di formazioni di stelle massive. Poiché poche o nessuna stella si forma nelle galassie ellittiche, si presume che le supernovae di Tipo Ia derivino da stelle più anziane e meno massicce.

Teorie sulle Supernovae: La Stella della Morte

I teorici tendono a notare che le stelle con più di 8 masse solari tendono a esplodere, se lo fanno, come supernovae di Tipo II e Tipo Ibc. Queste stelle sono relativamente giovani e massicce, manifestandosi in galassie irregolari o spiraliformi. Inoltre, notano che le supernovae di Tipo Ia possono derivare dall’esplosione di stelle a bassa massa denominate nane bianche.

Lo studio di come le stelle si sviluppano e evolvono nel tempo è fondamentale per comprendere le supernovae. Un esame approfondito delle stelle può essere suddiviso in uno studio interno e uno esterno poiché due eventi diversi avvengono all’interno e all’esterno delle stelle. Le stelle producono energia durante tutto il loro ciclo vitale attraverso un processo noto come fusione nucleare.

La fusione nucleare è un processo in cui i nuclei atomici (i nuclei protoni/neutrone degli atomi) si fondono per formare nuovi elementi, rilasciando incredibili quantità di energia. Nelle stelle, i nuclei di elementi più leggeri come idrogeno ed elio si fondono, a temperature e pressioni estreme nel nucleo delle stelle, per produrre nuclei di elementi più pesanti. Si noti che gli elettroni fluiscono liberamente dai nuclei atomici sotto le pressioni e temperature estreme nel nucleo delle stelle.

Usando il principio massa-energia scoperto da Albert Einstein, E=mc² (energia = massa per il quadrato della velocità della luce), sappiamo che masse grandi di materia producono energia. Le fusioni nucleari all’interno delle stelle generano enormi quantità di energia che esplodono verso l’esterno stellare, parte della quale diventa la luce che brilla delle stelle.

Nel nucleo di stelle massive superiori a 8 masse solari, la fusione nucleare dà origine a una catena di formazioni di elementi: dal nucleo di idrogeno a quello di elio, fino a reazioni complesse che alla fine portano a nuclei di silicio, che formano infine nuclei di ferro. Un nucleo di ferro è l’elemento più stabile che si verifica naturalmente al di fuori delle esplosioni di supernovae; non può essere fuso in elementi più pesanti senza esplosioni di energia incredibilmente grandi. Per questo motivo, il nucleo delle stelle massive diventa lentamente un grande blocco di nuclei di ferro.

Una volta che il nucleo di una stella è completamente saturo di nuclei di ferro, le fusioni nucleari cesseranno e la produzione di energia della stella avrà termine. Senza energia per sostenersi, la stella collasserà: il suo nucleo non può più resistere alla forza della propria gravità. Il nucleo della stella e tutta la materia sopra di esso verranno schiacciati verso l’interno dalla gravità.

Alla fine, solo i neutroni sopravvivranno all’implosione della stella, e in questo atto finale, i neutroni formeranno un nuovo nucleo che diventa quello che è noto come stella di neutroni. Quando il nucleo di neutroni si stabilizza, ciò che resta della stella massiva precedente rimarrà in uno stato di limbo.

Una volta che il nucleo smette di collassare, come una molla perfetta super-compressa, rimbalza indietro e rilascia tutta l’energia compressa. Questa onda d’urto esploderà e attraverserà gli strati esterni della stella. Tutto ciò che era la stella massiva si estingue in un’esplosione, scusate il gioco di parole, astronomica, e solo la nuova stella di neutroni potrebbe sopravvivere al botto.

Le stelle massive tendono a morire con una supernova di Tipo II o Tipo Ibc. L’intero processo di supernova avviene nel giro di pochi millisecondi.

A volte, un nucleo collassato di neutroni diventa talmente massiccio da non rimbalzare mai completamente e forma invece un orizzonte degli eventi (lo strato esterno di un buco nero da cui non può sfuggire neppure la luce) alla base del suo collasso. Le pressioni accumulate non riescono mai a fuggire da questo orizzonte degli eventi e non c’è un’onda d’urto a dare inizio a una supernova. Alla fine, i resti stellari cadono nel nuovo buco nero in formazione. Si teorizza che a volte una supernova possa comportare la formazione di un buco nero, a determinate condizioni.

Il Sole non morirà con una supernova. Questo Sole, a un ritmo lento, fonderà i nuclei di idrogeno del suo nucleo in nuclei di elio nel corso dei prossimi 5 miliardi di anni circa. Una volta che il suo nucleo sarà composto interamente di elio, questi si fonderanno lentamente in nuclei di carbonio in un periodo relativamente breve.

I nuclei di carbonio a loro volta non si fonderanno in altri elementi perché il Sole non è abbastanza caldo. Il nucleo di carbonio non sosterrà più il Sole e collasserà sotto il proprio peso. Nonostante ciò, il manto di elettroni in libera circolazione nel Sole resisterà al collasso totale. Il Sole diventerà una nana bianca.

Ciò che rimane al di fuori della nana bianca viene espulso per formare una nebulosa planetaria. Mentre questa nebulosa si espande lentamente nello spazio nel corso di migliaia di anni, la nana bianca di quello che era il Sole continuerà a brillare, dissipando ciò che rimane della sua energia per i prossimi miliardi di anni. Questa nana bianca continuerà ad esistere fino a quando non raggiungerà le condizioni per una supernova di Tipo Ia, come spiegato nella sezione “Modelli di Supernovae” sopra.

Effetti delle Supernovae

L’esplosione provocata da una supernova ha effetti significativi sullo spazio circostante. La tremenda onda d’urto causata da una supernova può comprimere e condensare il gas nell’ambiente. Se il gas era abbastanza denso per cominciare, la pressione esercitata su di esso potrebbe collassare nella formazione di nuove stelle. Un’esplosione di supernova potrebbe creare nuovi elementi, specialmente quelli più pesanti del ferro. Questi nuovi elementi si disperdono nello spazio e arricchiscono i mezzi gassosi circostanti. In questo modo, le stelle formate dopo le supernovae tendono ad avere concentrazioni maggiori di elementi pesanti. Infatti, proprio questo arricchimento del gas nella Via Lattea ha contribuito all’emergere della vita sulla Terra!

Le supernovae possono anche inviare piccole particelle di protoni, alfa (nuclei di elio) ed elettroni attraverso lo spazio (tutte queste sono chiamate raggi cosmici o particelle di raggi cosmici). Si dice che l’emissione di queste particelle ad alta energia e alto impulso sulla Terra abbia contribuito a mutazioni genetiche e, quindi, all’evoluzione biologica sulla Terra.

Supernovae e il Destino dell’Universo

Le supernovae di Tipo Ia sono i soggetti più luminosi dell’Universo. Sono utilizzate come indicatori di luce che possono essere impiegati per stimare distanze nello spazio. Attualmente, gli astronomi stanno utilizzando la luce delle supernovae di Tipo Ia per misurare distanze nelle galassie vicine. Si teorizza che misurando queste distanze insieme alla velocità con cui queste galassie si allontanano da noi (a causa dell’espansione costante dell’Universo), in uno studio serio condotto da Edwin Hubble, possiamo misurare quanta materia ci sia nell’Universo e il destino finale dell’Universo stesso.

Secondo Einstein e la teoria della relatività generale, la quantità di materia nell’Universo contribuisce alla geometria che possiede. Einstein teorizzò che la materia curva lo spazio e il tempo attorno ad essa, e quindi dell’intero Universo. Maggiore è la massa, maggiore è la curvatura: una maggiore curvatura significa che l’espansione dell’Universo si fermerà a causa della forza gravitazionale. Se ciò accade, l’Universo imploderà in un Grande Collasso. D’altra parte, se non c’è abbastanza materia per causare un Grande Collasso, l’espansione dell’Universo continuerà indefinitamente.