Supernova
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Una supernova è un'esplosione stellare che sembra risultare nella creazione di una nuova stella nella sfera celeste ("nova" è il termine latino per "nuova". Il plurale è a volte scritto alla latina, supernovae; ma anche, in italiano, "supernove"). Il prefisso "super" la distingue da una nova, la quale è anch'essa una stella che aumenta la sua luminosità, ma in maniera nettamente minore e con un meccanismo diverso.
Le supernovae sono contraddistinte dall'espulsione degli strati esterni di una stella, riempiendo lo spazio circostante di idrogeno ed elio (oltre ad altri elementi). I detriti formano quindi nubi di polveri e gas. Un'esplosione di supernova può comprimere del gas preesistente che si trovava vicino alla stella e si suppone che ciò possa innescare processi di formazione stellare.
Difficilmente la mente umana può comprendere la vastità di un cataclisma immane come una supernova: la sua luminosità è tipicamente un miliardo di volte superiore a quella del Sole, e gli strati esterni della stella vengono espulsi a migliaia di chilometri al secondo. Qualunque pianeta orbitasse attorno alla stella verrebbe prima vaporizzato e poi spazzato via come un granello di polvere da una specie di valanga incandescente grande come il cielo intero. Al contempo, una supernova è l'unico meccanismo naturale conosciuto per produrre gli elementi più pesanti del ferro (tra cui cobalto, uranio, nichel, piombo, iodio, tungsteno, oro e argento), indispensabili alla nostra civiltà e alla vita come la conosciamo, che si formano nell'atmosfera rovente della supernova sfruttando l'enorme energia a disposizione.
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[modifica] Caratteristiche
Gli astronomi hanno diviso le supernovae in diversi tipi, a seconda dei differenti elementi che appaiono nel loro spettro elettromagnetico. Queste differenze si traducono a volte in meccanismi totalmente diversi per l'esplosione.
La prima caratteristica distintiva è la presenza o l'assenza delle linee dell'idrogeno. Se lo spettro di una supernova non contiene linee dell'idrogeno, è classificata di tipo I, altrimenti di tipo II. Le supernovae di tipo I sono molto più luminose di quelle di tipo II: le prime arrivano ad una magnitudine assoluta di circa -20, con pochissima variazione tra una supernova e l'altra, mentre le seconde si fermano a -12,5 circa, con variazioni fino ad un'intera magnitudine (corrispondenti ad un fattore 2,5 nel flusso reale).
I due gruppi sono a loro volta divisi in sottogruppi, a seconda della presenza o assenza di altre linee.
[modifica] Tipo Ia
Le supernovae di tipo Ia non contengono elio, e mostrano invece linee di assorbimento del silicio. Si pensa che siano causate dall'esplosione di una nana bianca, che si trova in corrispondenza o molto vicina al limite di Chandrasekhar.
Una possibilità è che la nana bianca fosse in orbita ad una stella moderatamente massiccia. Parte della massa della compagna viene trasferita alla nana bianca, finché questa non arriva al limite di Chandrasekhar. La nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, ma l'energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi. Poiché il limite di Chandrasekhar è sempre lo stesso, queste supernovae hanno sempre la stessa energia, ed osservarne una in una galassia distante permette immediatamente di trovarne la distanza esatta. Ciò ha reso queste supernovae indispensabili nella cosmologia, dove il comportamento delle galassie distanti viene studiato per derivare le proprietà dell'Universo nel suo complesso.
Il meccanismo di una semplice nova è simile ma meno drammatico: la materia in eccedenza viene fusa prima che il limite di Chandrasekhar venga raggiunto. La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento.
L'incremento in luminosità della supernova è dato dall'energia liberata nell'esplosione, e durante il tempo piuttosto lungo che occorre perché la luminosità si riduca, la supernova è alimentata principalmente dal decadimento nucleare di nichel e cobalto radioattivo (cobalto-56) in ferro.
[modifica] Tipo Ib e Ic
Le supernovae di tipo Ib e Ic non mostrano linee dovute al silicio, e sono ancora meno comprese. Si pensa che abbiano origine da stelle alla fine della loro vita (come il tipo II), ma che avrebbero già perso tutto il loro idrogeno, e quindi impossibilitate a mostrare righe H nel loro spettro. Le supernovae di tipo Ib sono forse il risultato del collasso di una stella di Wolf-Rayet.
[modifica] Tipo II
Le supernovae di tipo II hanno origine quando il nucleo di una stella molto massiccia (almeno 8 masse solari, se non di più) ha prodotto una notevole quantità di ferro, la cui fusione assorbe energia invece di liberarla. Quando la massa del nucleo di ferro raggiunge il limite di Chandrasekhar (bastano pochi giorni), esso decade spontaneamente in neutroni attraverso un processo di fotodisintegrazione e cattura elettronica (con emissione di una prima ondata di neutrini elettronici) e, sotto l'effetto della sua stessa gravità, implode. La massa di neutroni così formatasi presenta una temperatura dell'ordine dei cento miliardi di gradi kelvin, che sarebbe virtualmente sufficiente a "vaporizzare" l'astro appena formato. Per questa ragione, i neutroni in alto stato di eccitazione termica perdono energia attraverso l'emissione di bosoni Z che decadono immediatamente in coppie di neutrini-antineutrini di tutti i sapori. Ne consegue una seconda e molto più intensa ondata di neutrini, che sottraggono un'enorme quantità di energia alla stella e iniziano a viaggiare verso l'esterno. Attraverso un processo non del tutto compreso, una parte dell'energia trasportata dai neutrini viene ceduta agli strati esterni della stella. Quando, alcune ore dopo, l'onda d'urto raggiunge la superficie della stella, la sua luminosità aumenta drasticamente e gli strati esterni vengono sparati nello spazio. Il nucleo della stella può quindi diventare una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa. I dettagli del processo sono ancora poco compresi, e non si conosce il valore esatto di massa che discrimina tra i due risultati.
Ci sono leggere varianti del tipo II, come il tipo II-P e quello II-L, ma si limitano a descrivere il comportamento della curva di luce dell'evento (le II-P mostrano un plateau temporaneo nel livello di luminosità, mentre le II-L no), e non riflettono cause fondamentalmente differenti.
[modifica] Ipernovae
Alcune stelle eccezionalmente grandi al momento della loro morte potrebbero produrre un'ipernova, un tipo di esplosione relativamente nuovo e per la maggior parte teorico. Nel meccanismo proposto per un'ipernova (o collapsar), il nucleo della stella collassa direttamente in un buco nero, e due getti di plasma estremamente energetici sono emessi dai poli di rotazione, ad una velocità quasi pari a quella della luce. Questi getti emettono raggi gamma molto intensi, e sono una delle possibili spiegazioni per i lampi gamma.
[modifica] Nomenclatura
Le scoperte di supernovae sono comunicate all'IAU, che manda quindi una circolare con il nome assegnato. Il nome è formato dall'anno della scoperta, e una designazione progressiva di una o due lettere. Le prime 26 supernovae scoperte in un dato anno ottengono le lettere da A a Z. Quelle seguenti ripartono con aa, ab e così via.
[modifica] Supernovae storiche
- 185 - nella costellazione del Centauro, osservata dai Cinesi
- 1006 - nella costellazione del Lupo, SN 1006, osservata da astronomi europei ed orientali
- 1054 - nella costellazione del Toro, formazione della Nebulosa del Granchio, registrata dagli astronomi cinesi e forse dagli indiani d'America.
- 1572 - nella costellazione di Cassiopea, supernova osservata da Tycho Brahe, il cui libro De Nova Stella (Sulla stella nuova) dette origine al nome "nova" per queste stelle.
- 1604 - supernova nell'Ofiuco, osservata da Giovanni Keplero (stella di Keplero). L'ultima supernova osservata nella Via Lattea.
Le supernove del 1572 e del 1604 furono usate da Galileo come prova contro l'immutabilità delle sfere celesti, dottrina sostenuta dai filosofi del tempo, dottrina che veniva fatta risalire ad Aristotele ed alla scuola peripatetica.
[modifica] Supernovae importanti
- 1987 - Supernova 1987a osservata entro poche ore dopo la sua esplosione, è stata la prima occasione per testare le moderne teorie sulla formazione di supernovae con le osservazioni.
- 2006 - Supernova SN 2006gy osservata la prima volta il 18 settembre 2006, si trova nella galassia NGC 1260 a circa 240 milioni di anni luce. La prima analisi del fenomeno è stata pubblicata dalla NASA il 7 Maggio 2007 e descrive questo evento come "la maggiore esplosione stellare mai registrata". La stella originaria, che aveva una massa pari a 150 volte quella del sole, presenta analogie con la vicina Eta Carinae.
Le supernovae lasciano spesso al loro posto dei resti di supernova. Lo studio di questi oggetti è utile per migliorare la nostra conoscenza sul fenomeno.
[modifica] Ruolo delle supernovae nell'evoluzione stellare
Le supernovae tendono ad arricchire lo spazio interstellare circostante con metalli, che per gli astronomi includono anche elementi chimici non metallici più pesanti dell'elio. Così ogni generazione di stelle ha una composizione leggermente differente, che va da una mescolanza quasi pura di idrogeno ed elio a una composizione più ricca di metalli. La differente abbondanza di elementi chimici ha un'influenza importante sulla vita di una stella, e può influenzare in maniera decisiva la possibilità di avere dei pianeti che le orbitino intorno.
[modifica] Effetto delle supernovae sulla Terra
Speculazioni sugli effetti di supernovae vicine alla Terra si focalizzano spesso su stelle massicce, come Betelgeuse, una supergigante rossa a 427 anni luce che è una candidata a divenire una supernova di tipo II. Diverse stelle visibili entro poche centinaia di anni luce dal Sole sono candidate a diventare supernovae entro i prossimi 1000 anni. Sebbene spettacolari, si ritiene che queste supernovae "prevedibili" abbiano poco potenziale di provocare qualche effetto sul nostro pianeta. Le supernovae di tipo Ia, tuttavia, si pensa siano potenzialmente molto più pericolose se nascono abbastanza vicino alla Terra; poiché esse hanno origine dalle comuni e poco luminose nane bianche, è probabile che una supernova che possa produrre degli effetti sulla Terra possa nascere in modo non prevedibile in un sistema solare non ben studiato. Una teoria suggerisce che una supernova di tipo Ia dovrebbe essere più vicina di 1000 parsec (3300 anni luce) per produrre un effetto sulla Terra[1].
Stime recenti predicono che una supernova di tipo II dovrebbe essere più vicina di 8 parsec (26 anni luce) per distruggere metà dello strato protettivo di ozono della Terra[2]. Tali stime si sono occupate soprattutto di modelli atmosferici e hanno preso in considerazione soltanto il flusso di radiazioni proveniente da SN 1987A, una supernova di tipo II nella Grande Nube di Magellano. Stime del tasso di formazione delle supernovae entro 10 parsec dal nostro pianeta danno un risultato variabile da una volta ogni 100 milioni di anni[3] a una volta ogni 10 miliardi di anni [4].
Nel 1996 gli astronomi dell'Università dell'Illinois hanno teorizzato che tracce di supernovae del passato potrebbero essere rintracciabili sulla Terra sotto forma di firme radioattive dovute a isotopi metallici negli strati di roccia. In seguito, isotopi di ferro-60 sono stati segnalati nelle rocce del fondale profondo dell'Oceano Pacifico da ricercatori dell'Università Tecnica di Monaco.[5][6]
[modifica] Bibliografia
- (EN) Historical records of supernovae
- (EN) Supernovae observed in the Milky Way: Historical Supernovae
[modifica] Note
- ^ (EN) Michael Richmond, 8 aprile 2005 Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?
- ^ Neil Gehrels, Claude M. Laird, Charles H. Jackman, John K. Cannizzo, Barbara J. Mattson, Wan Chen - Astrophysical Journal 10 marzo 2003, vol. 585 Ozone Depletion from Nearby Supernovae
- ^ C. Whitten, J. Cuzzi, W. J. Borucki & J. H. Wolfe - Nature 1976, vol. 263 Effect of nearby supernova explosions on atmospheric ozone
- ^ D. H. Clark, W. H. McCrea, F. R. Stephenson - Nature 1977, vol. 265 Frequency of nearby supernovae and climactic and biological catastrophes
- ^ University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences, 2005-2006 Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion
- ^ K. Knie, G. Korschinek, T. Faestermann, E. A. Dorfi, G. Rugel and A. Wallner - Physical Review Letters 2004, vol. 93 60Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source
[modifica] Altri progetti
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[modifica] Voci correlate
[modifica] Collegamenti esterni
[modifica] Bibliografia
- (EN) Adam Burrows, "Supernova explosions in the universe", Nature, Vol 403 Pag 727, 17 febbraio 2000
