“Siamo fatti di polvere di stelle” è un’affermazione famosa quanto affascinante. Ed anche vera: dopo il Big Bang l’universo conteneva solo gli atomi piĂą leggeri, idrogeno ed elio, ed ogni altro elemento che è parte integrante della vita – il calcio nelle nostre ossa, il ferro nel nostro sangue – e dell’ambiente che ci circonda è stato sintetizzato nelle stelle ed espulso durante le esplosioni di supernove in spettacolari fuochi d’artificio cosmici. Oggi possiamo vedere i magnifici resti delle esplosioni avvenute nel passato.
Cosa sono le supernove?
Possiamo pensare alle stelle come ad enormi sfere di plasma tenute insieme dalla gravità ed alimentate dalla fusione nucleare che avviene nel loro nucleo. Il calore generato dalla fusione nucleare crea una pressione verso l’esterno (chiamata pressione di radiazione) che viene bilanciata dalla spinta verso l’interno della forza di gravità .
Fino a quando queste due forze sono bilanciate la stella è in equilibrio idrostatico e risulta perciò stabile. Un’esplosione di supernova rappresenta invece una instabilità catastrofica e la vittoria di una delle due forze sull’altra, che porta alla distruzione della stella.
Quando una stella fa “boom”
Il modo in cui una stella muore e la spettacolarità dell’evento dipendono in gran parte dalla sua massa e dall’avere o meno uno o più stelle compagne che orbitano nelle vicinanze. Prendiamo ad esempio una stella isolata e di massa pari a circa 10 volte la massa solare. Questa stella vive per milioni di anni, fondendo idrogeno in elementi chimici sempre più pesanti.
Una volta che la stella brucia il suo combustibile iniziale (appunto, l’idrogeno) fino a creare il ferro, la fusione nucleare non può più continuare. Questo è dovuto al fatto che elementi chimici più pesanti del ferro sono creati non più in un processo di fusione nucleare, che è esotermico e genera energia, bensì in un processo di fissione nucleare, che è endotermico e richiede energia dall’ambiente esterno.
Senza l’energia generata dalla fusione nucleare, la pressione verso l’esterno viene a mancare e il nucleo della stella collassa sotto il peso della gravità , mentre gli strati esterni della stella vengono espulsi. Il nucleo si comprime al punto da concentrare una intera massa solare in una regione con un diametro di pochi chilometri: una stella di neutroni. In casi in cui la massa della stella è particolarmente grande (anche fino a qualche centinaio di masse solari) il nucleo può trasformarsi in un buco nero stellare.
Se le stelle sono due
Quando le stelle si trovano in sistemi binari ed esplodono come supernove una dopo l’altra alla fine della loro vita, quello che rimane può essere una coppia orbitante di stelle di neutroni (o una stella di neutroni ed un buco nero, o due buchi neri). Col tempo, questi oggetti compatti spiraleggiano sempre più vicini fino al punto di collidere e formare un oggetto ancora più compatto. Questo processo è stato recentemente confermato dalla scoperta di onde gravitazionali prodotte dall’unione di due buchi neri.
Fenomeni elusivi e cruciali per la scienza
La prima osservazione di una supernova di cui si abbia traccia storica è ad opera di astrofili cinesi e risale all’anno 1006. Al loro picco di luminosità , le supernove possono brillare più luminose di un miliardo di soli. Eppure, dato che la maggior parte di questi oggetti si trova lontano dalla Terra, la loro osservazione risulta ancora difficile nonostante sempre più telescopi siano puntati a catturare questi fenomeni. Quello che tipicamente osserviamo è ciò che segue l’esplosione: una nube gigante di resti in espansione.
I resti di supernove presentano una gamma di colori che va dal rosso scuro all’ultravioletto e raccontano la storia della loro stella progenitrice e della fisica alle condizioni più estreme di temperatura, densità e gravità .
- Leggi di piĂą sulle ultime teorie riguardo alle supernove in Scientific American, Stellar Fireworks di Daniel Kasen, a cui questo articoli si ispira.
- Guarda qui altre immagini di supernove.
