SN 2014J

Tra le dieci scoperte dell’ultimo decennio alla POSIZIONE 9 troviamo la prima robusta prova osservativa dell'origine termonucleare delle Supernovae Ia: SN 2014J Oggi sappiamo bene che non solo le stelle massicce, ma anche le stelle di piccola massa, dell’ordine del nostro Sole, possono in verita’ morire in modo esplosivo, a patto che si trovino in un sistema stellare binario/multiplo. Infatti, una volta bruciato tutto l’idrogeno e l’elio nel nucleo, queste stelle perdono rapidamente massa, fino a spogliarsi di tutto il loro inviluppo nell’arco di qualche centinaio di migliaia di anni. Il materiale cosi' espulso, potrebbe formare una bellissima nebulosa planetaria, e il nucleo di carbonio-ossigeno della stella (o in rari casi di ossigeno-neon-magnesio) diverra’ visibile come una “nana bianca”. Fin qui tutto tranquillo, e tutto resterebbe tranquillo nel caso in cui la nostra nana bianca non abbia una stella compagna. In tal caso, si raffreddera' progressivamente, indebolendosi sempre piu’ in luminosita’. Ma se invece la stella e’ in compagnia, allora le cose potrebbero divenire meno… noiose. Se la compagna e' una stella piu’ giovane, con ancora tutto l’inviluppo (come ad esempio il sistema Sirio A e Sirio B), la nana bianca potrebbe “rubare” gravitazionalmente materiale alla compagnia, crescendo in massa fino a superare una massa critica (nota come “Massa di Chandrasekhar”, pari a circa 1.4 masse solari per una nana bianca di carbonio e ossigeno). A questo punto tutta la struttura collasserebbe su se stessa, facendo aumentare esponenzialmente densita’ e temperatura interne, e di conseguenza innescare violentemente la fusione nucleare del carbonio, facendo esplodere la nana bianca come una gigantesca bomba nucleare, una supernova Ia!! Oppure la compagna potrebbe essere una seconda nana bianca. In quest’ultimo caso, le due stelle potrebbero orbitare l’una attorno all’altra, perdendo progressivamente energia orbitale attraverso l’emissione di onde gravitazionali, arrivando a una fusione delle due nane bianche. Anche in questo caso, la massa di Chandrasekhar potrebbe essere superata, innescando la micidiale esplosione. Sono comunque da tenere a mente anche alcuni scenari in cui l'esplosione puo` iniziare ben prima del raggiungimento della massa di Chandrasekhar, come il caso in cui la nana bianca accumuli dalla compagna materiale ricco di elio. In questo caso, l'elio puo` detonare come una potentissima nova in superficie, innescando pero` poi la fusione violenta del carbonio in tutta la stella, anche se la sua massa e` ancora lontana dal valore critico. In ogni caso, vi e' comunque l'esplosione di una nana bianca di carbonio e ossigeno all'origine delle supernove Ia. La galassia M82, la freccia indica SN 2014J. Credits: heasarc.gsfc.nasa.gov Chi non vede... non crede! Fino al 2014, non c'erano pero’ solide prove osservative che le nane bianche fossero all’origine delle esplosioni delle supernovae Ia. Decenni di solido lavoro teorico (e prove circostanziali) lo suggerivano, ma mancavano le osservazioni (fondamentali!) per comprovare e consolidare il tutto. Ma nel gennaio 2014, una stella è esplosa nella galassia Messier 82. Essenzialmente una nostro vicina di casa, a “soli” 11.5 milioni di anni luce di distanza. L’analisi spettrale delle luce, in particolare la forte presenza di linee spettrali del silicio e di elementi del gruppo del ferro, non lascio’ dubbi: si trattava della supernova di tipo Ia. In particolare si attesto’ come quella più vicina alla Terra in quattro decenni! Poiché l'esplosione era così vicina, gli astronomi sono stati in grado di rilevare i raggi gamma provenienti dai detriti, un tipo di radiazione che non è stata osservabile in altre supernove di tipo Ia. Tale radiazione era infatti predetta dalle simulazioni al computer, ma a causa delle grandi distanze era sempre stato impossibile rilevarla. Tuttavia, un team di scienziati ha osservato i raggi gamma provenienti dal 2014J con il satellite INTEGRAL dell'Agenzia Spaziale Europea. Essi capirono subito che tali raggi gamma erano il risultato del decadimento del nichel-56 formato nell’esplosione in cobalto-56, che a sua volta decade in ferro-56. Sono inoltre emessi in grandi quantita’ solamente se la supernova e’ originata dall’esplosione termonucleare di una nana-bianca, unico modo per generare ingenti quantita’ di nickel-56, esattamente come predetto dalle simulazioni numeriche. Fu cosi’ che i ricercatori, attraverso l’analisi della radiazione gamma, determinarono sia il tipo di stella che genero’ l’esplosione e allo stesso tempo anche la massa! Annunciarono infatti che cio’ che esplose fu senza dubbio una stella nana bianca, di circa 1.4 masse solari, ovvero esattamente il predetto limite di Chandrasekhar! Si tratto’ quindi dell'osservazione più solida di sempre a sostegno della detonazione di nane bianche all’origine delle supernove di tipo Ia, qualcosa che gli astronomi stavano aspettando con impazienza, da molto tempo. Una scoperta fortuita Un’ultima curiosita’: si tratto’ quasi certamente della scoperta piu’ fortuita tra le piu’ grandi dell’ultimo decennio. Fu infatti scoperta durante una lezione di routine dell’astronomo inglese Steve Fossey a tre studenti, e non aveva nemmeno intenzione di puntare M82. Ma dato che il cielo si stava annuvolando, punto’ il telescopio dell’osservatorio dell’Universita’ di Londra verso una delle poche zone ancora sgombre, in direzione appunto di M82, con l’intenzione di dare una veloce dimostrazione di come si adopera una camera CCD. Fu cosi’ che notarono una nuova stella in M82… dopo aver riprodotto l’immagine con un secondo telescopio, al fine di escludere ogni dubbio che potesse trattarsi di un artefatto strumentale, comunicarono la scoperta all’International Astronomical Union (IAU), che confermo’ loro di essere gli scopritori di una supernova Ia. FONTI: Churazov, E., Sunyaev, R., Isern, J. et al. Cobalt-56 γ-ray emission lines from the type Ia supernova 2014J. Nature 512, 406–408 (2014). Periodo di prova gratuito ad Amazon Kindle Unlimited grazie a Passione Astronomia clicca qui Lo store astronomico clicca qui

SN 2014J

L’origine delle Supernovae Ia: SN 2014J

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