Le supernovae
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VSA'96
Cos'è una supernova? Una stella comincia la sua vita sotto forma di una grande massa di gas. La contrazione di questo gas e il conseguente suo aumento di temperatura continua finché la temperatura interna della stella raggiunge una valore di circa 1.000.000 di gradi centigradi. A questo punto le reazioni nucleari vengono innescate e il risltato finale è che i nuclei di idrogeno si combinano con i nuclei di deuterio per formare nuclei di elio. Quest'ultima reazione libera una grande quantità di energia nucleare e un'ulteriore contrazione della stella viene bloccata. Quando il rilascio di energia causato dalla reazione deuterio-idrogeno termina, la contrazione della stella comincia di nuovo e la temperatura della stella ricomincia fino a raggiungere un punto in cui le reazioni nucleari possono avvenire solamente fra idrogeno, litio e altri metalli leggeri presenti all'interno della stella. Viene quindi liberata nuovamente energia e la contrazione termina.
Quando il litio e gli altri materiali più leggeri sono consumati, la stella comincia la sua fase finale di sviluppo durante la quale l'idrogeno viene trasformato in elio a temperature estremamente alte e con l'aiuto di catalizzatori quali il carbone e l'azoto. Queste reazioni termonucleari sono caratteristiche delle stelle di sequenza e continuano fintantoché tutto l'idrogeno disponibile viene consumato. La stella va quindi gradualmente aumentando le proprie dimensioni fino a diventare una gigante rossa raggiungendo la sua massima dimensione quando tutto l'idrogeno in essa contenuto è stato convertito in elio.
Continuando la stella a brillare, la temperatura nel suo nucleo deve aumentare per fare in modo che anche l'elio entri in gioco nel processo di fusione termonucleare. Durante questo processo la stella diventa più piccola e densa Quando ha terminato tutte le possibili riserve di energia nucleare la stella può contrarsi fino a diventare una nana bianca. Questo stadio evolutivo può essere individuato dai fenomeni stellari conosciuti come novae.
Quando una stella rilascia la sua parte esterna a causa di una esplosione come nova o come supernova, essa va ad arricchire il mezzo interstellare con elementi più pesanti dell'idrogeno che sono stati sintetizzati al suo interno. Le stelle che cominceranno la loro vita con gli elementi rilasciati nello spazio dalle supernovae avranno una quantità maggiore di elementi pesanti rispetto alle generazioni precedenti. Le stelle che rilasciano i loro strati più esterni senza un'esplosione diventeranno nebulose planetarie, cioè vecchie stelle circondate da una sfera di gas che irradia in numerose lunghezze d'onda.
Nell'immagine qui sotto è riportato un diagramma che mostra le aree occupate dalle stelle di sequenza e dalle stelle a differenti stadi della propria evoluzione. Questo grafico prende il nome di diagramma di Hertzsprung-Russel. La magnitudine assoluta è plottata in funzione dell'indice di colore. Le linee tratteggiate collegano le stelle appartenenti alla stessa classe spettrale ma con indici di colore differenti.
A causa delle forze gravitazionali agenti sul nucleo della stella, intense onde d'urto vengono generate causando un'allontanamento degli strati più esterni della stella. Una esplosione stellare di questo genere, in cui viene liberata una quantità elevata di energia dà origine al fenomeno della supernova che può da sola brillare quanto un'intera galassia composta da miliardi di stelle. Oltre all'energia di radiazione prodotta, una quantità dieci volte maggiore va in energia cinetica del materiale che viene espulso e un centinaio di volte tanta ne è portata via dai neutrini. Questo può avvenire in uno o due modi, a seconda del tipo di supernova con cui abbiamo a che fare.
Supernovae di tipo I
Questo tipo di supernovae sono causate da sistemi composti da due stelle, una delle quali è una nana bianca la cui forza di attrazione gravitazionale è così intensa che strappa del materiale dalla sua compagna. In questo modo la nana bianca va al di là del proprio limite di Chandrasekhar, fenomeno che causa una instabilità termonucleare e dà origine ad una esplosione di supernova di tipo I. Ci sono attualmente tre tipi di supernovae di tipo I catalogate dagli astronomi. Le tre sottoclassi (Ia, Ib, Ic) sono caratterizzate dallo stato della stella compagna della nana bianca. Comunque, per essere identificata come supernova di tipo I, la stella compagna deve avere espulso il suo strato di idrogeno. La tabella sulla tassonomia delle supernovae stilata da Mike Richmond, dà una buona idea su quello che finora si pensa riguardo al fenomeno.
Supernovae di tipo II
Le forze gravitazionali causano un'aumento della temperatura al centro della
stella fino al punto in cui la fusione nucleare ha inizio.
Secondo il modello a buccia di cipolla illustrato più sotto,
la seguente sequenza di fenomeni ha luogo.
L'idrogeno viene fuso in elio e nel processo viene liberata
dell'energia.
Man mano che l'elio viene accumulato nel centro della stella, la temperatura
del gas continua ad aumentare a causa della compressione finchè
un'altra fusione nucleare ha luogo.
A questo punto l'elio è convertito
in carbonio ed ossigeno e ulteriore energia viene rilasciata durante la
fusione nucleare. Un simile processo continua con la fusione di carbonio ed
ossigeno in neon e magnesio. Questi elementi danno quindi origine ad
un altro processo di fusione al crescere della temperatura e della pressione
producendo silicio e zolfo.
Questi ultimi due elementi vanno quindi a
fondersi in ferro. Durante ognuna di questa fusioni nucleari, dell'energia
viene rilasciata. Il processo di fusione nucleare si ferma comunque al ferro
poiché dalle fusioni non viene più prodotta energia. Il nucleo
in ferro collassa molto velocente, con tempi dell'ordine di qualche ora. A
causa di questo collasso e del fatto che non può più produrre
delle fusioni termonucleari, esso diventa estremamente caldo e comincia ad
espandersi rapidamente. Tutto ciò accade mentre il gas più
esterno cerca di riempire il vuoto lasciato dal nucleo di ferro collassato.
Il ferro in espansione e il gas in fase di collasso, vanno a causare una
collisione che produce tremende onde d'urto che spazzano via gli strati
più esterni della stella causando l'esplosione della supernova.
Quello che accade dopo l'esplosione dipende dalla massa della stella progenitrice. La maggior parte delle volte viene prodotta una nube di gas chiamata resto di supernova che inizialmente va espandendosi ad una valocità di circa 10.000 km/s. Poi, la velocità di espansione va lentamente diminuendo man mano che il materiale si dissipa nel mezzo interstellare, arricchendolo di metalli pesanti e causando delle onde d'urto che sono necessarie alla formazione stellare. La Nebulosa del Granchio (M1) è un resto di supernova che scoppiò nella nostra galassia nel 1054.
