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Supernovae


Le stelle brillano di energia prodotta nel loro interno dalla fusione di combustibile nucleare. La fusione garantisce anche la pressione necessaria a controbilanciare la tendenza della stella a ricadere su sé stessa a causa della gravitazione. Al termine della loro storia evolutiva, le stelle con massa sufficientemente alta possono divenire delle supernovae: esaurite tutte le combustioni nucleari, il loro nucleo subisce il collasso gravitazionale e su di esso precipitano, rimbalzando, le parti stellari esterne, dando luogo a una spettacolare esplosione e liberando un'energia enorme. Il nucleo compattato può essere così denso da portare alla formazione di una stella di neutroni o di un buco nero. Secondo una classificazione sommaria, le supernovae si distinguono nei tipi I e II, originariamente proposti a seconda se via sia o meno, rispettivamente, presenza o assenza di righe di idrogeno nello spettro. Si ritiene che le supernovae di tipo II rappresentino l’evoluzione finale delle stelle di grande massa, secondo la descrizione precedente, mentre quelle di tipo I, più luminose, siano dovute all’esplosione di nane bianche appartenenti a un sistema binario, la cui massa è aumentata fino al punto di collasso a causa dell’acquisizione di materia dalla stella compagna per attrazione gravitazionale. Questa classificazione storica è basata sull'osservazione, mentre quella attuale prende in considerazione le caratteristiche fisiche delle esplosioni. In effetti le supernovae di tipo II sono stelle di grande massa che possiedono un'atmosfera costituita soprattutto di idrogeno, ma se la stella è molto massiva l'idrogeno presente nell'atmosfera è espulso dal forte vento stellare. Per tenere conto di queste proprietà fisiche, le supernovae di tipo I si dividono ulteriormente nelle tre sottoclassi a, b, c: le supernovae di tipo Ib e Ic sono appunto stelle di grande massa senza più idrogeno nell'atmosfera; le supernovae di tipo Ia sono le più luminose ed esplodono tutte con la stessa luminosità, una caratteristica molto importante dal punto di vista cosmologico, in quanto possono essere utilizzate come indicatori di distanza. Le supernovae di tipo II sono meno luminose, nonostante derivino dal collasso di stelle di massa maggiore, perché l’energia gravitazionale sarebbe in parte spesa per compensare un intenso irraggiamento neutrinico.
Molte supernovae sono state osservate nelle galassie vicine, ma poche nella nostra galassia, mediamente una per secolo. La più vicina supernova osservata è la 1987A (di tipo II), scoperta la notte tra il 23 e il 24 febbraio 1987 e situata nella Grande Nube di Magellano, una galassia compagna della Via Lattea. I dati ricavati sperimentalmente su tale supernova confermano sostanzialmente le previsioni basate sui modelli teorici. Le supernovae possono essere scoperte confrontando sistematicamente fotografie relative a medesime zone del cielo, per individuare l'eventuale presenza di un 'nuovo' oggetto luminoso (da cui il termine supernova, dove il prefisso 'super' indica la grande luminosità emessa). Esse vengono identificate mediante una sigla composta dall'anno della scoperta e da una lettera di classificazione cronologica.
Il materiale espulso con l'esplosione della supernova (costituito dagli strati più esterni della stella) forma un inviluppo di gas in espansione detto 'resto di supernova', che interagisce con il mezzo interstellare dando luogo alle forme più disparate. L'età del resto di supernova è un parametro importante, perché permette di conoscere quando è esplosa la supernova progenitrice, se non è stata registrata. Una stima si ottiene misurando spettroscopicamente la temperatura del gas e quindi la velocità dell'onda d'urto: quest'ultima, a mano a mano che ingloba materiale, si raffredda e rallenta. La stima non è però molto accurata perché nel processo intervengono condizioni indipendenti dall'onda d'urto che possono scaldare o raffreddare il gas. Un modo migliore consiste nel valutare l'età del resto di supernova misurando il suo tasso di espansione nel corso del tempo.
L'immagine a fianco, ripresa ai raggi X dal telescopio spaziale Chandra, mostra il gas in espansione di una supernova osservata nel 1572 (resto di supernova di Tycho). Si nota una bolla di caldi detriti gassosi (in verde e in rosso) all'interno di un guscio di elettroni estremamente energetici (in blu) che si muove molto velocemente.

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