Supernova

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si busca otros significados, consulte Supernova (desambiguación) .
Video instructivo de la NASA sobre supernovas
SN 2007ck y SN 2007co, dos supernovas en la misma galaxia .
Una imagen del remanente de supernova SN 1604 . Superpone diferentes imágenes del objeto a diferentes longitudes de onda : rayos X , infrarrojos , visibles .

Una supernova (plural supernova , en latín supernovas [1] [2] ; abreviado como SN o SNe) es una explosión estelar que es más enérgica que la de una nova . Las supernovas son muy brillantes y provocan una emisión de radiación que puede superar durante breves períodos la de toda una galaxia .

Durante un período de tiempo que puede oscilar entre unas pocas semanas y unos meses, una supernova emite tanta energía como se espera que emita el Sol durante toda su existencia y, durante unos quince segundos, alcanza una temperatura de cien mil millones de Kelvin. pero para que esto suceda, la estrella debe tener una masa al menos nueve veces mayor que la de nuestro Sol [3] . La explosión expulsa la mayor parte o la totalidad del material que compone la estrella [4] a velocidades que pueden alcanzar los 30.000 km / s (10% de la velocidad de la luz ), produciendo una onda de choque [5] que se propaga en el medio interestelar . Esto da como resultado una burbuja de gas en expansión que se llama remanente de supernova .

El término nova , que significa "nuevo" en latín , se refiere a lo que parece ser una nueva estrella brillante en el cielo . El prefijo "super-" distingue a las supernovas de las nueve ordinarias, que son mucho menos brillantes. La palabra supernova fue utilizada por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1931 [6] . Las supernovas pueden desencadenarse de dos formas: ya sea por el repentino reencendido de los procesos de fusión nuclear en una estrella degenerada o por el colapso del núcleo de una estrella masiva.

Aunque no se ha observado ninguna supernova en la Vía Láctea desde SN 1604 , los remanentes de supernova existentes indican que eventos de este tipo ocurren en promedio unas tres veces cada siglo en nuestra galaxia [7] . Desempeñan un papel significativo en el enriquecimiento del medio interestelar con pesados elementos químicos [8] . Además, la burbuja de gas en expansión creada por la explosión puede conducir a la formación de nuevas estrellas [9] [10] [11] .

Historia de observaciones

La Nebulosa del Cangrejo es la nebulosa asociada con la supernova SN 1054 .

El interés de Hiparco de Nicea por las estrellas fijas puede haberse inspirado en la observación de una supernova, al menos según los informes de Plinio el Viejo [12] . El primer registro escrito de una supernova es de aproximadamente SN 185 , que fue observado por astrónomos chinos en el año 185 d.C. La supernova más brillante conocida es SN 1006 , que fue descrita en detalle por astrónomos chinos e islámicos [13] . La supernova SN 1054 , también observada de cerca, resultó en la Nebulosa del Cangrejo . Las supernovas SN 1572 y SN 1604 , las últimas observadas en la Vía Láctea, tuvieron un impacto notable en el desarrollo de las teorías astronómicas en Europa porque demostraron que la idea aristotélica de que el cielo estrellado era algo inmutable era incorrecta [14] . Giovanni Kepler comenzó a observar SN 1604 el 17 de octubre de 1604 [15] : fue la segunda supernova observable durante su generación, después de que Tycho Brahe hubiera observado SN 1572 en la dirección de la constelación de Cassiopeia [12] . Después de la mejora de las técnicas de construcción de telescopios , comenzaron a observarse supernovas pertenecientes a otras galaxias, a partir de 1885 , cuando se observó S Andromedae en la galaxia de Andrómeda .

El nombre supernova fue utilizado por primera vez en 1931 por Walter Baade y Fritz Zwicky durante una conferencia dada en Caltech y luego en 1933 durante un congreso de la American Physical Society [6] . En 1938 se eliminó el guión y se empezó a utilizar el nombre moderno [16] . Dado que las supernovas son eventos relativamente raros, incluso dentro de una galaxia entera (por ejemplo, dentro de la Vía Láctea se tarda una cada 30 años [7] ), para recolectar una cantidad suficientemente grande de muestras es necesario monitorear un número alto de galaxias.

Una supernova no se puede predecir con suficiente precisión. Por lo general, cuando se descubren, la explosión ya está en marcha [17] . Muchos de los intereses científicos que tienen las supernovas, por ejemplo, como velas de distancia estándar , requieren que se observe el brillo máximo. Por lo tanto, es importante comenzar a observar la supernova antes de que alcance su punto máximo. Los astrónomos no profesionales , que son mucho más numerosos que los profesionales, desempeñan un papel importante en el descubrimiento temprano de supernovas, especialmente al observar galaxias cercanas con telescopios ópticos y compararlas con imágenes anteriores [18] .

Hacia fines del siglo XX , los astrónomos comenzaron a utilizar cada vez más telescopios controlados por computadora y CCD para detectar supernovas. Si bien estos sistemas son populares entre los astrónomos aficionados, también existen instalaciones profesionales como el telescopio automático de imágenes Katzman [19] . El Sistema de Alerta Temprana de Supernova (SNEWS) es en cambio una red de detectores de neutrinos diseñados para dar una alerta temprana de una supernova en nuestra galaxia [20] [21] . Los neutrinos son partículas subatómicas que se producen masivamente durante la explosión de una supernova [22] y que, al no interactuar significativamente con el medio interestelar , llegan a la Tierra en grandes cantidades.

Descubrimientos cientificos

En la década de 1930, Walter Baade y Fritz Zwicky realizaron algunos estudios iniciales sobre lo que entonces se creía que era simplemente una nueva categoría de novas en el Observatorio de Mount Wilson [23] . Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky a partir de 1941 comenzaron a desarrollar el esquema de la clasificación moderna de supernovas [24] . Durante el siglo XX , se han desarrollado modelos para los diferentes tipos de supernovas observables y está aumentando la comprensión de su importancia en los procesos de formación de estrellas .

En la década de 1960 , los astrónomos descubrieron que las explosiones de supernovas podían usarse como velas estándar, utilizables como indicadores de distancias astronómicas [25] . En particular, las supernovas proporcionan información importante sobre distancias cosmológicas [26] . Algunas de las supernovas más distantes observadas recientemente parecen más débiles de lo que cabría esperar. Esto apoya la hipótesis de que la expansión del universo se está acelerando [27] [28] .

Para reconstruir las fechas en las que ocurrieron las supernovas, de las que no hay evidencia escrita, se han desarrollado varias técnicas: la fecha de Cassiopeia A fue determinada por el eco luminoso producido por la explosión [29] mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó mediante mediciones relacionadas con su temperatura [30] y con la emisión de rayos gamma producidos por la desintegración del titanio-44 [31] . En 2009 se descubrieron nitratos en el hielo antártico y se depositaron en correspondencia con la aparición de supernovas pasadas [32] [33] .

Los programas de investigación de supernovas son de dos tipos: el primero está dirigido a eventos relativamente cercanos, el segundo a eventos más distantes. Debido a la expansión del universo, la distancia de los objetos remotos se puede conocer midiendo el efecto Doppler exhibido por su espectro (es decir, su corrimiento hacia el rojo ): en promedio, los objetos más distantes retroceden a mayores velocidades y por lo tanto tienen un mayor corrimiento hacia el rojo. Por tanto, la investigación se divide entre supernovas de corrimiento al rojo grandes o pequeñas; la división entre estas dos clases cae más o menos en el rango de desplazamiento entre z = 0,1-0,3 [34] .

La investigación sobre grandes supernovas de corrimiento al rojo generalmente se enfoca en describir sus curvas de luz ; son útiles como velas estándar para hacer predicciones cosmológicas. En cambio, para el análisis del espectro de una supernova es más útil centrar la atención en las supernovas con un pequeño corrimiento al rojo [35] [36] . Estos últimos también son importantes para describir la parte cercana al origen del diagrama de Hubble , que relaciona el corrimiento al rojo con la distancia de las galaxias visibles [37] [38] .

Nomenclatura

SN 1994D (el punto brillante inferior izquierdo), una supernova de tipo Ia en la galaxia NGC 4526 .

El descubrimiento de una nueva supernova se comunica a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional, que distribuye una circular en la que se le asigna un nombre. Consiste en las iniciales SN seguidas del año del descubrimiento y un sufijo de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año reciben letras mayúsculas de la A a la Z ; los siguientes se designan con sufijos de dos letras minúsculas: aa , ab , etc. Por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova anunciada en el año 2003 [39] . La última supernova de 2012 fue SN 2012ik, es decir, fue la 245ª en ser descubierta [40] . Desde 2000 , los astrónomos profesionales y aficionados han descubierto cientos de supernovas cada año (390 en 2009 , 341 en 2010 , 290 en 2011 ) [41] .

Las supernovas observadas en épocas históricas no tienen sufijo, pero son seguidas solo por el año del descubrimiento: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (llamada Nova de Tycho ) y SN 1604 ( estrella de Kepler ). A partir de 1885 se agrega una letra a la notación, incluso si solo se observó una supernova en ese año (por ejemplo, SN 1885A, SN 1907A, etc.). Los sufijos de dos letras rara vez se necesitaban antes de 1987 , pero desde 1988 siempre se han necesitado.

Clasificación

Las supernovas se han clasificado en función de las características de su curva de luz y las líneas de absorción de los diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros . Se realiza una primera división en función de la presencia o ausencia de las líneas de hidrógeno . Si el espectro de supernova tiene tales líneas (llamadas series de Balmer en la porción visible del espectro), se clasifica como Tipo II ; de lo contrario, es Tipo I. Cada una de estas dos clases se subdivide a su vez sobre la base de la presencia de otros elementos químicos o la forma de la curva de luz (es decir, el gráfico que representa la magnitud aparente del objeto en función del tiempo) [42] [43]

Taxonomía de supernovas [43] [44]
Tipo i.
Hidrógeno no presente		 Tipo Ia
Presente la línea del silicio ionizado una vez (Si II) de la longitud de 615.0 nm durante el pico de brillo
Tipo Ib / c
Sin línea de silicona o línea muy tenue		 Tipo Ib
Tiene la línea de helio no ionizado en la longitud de onda de 587,6 nm
Tipo Ic
Sin línea de helio o muy tenue
Tipo II
Presencia de hidrógeno		 Tipo II-P / L / N
Tipo II durante la duración del evento		 Tipo II-P / L
Líneas de hidrógeno ampliadas		 Tipo II-P
La curva de luz muestra un aplanamiento característico
Tipo II-L
Muestran una disminución constante en el brillo [45]
Tipo IIn
Líneas finas de hidrógeno
Tipo IIb
El espectro cambia y se convierte en Tipo Ib

Tipo i.

Las supernovas de tipo I se dividen de acuerdo con sus espectros: las supernovas de tipo IA muestran líneas de absorción de silicio en sus espectros, las de tipo IB e IC no. Las supernovas de tipo IB exhiben líneas claras de helio neutro, a diferencia de las supernovas de tipo IC. Las curvas de luz son similares, aunque las del tipo IA son más brillantes en su punto máximo. En cualquier caso, la curva de luz no se considera un factor importante en la clasificación de las supernovas de tipo I.

La supernova de tipo II atípicamente subluminosa SN 1997D

Un pequeño número de supernovas de tipo IA exhiben características poco comunes, como luminosidades diferentes a las de otras supernovas de su clase o curvas de luz alargadas. Por lo general, se hace referencia a estas supernovas vinculándolas al primer espécimen que presentó anomalías. Por ejemplo, la supernova menos brillante de lo normal SN 2008ha se clasifica como SN 2002cx , ya que esta última supernova fue la primera de las observadas en exhibir estas características.

Tipo II

Las supernovas de tipo II también se pueden dividir según sus espectros. La mayoría de ellos, de hecho, muestran líneas de emisión de hidrógeno muy ensanchadas, lo que indica tasas de expansión muy altas, del orden de miles de kilómetros por segundo ; algunas, sin embargo, como SN 2005gl , poseen espectros con líneas delgadas de hidrógeno y se denominan supernovas de Tipo IIn, donde n abrevia la palabra inglesa estrecha , que significa "estrecha".

Las curvas de luz características de las supernovas de tipo II-P y II-L

Aquellos que tienen líneas de hidrógeno agrandadas se subdividen a su vez sobre la base de su curva de luz. Los del tipo más común tienen un aplanamiento característico de la curva, poco después del pico; esto indica que su brillo permanece casi sin cambios durante unos meses antes de finalmente disminuir. Estas supernovas se designan con la abreviatura II-P, donde P abrevia la palabra meseta , que significa "meseta". Con menos frecuencia, las supernovas con líneas de hidrógeno ensanchadas muestran una disminución constante en el brillo después del pico. Se designan con la abreviatura II-L, donde L abrevia la palabra lineal , aunque la curva de luz no es en realidad una línea recta .

Una pequeña porción de supernovas de Tipo II, como SN 1987K y SN 1993J , pueden cambiar su tipo: es decir, inicialmente muestran líneas de hidrógeno, pero después de unas pocas semanas o meses su espectro está dominado por helio. El término Tipo IIb se utiliza para designar estas supernovas, ya que combinan características de las supernovas Tipo II y Tipo Ib [43] .

Algunas supernovas, no atribuibles a ninguna de las clases anteriores, se designan con el acrónimo pec , abreviatura de peculiar , que significa "extraño", "inusual" [43] .

Modelos científicos

La nomenclatura descrita anteriormente es solo taxonómica y describe solo las propiedades de la luz emitida por las supernovas, no sus causas. Por ejemplo, las supernovas de tipo I tienen diferentes progenitores: las de tipo Ia se producen por la acumulación de material en una enana blanca , mientras que las de tipo I / c se producen por el colapso del núcleo de estrellas masivas Wolf-Rayet . Los siguientes párrafos describen los modelos científicos de las causas más plausibles de una supernova.

Escapes térmicos

Formación de supernova tipo IA
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: supernova de tipo Ia .

Una enana blanca puede recibir material de un compañero por acreción o fusión de los dos componentes. La cantidad de material recibido puede ser tal que eleve la temperatura de su núcleo hasta el punto de fusión del carbono . En este punto se desencadena una fuga térmica que altera por completo a la enana blanca. En la mayoría de los casos, el proceso se produce a través del lento crecimiento de la enana blanca por material que consiste principalmente en hidrógeno y mínimamente en helio. Dado que el punto de fusión lo alcanzan estrellas que tienen una masa casi idéntica y una composición química muy similar, las supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy similares y se utilizan como velas estándar para medir distancias intergalácticas. Sin embargo, a menudo se requiere algún tipo de corrección que tenga en cuenta las anomalías en el espectro debido al gran desplazamiento hacia el rojo de las supernovas más distantes o las pequeñas variaciones en el brillo identificables por la forma de la curva de luz o por el espectro [46]. [47] .

Estándar tipo Ia

Hay varias formas en que se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten el mismo mecanismo básico. Si una enana blanca de carbono - oxígeno [48] aumenta suficiente material para alcanzar el límite de Chandrasekhar de 1,44 M ☉ [49] , de modo que ya no podrá mantener su equilibrio termodinámico a través de la presión de electrones degenerados [50] [51 ] , comenzará a colapsar. Sin embargo, las teorías actuales sostienen que en realidad el límite nunca se alcanza en casos estándar: el núcleo, de hecho, alcanza condiciones de temperatura y densidad suficientes para desencadenar la detonación del carbono cuando se alcanza el 99% del límite de Chandrasekhar [52] y por lo tanto antes de que comience el colapso [49] . En segundos, una fracción sustancial de la materia que forma la enana blanca se derrite , liberando suficiente energía (1-2 × 10 44 julios ) [53] para transformar la estrella en una supernova [54] . Se produce una onda de choque que se propaga a velocidades del orden de 5.000-20.000 km / s , aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. Además, el brillo de la estrella aumenta enormemente, alcanzando la magnitud absoluta -19,3 (5 mil millones de veces el brillo del Sol), con pequeñas variaciones de una supernova a otra [55] . Esto permite que estas supernovas se utilicen como velas estándar secundarias [56] para medir distancias intergalácticas [57] .

El modelo para la formación de esta categoría de supernovas predice un sistema binario estrecho en el que el más masivo de los dos componentes ha evolucionado de la secuencia principal a un gigante [58] . Esto implica que las dos estrellas comparten la misma envoltura de gas, con el consiguiente decaimiento de la órbita . La estrella gigante en este punto pierde la mayor parte de sus capas superficiales, lo que deja al descubierto su núcleo, compuesto principalmente de carbono y oxígeno. La estrella se convirtió así en una enana blanca [59] [60] . La otra estrella también evoluciona más tarde, convirtiéndose a su vez en una estrella gigante. Dada la proximidad entre los dos componentes, parte del gas del gigante se transfiere a la enana blanca, aumentando su masa. Aunque este modelo general es ampliamente aceptado, los detalles exactos sobre la ignición del carbono y los elementos pesados ​​producidos en la explosión aún no están claros.

Las supernovas de tipo Ia siguen una curva de luz característica (el gráfico que muestra el brillo en función del tiempo) después de la explosión. La luminosidad se produce por la desintegración radiactiva del níquel -56 en cobalto -56 y de este en hierro -56 [55] .

Tipo Ia no estándar

Otro modelo para la formación de supernovas de Tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas, cuya masa combinada excede el límite de Chandrasekhar [61] . Las explosiones producidas por este mecanismo de formación son muy diferentes entre sí [62] y en algunos casos ni siquiera conduce a la formación de una supernova, pero se supone que, cuando se produce una supernova, es menos brillante pero tiene una luz más alargada que las supernovas de Tipo Ia causada por el mecanismo estándar.

Las supernovas de Tipo Ia excepcionalmente brillantes pueden ocurrir cuando la enana blanca tiene una masa mayor que el límite de Chandrasekhar [63] . Cuando esto ocurre, la explosión es asimétrica [64] pero el material expulsado tiene una energía cinética menor.

No existe una clasificación formal para las supernovas de Tipo Ia no estándar.

Colapso del núcleo

Diagrama de las "capas de cebolla" de una estrella masiva en las últimas etapas de su vida. (No a escala).

Las estrellas con una masa inicial al menos nueve veces mayor que la del Sol evolucionan de una manera compleja, derritiendo progresivamente elementos cada vez más pesados ​​a temperaturas cada vez más altas en sus núcleos [65] [66] . La estrella desarrolla una serie de conchas superpuestas que se vuelven parecidas a una cebolla, donde los elementos más pesados ​​se acumulan en las capas más internas [67] [68] . El núcleo interno de estas estrellas puede colapsar cuando los procesos de fusión nuclear se vuelven insuficientes para compensar la fuerza de la gravedad : esta es la causa de todos los tipos de supernovas excepto Ia. El colapso puede causar la expulsión violenta de las capas superficiales de la estrella y, por lo tanto, desencadenar una supernova, o la liberación de energía potencial gravitacional puede ser insuficiente y la estrella puede convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro con una radiación de energía modesta.

El colapso del núcleo puede ocurrir a través de diferentes mecanismos: superación del límite de Chandrasekhar, captura de electrones , inestabilidad de pares o fotodisintegración [69] [70] . Cuando una estrella masiva sintetiza un núcleo de hierro con una masa mayor que el límite de Chandrasekhar, la presión de los electrones degenerados ya no puede contrarrestar la fuerza de la gravedad y el núcleo colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro. La captura de un electrón por magnesio en un núcleo degenerado compuesto de oxígeno, neón y magnesio provoca un colapso gravitacional que resulta en la fusión del oxígeno y resultados finales similares. La producción de torque de un electrón y un positrón tras las colisiones entre núcleos atómicos y rayos gamma provoca una reducción de la presión térmica dentro del núcleo con la consiguiente caída de presión y colapso parcial seguido por el desencadenamiento de un imponente fugitivo termonuclear que desmembra por completo la estrella. Un núcleo estelar suficientemente masivo y caliente puede generar rayos gamma tan enérgicos como para desencadenar procesos de fotodisintegración, es decir, la descomposición de núcleos atómicos pesados ​​en núcleos más ligeros, con el consiguiente colapso de la estrella.

Residuos

El gráfico ilustra los diferentes destinos finales de las estrellas masivas en función de su masa inicial (en la abscisa ) y su metalicidad (en la ordenada ). La línea roja separa las condiciones en las que la estrella mantiene una capa de hidrógeno de aquellas en las que está completamente perdida. La región donde las estrellas forman directamente un agujero negro se ve interrumpida por la racha de supernovas inestables en pares , que no dejan residuos. Las estrellas con masa inferior a ~ 9 M ☉ , en el lado izquierdo del gráfico, no se colapsan, sino que forman enanas blancas .

La forma en que colapsa el núcleo, el tipo de supernova producida y la naturaleza del remanente de supernova dependen esencialmente de dos factores: la masa inicial de la estrella y su metalicidad. De hecho, esto último determina la pérdida de masa que sufrirá la estrella durante su existencia debido al viento estelar : las estrellas de baja metalicidad sufren menos pérdidas de masa y por lo tanto tienen núcleos de helio más masivos y envolturas de hidrógeno al final de su existencia. Se cree que las estrellas con una masa inicial de menos de ~ 9 M ☉ no tienen suficiente masa para que su núcleo colapse al final de su existencia y, por lo tanto, están destinadas a convertirse en enanas blancas [69] . Las estrellas con una masa inicial de ~ 9-10 M ☉ desarrollan un núcleo degenerado de oxígeno y neón, que puede colapsar en una estrella de neutrones por captura de electrones o convertirse en una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio . Por encima de los 10 M ☉ iniciales, el colapso del núcleo es en cambio la única alternativa. Hay tres posibles resultados de este colapso: una estrella de neutrones o una estrella de neutrones seguida de un agujero negro o, directamente, un agujero negro. Cuál de estas posibilidades se realiza está determinada por la masa de la estrella al final de su existencia: cuanto más masiva era la estrella inicialmente y menos masa ha perdido durante su evolución, más masiva será al final de su vida útil. existencia. Las estrellas con una gran masa en el momento del colapso formarán directamente un agujero negro, mientras que aquellas con menos masa lo formarán solo después de pasar por la etapa de estrellas de neutrones, hasta llegar a estrellas que no producen un agujero negro en absoluto, pero sólo una estrella de neutrones [69] .

En cuanto a las estrellas de muy baja metalicidad, aquellas con una masa ZAMS entre 10 y 140 M ☉ colapsan porque desarrollan un núcleo de hierro al final de su existencia cuya masa excede el límite de Chandrasekharl . Sin embargo, el colapso tiene diferentes resultados dependiendo de la masa inicial de la estrella. Las estrellas con masa entre 10 y 25 M ☉ terminan su existencia como estrellas de neutrones, aquellas con masa entre 25 y 40 M ☉ dan vida a los agujeros negros solo después de convertirse en estrellas de neutrones, mientras que aquellas con masa entre 40 y 140 M ☉ colapsan directamente en negro agujeros [69] .

En cambio, las estrellas con una metalicidad muy baja con una masa ZAMS superior a 140 M ☉ desarrollan núcleos de helio extremadamente masivos (~ 65 M ☉ ), dentro de los cuales la radiación gamma es tan intensa que da lugar a inestabilidad del par y a la explosión de la estrella sin dejando cualquier residuo. Para estrellas con masa aún mayor (≥260 M ☉ ), el mecanismo que interviene en las últimas etapas de la existencia de la estrella es el de la fotodisintegración, que produce directamente agujeros negros muy masivos (≥100 M ☉ ) [69] .

Cuanto mayor es la metalicidad inicial, más masa pierde la estrella en el curso de su existencia. Una estrella muy masiva en ZAMS (≥260 M ☉ ), por ejemplo, si exhibe un cierto nivel de metalicidad, perderá suficiente masa como para no producir más mecanismos de fotodisintegración, pero terminará su existencia como una supernova inestable en pareja . A mayor metalicidad, no desarrollará un núcleo lo suficientemente masivo como para producir inestabilidad de torque, pero colapsará en un agujero negro. Con una metalicidad ligeramente más baja que la del Sol, producirá un agujero negro solo después de pasar por la etapa de estrella de neutrones. Finalmente, con una metalicidad superior a la del Sol, perderá una cantidad de masa suficiente para no producir más un agujero negro, sino colapsar en una estrella de neutrones [69] .

Tipos de supernovas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Supernovas de tipo Ib e Ic y Supernova de tipo II .
Dentro de una estrella masiva y evolucionada, (a) la fusión dentro de las diversas capas en forma de cebolla da lugar a un núcleo de hierro (b) que, cuando alcanza el límite de Chandrasekhar , comienza a colapsar. La parte più interna del nucleo è compressa in una nascente stella di neutroni, (c) causando un'onda d'urto di "rimbalzo" (d) che si propaga verso l'esterno (rosso). Lo shock inizia ad arrestarsi (e), ma è rinvigorito dalla propagazione dei neutrini provenienti dalla caldissima stella di neutroni centrale. Il materiale circostante è espulso (f), lasciando solo il nucleo degenerato.

Quando nel nucleo di una stella massiccia la forza di gravità non è controbilanciata in modo sufficiente, esso collassa su se stesso a velocità che possono raggiungere i 70.000 km/s (0,23 c ) [71] ; ciò innalza rapidamente la temperatura e la densità del nucleo producendo fenomeni di fotodisintegrazione, decadimento beta e cattura elettronica, che causano un rilascio di ingenti quantità di neutrini elettronici . Tuttavia, quando la densità diventa molto elevata, l'emissione di neutrini si interrompe, perché questi rimangono intrappolati nel nucleo. Quando il nucleo interno raggiunge il diametro di circa 30 km [65] e una densità paragonabile a quella dei nuclei atomici , i neutroni degenerati cercano di fermare il collasso. Se la massa del nucleo di elio è superiore a 15 M ☉ la pressione dei neutroni degenerati è insufficiente a fermare il collasso e si forma direttamente un buco nero senza alcuna esplosione di una supernova [69] . Tuttavia, in alcuni casi, la materia della stella che non ha partecipato alla formazione del buco nero continua a precipitare attratta da esso e (nel caso in cui la stella progenitrice abbia posseduto una grande velocità di rotazione) inizia a ruotargli attorno turbinosamente andando a costituire un disco di accrescimento di elevata densità. Quando il materiale del disco cade nel buco nero si originano due getti lungo l' asse di rotazione (direzione di densità minore), verso i poli della stella ad una velocità prossima a quella della luce, originando un' onda d'urto relativistica . Se la stella non è avvolta da una spessa nuvola di idrogeno diffuso, questo materiale erutta dalla superficie stellare. Una volta raggiunta la superficie, l'onda d'urto erompe nello spazio, dove la maggior parte della sua energia è rilasciata nella forma di raggi gamma [72] . Questo meccanismo è probabilmente all'origine dei gamma ray burst [73] .

Se il nucleo di elio della stella morente è compreso fra 8 e 15 M ☉ , il nucleo interno di neutroni degenerati riesce temporaneamente a fermare il collasso: il "rimbalzo" prodotto da questo arresto produce una onda d'urto che comincia ad innescare una supernova. Tuttavia, una quantità di materiale proveniente dal guscio esterno ricade sulla stella di neutroni e ciò produce un collasso in un buco nero [69] . La ricaduta del materiale nel buco nero riduce l'energia cinetica dell'esplosione e la massa del materiale radioattivo espulso, dando vita a supernove di modesta luminosità; tuttavia, come per le stelle con nucleo più massiccio, la ricaduta del materiale può produrre getti relativistici e raggi gamma molto luminosi [69] .

Infine, se il nucleo di elio è inferiore alle 8 M ☉ , il nucleo interno di neutroni degenerati riesce a fermare il collasso. Esso ha inizialmente una temperatura di circa 100 miliardi K, 6000 volte la temperatura del nucleo del Sole [74] . L'improvviso arresto del collasso produce un'onda d'urto in senso contrario che investe gli strati immediatamente sovrastanti la nascente stella di neutroni. Tuttavia, tale onda d'urto non è, secondo molti studiosi, la causa ultima della supernova, perché nella maggior parte dei casi essa si arresta nell'arco di pochi millisecondi [75] e la sua energia viene dispersa nella dissociazione di elementi pesanti. L'innesco dell'esplosione viene invece prodotto dal raffreddamento della proto-stella di neutroni che disperde la propria energia mediante la formazione di coppie neutrino- antineutrino di tutti i sapori . I neutrini prodotti dal raffreddamento della protostella di neutroni sono in quantità molto maggiore di quelli prodotti dal processo di cattura elettronica all'interno del nucleo stellare , mediante il quale i protoni divengono neutroni [76] . L'energia trasferita mediante la produzione di neutrini ammonta a circa 10 46 joules, corrispondenti ad approssimativamente il 10% della massa rimanente della stella [65] [77] . Gli strati immediatamente superiori al nucleo stellare assorbono una piccola percentuale dell'energia dei neutrini prodotti (circa 10 44 joules [77] , ossia 1 foe ) e ciò riattiva l'onda d'urto producendo l'esplosione [78] . L'intero processo, dall'inizio del collasso all'esplosione, dura circa 10 secondi. Sebbene quella descritta sia la teoria maggiormente accettata circa l'esatto meccanismo che produce l'esplosione, essa non è l'unica [65] .

Tipi di supernove prodotte in funzione della massa iniziale della stella e della sua metallicità. L'area blu è dominata dalle supernove di Tipo II-P, che si producono quando la stella ha conservato un guscio di idrogeno superiore a 2 M ☉ ; quando la stella progenitrice è massiccia, esse possono apparire deboli in quanto si forma un buco nero "di rimbalzo" che ne diminuisce la luminosità. Le supernove di Tipo II-L o IIb si producono quando il guscio di idrogeno è particolarmente sottile (<2 M ☉ ), cioè nella zona vicino alla linea rossa. Le supernove di Tipo Ib/c si producono quando lo strato di idrogeno è andato completamente perduto e possono apparire anch'esse deboli se si forma un buco nero di rimbalzo, come nel caso delle SN di Tipo II-P. Nelle regioni in cui si forma un nucleo nero diretto non si ha la produzione di supernove, sebbene possano crearsi dei gamma ray burst . Una eccezione è rappresentata dalle supernove a instabilità di coppia che si dividono in quelle che non lasciano nessun residuo e in quelle che precedono il collasso in un buco nero.

Il tipo di supernova prodotto dipende dall'evoluzione a cui la stella è andata incontro [69] . Se essa non ha subito perdite di massa eccessive a causa del vento stellare ed ha conservato un involucro di idrogeno superiore a 2 M ☉ , si produce una supernova di Tipo II-P; se l'involucro di idrogeno è invece inferiore a 2 M ☉ , si manifesterà una supernova di Tipo II-L o, nel caso l'involucro sia particolarmente sottile, di Tipo Ib. Infine, se l'involucro di idrogeno è stato completamente perduto a causa del vento stellare, allora si avrà una supernova di Tipo Ib o Ic. Le supernove di Tipo Ib sono più comuni di quelle Ic e discendono da stelle di Wolf-Rayet di tipo WC, che hanno ancora dell'elio nelle loro atmosfere [69] . In un piccolo numero di casi l'evoluzione porta la stella a perdere anche il proprio strato di elio ea diventare una Wolf-Rayet di tipo WO prima di esplodere in una supernova di Tipo Ic. La quantità di idrogeno residuo al termine dell'esistenza della stella dipende soprattutto dalla sua massa iniziale e dalla sua metallicità: quanto maggiore è la massa iniziale dell'astro e quanto maggiore è la sua metallicità, tanto maggiore sarà intensità del vento stellare e la conseguente probabilità che l'inviluppo di idrogeno sia sottile o addirittura inesistente [69] .

Le supernove di Tipo IIn sono prodotte da tipi di stelle progenitrici diverse, forse a volte anche da nane bianche, sebbene sembri che il più delle volte siano causate dal collasso del nucleo di ferro di stelle supergiganti o ipergiganti , tra cui anche le variabili LBV . Le linee spettrali sottili da cui prendono il nome derivano dal fatto che la supernova si espande in una densa nube di materiale circumstellare [79] .

Una eccezione al quadro delineato sopra è rappresentata dalle stelle aventi una bassa metallicità e massa iniziale compresa fra 140 e 260 M ☉ , che benché sviluppino nuclei molto massicci, non collassano in buchi neri come invece accade alle stelle più massicce ea quelle meno massicce. Come si è detto, queste stelle, infatti, vengono completamente disgregate da una esplosione che segue il collasso del nucleo innescato dall'instabilità di coppia. Quando il nucleo di elio di queste stelle raggiunge 40-60 M ☉ , l'instabilità di coppia fa iniziare il collasso, che tuttavia può essere momentaneamente arrestato all'innesco della fusione dell'ossigeno. Tuttavia quando la massa del nucleo raggiunge le 60-130 M ☉ , la fusione dell'ossigeno e degli elementi più pesanti è talmente energetica da disgregare l'intera stella, causando una supernova. Per le stelle con i nuclei vicini a 130 M ☉ la supernova può essere straordinariamente luminosa e durare molto a lungo a causa della sintetizzazione di circa 40 M ☉ di Ni 56 radioattivo durante l'esplosione [80] .

Energia prodotta

Il decadimento radioattivo del nickel-56 e del cobalto-56 che produce la luce visibile nelle supernove.

Benché le supernove siano conosciute in primo luogo come eventi molto luminosi, la radiazione elettromagnetica è solo un effetto secondario dell'esplosione. Soprattutto nel caso di supernove derivanti dal collasso del nucleo, la radiazione elettromagnetica emessa rappresenta solo una piccola frazione dell'energia totale dell'evento.

Ci sono significative differenze nel bilancio dell'energia prodotta dai diversi tipi di supernove. Nelle supernove di Tipo Ia, la maggior parte dell'energia è convogliata nella nucleosintesi di elementi pesanti e nell'accelerazione del materiale espulso. Invece nelle supernove in cui il nucleo collassa la maggior parte dell'energia è convogliata nell'emissione di neutrini e, sebbene parte di essi forniscano energia per l'esplosione, più del 99% di essi viene espulso dalla stella nei minuti che seguono il collasso.

Le supernove di Tipo Ia ricavano la propria energia dalla fusione del carbonio e dell'ossigeno presenti nella nana bianca. I dettagli non sono ancora stati modellati, ma il risultato è l'espulsione dell'intera massa della stella originaria a velocità molto elevate. Fra la massa espulsa, circa 0,5 M ☉ sono costituiti da nichel -56, generato dalla fusione del silicio . Il nichel-56 è radioattivo con una emivita di sei giorni; tramite il decadimento beta più esso genera il cobalto -56, emettendo raggi gamma . Il cobalto-56 decade a sua volta nello stabile Fe-56 con una emivita di 77 giorni. Questi due processi sono responsabili delle emissioni elettromagnetiche nelle supernove di Tipo Ia e, in combinazione con la via via maggiore trasparenza del materiale espulso, sono alla base del rapido declino della curva di luce caratteristica di questo tipo di supernove [81] .

Le supernove derivanti dal collasso del nucleo sono generalmente meno luminose delle supernove di Tipo Ia, ma l'energia totale rilasciata è maggiore. Essa deriva inizialmente dall' energia potenziale gravitazionale che viene rilasciata dal materiale che collassa nel nucleo sotto forma di neutrini elettronici derivanti dalla disintegrazione dei nuclei atomici ; in seguito, l'energia viene emessa sotto forma di neutrini termici di tutti i sapori derivanti dalla caldissima stella di neutroni appena formata. L'energia cinetica e quella derivante dal decadimento del nichel-56 sono inferiori a quelle rilasciate dalle supernove di Tipo Ia e ciò rende questo tipo di supernove meno luminose, sebbene l'energia derivante dalla ionizzazione dell'idrogeno rimanente, che a volte ammonta a molte masse solari , può contribuire a rallentare il declino della curva di luce ea produrne un caratteristico appiattimento.

Energetica delle supernovae
Supernova Energia totale media
( foe )		 Nichel espulso
( masse solari )		 Energia neutrinica
(foe)		 Energia cinetica
(foe)		 Radiazione elettromagnetica
(foe)
Tipo Ia [81] [82] [83] 1,5 0,4 – 0,8 0,1 1,3 – 1,4 ~0,01
Collasso del nucleo [84] [85] 100 (0,01) – 1 100 1 0,001 – 0,01
Ipernova 100 ~1 100 1 ~0.1
Instabilità di coppia [80] 5–100 0,5 – 50 bassa? 1–100 0,01 – 0,1

In alcune supernove causate dal collasso del nucleo, il ricadere del materiale espulso nel buco nero appena formato causa dei getti relativistici che si traducono nel trasferimento di una parte considerevole dell'energia al materiale espulso.

Nelle supernove di Tipo IIn l'esplosione avviene all'interno di una densa nube di gas, che circonda la stella, e produce onde d'urto che causano l'efficiente conversione di una grande porzione dell'energia cinetica in radiazione elettromagnetica. Sebbene l'esplosione iniziale sia quella di una normale supernova, questi eventi risultano essere molto luminosi e di lunga durata in quanto non ricavano la propria luminosità esclusivamente dal decadimento radioattivo.

Benché le supernove a instabilità di coppia derivino dal collasso del nucleo e abbiano spettri e luminosità simili a quelle di Tipo IIP, la natura dell'esplosione è più simile a quella di una gigantesca supernova di Tipo Ia con fusione di carbonio, ossigeno e silicio prodotta dal runaway termico. L'energia totale rilasciata da questi eventi è paragonabile a quella degli altri tipi di supernove, ma la produzione di neutrini è stimata essere molto bassa e, di conseguenza, l'energia cinetica ed elettromagnetica rilasciata è molto alta. I nuclei di queste stelle sono molto più grandi di una nana bianca, sicché il nichel prodotto può essere di diversi ordini di grandezza maggiore di quello espulso solitamente con conseguenti luminosità eccezionali.

Curve di luce

Comparazione fra le curve di luce di differenti supernovae

Le curve di luce dei differenti tipi di supernove variano in forma e in ampiezza in funzione dei meccanismi che hanno portato all'esplosione, del modo in cui la radiazione visibile viene prodotta e della trasparenza del materiale espulso. Inoltre le curve di luce differiscono in maniera significativa a seconda della lunghezza d'onda presa in considerazione: per esempio, nella banda dell' ultravioletto e, in generale, delle lunghezze d'onda più corte, si nota un picco estremamente luminoso della durata di poche ore, corrispondente allo shock dell'esplosione iniziale, che è tuttavia pressoché invisibile alle altre lunghezze d'onda.

Le curve di luce delle supernove di Tipo Ia sono per lo più uniformi, con un massimo molto luminoso iniziale e un susseguente rapido declino della luminosità. Come si è detto, l'energia è prodotta dal decadimento radioattivo del nickel-56 e del cobalto-56. Questi radioisotopi , espulsi nell'esplosione, eccitano il materiale che li circonda, facendolo emettere radiazione. Nella fase iniziale la curva di luce declina rapidamente a causa della riduzione della fotosfera e della radiazione emessa. Successivamente la curva di luce continua a declinare nella banda B , sebbene mostri un rallentamento del declino intorno ai 40 giorni dall'esplosione: esso è la manifestazione visibile di un massimo secondario che avviene nella banda dell' infrarosso che si produce quando alcuni elementi pesanti ionizzati si ricombinano emettendo radiazione IR e quando il materiale espulso diviene ad essa trasparente. Poi la curva di luce continua a declinare a un ritmo leggermente superiore a quello del tempo del decadimento radioattivo del cobalto, dato che il materiale espulso si diffonde su volumi più ampi e quindi la conversione dell'energia derivante dal decadimento radioattivo in luce visibile diventa più difficile. Dopo alcuni mesi, la curva di luce modifica la sua forma perché l' emissione di positroni diventa il processo dominante di produzione della radiazione da parte del rimanente cobalto-56, sebbene questa porzione della curva di luce sia stata poco studiata.

Le curva delle supernove di Tipo Ib e Ic sono simili a quelle di Tipo Ia sebbene abbiano un picco di luminosità mediamente inferiore. La luce visibile è anche in questo caso prodotta dal decadimento radioattivo, che viene convertito in radiazione visibile, ma la massa del nickel-56 che risulta dall'esplosione è minore. La curva di luce varia considerevolmente fra un episodio e l'altro e occasionalmente possono presentarsi supernove di Tipo Ib/c di alcuni ordini di grandezza più luminose o meno luminose della media. Le supernova di Tipo Ic più luminose vengono chiamate anche ipernovae e tendono ad avere curve di luce più large, oltre che con picchi maggiori. La fonte dell'energia in eccesso deriva probabilmente da getti relativistici emessi dal materiale che circonda il buco nero appena formato e che possono anche produrre gamma ray burst .

SN 2008D, una supernova di Tipo Ib mostrata ai raggi X (sinistra) e nel visibile (destra, nella parte superiore della galassia) [86]

Le curve di luce delle supernove di Tipo II sono caratterizzate da un declino molto meno accentuato rispetto a quelle delle supernove di Tipo I. Esse declinano nell'ordine di 0,05 magnitudini al giorno, se si esclude la fase in cui il declino si arresta [87] . La radiazione visibile viene prodotta dall' energia cinetica piuttosto che dal decadimento radioattivo, data l'esistenza di idrogeno nel materiale espulso dalla stella progenitrice. Nella fase iniziale l'idrogeno viene portato ad alte temperature e viene ionizzato. La maggior parte delle supernove di tipo II mostra un prolungato appiattimento della loro curva di luce dovuto alla ricombinazione dell'idrogeno che produce luce visibile. Successivamente, la produzione di energia è dominata dal decadimento radioattivo, sebbene il declino sia più lento rispetto a quello delle supernove di tipo I dato che l'idrogeno permette una più efficiente conversione in luce visibile della radiazione emessa [88] .

Nelle supernove di Tipo II-L l'avvallamento è assente perché la stella progenitrice ha poco idrogeno nella sua atmosfera, sufficiente per apparire nello spettro, ma insufficiente per produrre un rallentamento del declino della luminosità. Le supernove di tipo IIb sono talmente carenti di idrogeno nelle loro atmosfere che le loro curve di luce sono simili a quelle delle supernove di tipo I e l'idrogeno tende perfino a scomparire dai loro spettri dopo poche settimane [45] .

Le supernove di Tipo IIn sono caratterizzate da linee spettrali aggiuntive prodotte dal denso inviluppo di gas che circonda la stella progenitrice. Le loro curve di luce sono generalmente larghe ed estese, a volte molto luminose (nel qual caso vengono classificate come ipernovae). La luminosità è dovuta a una efficiente conversione dell'energia cinetica in radiazione elettromagnetica causata dalla interazione fra il materiale espulso e l'inviluppo di gas. Ciò accade quando l'inviluppo è sufficientemente denso e compatto, il che indica che è stato prodotto dalla stella progenitrice poco prima dell'esplosione.

Proprietà fisiche dei diversi tipi di supernove [89] [90]
Tipo [91] Media del massimo ( magnitudine assoluta ) [92] Energia liberata ( foe ) [93] Giorni prima del picco Giorni dopo il picco in cui viene raggiunto il 10% della luminosità iniziale
Ia −19 1 circa 19 circa 60
Ib/c (debole) circa −15 0,1 15–25 sconosciuto
Ib circa −17 1 15–25 40–100
Ic circa −16 1 15–25 40–100
Ic (brillante) fino a −22 più di 5 circa 25 circa 100
IIb circa −17 1 circa 20 circa 100
II-L circa −17 1 circa 13 circa 150
II-P (debole) circa −14 0,1 circa 15 sconosciuto
II-P circa −16 1 circa 15 50 dopo il plateau
IIn [94] circa −17 1 12–30 o più 50–150
IIn (brillante) fino a −22 più di 5 più di 50 più di 100

Asimmetria

La pulsar della nebulosa Granchio viaggia a 375 km/s rispetto alla nebulosa stessa [95]

Gli scienziati si sono lungamente interrogati sulle ragioni per cui l'oggetto compatto che rimane come resto di una supernova di Tipo II è spesso accelerato ad alte velocità [96] : si è osservato che le stelle di neutroni hanno spesso alte velocità e si presume che anche molti buchi neri le abbiano, sebbene sia difficile osservarli in isolamento. La spinta iniziale deve essere notevole dato che essa accelera un oggetto avente una massa superiore a quella del Sole a una velocità superiore a 500 km/s. Una simile spinta deve essere provocata da una asimmetria nell'esplosione, ma l'esatto meccanismo per cui la quantità di moto viene trasferita all'oggetto compatto non è chiaro. Due delle spiegazioni proposte sono l'esistenza di meccanismi di convezione nella stella che sta per collassare e la produzione di getti durante la formazione della stella di neutroni o del buco nero.

Secondo la prima spiegazione nelle ultime fasi della sua esistenza la stella sviluppa meccanismi di convezione su larga scala negli strati superiori al nucleo. Essi possono causare una distribuzione asimmetrica delle abbondanze di elementi che si traduce in una ineguale produzione di energia durante il collasso e l'esplosione [97]

Un'altra possibile spiegazione è l' accrescimento di gas intorno alla stella di neutroni appena formata, da cui si dipartono getti ad altissima velocità e che accelerano la stella in direzione opposta. Tali getti potrebbero anche giocare un ruolo nelle prime fasi dell'esplosione stessa [98] .

Asimmetrie iniziali sono state osservate anche nelle prime fasi di supernove di Tipo Ia. Ne segue che la luminosità di questo tipo di supernove dovrebbe dipendere dall'angolo dal quale vengono osservate. Tuttavia, l'esplosione diventa simmetrica con il passaggio del tempo e le asimmetrie iniziali possono essere rilevate misurando la polarizzazione della luce emessa [99] .

Effetti sull'ambiente interstellare

Fonti di elementi pesanti

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nucleosintesi delle supernovae .

Le supernove ricoprono un ruolo chiave nella sintesi di elementi chimici più pesanti dell'ossigeno [100] . Gli elementi più leggeri del ferro-56 sono prodotti dalla fusione nucleare, mentre quelli più pesanti del ferro-56 sono prodotti tramite nucleosintesi durante l'esplosione della supernova [101] . Anche se non tutti concordano con questa affermazione, le supernove sono probabilmente i luoghi in cui avviene il processo R , un tipo molto rapido di nucleosintesi che avviene in condizioni di alta temperatura e alta densità neutronica . Le reazioni producono nuclei atomici molto instabili e ricchi di neutroni , che decadono rapidamente per decadimento beta .

Il processo R, che avviene nelle supernove di Tipo II, produce circa metà degli elementi più pesanti del ferro presenti nell'universo, compresi l' uranio e il plutonio [102] . L'altro processo che produce elementi più pesanti del ferro è il processo S , che avviene nelle giganti rosse e che arriva a sintetizzare elementi fino al piombo in tempi considerevolmente più lunghi di quelli impiegati dal processo R [103] .

Ruolo nell'evoluzione stellare

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Resto di supernova .

Un resto di supernova consiste in un oggetto compatto e in un guscio di materiale in rapida espansione. Inizialmente, questa nube, espandendosi, trascina con sé il mezzo interstellare circostante. Dopo circa duecento anni, il guscio va gradualmente incontro a una fase di espansione adiabatica , in cui lentamente si raffredda e si mischia con il mezzo interstellare circostante in un periodo di circa 10.000 anni [104] .

Il resto di supernova N 63A giace in una densa regione di gas e di polvere nella Grande Nube di Magellano .

Il Big Bang ha causato la formazione di idrogeno, elio e tracce di litio ; gli altri elementi sono sintetizzati nelle stelle e nelle supernove. Queste ultime arricchiscono il mezzo interstellare di metalli , cioè di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i quali contaminano le nubi molecolari , dove nuove stelle vengono formate [105] . Ogni generazione stellare ha una composizione leggermente differente, che può andare da una mescolanza di idrogeno ed elio quasi pura a composizioni molto ricche di metalli. Le supernove sono il meccanismo principale per la diffusione di elementi pesanti prodotti per mezzo dei processi di fusione nucleare. Le differenti abbondanze di elementi nel materiale che forma le stelle influiscono in modo rilevante sull' evoluzione stellare e hanno una importanza decisiva per le possibilità di formazione di pianeti orbitanti intorno ad esse.

L'energia cinetica di un resto di supernova in espansione può dare il via a processi di formazione stellare dovuti alla compressione di dense nubi molecolari vicine [106] . Tuttavia l'aumento della turbolenza può anche impedire la formazione di una stella se la nube è incapace di disperdere l'energia cinetica in eccesso [9] .

La presenza nel sistema solare di prodotti di isotopi radioattivi aventi una breve emivita mostra che una supernova vicina ne ha determinato la composizione chimica circa 4,5 miliardi di anni fa e che può perfino avere dato l'avvio alla formazione del sistema stesso [107] . La produzione di elementi pesanti da parte di questa supernova ha reso possibili i processi biochimici alla base della vita sulla Terra .

Effetti sulla Terra

Una supernova vicina alla Terra (in inglese near-Earth supernova ) è una supernova abbastanza vicina alla Terra da avere effetti notevoli sulla biosfera . Supernove particolarmente energetiche possono rientrare in questa categoria anche se distanti fino a 3000 anni luce. I lampi gamma provenienti da una supernova possono indurre reazioni chimiche nell'alta atmosfera terrestre che hanno l'effetto di convertire l' azoto in ossidi di azoto , impoverendo l' ozonosfera abbastanza da esporre la superficie alla radiazione solare e cosmica . Si pensa che ciò sia accaduto in coincidenza della estinzione dell'Ordoviciano-Siluriano , avvenuta circa 450 milioni di anni fa che causò la morte di circa il 60% degli organismi viventi sulla Terra [108] . In uno studio del 1996 si è ipotizzato che tracce di supernove passate potessero essere rilevate sulla Terra mediante la ricerca di determinati isotopi negli strati rocciosi : in particolare, la presenza di ferro-60 , riscontrabile nelle rocce dei fondali dell' Oceano Pacifico , sarebbe riconducibile a questi eventi [109] [110] [111] [112] . Nel 2009, un elevato livello di ioni nitrati fu rilevato a una certa profondità nei ghiacci antartici in corrispondenza delle supernove del 1006 e 1054. I raggi gamma provenienti da queste supernove possono avere prodotto ossidi di azoto che sono rimasti intrappolati nei ghiacci [113] .

La nebulosa intorno alla stella di Wolf-Rayet WR124, distante 21.000 anni luce [114] .

Le supernove di Tipo I sono considerate quelle potenzialmente più pericolose per la Terra. Poiché derivano da deboli nane bianche, esse possono prodursi in modo impredicibile in sistemi stellari poco studiati. È stata avanzata l'ipotesi che supernove di questo tipo devono essere distanti non più di 1000 parsec (circa 3300 anni luce) per avere effetti sulla Terra [115] . Stime risalenti al 2003 valutano che una supernova di Tipo II dovrebbe avere una distanza minore di 8 parsec (26 anni luce) dalla Terra per distruggerne metà dello strato di ozono [116] .

Candidati nella Via Lattea

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Supernova vicina alla Terra e Candidate supernove .

Molte stelle massicce appartenenti alla Via Lattea sono state proposte come possibili progenitrici di supernove nei prossimi milioni di anni. Alcune di esse sono ρ Cassiopeiae [117] , η Carinae , [118] , RS Ophiuchi [119] [120] , U Scorpii [121] , VY Canis Majoris [122] , Betelgeuse , Antares e Spica [123] . Anche molte stelle di Wolf–Rayet come γ Velorum [124] , WR 104 [125] e quelle appartenenti all' ammasso Quintupletto [126] sono state indicate come possibili progenitrici di supernove in un futuro relativamente vicino.

La candidata più vicina alla Terra è IK Pegasi ( HR 8210), distante circa 150 anni luce. Questa stella binaria stretta è formata da una stella di sequenza principale e da una nana bianca, distanti 31 milioni di km fra loro. La nana bianca ha una massa stimata attuale di 1,15 M ☉ [127] e si ritiene che nei prossimi milioni di anni riceverà dalla sua compagna, diventata una gigante rossa , sufficiente materiale da raggiungere la massa critica per innescare l'esplosione di una supernova di Tipo Ia. A quella distanza l'esplosione di una supernova di tipo Ia potrebbe essere pericolosa per la Terra, tuttavia non essendo la principale ancora entrata nello stadio finale della sua evoluzione, ciò avverrà in tempi relativamente lunghi, quando il sistema si sarà considerevolmente allontanato dal Sole [128] [129] .

Supernove lontane di particolare rilievo

  • Astronomi della università di Santa Cruz hanno osservato [130] l'antico bagliore di una rara supernova superluminosa (SLSN) , tra le più lontane mai scoperte [131] . La supernova conosciuta come DES15E2mlf e rilevata a novembre 2015 dalla Dark Energy Survey è stata studiata in follow-up per misurarne spettri e distanza con il telescopio Gemini Sud . L'esplosione, verificatasi circa 3,5 miliardi dopo il Big Bang , avrebbe prodotto una luminosità tre volte maggiore della luminosità totale della Via Lattea.
  • iPTF14hls è una supernova esplosa più volte nei tre anni di osservazione, dal 2015 al 2017. È situata in una galassia nana distante circa 509 milioni di anni luce nella costellazione dell' Orsa Maggiore . [132]
  • SN2016gkg [133] è una supernova normale di tipo IIb scoperta in NGC 613 il 20 settembre 2016 dall'astronomo (dilettante) argentino Victor Buso [134] intorno alle 05.37 (UT). L'eccezionalità dell'evento sta nel fatto che lo studioso, che stava testando una sua fotocamera collegata ad un telescopio, aveva già ripreso poche ore prima la stessa zona del cielo, ed ha proseguito le osservazioni subito dopo la scoperta offrendo, caso forse finora più unico che raro, rilevazione dei primissimi istanti dell'esplosione, difficilissime da ottenere data la sua intrinseca imprevedibilità.

Note

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Bibliografia

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