Pur conoscendo a grandi linee la differenza tra novae e supernovae, non trovo adeguate risposte circa: – differenti condizioni iniziali (massa, eta, temperatura, processi atomici in atto od esauriti, composizione degli strati attivi, etc) che portano all’una o altra delle esplosioni; – diverse modalità di sviluppo del processo (perdita di massa, guadagni di luminosità assoluta, massa residua, profondità degli strati interessati all’eiezione, processi chimico-fisici ed atomici che si innescano successivamente) – differenza tra supernovae tipo I e II

Novae e supernovae (SNe) sono stelle che presentano un comportamento esplosivo, e come tali sono raggruppate nella categoria delle stelle variabili "cataclismiche". Cominciamo con la prima differenziazione di fondo: le novae sono stelle nelle quali il fenomeno esplosivo interessa solamente gli strati più esterni e nelle quali, pertanto, al termine della fase eruttiva, la stella ritorna in una condizione molto simile a quella antecedente; viceversa in una supernova è l’intera struttura stellare ad esplodere e pertanto ciò che ne rimane è qualcosa di assai differente (parleremo più avanti dei resti di SNe)

 

Le novae

Fin alla più remota antichità gli attenti osservatori del cielo avevano segnalato apparizioni improvvise di una nuova stella, mai vista in precedenza. Queste si mantenevano piuttosto brillanti per qualche settimana e poi scomparivano. Oggi che il fenomeno può essere studiato con i telescopi, si sa che queste improvvise apparizioni non sono dovute alla comparsa di una stella, bensì ad un’esplosione che avviene sulla superficie di stelle già esistenti, e che provoca un forte aumento di luminosità.

Il modello più accreditato per le novae è costituito da un sistema binario formato da una nana bianca ed una gigante rossa. Come saprai, la nana bianca è il resto densissimo ed in via di raffreddamento di una stella di massa medio piccola (inferiore ad 1,4 masse solari) in cui sono cessate le reazioni di fusione nucleare ed in cui la gravità è sostenuta dalla repulsione degli elettroni mediante un fenomeno quantistico di reazione al confinamento. La materia in queste stelle di trova in uno stato di plasma molto denso, la temperatura superficiale media si aggira sui 10-20mila gradi mentre l’età e difficilmente determinabile, sebbene si possa dire che non deve superare i pochi miliardi di anni per una serie di motivi: l’universo ha non più di 20 miliardi di anni; le stelle molto massicce, che bruciano il combustibile nucleare più rapidamente, non cessano l’esistenza come nane bianche; ecc.….

La gigante rossa è invece una stella che ha cessato la fusione dell’idrogeno nel proprio nucleo ed ha innescato la fusione dell’elio (che è il prodotto della fusione dell’idrogeno), con un aumento della temperatura centrale ed una conseguente dilatazione della superficie. Detta dilatazione ha portato gli strati più esterni, che sono ancora per lo più costituiti da idrogeno, nella zona di influenza gravitazionale della nana bianca, la quale è in grado pertanto di risucchiare materia dalla compagna e di instradarla su una traiettoria a spirale dalla quale va a costituire un disco in rotazione attorno ad essa (il disco di accrescimento).

Dal disco di accrescimento, il materiale si deposita gradualmente sulla superficie della nana e, a causa dell’intensa gravità, viene compresso e riscaldato. Quando il materiale depositato raggiunge un valore critico, la temperatura sale a valori sufficienti da innescare superficialmente la fusione dell’idrogeno ed a provocare un’esplosione che coinvolge la materia proveniente dalla gigante rossa ed un sottilissimo strato appartenente alla nana bianca.

Il guadagno in luminosità durante la fase esplosiva si aggira sulle 11 magnitudini, cioè un fattore 25000, mentre la magnitudine assoluta (cioè quella che si avrebbe se la stella fosse posta alla distanza di 10 parsec) del momento di massimo è circa -11, sebbene vi siano forti fluttuazioni tra un caso e l’altro.

E’ evidente che, al termine dell’esplosione, le due stelle vengono a trovarsi ancora pressappoco nella stessa situazione, per cui il processo può ricominciare. Sono infatti note diverse novae "ricorrenti", in cui l’esplosione avviene ad intervalli abbastanza regolari. Per quelle nelle quali ciò non accade, è possibile che semplicemente la periodicità sia troppo lunga rispetto alla scala della vita umana.

 

Le supernovae

Prima di parlarti delle supernovae, è bene che risponda all’ultima domanda e che pertanto ti fornisca la classificazione di questi eventi, dato che sotto il termine "supernova" sono racchiusi in realtà diversi fenomeni esplosivi, molto diversi tra loro.

Cominciamo col dire che la distinzione tra SNe di tipo I e II è una distinzione puramente di comodo e non ha nessuna relazione con la distinzione tra i processi fisici in atto. Semplicemente le SNe di tipo II mostrano nello spettro le intense righe spettrali dell’idrogeno mentre in quelle di tipo I non ve ne è traccia. Le tipo II sono inoltre sotto-classificate in IIn se le righe spettrali sono sottili (dall’inglese "near"), IIP se l’andamento della luminosità, dopo un massimo ed un primo calo, mostra un assestamento di alcuni mesi (dall’inglese e dal francese "plateau"), IIL se invece il declino di luce è costante (dall’inglese "linear"). Le SNe di tipo I sono invece distinte in Ia, Ib ed Ic a seconda che sia rilevabile nello spettro la presenza di elio (Ib), degli elementi leggeri (Ic) o vi sia totale assenza (Ia). Spesso inoltre lo spettro non è riconducibile a nessuna di queste categorie o, pur rientrando in una di esse, è decisamente diverso per altre ragioni, per cui si parla di SNe "peculiari".

I processi fisici che portano all’esplosione completa di una stella si pensa possano essere di due tipi. Il primo vede coinvolte stelle di grande massa (superiori ad 8 masse solari), le quali, nel corso della loro esistenza, passano gradualmente attraverso le fasi di fusione di diversi elementi atomici: al termine della fusione dell’idrogeno in elio, la compressione ed il conseguente riscaldamento dovuti alla gravità innescano la fusione dell’elio in berillio, carbonio ed ossigeno (durante la fase di gigante rossa di cui abbiamo già parlato); successivamente un’ulteriore compressione innesca la fusione del carbonio e dell’ossigeno e così via, finché nel nucleo non cominciano a formarsi gli elementi con peso atomico vicino a quello del ferro. Giunti in questa situazione, la stella possiede un nucleo caldissimo (diverse decine di milioni di gradi) in cui l’elevata temperatura consente la formazione di tutti gli elementi chimici di peso atomico elevato, attraverso processi di fusione e cattura neutronica; intorno a questo nucleo, in una struttura "a cipolla", si trovano dei gusci in cui permane la fusione degli elementi più leggeri. "Sfortunatamente" dalla fusione degli elementi vicini al ferro non si ottiene energia (sono reazioni endotermiche; se così non fosse, "rompendo" gli atomi di uranio nelle centrali nucleari, cioè facendo l’operazione opposta alla fusione con un nucleo più pesante del ferro, non si potrebbe ottenere energia), per cui il nucleo subisce un rapido raffreddamento ed un collasso.

Cosa accada a questo punto è ancora oggetto di studio da parte degli astrofisici, ma pare certo che il nucleo, compresso dall’effetto della gravità, finisca per fondere gli elettroni liberi con i nuclei atomici, formando una sfera di neutroni della densità pari a quella dei nuclei stessi. Il materiale in caduta su di essa "rimbalzerebbe" su questa struttura rigida, dando luogo ad un’onda d’urto che si propaga verso l’esterno. Ad alimentare quest’onda d’urto pare debbano avere un ruolo determinante anche i neutrini prodotti in modo copioso nella fusione tra protoni ed elettroni del nucleo stellare, i quali, interagendo poco con la materia stellare, sarebbero in grado di trasferire energia verso l’esterno in modo efficiente. Quello che avviene dunque è la totale esplosione della stella, fatta eccezione per il nucleo, il quale rimane sotto forma di stella di neutroni o di buco nero, a seconda della massa. Il materiale espulso, costituito in gran parte ancora da idrogeno degli strati più esterni non coinvolti nelle reazioni di fusione, ma ricco pure di elio e degli elementi pesanti, va a formare un’immensa nube in espansione che si disperde gradualmente nello spazio e che costituisce il "resto di supernova". L’età alla quale una stella va soggetta alla fase di supernova dipende fortemente dalla sua massa, ma, dovendo trattarsi come detto di stelle molto massicce (le uniche per le quali la gravità è in grado di innescare la fusione dei nuclei pesanti) possiamo dire che ciò avviene entro 1-2 miliardi di anni dalla nascita.

Ti faccio notare che la teoria del big bang prevede che l’universo primordiale fosse formato solo da idrogeno ed elio e che quello descritto è l’unico modo conosciuto per diffondere nello spazio gli altri elementi chimici; pertanto il nostro pianeta e pure gli atomi dei nostri corpi, sono stati creati in una stella e diffusi nello spazio da un’esplosione di supernova.

Nel processo descritto la nube in espansione, che è quanto rivelato dai telescopi da terra, deve mostrare nello spettro un’abbondante presenza di idrogeno; pertanto quello esposto si pensa essere il modello per le SNe di tipo II. Esse, nel momento di massimo, raggiungono una magnitudine assoluta intorno alla -16,5, cioè 350 milioni di volte il nostro Sole! Questo fatto consente loro di risultare luminose come un’intera galassia e di essere avvistate a miliardi di anni luce di distanza. E’ pure possibile che, durante il bruciamento dei nuclei pesanti, la stella vada soggetta ad un periodo di intenso "vento stellare", con espulsione, sotto la spinta della pressione di radiazione, degli strati più esterni, ricchi di idrogeno. Ciò dovrebbe essere normale nelle stelle molto massicce ed in tal caso si formerebbero le supernovae di tipo Ib e c.

Per finire, parliamo del secondo modo attraverso il quale una stella può esplodere: ricorderai che ti ho detto di come una nana bianca sia sostenuta dalla pressione quantistica dei suoi elettroni e di come la sua massa debba essere inferiore alle 1,4 messe solari. Ciò fu dimostrato da fisico Chandrasekar, il quale calcolò che sopra tale limite di massa la gravità ha il sopravvento e riesce a fare implodere la nana bianca. Se dunque una nana bianca ha una massa appena inferiore al limite di Chandrasekar e "risucchia" materia da una stella compagna, può accadere che essa superi tale limite e vada soggetta all’implosione. Quello che si pensa debba accadere allora è, ancora una volta, la formazione di un’onda "di rimbalzo" che in questo caso, in assenza degli strati stellari esterni, manderebbe totalmente "in frantumi" la nana bianca. Si avrebbe dunque la formazione di una supernova di tipo Ia, la cui magnitudine assoluta al massimo di aggira attorno al valore di -18.5 (circa 2 miliardi di Soli!) ed il cui resto è una nube in rapida espansione e ricca soprattutto di elementi pesanti.