supernova nella costellazione di Cassiopea. Il materiale circostante e la continua emissione di radiazioni EM giocano entrambi un ruolo nella continua illuminazione del residuo. NASA, ESA, e la collaborazione Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Ringraziamenti: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) e James Long (ESA/Hubble)
Crea una stella abbastanza massiccia, e non si spegnerà con un gemito come il nostro Sole, bruciando dolcemente per miliardi e miliardi di anni prima di contrarsi in una nana bianca. Invece, il suo nucleo collasserà, portando ad una reazione di fusione incontrollata che farà esplodere le parti esterne della stella in una supernova, mentre l’interno collasserà in una stella di neutroni o in un buco nero. Almeno, questa è la saggezza convenzionale. Ma se la tua stella è abbastanza massiccia, potresti non ottenere affatto una supernova. Un’altra possibilità è il collasso diretto, dove l’intera stella se ne va e forma un buco nero. Un’altra ancora è conosciuta come ipernova, che è molto più energetica e luminosa di una supernova, e non lascia alcun residuo del nucleo. Come finiranno la loro vita le stelle più massicce di tutte? Ecco quello che la scienza ha da dire finora.
visibile nei raggi X, radio e lunghezze d’onda infrarosse. Ci vuole una stella almeno 8-10 volte più massiccia del Sole per andare in supernova, e creare gli elementi pesanti necessari che l’Universo richiede per avere un pianeta come la Terra. Raggi X: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Ogni stella, quando nasce, fonde l’idrogeno in elio nel suo nucleo. Le stelle simili al Sole, le nane rosse che sono solo poche volte più grandi di Giove, e le stelle supermassicce che sono decine o centinaia di volte più massicce della nostra, subiscono tutte questo primo stadio di reazione nucleare. Più una stella è massiccia, più calda è la temperatura del suo nucleo, e più velocemente brucia il suo combustibile nucleare. Quando il nucleo di una stella esaurisce l’idrogeno da fondere, si contrae e si riscalda, dove – se diventa abbastanza caldo e denso – può iniziare a fondere anche elementi più pesanti. Le stelle simili al Sole diventeranno abbastanza calde, una volta completata la combustione dell’idrogeno, per fondere l’elio in carbonio, ma questo è il capolinea nel Sole. È necessaria una stella circa otto (o più) volte più massiccia del nostro Sole per passare alla fase successiva: la fusione del carbonio.
la sua nebulosa circostante, è una delle migliaia di stelle della Via Lattea che potrebbero essere la prossima supernova della nostra galassia. È anche molto, molto più grande e più massiccio di quello che si potrebbe formare in un Universo contenente solo idrogeno ed elio, e potrebbe già essere nella fase di combustione del carbonio della sua vita. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Se la tua stella è così massiccia, però, sei destinato a dei veri fuochi d’artificio cosmici. A differenza delle stelle simili al Sole che soffiano via delicatamente i loro strati esterni in una nebulosa planetaria e si contraggono fino a diventare nane bianche (ricche di carbonio e ossigeno), o le nane rosse che non raggiungono mai la combustione dell’elio e si contraggono semplicemente fino a diventare nane bianche (a base di elio), le stelle più massicce sono destinate a un evento cataclismico. Il più delle volte, specialmente verso le masse più basse (~20 masse solari e meno) dello spettro, la temperatura del nucleo continua a salire mentre la fusione si sposta su elementi più pesanti: dal carbonio all’ossigeno e/o alla combustione del neon, e poi su per la tavola periodica al magnesio, silicio e zolfo, che culmina in un nucleo di ferro, cobalto e nichel. Poiché la fusione di questi elementi costerebbe più energia di quanta se ne guadagna, è qui che il nucleo implode, e da dove si ottiene una supernova da core-collapse.
vita, che culmina in una supernova di tipo II. Nicole Rager Fuller per la NSF
È una fine brillante e spettacolare per molte delle stelle massicce del nostro Universo. Di tutte le stelle che vengono create in questo Universo, meno dell’1% sono abbastanza massicce da raggiungere questo destino. Man mano che si va verso masse sempre più alte, diventa sempre più raro avere una stella così grande. Circa l’80% delle stelle nell’Universo sono nane rosse: solo il 40% della massa del Sole o meno. Il Sole stesso è più massiccio di circa il 95% delle stelle dell’Universo. Il cielo notturno è pieno di stelle eccezionalmente luminose: le più facili da vedere per l’occhio umano. Oltre il limite inferiore delle supernovae, però, ci sono stelle che sono molte decine o addirittura centinaia di volte la massa del nostro Sole. Sono rare, ma cosmicamente sono estremamente importanti. La ragione è che le supernovae non sono l’unico modo in cui queste stelle massicce possono vivere o morire.
resto di supernova che si è verificato migliaia di anni fa. Se le supernovae lontane si trovano in ambienti più polverosi delle loro controparti moderne, questo potrebbe richiedere una correzione alla nostra attuale comprensione dell’energia oscura. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN e NOAO/AURA/NSF
Prima di tutto, molte stelle massicce hanno deflussi ed ejecta. Nel corso del tempo, quando si avvicinano alla fine della loro vita o alla fine di un particolare stadio di fusione, qualcosa causa una breve contrazione del nucleo, che a sua volta lo fa riscaldare. Quando il nucleo diventa più caldo, il tasso di tutti i tipi di fusione nucleare aumenta, il che porta ad un rapido aumento dell’energia creata nel nucleo di una stella. Questo aumento di energia può far esplodere grandi quantità di massa, creando un evento noto come supernova impostore: più luminoso di qualsiasi stella normale, causando la perdita di materiale fino a decine di masse solari. La stella Eta Carinae (sotto) è diventata una supernova impostora nel XIX secolo, ma all’interno della nebulosa che ha creato, brucia ancora, in attesa del suo destino finale.
ha precipitato una gigantesca eruzione, vomitando molti Soli di materiale nel mezzo interstellare da Eta Carinae. Stelle di massa elevata come questa all’interno di galassie ricche di metallo, come la nostra, espellono grandi frazioni di massa in un modo che le stelle all’interno di galassie più piccole e di minore metallicità non fanno. Nathan Smith (Università della California, Berkeley), e NASA
Quindi quale sarà il destino finale di una stella più massiccia di 20 volte il nostro Sole? Beh, ci sono tre possibilità, e non siamo del tutto sicuri di quali siano le condizioni che possono guidare ciascuna di esse. Una è una supernova, di cui abbiamo già parlato. Qualsiasi stella ultra-massiccia che perde abbastanza “roba” che la compone può facilmente andare in supernova se la struttura stellare complessiva cade improvvisamente nel giusto intervallo di massa. Ma ci sono altri due intervalli di massa – e di nuovo, non siamo sicuri di quali siano i numeri esatti – che permettono altri due risultati. Entrambi devono esistere; sono già stati osservati.
stella massiccia, circa 25 volte la massa del Sole, che si è spenta, senza supernova o altra spiegazione. Il collasso diretto è l’unica spiegazione ragionevole. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Buchi neri a collasso diretto. Quando una stella diventa una supernova, il suo nucleo implode e può diventare una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della massa. Ma proprio l’anno scorso, per la prima volta, gli astronomi hanno osservato una stella di 25 masse solari scomparire. Le stelle non se ne vanno semplicemente senza un segno, ma c’è una spiegazione fisica per quello che potrebbe essere successo: il nucleo della stella ha smesso di produrre abbastanza pressione di radiazione verso l’esterno per bilanciare la forza di gravità verso l’interno. Se la regione centrale diventa abbastanza densa, in altre parole, se abbastanza massa si compatta in un volume abbastanza piccolo, si forma un orizzonte degli eventi e si crea un buco nero. E se si crea un buco nero, tutto il resto può essere tirato dentro.
evidenziato da stelle blu massicce, di breve durata e luminose. Entro soli 10 milioni di anni circa, la maggior parte di quelle più massicce esploderà in una supernova di tipo II… o potrebbero semplicemente collassare direttamente. ESO / VST survey
Il collasso diretto è stato teorizzato per stelle molto massicce, oltre forse le 200-250 masse solari. Ma la recente scomparsa di una stella di bassa massa ha messo in discussione tutto questo. Forse non comprendiamo gli interni dei nuclei stellari così bene come pensiamo, e forse ci sono più modi per una stella di implodere semplicemente del tutto e chiudere gli occhi, senza gettare via una quantità apprezzabile di materia. Se questo è il caso, la formazione di buchi neri tramite collasso diretto potrebbe essere molto più comune di quanto ci aspettavamo in precedenza, e potrebbe essere un modo molto pulito per l’Universo di costruire i suoi buchi neri supermassicci da tempi estremamente precoci. Ma c’è un altro risultato che va nella direzione completamente opposta: mettere su uno spettacolo di luce molto più spettacolare di quello che può offrire una supernova.
l’intera cosa potrebbe saltare in aria, senza lasciare alcun residuo! NASA / Skyworks Digital
Esplosioni di ipernova. Conosciute anche come supernova superluminosa, questi eventi sono molto più luminosi e mostrano curve di luce molto diverse (il modello di illuminazione e dissolvenza) di qualsiasi altra supernova. La spiegazione principale dietro di loro è conosciuta come il meccanismo di coppia-instabilità. Quando si fa collassare una grande massa – qualcosa che va da centinaia di migliaia a molti milioni di volte la massa del nostro intero pianeta – in un piccolo volume, si sprigiona un’enorme quantità di energia. In teoria, se facessimo una stella abbastanza massiccia, tipo oltre 100 volte più massiccia del Sole, l’energia che emetterebbe sarebbe così grande che i singoli fotoni potrebbero dividersi in coppie di elettroni e positroni. Gli elettroni li conosci, ma i positroni sono la controparte antimateria degli elettroni, e sono molto speciali.
processo che gli astronomi pensano abbia innescato l’evento ipernova conosciuto come SN 2006gy. Quando vengono prodotti fotoni ad alta energia, essi creano coppie elettrone/positrone, causando una caduta di pressione e una reazione a catena che distrugge la stella. NASA/CXC/M. Weiss
Quando i positroni esistono in grande abbondanza, inevitabilmente si scontrano con qualsiasi elettrone presente. Questa collisione provoca l’annichilazione di entrambi, producendo due fotoni gamma di un’energia molto specifica ed elevata. Se il tasso di produzione di positroni (e quindi di raggi gamma) è abbastanza basso, il nucleo della stella rimane stabile. Ma se il tasso di produzione di raggi gamma è abbastanza veloce, tutti questi fotoni 511 keV in eccesso riscaldano il nucleo. In altre parole, se inizi a produrre queste coppie elettrone-positrone ad un certo ritmo, ma il tuo nucleo sta collassando, inizierai a produrle sempre più velocemente… continuando a riscaldare il nucleo! E non puoi farlo all’infinito; alla fine causa l’esplosione di supernova più spettacolare di tutte: una supernova ad instabilità di coppia, dove l’intera stella di oltre 100 masse solari viene fatta esplodere!
Questo significa che ci sono quattro possibili esiti che possono derivare da una stella supermassiccia:
- una stella di neutroni e il gas di un resto di supernova, da una supernova di bassa massa,
- un buco nero e il gas di un resto di supernova, da una supernova di massa superiore,
- un buco nero molto massiccio senza resto, dal collasso diretto di una stella massiccia,
- o il gas del solo resto, da un’esplosione di ipernova.
stella massiccia nelle fasi finali, pre-supernova, di combustione del silicio. Un’immagine Chandra (a destra) del resto della supernova Cassiopea A mostra oggi elementi come il ferro (in blu), lo zolfo (verde) e il magnesio (rosso). Ma questo potrebbe non essere stato inevitabile. NASA/CXC/M.Weiss; raggi X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Quando vediamo una stella molto massiccia, siamo tentati di supporre che andrà in supernova, e rimarrà un buco nero o una stella di neutroni. Ma in realtà, ci sono altri due possibili esiti che sono stati osservati e che accadono abbastanza spesso su scala cosmica. Gli scienziati stanno ancora lavorando per capire quando ciascuno di questi eventi si verifica e in quali condizioni, ma tutti accadono. La prossima volta che guardi una stella che è molte volte la dimensione e la massa del nostro Sole, non pensare a una supernova come a una conclusione scontata. C’è ancora molta vita in questi oggetti, e anche molte possibilità per la loro fine. Sappiamo che il nostro Universo osservabile è iniziato con un botto. Per le stelle più massicce, non siamo ancora sicuri se finiranno con il botto finale, distruggendosi interamente, o con il piagnisteo finale, collassando interamente in un abisso gravitazionale di nulla.
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