Supernove e stelle di neutroni

Descriviamo, in questo articolo, l’evoluzione delle stelle con massa iniziale (Mi) superiore a 5/8 M¤ (masse solari), quelle che, al momento del collasso gravitazionale finale, hanno un nucleo di massa superiore al limite di Chandrasekhar (1,44 M¤).

Grazie al processo di nucleosintesi, descritto nel precedente articolo, le stelle sono in grado di fondere nei loro nuclei elementi leggeri in elementi più pesanti, rilasciando energia. Per innescare le reazioni di fusione sono necessarie, però, temperature e pressioni sempre maggiori, man mano che aumenta la massa atomica dell’elemento da fondere.

Ecco, in modo sintetico, quello che succede. Quando una stella esaurisce il “combustibile” finora utilizzato e cessano quindi le reazioni nucleari di fusione, il nucleo inizia a contrarsi a causa delle forze gravitazionali, provocando l’aumento della temperatura e della pressione. A questo punto, se vengono raggiunte le condizioni di temperatura e pressione necessarie per la fusione di elementi più pesanti, riprendono le reazioni nucleari e la stella raggiunge un nuovo equilibrio.

Le stelle con Mi fino a 5-8M¤ sono in grado di fondere l’elio in carbonio. Le stelle con Mi compresa fra 5-8e 10-20 M¤possono fondere il carbonio e l’ossigeno per ottenere il silicio; stelle ancora più massicce possono sintetizzare gli elementi fino al ferro. Oltre, come abbiamo visto, non è possibile andare.

Quando si arrestano definitivamente tutte le reazioni di fusione,il nucleo, che ha massa superiore al limite di Chandrasekhar, inizia a collassare, perché la forza di gravitazione non é più bilanciata dalla pressione termica dalle reazioni di fusione e la stella va incontro al collasso gravitazionale.

Le supernove

Il collasso è improvviso e irreversibile e provoca la catastrofica esplosione della stella. Nel giro di pochi minuti la stella diventa miliardi di volte più luminosa del Sole, per poi diminuire lentamente la sua brillantezza nell’arco di qualche mese: si è accesa una supernova! La luminositàdelle supernove è così alta, che spesso supera quella dell’intera galassia che le ospita, tanto che possono essere osservate ad occhio nudo 

Il residuo dell’esplosione resta osservabile anche per migliaia di anni sotto forma di una nube di gas in espansione, che prende il nome di resto di supernova.

La figura 1 mostra la supernova SN 1994D, esplosa nel 2014 nella galassia NGC 4526, appartenente alla costellazione della Vergine, distante circa 55 milioni di a.l. dal Sole. 

La figura 2 mostra l’immagine del resto di supernova RCW 103, a raggi X e in falsi colori, ripresa dal telescopio spaziale Chandra. Il bagliore azzurro al centro è probabilmente prodotto dalla stella di neutroni, di cui parliamo più avanti, mentre la nube è formata dai detriti lanciati nello spazio dall’ esplosione della stella.

Si tratta di un evento che mette in gioco, in poco tempo, una quantità di energia pari a quella che il Sole emette durante la sua intera esistenza e che fa salire la temperatura a centinaia di miliardi di Kelvin! In queste condizioni si liberano grandi quantità di neutroni, che interagiscono con gli elementi chimici e ne producono di nuovi, sino ai transuranici, gli elementi più pesanti conosciuti, con numero atomico maggiore di 92. Questo fenomeno è detto nucleosintesi delle supernove. Senza l’esplosione delle supernove, materiali come l’argento, l’oro, il platino non esisterebbero.

In passato furono ritenute “stelle nuove”, per cui venivano designate con il termine “nova”. La prima testimonianza scritta risale agli astronomi cinesi nel 185 d.C., ma la supernova più nota è SN 1054, che ha dato forma alla nebulosa Granchio, anch’essa osservata dai cinesi nel 1054 (figura 3). I filamenti arancioni sono i resti della stella e sono costituiti principalmente da idrogeno. La stella di neutroni, in rapida rotazione al centro della nebulosa, alimenta con le radiazioni emesse il bagliore bluastro interno della nebulosa. Si tratta di un mosaico di immagini scattate dal telescopio spaziale Hubble nel 1999 e 2000. 

Per conoscere il destino del nucleo, dobbiamo distinguere duecasi: il primo relativo a stelle con nucleo che, al momento del collasso finale, ha massa inferiore a 3 M¤e Mi fino a 10-20 M¤; il secondo relativo a stelle con nucleo e Mi superiori. Nel primo caso il nucleo della stella dà origine a una stella di neutroni, nel secondo caso diventa un buco nero. Di quest’ultimo parleremo nel prossimo articolo.

Nelle stelle di neutroni l’immensa forza gravitazionale, non più contrastata dalla pressione termica delle reazioni nucleari, schiaccia i nuclei atomici, sino al punto che i protoni si combinano con gli elettroni, formando neutroni. La “stella” risulta stabile, poiché le forze gravitazionali sono contrastate dalla pressione della particolare materia degenere di cui é costituita.

Le stelle di neutroni

La massa delle stelle di neutroni è generalmente compresa fra 1,4 e 3 M¤, ma il diametro misura solamente qualche decina di chilometri, per cui la densità è incredibilmente elevata (figura 4). Per rendere l’idea, Wikipedia scrive che:

per riprodurre una densità pari a quella dell’oggetto in questione occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia.

Nel 1934 Walter Baade e Fritz Zwicky, cercando di spiegare l’origine dell’enorme energia che si sprigiona alla formazione di una supernova, supposero l’esistenza di stelle interamente composte di neutroni. Essi ipotizzarono che, nel processo di formazione della supernova, una parte della massa del nucleo si trasformi in energia, secondo la nota equazione di Einstein E=mc².

Le stelle di neutroni ruotano su sé stesse in modo molto rapido, con periodi che vanno da qualche millisecondo a qualche secondo, secondo la legge di conservazione del momento angolare: succede come quando una pattinatrice aumenta la propria velocità di rotazione accostando le braccia al corpo. Così è per la stella, la cui rotazione, lenta all’inizio, accelera man mano che la stella collassa, concentrando la propria massa in uno spazio sempre più ridotto.

Nel prossimo articolo concluderemo l’argomento, parlando delle pulsar e dei buchi neri.