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Supernove

Cultura

LE SUPERNOVE

Una supernova e' un'esplosione stellare piu' energetica di quella di una nova. Le supernove sono molto luminose e causano una emissione di radiazione che puo' per brevi periodi superare quella di una intera galassia. Durante un intervallo di tempo che puo' andare da qualche settimana a qualche mese una supernova emette tanta energia quanta e' previsto che ne emetta il Sole durante la sua intera esistenza e, per una quindicina di secondi, raggiunge una temperatura di cento miliardi di Kelvin, ma perche' cio' avvenga, la stella deve avere una massa almeno nove volte superiore a quella del nostro Sole. L'esplosione espelle la maggior parte o tutto il materiale che costituisce la stella a velocita' che possono arrivare a 30.000 km/s (10% della velocita' della luce), producendo una onda d'urto che si diffonde nel mezzo interstellare. Cio' si traduce in una bolla di gas in espansione che viene chiamata resto di supernova. Il termine nova, che significa "nuova" in latino, si riferisce a cio' che appare essere una nuova stella brillante nella volta celeste. Il prefisso "super-" distingue le supernove dalle nove ordinarie che sono molto meno luminose. La parola supernova fu utilizzata per la prima volta da Walter Baade e Fritz Zwicky nel 1931. Le supernove possono essere innescate in due modi: o tramite la riaccensione improvvisa dei processi di fusione nucleare in una stella degenere o tramite il collasso del nucleo di una stella massiccia. Nonostante nessuna supernova sia stata osservata nella Via Lattea da SN 1604, i resti di supernova esistenti indicano che eventi di questo tipo occorrono mediamente circa tre volte ogni secolo nella nostra galassia. Essi giocano un ruolo significativo nell'arricchimento del mezzo interstellare di elementi chimici pesanti. Inoltre, la bolla di gas in espansione creata dall'esplosione può portare alla formazione di nuove stelle.
Classificazione
Le supernove sono state classificate sulla base delle caratteristiche della loro curva di luce e delle linee di assorbimento dei diversi elementi chimici che appaiono nei loro spettri. Una prima divisione viene effettuata sulla base della presenza o dell'assenza delle linee dell'idrogeno. Se lo spettro della supernova presenta tali linee (chiamate serie di Balmer nella porzione visibile dello spettro), essa viene classificata come di Tipo II; altrimenti e' di Tipo I. Ognuna di queste due classi e' a sua volta suddivisa in base alla presenza di altri elementi chimici o alla forma della curva di luce (cioe' del grafico che rappresenta la magnitudine apparente dell'oggetto in funzione del tempo).
Tipo I
Le supernove di Tipo I sono suddivise in base ai loro spettri: le supernove di tipo Ia mostrano le linee di assorbimento del silicio nei loro spettri, quelle di tipo Ib e Ic no. Le supernove di Tipo Ib esibiscono evidenti linee dell'elio neutro, contrariamente a quelle Tipo Ic. Le curve di luce sono simili, sebbene quelle di tipo Ia siano piu' luminose al loro picco. In ogni caso, la curva di luce non viene considerata un fattore importante nella classificazione delle supernove di tipo I. Un piccolo numero di supernove di Tipo Ia mostrano caratteristiche non comuni come luminosita' differenti da quelle delle altre supernove della loro classe o curve di luce allungate. Di solito ci si riferisce a queste supernove collegandole al primo esemplare che ha manifestato delle anomalie. Per esempio, la supernova SN2008ha, meno luminosa del normale, e' classificata come di tipo SN 2002cx, dato che quest'ultima supernova e' stata la prima, fra quelle osservate, a presentare queste caratteristiche.
Tipo II
Anche le supernove di Tipo II possono essere suddivise in ragione dei loro spettri. La maggior parte di esse, infatti, mostra linee di emissione dell'idrogeno molto allargate, indicanti velocita' di espansione molto elevate, dell'ordine di migliaia di chilometri al secondo; alcune, invece, come SN2005gl, possiedono spettri aventi linee dell'idrogeno sottili e vengono chiamate supernove di Tipo IIn, dove n abbrevia la parola inglese narrow, che significa "stretto". Quelle che hanno linee dell'idrogeno allargate sono a loro volta suddivise sulla base della loro curva di luce. Quelle di tipo piu' comune hanno un caratteristico appiattimento della curva, poco dopo il picco; cio' sta a indicare che la loro luminosita' resta quasi invariata per alcuni mesi prima di declinare definitivamente. Queste supernove sono designate con la sigla II-P, dove P abbrevia la parola plateau, che significa "altopiano". Meno comunemente le supernove con linee dell'idrogeno allargate mostrano un costante declino della luminosita' dopo il picco. Esse sono designate con la sigla II-L, dove L abbrevia la parola linear, sebbene la curva di luce non sia in realta' una linea retta. Una piccola porzione delle supernove di Tipo II, come SN1987K e SN1993J, cambiano il loro tipo: mostrano, cioe', inizialmente linee dell'idrogeno, ma dopo qualche settimana o mese il loro spettro e' dominato dall'elio. Il termine Tipo IIb viene utilizzato per designare queste supernove dato che esse combinano caratteristiche proprie delle supernove di Tipo II e di quelle di Tip Ib. Alcune supernove, non riconducibili a nessuna delle classi precedenti, vengono designate con la sigla pec, abbreviazione di peculiar, che significa "strano", "insolito".

Una immagine del resto di supernova SN 1604
Esplosione di una supernova

Energia prodotta
Il decadimento radioattivo del nickel-56 e del cabalto-56 che produce la luce visibile nelle supernove.
Benche' le supernove siano conosciute in primo luogo come eventi molto luminosi, la radiazione elettromagnetica e' 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 e' 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 e' convogliata nell'emissione di neutrini e, sebbene parte di essi forniscano energia per l'esplosione, piu' 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 e' l'espulsione dell'intera massa della stella originaria a velocita' molto elevate. Fra la massa espulsa, circa 0,5M sono costituiti da nichel-56, generato dalla fusione del silicio. Il nichel-56 e' radioattivo con una emivita di sei giorni; tramite il decadimento beta piu' 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.
Le supernove derivanti dal collasso del nucleo sono generalmente meno luminose delle supernove di Tipo Ia, ma l'energia totale rilasciata e' 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 cio' rende questo tipo di supernove meno luminose, sebbene l'energia derivante dalla ionizzazione dell'idrogeno rimanente, che a volte ammonta a molte masse solari, puo' contribuire a rallentare il declino della curva di luce e a produrne un caratteristico appiattimento.

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