Come osservare la prossima supernova galattica

ottobre 26, 2011  |   AstronomiaNova   |     |   0 Commenti

di Corrado Bartolini

Fig. 1: La nebulosa M1 è il residua della supernova esplosa nel 1054 d.C., che fu osservata con costanza dagli astronomi cinesi.

Nel 1054, nella costellazione del Toro, apparve un astro talmente luminoso da essere visibile anche di giorno, (fig. 1). Altri due astri di poco meno brillanti comparvero nel 1572 (fig. 2) e nel 1604, rispettivamente nelle costellazioni di Cassiopea e di Ofiuco (fig. 3). Sono state queste le ultime tre supernovae esplose nella nostra galassia mentre centinaia di supernovae sono state osservate nelle altre galassie molto più distanti e meno luminose.

Fig. 2: Nel disegno a sinistra, sono raffigurate alcune stelle in Cassiopea e, indicata con la lettera I, è riportata la supernova osservata da Tycho Brahe a partire dall’11 novembre 1572. Il disegno è tratto dall’opera, composta dallo stesso Tycho: “De Nova stella”, nella quale sono raccolte le sue numerose osservazioni della nuova stella e nella quale troviamo formulata la rivoluzionaria affermazione che non esiste alcuna inalterabile sfera cristallina sulla quale sono trapuntate le stelle.  Nell’immagine a destra, i resti della Supernova di Tycho nei raggi X, sovrapposta ad un’immagine ottenuta nel visibile. Qualche studioso di storia dell’astronomia afferma che non fu Tycho ad osservarla per primo: probabilmente  fu preceduto da Wolfgang Schuler (? – 1575) che  la vide cinque giorni prima.

Fig. 3 resti della supernova 1604

Quando apparirà la prossima supernova galattica?

Nessuno può dirlo: forse fra un mese forse fra un secolo. Dipende dalla distanza della stella e da quanto tempo è avvenuta l’esplosione, ma è probabile che i  fotoni di tutte le frequenze  siano già partiti e si stiano avvicinando alla Terra a 300 mila kilometri al secondo.  Quello che è sicuro è che nel cielo apparirà un astro luminosissimo,  brillante forse più del pianeta Venere e che di esso parleranno anche i quotidiani. E’ probabile che compaia in vicinanza della Via Lattea, ad esempio nelle costellazioni del Sagittario, dell’Aquila, del Cigno, del Toro, di Orione o di Cassiopea che in autunno brilla alta nel cielo verso nord. La supernova è un fenomeno che distrugge completamente una stella con due differenti modalità:  un astro singolo di massa superiore a 8 masse solari che, giunto alla fine della sua evoluzione, non avendo più combustibile nucleare, esplode in modo catastrofico lanciando nello spazio, a 20 mila km al secondo,  gran parte della  materia di cui è composto, oppure si tratta di una stella doppia:  una nana bianca di  circa 1.4 masse solari  con una compagna che le cede massa.

Fig. 4: Leonida Rosino (1915-1997), eminente astronomo, per decenni direttore dell’Osservatorio astronomico di Padova, svolse attività di ricerca in numerosi campi dell’astronomia, dalle stelle variabili agli ammassi globulari; scoprì ben 23 supernovae.

Quando la massa della nana bianca supera il valore critico di 1.44 masse solari, le forze di pressione dovute agli elettroni non riescono più a controbilanciare la forza di gravità e la stella esplode come un gigantesco fuoco artificiale. Nel primo caso si forma un corpo collassato: una stella di neutroni o un buco nero, nel secondo invece non resta niente.

Quando questo astro luminosissimo apparirà, che cosa è opportuno fare? Circa  quaranta anni fa  posi questa domanda al Prof. Leonida Rosino (fig. 4), direttore dell’osservatorio di Asiago e lui rispose:

“Caro Bartolini, la prima cosa che deve fare è di telefonarmi a qualsiasi ora del giorno o della notte”

In prima battuta  anche io darei stesso lo consiglio: il numero di telefono dell’osservatorio di Loiano è 051 6544434, quello dell’osservatorio di Asiago 0424 600011. L’astronomo di turno quella notte comincerebbe a prendere spettri dell’oggetto, che sarebbero preziosi perché rapidamente variabili; da essi si capirebbe di quale tipo è la supernova. Ma anche senza spettrografo un astrofilo può compiere importanti osservazioni cercando di costruire le curva di luce dell’oggetto (fig. 5), che in questa prima fase è ancora piuttosto misteriosa, non essendo mai stata osservata. Sarebbe molto utile avere con sé un foglio su sui scrivere l’ora e la magnitudine apparente stimata confrontando l’oggetto con gli astri più brillanti del cielo.

La magnitudine è una misura della debolezza di una stella: le stelle appena visibili ad occhio nudo sono di magnitudine +5, le più brillanti di magnitudine +1, come Aldebaran, l’alfa del Toro,  o addirittura 0 come Vega l’alfa della Lira, che in autunno si vede verso nord ovest. Corpi più brillanti di Vega, come certamente sarà la supernova galattica, hanno magnitudine negativa: il Sole -26.7, la Luna piena -12,    Venere, che fra poche settimane sarà visibile ad ovest poco sopra l’orizzonte, è ora di magnitudine -3.8, ma allontanandosi dal Sole diverrà sempre più  brillante fino a raggiungere magnitudine  -4.8 ai primi di maggio.  Giove, che alla sera brilla verso est, è di magnitudine -2.9; al mattino esso è ancora visibile alto sull’orizzonte verso ovest, mentre ad est sotto la costellazione di Orione, inconfondibile per la sua simmetria, c’è Sirio, la stella più luminosa del cielo di magnitudine -1.4. Quando sarà il momento, non fatevi cogliere impreparati a questo evento rarissimo  e le vostre osservazioni, sommate a tutte le altre, aiuteranno a scoprire i misteri dell’universo.

Supernovae storiche

- anno 185 d.c.: esplosione della SN 185 nella costellazione del Centauro, osservata da astronomi cinesi.

- anno 1006 d.c.: esplosa nella costellazione del Lupo, osservata da astronomi europei ed orientali.

- anno 1054: nella costellazione del Toro esplosione della SN 1054 e formazione della Nebulosa del Granchio. Osservata dagli astronomi cinesi e forse dagli  indiani d’America.

- anno 1181: esplose nella costellazione del Cigno la SN 1181, con la probabile formazione della pulsar 3C 58, osservata da astronomi cinesi e giapponesi.

- anno 1572: SN esplosa nella costellazione di Cassiopea, fu la supernova osservata da Tycho Brahe, il cui libro in latino: “Sulla stella nuova” dette  origine al nome “nova” per queste stelle.

- anno 1604: supernova nell’Ofiuco, SN 1604, osservata da Keplero e Galileo, spesso è chiamata la stella di Keplero. E’ l’ultima supernova  osservata nella Via Lattea.

- XVII° secolo:  una ulteriore supernova è esplosa nella costellazione di Cassiopea dando origine alla potente sorgente radio Cassiopea A. Poiché la supernova è stata fortemente oscurata dalle polveri galattiche non è stata osservata dagli osservatori dell’epoca. Forse solamente  John Flamsteed la osservò il 16 agosto 1680 come una debole stella.

Supernovae recenti particolarmente luminose

Residuo della SN 1987a. E’ una SN di tipo II-p

1987 – Supernova 1987a osservata entro poche ore dopo la sua esplosione, è stata la prima occasione per testare le moderne teorie sulla formazione di supernovae con le osservazioni.

2006 – Supernova SN 2006gy osservata la prima volta il 18 settembre 2006, si trova nella galassia NGC 1260 a circa 240 milioni di anni luce. Nel 2007 scienziati della NASA descrissero questo fenomeno come “la maggiore esplosione stellare mai registrata”. La stella originaria, che aveva una massa pari a 150 volte quella del sole, presenta analogie con la vicina Eta Carinae.

Supernovae di tipo I e II

Fig. 5: Curve di luce delle supernovae di tipo I e II.

L’esplosione di una supernova è un fenomeno relativamente raro: in effetti si osservano solamente, in media, tre supernovae per secolo in una galassia.

La prima supernova extragalattica è stata osservata nel 1885 in M31, nella costellazione di Andromeda (fig. 7).

Fig. 7: S Andromedae è una supernova esplosa nella Galassia di Andromeda, M31, l'unica osservata finora in quella galassia, nonché la prima osservata in una galassia diversa dalla Via Lattea. Fu scoperta il 19 agosto 1885 dall’astrofilo irlandese Isaac Ward e, il giorno successivo, fu osservata da Ernst Hartwig al Dorpat Observatory in Estonia. Al suo massimo raggiunse una magnitudine apparente uguale a 6, al limite estremo della visibilità ad occhio nudo, per poi scendere al di sotto della magnitudine 16 già dal febbraio 1890. Nel 1988 un team di astronomi, capeggiati da R. A. Fesen, scoprirono il suo residuo, ricco di ferro. Le quattro immagini sopra mostrano i resti della SN e sono state ottenute, a diverse lunghezze d’onda, dallo Space Telescope. E’ stato possibile appurare che le dimensioni apparenti del residuo dell’esplosione, alla lunghezza d’onda della riga del Fe II, ammontano ad appena mezzo secondo d’arco.

Nel momento del suo massimo splendore una supernova può divenire luminosa quanto la galassia che la ospita, fino a dieci miliardi di volte quella del Sole e l’energia liberata è enorme, pari a circa 1045 Joule. La maggior parte della massa è eiettata nel corso dell’esplosione, dando origine ai resti della supernova (si vedano le figg.  1,2,3).

Si distinguono due tipi di supernovae che differiscono per la curva di evoluzione della loro luminosità in funzione del tempo.

Le Supernovae di tipo I non si originano da stelle singole ma da sistemi binari, costituiti da due stelle vicine che ruotano intorno ad un centro di gravità comune, una nana bianca e da una stella compagna. La materia di cui e’ composta la nana bianca, a causa della densità e della pressione molto elevate, si trova in uno stato “degenere” che è stabile solo se la massa della stella e’ inferiore a un valore limite detto “massa di Chandrasekar”, pari a 1,4 volte la massa del Sole. Nel caso in cui la nana bianca si trova in un sistema binario il suo campo gravitazionale può essere così forte che, se le stelle sono sufficientemente vicine, la stella compagna comincia a trasferire massa sulla nana bianca, che si accresce fino a superare il limite di Chandrasekar e quindi si contrae. La contrazione fa innescare le reazioni nucleari che trasformano il carbonio e l’ossigeno in nichel e l’energia rilasciata e’ sufficiente per far esplodere la stella.

Le Supernovae di tipo II si originano da stelle molto massicce (8-10 volte la massa solare), che vivono fino a 10 milioni di anni  producendo energia dalla fusione di idrogeno in elio e poi successivamente di elio in carbonio e ossigeno, e così via fino al ferro. Ogni volta che il combustibile nucleare al centro della stella finisce perché si è trasformato in un altro elemento, il nucleo si contrae sotto l’azione della gravità e riesce ad innalzare la temperatura fino ad innescare il bruciamento del nuovo elemento. Ma il ferro non può essere ulteriormente fuso e questa volta la contrazione del nucleo prosegue in maniera irreversibile, fino a raggiungere un valore limite, quando cioè i protoni e gli elettroni degli atomi si fondono a formare neutroni e ogni reazione è accompagnata dalla produzione di  un neutrino. Poche decine di secondi sono sufficienti per contrarre il diametro del nucleo da circa metà del raggio terrestre a poco più di 10 km. L’onda d’urto prodotta si propaga velocemente attraverso gli strati esterni della stella e, quando raggiunge la superficie, la stella esplode ed il suo materiale viene proiettato nello spazio circostante, lasciando come residuo il nucleo di neutroni che, a seconda della massa, può rimanere una stella di neutroni (pulsar) o diventare un buco nero.

Le supernovae di tipo II sono classificate in due sottotipi principali: le supernovae di tipo II-L, che presentano una curva che mostra una costante diminuzione di luminosità con l’avanzare del tempo (fig. 8) e quelle di tipo II-P, che danno luogo ad una curva che mostra un appiattimento, seguito poi da una diminuzione di luminosità simile a quella del tipo L.

Fig. 8: le due diverse curve di luce delle SN di tipo II-P e II-L

Stima visuale della luminosità della Supernova

Supponiamo che uscendo di casa in una bella serata ottobrina, alzando gli occhi al cielo, scopriate un oggetto luminoso, forse la supernova tanto agognata!

Una delle prime cose da fare è stimare la sua magnitudine e annotare l’ora dell’osservazione. Non abbiamo però a  portata di mano né un telescopio e neppure una macchina fotografica: come faremo allora a stimare la magnitudine della sospetta supernova?

E’ utile ricordare brevemente cosa intendiamo quando parliamo di magnitudini delle stelle. Oltre duemila anni fa, l’astronomo greco Ipparco fu il primo a suddividere le stelle  visibili ad occhio nudo in sei classi di magnitudine: le stelle più luminose erano dette di prima magnitudine,  quelle brillanti la metà di queste erano di seconda magnitudine, e così via fino alla sesta magnitudine. Questo metodo piuttosto approssimativo  di indicare la grandezza delle stelle fu utilizzato anche da Tolomeo nell’Almagesto nel 150 d.C. Alla metà dell’Ottocento, Norman Robert Pogson (1829-1891) formalizzò il sistema definendo una stella di prima magnitudine come una stella 100 volte più luminosa di una di sesta magnitudine, perciò, una stella di prima magnitudine si trova ad essere 2,512 volte più luminosa di una stella di seconda. La scala di Pogson fu fissata in origine assegnando alla stella Polare una magnitudine di 2, oggi però si preferisce utilizzare la stella Vega, soprattutto dopo che si è scoperta la variabilità della Polare. Le magnitudini possono anche essere negative. Così, per esempio Sirio, la stella più brillante della sfera celeste, ha una magnitudine apparente -1,4. La Luna, quando è piena, è di magnitudine -12, mentre il Sole raggiunge la magnitudine –26,7.

Il metodo più semplice per una stima  della magnitudine consiste nel trovare due stelle (oppure si possono utilizzare, per una stima approssimata, anche pianeti come Giove e Venere) in prossimità della sospetta supernova SN che presentino una luminosità poco più grande (stella  o pianeta A) e una poco più debole (stella o pianeta B).

Si stima la differenza di luminosità tra le coppie A-SN e SN-B, assegnando:

1 Gradino: quando le due stelle al primo colpo d’occhio sembrano uguali, e solo dopo un certo tempo ci si accorge che una è più luminosa dell’altra;

2 Gradini: quando le due stelle sembrano uguali al primo colpo d’occhio, ma quasi subito dopo si nota una differenza di luminosità;

3 Gradini: quando già al primo colpo d’occhio si nota una certa differenza;

4 Gradini: quando alla prima occhiata la differenza è ben evidente;

5 Gradini: quando si ha una notevole sproporzione di luminosità nella coppia in esame.

Dopo il 5° gradino il metodo perde rapidamente di precisione e di affidabilità; qualora non si notino differenze di luminosità è possibile assegnare “zero” gradini. In caso di incertezza si possono assegnare mezzi gradini.

Da questo duplice confronto si ottiene una stima del tipo:

A (g(ASN)) SN (g(SNB)) B

dove g(ASN) e g(SNB) sono i gradini stimati rispettivamente per la coppia A-SN e per la coppia SN-B. Da questa stima si risale alla magnitudine:

MSN = MA + (g(ASN)/(g(ASN)+ g(SNB))* (MB –MA))

dove MA e MB sono le magnitudini delle stelle di confronto A e B note, ovviamente, a priori.

Ora facciamo un esempio. Supponiamo che a metà strada tra Giove (lo assumiamo come stella A) e   Aldebaran, (stella B) si sia accesa una stella molto luminosa.

Ora, noi sappiamo che Giove nel mese di ottobre 2011 è di magnitudine MA= -2,9  e MB = 1,

Se la nostra stima ci fornirà:

 g(ASN)= 2 e  g(SNB)=4,

allora avremo:

MSN =  -1,6

Ripeteremo le osservazioni anche nelle ore e nelle serate successive, in modo da ottenere una curva di luce complessiva dell’evoluzione del fenomeno simile, per quanto possibile come estensione temporale, a quella di fig. 9.

Fig. 9: La curva di luce della Supernova 1604 ricostruita da W. Baade nell’articolo del 1943: “Nova Ophiuchi 1604 as a Supernova”, apparso sull’Astrophysical Journal. Le osservazioni riportate nel grafico sono state tutte ottenute ad occhio nudo (il telescopio sarebbe stato introdotto da Galileo solamente sei anni dopo) e coprono un periodo di circa un anno. Uno degli osservatori più attenti fu Keplero che utilizzava però un metodo di stima delle magnitudini assai più semplice di quello descritto in questa pagina.

Il prof. Corrado Bartolini

all’Università di Bologna ha insegnato Astronomia Generale, Astronomia 2 e Fisica Stellare;
attualmente tiene i due corsi di  Fisica dei pianeti e astrobiologia.
Dal 1969 è membro delle commissioni 27 (stelle variabili)
e 42 (stelle doppie strette)
dell’Unione Astronomica Internazionale.
Dal 1976 ha studiato le stelle binarie emittenti raggi X,
successivamente si è interessato
di Pianeti extrasolari e di Gamma-Ray Burst (GRB).









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