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Supernova

Una supernova Ť un'esplosione stellare che sembra risultare nella creazione di una nuova stella nella sfera celeste ("Nova" Ť il termine Latino per "nuova". Il plurale Ť in genere scritto alla latina, Supernovae). Il prefisso "super" la distingue da una nova, la quale Ť anch'essa una stella che aumenta la sua luminosit√†, ma in maniera nettamente minore e con un meccanismo diverso. Le supernovae sono contraddistinte dall'espulsione degli strati esterni di una stella, riempiendo lo spazio circostante di idrogeno ed elio (oltre ad altri elementi). I detriti formano quindi nubi di polveri e gas. Un'esplosione di supernova pu√≤ comprimere del gas preesistente che si trovava vicino alla stella, innescando processi di formazione stellare.

Gli astronomi hanno diviso le supernovae in diversi tipi, a seconda dei differenti elementi che appaiono nel loro spettro elettromagnetico. Queste differenze si traducono a volte in meccanismi totalmente diversi per l'esplosione.

La prima caratteristica distintiva Ť la presenza o l'assenza delle linee dell'idrogeno. Se lo spettro di una supernova non contiene linee dell'idrogeno, Ť classificata di tipo I, altrimenti di tipo II.

Questi due gruppi sono a loro volta divisi in sottogruppi, a seconda della presenza o assenza di altre linee.

Le supernovae di tipo Ia non contengono elio, e motrano invece linee di assorbimento del silicio. Si pensa che siano causate dall'esplosione di una nana bianca, che si trova in corrispondenza o molto vicina al limite di Chandrasekhar.

Una possibilit√† Ť che la nana bianca fosse in orbita ad una stella moderatamente massiccia. Parte della massa della compagna viene trasferita alla nana bianca, finch√© questa non arriva al limite di Chadraseckhar. La nana collassa in una stella di neutroni o in un buco nero, e il collasso innesca la fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti. L'improvviso rilascio di energia produce un'onda d'urto, e la nana bianca viene fatta a pezzi. Il meccanismo di una semplice nova Ť simile ma meno drammatico: la materia in eccedenza viene fusa prima che il limite di Chandrasekhar venga raggiunto. La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosit√† della stella, ma questa sopravvive all'evento.

L'incremento in luminosit√† della supernova Ť dato dall'energia liberata nell'esplosione, e durante il tempo piuttosto lungo che occorre perch√© la luminosit√† si riduca, la supernova Ť alimentata principalmente dal decadimento nucleare di cobalto radioattivo (cobalto-56) in ferro.

Le supernovae di tipo Ib e Ic non mostrano linee dovute al silicio, e sono ancora meno comprese. Si pensa che abbiano origine da stelle alla fine della loro vita (come il tipo II), ma che avrebbero già perso tutto il loro idrogeno, e quindi impossibilitate a mostrare righe H nel loro spettro. Le supernovae di tipo Ib sono forse il risultato del collasso di una stella di Wolf-Rayet.

Le supernovae di tipo II accadono quando il nucleo di una stella molto massiccia (almeno 8 masse solari, se non di piý) ha prodotto una notevole quantit√† di ferro, la cui fusione assorbe energia invece di liberarla. Quando la massa del nucleo di ferro raggiunge il limite di Chandraseckhar (bastano pochi giorni), esso decade spontaneamente in neutroni e, sotto l'effetto della sua stessa gravit√†, implode. Ne risulta una tremenda ondata di neutrini, che sottraggono un'enorme quantit√† di energia alla stella e iniziano a viaggiare verso l'esterno. Attraverso un processo non del tutto compreso, una parte dell'energia trasportata dai neutrini viene ceduta agli strati esterni della stella. Quando, alcune ore dopo, l'onda d'urto raggiunge la superficie della stella, la sua luminosit√† aumenta drasticamente e gli strati esterni vengono sparati nello spazio. Il nucleo della stella pu√≤ diventare una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa. I dettagli del processo sono ancora poco compresi, e non si conosce il valore esatto di massa che discrimina tra i due risultati.

Ci sono leggere varianti del tipo II, come il tipo II-P e quello II-L, ma si limitano a descrivere il comportamento della curva di luce dell'evento (le II-P mostrano un plateau temporaneo nel livello di luminosità, mentre le II-L no), e non riflettono cause fondamentalmente differenti.

Alcune stelle eccezionalmente grandi al momento della loro morte potrebbero produrre un'ipernova, un tipo di esplosione relativamente nuovo e per la maggior parte teorico. In un'ipernova, il nucleo della stella collassa direttamente in un buco nero, e due getti di plasma estremamente energetici sono emessi dai poli di rotazione, ad una velocità quasi pari a quella della luce. Questi getti emettono raggi gamma molto intensi, e sono una delle possibili spiegazioni per i lampi gamma.

Le supernovae di tipo I sono molto piý luminose di quelle di tipo II: le prime arrivano ad una magnitudine assoluta di circa -20, con pochissima variazione tra una supernova e l'altra, mentre le seconde si fermano a -12,5 circa, con variazioni fino ad un'intera magnitudine (corrispondenti ad un fattore 2,5 nel flusso reale).

Nomenclatura

Le scoperte di supernova sono comunicate all'IAU, che manda quindi una circolare con il nome assegnato. Il nome Ť formato dall'anno della scoperta, e una designazione progressiva di una o due lettere. Le prime 26 supernovae scoperte in un dato anno ottengono le lettere da A a Z. Quelle seguenti ripartono con aa, ab e cos√¨ via.

Supernovae importanti

  • 1054 - formazione della Nebulosa del Granchio, registrata dagli astronomi cinesi e forse dagli indiani d'America.
  • 1572 - supernova nella costellazione di Cassiopea, osservata da Tycho Brahe, il cui libro De Nova Stella (Sulla stella nuova) dette origine al nome "nova" per queste stelle.
  • 1604 - stella di Keplero, supernova nell'Ofiuco osservata da Giovanni Keplero. L'ultima supernova osservata nella Via Lattea.
  • 1987 - Supernova 1987a osservata entro poche ore dopo la sua esplosione, Ť stata la prima occasione per testare le moderne terie sulla formazione di supernovae con le osservazioni.
La supernova del 1604 fu usata da Galileo come prova contro l'immutabilità delle sfere celesti, dogma risalente ai tempi di Aristotele.

Le supernovae lasciano spesso al loro posto dei resti di supernova. Lo studio di questi oggetti Ť utile per migliorare la nostra conoscienza sul fenomeno.


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