Credito immagine: LBL
Misurando la luce polarizzata di un'insolita stella che esplode, un team internazionale di astrofisici e astronomi ha elaborato la prima immagine dettagliata di una supernova di tipo Ia e del caratteristico sistema stellare in cui è esplosa.
Utilizzando il Very Large Telescope dell'Osservatorio europeo meridionale in Cile, i ricercatori hanno determinato che la supernova 2002ic è esplosa all'interno di un disco piatto, denso e grumoso di polvere e gas, precedentemente spazzato via da una stella compagna. Il loro lavoro suggerisce che questo e alcuni altri precursori delle supernove di tipo Ia assomigliano agli oggetti noti come nebulose protoplanetarie, ben noti nella nostra galassia della Via Lattea.
Lifan Wang del Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade dell'European Southern Observatory (ESO), Peter H?flich e J. Craig Wheeler dell'Università del Texas ad Austin, Koji Kawabata dell'Osservatorio Astronomico Nazionale del Giappone e Ken'ichi Nomoto dell'Università di Tokyo riporta le loro scoperte nel numero del 20 marzo 2004 di Astrophysical Journal Letters.
Lanciare supernove per scrivere
Le supernovae sono etichettate in base agli elementi visibili nei loro spettri: gli spettri di tipo I mancano di righe di idrogeno, mentre gli spettri di tipo II hanno queste righe. Ciò che rende SN 2002ic insolito è che il suo spettro assomiglia a una tipica supernova di tipo Ia ma mostra una forte linea di emissione di idrogeno.
Il tipo II e alcune altre supernove si verificano quando i nuclei di stelle molto massicce collassano ed esplodono, lasciando dietro di sé stelle di neutroni estremamente dense o persino buchi neri. Le supernove di tipo Ia, tuttavia, esplodono con un meccanismo molto diverso.
'Una supernova di tipo Ia è una palla di fuoco metallica', spiega Wang del Berkeley Lab, un pioniere nel campo della spettropolarimetria delle supernovae. “Un tipo Ia non ha idrogeno o elio ma molto ferro, oltre a nichel radioattivo, cobalto e titanio, un po' di silicio e un po' di carbonio e ossigeno. Quindi uno dei suoi progenitori deve essere una vecchia stella che si è evoluta per lasciare una nana bianca carbonio-ossigeno. Ma il carbonio e l'ossigeno, in quanto combustibili nucleari, non bruciano facilmente. Come può esplodere una nana bianca?'
I modelli di tipo Ia più ampiamente accettati presumono che la nana bianca - grosso modo delle dimensioni della Terra ma che racchiude la maggior parte della massa del sole - accrediti materia da un compagno in orbita fino a raggiungere 1,4 masse solari, noto come il limite di Chandrasekhar . La nana bianca ora superdensa si accende in una potente esplosione termonucleare, lasciando dietro di sé nient'altro che polvere di stelle.
Altri schemi includono la fusione di due nane bianche o anche una nana bianca solitaria che riaccresce la materia sparsa dal suo io più giovane. Nonostante tre decenni di ricerche, tuttavia, fino alla scoperta e ai successivi studi spettropolarimetrici di SN 2002ic, non c'erano prove certe per alcun modello.
Nel novembre del 2002, Michael Wood-Vasey e i suoi colleghi della vicina fabbrica di supernovae del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab hanno riferito della scoperta di SN 2002ic, poco dopo che la sua esplosione è stata rilevata a quasi un miliardo di anni luce di distanza in una galassia anonima nel costellazione dei Pesci.
Nell'agosto del 2003, Mario Hamuy dei Carnegie Observatories e i suoi colleghi hanno riferito che la fonte del copioso gas ricco di idrogeno in SN 2002ic era molto probabilmente una cosiddetta stella Asymptotic Giant Branch (AGB), una stella nelle fasi finali di la sua vita, con una massa da tre a otto volte la massa del sole, proprio il tipo di stella che, dopo aver spazzato via i suoi strati esterni di idrogeno, elio e polvere, lascia dietro di sé una nana bianca.
Inoltre, questa supernova apparentemente contraddittoria - un tipo Ia con idrogeno - era in realtà simile ad altre supernove ricche di idrogeno precedentemente designate di tipo IIn. Questo a sua volta ha suggerito che, mentre le supernove di tipo Ia sono davvero notevolmente simili, potrebbero esserci grandi differenze tra i loro progenitori.
Poiché le supernove di tipo Ia sono così simili e così luminose - luminose o più luminose di intere galassie - sono diventate le candele standard astronomiche più importanti per misurare le distanze cosmiche e l'espansione dell'universo. All'inizio del 1998, dopo aver analizzato dozzine di osservazioni di lontane supernovae di tipo Ia, i membri del Supernova Cosmology Project del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab, insieme ai loro rivali del team di ricerca di supernovae High-Z con sede in Australia, hanno annunciato la sorprendente scoperta che l'espansione dell'universo sta accelerando.
I cosmologi hanno successivamente determinato che oltre i due terzi dell'universo sono costituiti da un misterioso qualcosa chiamato 'energia oscura', che estende lo spazio e guida l'espansione in accelerazione. Ma imparare di più sull'energia oscura dipenderà da uno studio attento di molte più lontane supernovae di tipo Ia, inclusa una migliore conoscenza del tipo di sistemi stellari che le attivano.
Rappresentazione della struttura con spettropolarimetria
La spettropolarimetria di SN 2002ic ha fornito il quadro più dettagliato di un sistema di tipo Ia finora. La polarimetria misura l'orientamento delle onde luminose; ad esempio, gli occhiali da sole Polaroid 'misurano' la polarizzazione orizzontale quando bloccano parte della luce riflessa dalle superfici piane. In un oggetto come una nuvola di polvere o un'esplosione stellare, invece, la luce non viene riflessa dalle superfici ma diffusa dalle particelle o dagli elettroni.
Se la nuvola di polvere o l'esplosione è sferica e uniformemente liscia, tutti gli orientamenti sono ugualmente rappresentati e la polarizzazione netta è zero. Ma se l'oggetto non è sferico, ad esempio a forma di disco o di sigaro, in alcune direzioni oscillerà più luce che in altre.
Anche per asimmetrie abbastanza evidenti, la polarizzazione netta raramente supera l'uno per cento. Pertanto, è stata una sfida per lo strumento spettropolarimetrico dell'ESO misurare il debole SN 2002ic, anche utilizzando il potente Very Large Telescope. Ci sono volute diverse ore di osservazione in quattro notti diverse per acquisire i necessari dati di polarimetria e spettroscopia di alta qualità.
Le osservazioni del team sono arrivate quasi un anno dopo che SN 2002ic è stato rilevato per la prima volta. La supernova era diventata molto più debole, ma la sua prominente linea di emissione di idrogeno era sei volte più luminosa. Con la spettroscopia gli astronomi hanno confermato l'osservazione di Hamuy e dei suoi associati, che il materiale espulso espandendosi verso l'esterno dall'esplosione ad alta velocità era andato a finire nella materia densa e ricca di idrogeno circostante.
Solo i nuovi studi polarimetrici, tuttavia, potrebbero rivelare che la maggior parte di questa materia aveva la forma di un disco sottile. La polarizzazione era probabilmente dovuta all'interazione del materiale espulso ad alta velocità dall'esplosione con le particelle di polvere e gli elettroni nella materia circostante che si muove più lentamente. A causa del modo in cui la linea dell'idrogeno si era illuminata molto tempo dopo che la supernova era stata osservata per la prima volta, gli astronomi hanno dedotto che il disco includeva densi grumi ed era stato posizionato molto prima che la nana bianca esplodesse.
'Questi risultati sorprendenti suggeriscono che il capostipite di SN 2002ic era notevolmente simile agli oggetti familiari agli astronomi nella nostra Via Lattea, vale a dire le nebulose protoplanetarie', afferma Wang. Molte di queste nebulose sono i resti dei gusci esterni spazzati via dalle stelle asintotiche del ramo gigante. Tali stelle, se ruotano rapidamente, emettono dischi sottili e irregolari.
Una questione di tempi
Perché una nana bianca raccolga materiale sufficiente per raggiungere il limite di Chandrasekhar impiega circa un milione di anni. Al contrario, una stella AGB perde abbondanti quantità di materia in tempi relativamente brevi; la fase protoplanetaria-nebulosa è transitoria, dura solo poche centinaia o migliaia di anni prima che la materia espulsa si dissipi. 'È una piccola finestra', dice Wang, non un tempo abbastanza lungo da consentire al nucleo rimasto (a sua volta una nana bianca) di riaccrescere abbastanza materiale da esplodere.
Quindi è più probabile che una nana bianca compagna nel sistema SN 2002ic fosse già impegnata a raccogliere materia molto prima che si formasse la nebulosa. Poiché la fase protoplanetaria dura solo poche centinaia di anni e supponendo che una supernova di tipo Ia richieda in genere un milione di anni per evolversi, si prevede che solo un millesimo di tutte le supernove di tipo Ia assomigli a SN 2002ic. Ancora meno mostreranno le sue specifiche caratteristiche spettrali e polarimetriche, anche se 'sarebbe estremamente interessante cercare altre supernove di tipo Ia con materia circumstellare', afferma Wang.
Tuttavia, afferma Dietrich Baade, ricercatore principale del progetto di polarimetria che ha utilizzato il VLT, 'è il presupposto che tutte le supernove di tipo Ia siano sostanzialmente le stesse che consente di spiegare le osservazioni di SN 2002ic'.
Sistemi binari con differenti caratteristiche orbitali e differenti tipi di compagni a differenti stadi dell'evoluzione stellare possono ancora dar luogo a simili esplosioni, attraverso il modello di accrescimento. Nota Baade, 'Il caso apparentemente peculiare di SN 2002ic fornisce una forte evidenza che questi oggetti sono in realtà molto simili, come suggerisce la sorprendente somiglianza delle loro curve di luce'.
Mostrando la distribuzione del gas e della polvere, la spettropolarimetria ha dimostrato perché le supernove di tipo Ia sono così simili anche se le masse, le età, gli stati evolutivi e le orbite dei loro sistemi precursori possono differire così ampiamente.
Il Berkeley Lab è un laboratorio nazionale del Dipartimento dell'Energia degli Stati Uniti situato a Berkeley, in California. Conduce ricerche scientifiche non classificate ed è gestito dall'Università della California. Visita il nostro sito web su http://www.lbl.gov .
Fonte originale: Comunicato stampa di Berkeley Lab