Il pianeta abitabile più vicino al Sistema Solare

A “soli” 14 anni luce dal nostro Sistema solare si troverebbe il pianeta abitabile più vicino a noi. Per ora – ovviamente – è doveroso parlare al condizionale, perché i ricercatori australiani dell’University of New South Wales sono arrivati a questa conclusione tramite delle simulazioni al computer. Wolf 1061c (questo il nome del pianeta) è più di 4 volte la massa della Terra ed è uno dei tre oggetti che ruotano attorno alla nana rossa Wolf 1061. Tutti questi pianeti hanno una massa tale da poter essere considerati rocciosi (quindi come la Terra), come ha spiegato Duncan Wright: «Hanno una superficie solida e il pianeta di mezzo, Wolf 1061c, si trova nella zona Goldilocks dove si potrebbe trovare acqua allo stato liquido e forse anche la vita». Attorno ad altre stelle anche più vicine a noi sono stati trovati pianeti, ma sicuramente non nella zona abitabile, quindi in un’orbita favorevole allo sviluppo di forme di vita (almeno si spera!). I tre pianeti completano l’orbita attorno alla piccola, fredda e stabile stella rispettivamente ogni 5, 18 e 67 giorni. Le loro masse sono 1.4, 4.3, e 5.2 volte quella della Terra. Il pianeta più massiccio si trova giusto fuori la zona Goldilocks, mentre il più piccolo è troppo vicino alla stella e quindi troppo caldo affinché l’acqua si mantenga allo stato liquido. Le osservazioni sono state effettuate dal cacciatore di pianeti HARPS dell’ESO. Chris Tinney ha detto: «Il nostro team ha sviluppato una nuova tecnica che migliora l’analisi dei dati provenienti da questo preciso strumento cacciatore di pianeti appositamente costruito. Abbiamo studiato per più di un decennio Wolf 1061». Ha aggiunto: «Questi tre pianeti si uniscono al piccolo ma sempre più nutrito gruppo di possibili pianeti rocciosi abitabili che orbitano attorno a stelle più fredde del Sole». Qualche tempo fa era stato scoperto un altro sistema molto vicino a noi (22 anni luce), il sistema stellare triplo noto come Gliese 667 (o anche GJ 667) nella costellazione dello Scorpione: il suo pianeta Gliese 667Cc è stato considerato per molto tempo uno dei migliori pianeti abitabili.
di Eleonora Ferroni (INAF)

L’origine degli elementi pesanti

La maggior parte del plutonio presente sulla Terra viene sintetizzato artificialmente nei reattori nucleari. A lungo si è pensato che non fosse prodotto anche in natura, ma poi ne sono state osservate tracce, sia sulla Terra che nella nostra Galassia, in quantità che non è possibile spiegare, considerata la rarità degli eventi cosmici che sono in grado di produrlo.
In una lettera pubblicata sulla prestigiosa rivista Nature Physics, un team di scienziati dell’Università Ebraica di Gerusalemme suggerisce una soluzione al mistero dell’eccesso di plutonio galattico.
«L’origine degli elementi pesanti prodotti in natura attraverso la cattura rapida di neutroni (chiamatoprocesso r) da parte dei nuclei pesanti è uno dei misteri attuali della nucleosintesi», ha dichiarato il Dr.Kenta Hotokezaka, che insieme al Prof. Zvi Piran e il Prof. Michael Paul dell’Istituto di Fisica Racahdell’Università Ebraica ha condotto lo studio.
Il plutonio è un elemento radioattivo, il suo isotopo più longevo è il plutonio-244 con una vita media di 120 milioni di anni. Il fatto che sia possibile rilevare il plutonio-244 in natura implica che l’elemento viene sintetizzato in fenomeni astrofisici recenti, in termini di scale temporali galattiche, e quindi la fonte che l’ha prodotto non deve trovarsi troppo lontana da noi.
Molti anni fa si è scoperto che il sistema solare conteneva una notevole quantità di plutonio-244. Considerando la breve durata del suo ciclo di vita, il plutonio-244 che esisteva quando la Terra si è formata, più di 4 miliardi di anni fa, è decaduto da tempo, ma sono stati osservati gli elementi prodotti dal suo decadimento.
Misure recenti del deposito di plutonio-244, inclusa l’analisi dei detriti galattici presenti nei fondali marini, suggeriscono che la quantità di plutonio che ha raggiunto la terra dallo spazio nel corso degli ultimi 100 milioni di anni sia molto piccola. Questo risultato è in forte contraddizione con le quantità di plutonio presenti durante la formazione del sistema solare.
Il team di scienziati dell’Università Ebraica ha dimostrato che questo enigma si può spiegare se la fonte di plutonio radioattivo (così come altri elementi rari, come oro e uranio) è rappresentata dalla fusione di stelle di neutroni in sistemi binari. Queste fusioni sono estremamente rare, ma le stime indicano che sono in grado di produrre grandi quantità di elementi pesanti.
Nello studio si propone che una di queste fusioni sia avvenuta accidentalmente nelle vicinanze del sistema solare, meno di cento milioni di anni prima che questo si formasse. In questo modo è possibile riprodurre le quantità di plutonio-244 osservate. D’altra parte, la quantità ridotta di plutonio-244 che oggi raggiunge Terra dallo spazio si può semplicemente spiegare con la rarità di questi eventi.
di Elisa Nichelli (INAF)

Il segreto delle blu-straggler

Un team di astronomi dell’Università del Texas, guidati da Natalie Gosnell, ha utilizzato il telescopio spaziale Hubble per comprendere più a fondo il perchè alcune stelle non stiano seguendo la propria evoluzione come predetto dai modelli. Questi oggetti, denominati “blu straggler”, appaiono più caldi e più blu rispetto a quanto dovrebbero essere a causa della loro età avanzata. È un po’ come se fossero state rinvigorite per apparire molto giovani, più di quanto non lo siano in realtà. La scoperta di Gosnell e colleghi fa luce sui processi fisici responsabili del cambiamento pari al 25 percento di stelle evolute e riempe alcune lacune nell’ambito degli studi sull’evoluzione stellare. I risultati sono riportati su Astrophysical Journal. Sebbene le blu-straggler siano state identificate 62 anni fa, gli astronomi devono ancora chiarire la loro apparenza peculiare. Oggi, la spiegazione più popolare, tra le varie teorie concorrenti, è che una stella in fase avanzata della sua evoluzione “rovescia”, per così dire, della materia su una compagna più piccola. Quest’ultima inizia ad incrementare la sua massa fino a diventare più calda e più blu mentre la stella primaria evolve così rapidamente che collassa sotto l’effetto della propria gravità lasciando come residuo finale una nana bianca. Per verificare questa teoria, il gruppo di Gosnell ha realizzato una serie di osservazioni dell’ammasso stellare aperto NGC 188, dove sono presenti 21 oggetti di tipo blu-straggler. Di questi, Gosnell ha analizzato laradiazione ultravioletta, misurabile con il telescopio spaziale Hubble, trovando che in ben 7 casi le compagne sono nane bianche. Delle rimanenti 14 blu-straggler, altre 7 mostrano evidenze che il cosiddetto “trasferimento di massa” tra le stelle avviene con altre modalità. «Riteniamo che questi oggetti siano sistemi binari blu-straggler/nane bianche più vecchi, il che ci fa pensare che almeno due-terzi delle blu-straggler si formino mediante il meccanismo del trasferimento di massa», spiega Gosnell. «E’ un risultato davvero entusiasmante. Finora non avevamo a disposizione una prova osservativa concreta, ma solo risultati suggestivi. È la prima volta che possiamo porre dei limiti alla percentuale di blu-straggler che si sono formate attraverso il meccanismo del trasferimento di massa». I risultati ottenuti da Gosnell e colleghi forniscono nuovi indizi sui processi fisici responsabili del cambiamento pari al 25 percento di stelle che si trovano in fase avanzata della propria evoluzione. «Il problema delle ‘stelle rinate’ è venuto alla luce di recente perché negli ultimi anni gli astronomi sono stati in grado di produrre un censimento completo e accurato di stelle presenti in un certo numero di ammassi stellari aperti», fa notare Gosnell.  «Gli ammassi aperti rappresentano il miglior banco di prova per studiare l’evoluzione stellare, perché possiedono una popolazione stellare molto semplice. In altre parole, tutte le stelle presenti nell’ammasso si formano nello stesso tempo e dallo stesso materiale». Gli studi sulle popolazioni stellari degli ammassi hanno permesso di concludere che fino a un quarto delle stelle più vecchie non stanno seguendo l’evoluzione stellare come ci si aspetta dai modelli. Le stelle che dovrebbero diventare giganti rosse, come Aldebaran, si trasformano invece in blu-straggler, oggetti alquanto brillanti, di color blu caratterizzati da strane proprietà. Uno degli obiettivi degli autori è quello di capire che cosa sia accaduto a questi oggetti. A tal fine, grazie anche alla preziosa collaborazione di Bob Mathieu dell’University of Wisconsin-Madison, il gruppo di Gosnell ha proposto uno studio per realizzare una serie di osservazioni con l’Advanced Camera for Surveys, situata a bordo del telescopio spaziale Hubble, allo scopo di discriminare tra le diverse teorie che tentano di spiegare come queste stelle siano diventate blu-straggler. In particolare, gli autori hanno messo a confronto tre teorie che riguardano: 1) le collisioni stellari nell’ammasso, i cui resti si aggregano nel corso del tempo per formare una blu-straggler; 2) la fusione (merger) di due stellein un sistema stellare triplo e 3) il trasferimento di massa tra due stelle in un sistema binario. «In un sistema binario, la stella più grande evolverà più rapidamente», dice Gosnell. Quella stella diventerà poi una gigante rossa, i cui strati di gas più esterni sono trattenuti a malapena dalla gravità stellare. Questi strati, però, possono essere attratti dalla gravità dovuta alla stella compagna: ecco spiegato il trasferimento di massa. Man mano che il gas viene convogliato sulla compagna, la gigante rossa viene “denudata” e rimane solo il suo nucleo, un processo che la rende alla fine una nana bianca. La compagna, che inizialmente era la meno massiva della coppia, diventa ora quella più massiccia e perciò una blu-straggler. Tuttavia, il metodo di Gosnell è limitato dal fatto che non sarà possibile rivelare quelle nane bianche che sono diventate talmente deboli al punto da non essere più osservabili in banda ultravioletta dal telescopio spaziale Hubble. Ciò vuol dire che potranno essere rivelate solo le nane bianche che si sono formate negli ultimi 250 milioni di anni, ossia quelle stelle più giovani parlando in termini di scale temporali astronomiche. Conoscere sempre meglio come si sono formate queste stelle diventa di fondamentale importanza poichè gli astronomi utilizzano le loro ipotesi per costruire modelli di popolazioni stellari di galassie distanti, dove cioè la luce che proviene da tutte le stelle diventa un tutt’uno. «Non vogliamo ignorare il 25 percento delle stelle evolute in quelle galassie», dice Gosnell. Tali modelli sono importanti in quanto le galassie distanti sono presenti in vari studi cosmologici. «Proprio ora», aggiunge Gosnell, «ci sono tante opportunità osservative per affinare i modelli». «Se saremo capaci di descrivere attraverso i modelli il meccanismo del trasferimento di massa, allora potremo mettere insieme osservazioni e teorie e utilizzare queste informazioni per studiare ancora più in dettaglio le popolazioni stellari che non siamo in grado di risolvere, cioè tutte quelle stelle che si trovano nelle galassie distanti», conclude Gosnell. Il passo successivo sarà ora quello di continuare a studiare questi oggetti sfruttando le capacità osservative del telescopio Harlan J. Smith di 2,7 metri situato presso il McDonald Observatory e del suo spettrografo IGRINS (Immersion GRating INfrared Spectrometer) in modo da poter stimare la percentuale delle blu-straggler che si sono formate a seguito di fusioni nei sistemi stellari tripli.
di Corrado Ruscica (INAF)

Supernova con buco nero nella Fenice

Pochi istanti per esplodere, tanti anni per essere studiata e rivelare la sua complessa evoluzione. E’ un destino che si incrocia e parte da lontano quello che segna l’apparizione della supernova 1996al e l’attività di ricerca di Stefano Benetti, astronomo dell’INAF, ora in forza all’Osservatorio Astronomico di Padova. Lui e il suo team in gran parte composto da colleghi dell’INAF, ha in pubblicazione un articolo che è un po’ la ‘summa’ di quasi 20 lunghi anni di raccolta dati e indagini. La storia inizia appunto nel luglio del 1996, quando la supernova apparve in NGC 7689, una bella galassia a spirale distante da noi circa 75 milioni di anni luce, in direzione della costellazione della Fenice. Stefano era allora un giovane astronomo presso l’osservatorio ESO (European Southern Observatory) a La Silla, in Cile, che lì aveva il compito di gestire il programma dedicato ai Target of Opportunity, ovvero quelle osservazioni in cui il tempismo è fondamentale. Come appunto per le esplosioni di supernova, non prevedibili e che richiedono, per ottenere il massimo delle informazioni scientifiche, misure quanto più prossime al tempo della loro prima apparizione in cielo. E così, partono una serie di osservazioni con i migliori strumenti a disposizione dello European Southern Observatory sulle Ande cilene, che nel tempo hanno visto coinvolti anche il Very Large Telescope e gli spettrografi FORS2 e XShooter, ed eseguite all’interno di programmi osservativi guidati dai membri del gruppo di ricerca sulle supernovae presso le strutture INAF di Padova e Asiago. I tanti dati accumulati ed elaborati, sintetizzati nel lavoro che comparirà sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, tracciano un quadro dettagliatissimo della storia di SN1996al: classificata come una supernova di tipo II lineare, nella sua fase di massima luminosità ha brillato come più di un miliardo di soli. Tipo II significa che lo spettro ricavato dalla sua radiazione è dominato dalla presenza di righe dell’Idrogeno; lineare significa che la curva di luce segue un andamento lineare (in magnitudine) dopo il massimo. Grazie alle accurate misure spettroscopiche, il team è riuscito a calcolare anche la velocità con cui si stanno allontanando i resti della stella esplosa come supernova, prossima ai quaranta milioni di chilometri l’ora. Ma non solo: è anche riuscito a dedurre che questi brandelli stellari si stavano muovendo all’interno di altro materiale, perso dalla stella progenitrice prima dell’esplosione e in moto a velocità almeno dieci volte più basse. «Probabilmente, questo materiale circumstellare non era distribuito uniformemente attorno alla stella, ma era soprattutto distribuito su un disco la cui estensione era maggiore di 0.5 anni luce» spiega Benetti. «Dunque la stella ha perso questo disco di materia in modo costante per molto tempo prima di esplodere». «Fatto insolito per questi tipi di studi, abbiamo rintracciato in dati di archivio la luce emessa dalla stella progenitrice nella riga H-alfa dell’idrogeno ionizzato, otto anni prima di esplodere» aggiunge Benetti. «Questa osservazione fondamentale ci ha detto che l’oggetto celeste inizialmente era una stella abbastanza massiccia, con una massa 25 volte quella del Sole». «Questo – prosegue l’astronomo – insieme allo studio della variazione della luminosità  e velocità  della supernova, ci ha portato con il tempo ad ipotizzare che la stella progenitrice di SN 1996al abbia prodotto un’esplosione intrinsecamente abbastanza debole (circa dieci volte più debole di una supernova “normale”), dove la maggior parte della materia che formava la stella non è stata espulsa nell’esplosione, ma è ricaduta sul remnant, ovvero il residuo densissimo del nucleo stellare sopravvissuto alla catastrofica deflagrazione. Quindi, al centro della zona dove è avvenuta l’esplosione ora ci dovrebbe essere un buco nero avente una massa di circa 7-8 masse solari! Potremmo aver così osservato per la prima volta la fine di una stella massiccia, altrimenti destinata ad una fine oscura ed anonima (come previsto dalle teorie di evoluzione stellare) se non avesse avuto attorno una nebulosa che ha reso l’ultimo suo bagliore non solo notevolmente più luminoso, ma anche estremamente protratto nel tempo.»
di Marco Galliani (INAF)

Le costellazioni di dicembre

Con l’arrivo dell’Inverno entriamo definitivamente nel periodo di migliore osservabilità delle grandi costellazioni che caratterizzeranno i prossimi mesi. Le costellazioni autunnali, povere di stelle brillanti e non sempre facilmente identificabili dal neofita – Capricorno, Acquario, Pesci – si avviano al tramonto nel cielo di Sud – Ovest, sostituite a Sud – Est dall’inconfondibile costellazione di Orione, accompagnata dal Cane Maggiore con la fulgida Sirio, dal Toro, dai Gemelli. In queste costellazioni possiamo individuare alcune delle stelle più luminose dell’intera volta celeste; oltre alla già citata Sirio, ricordiamo la rossa Aldebaran nel Toro, Castore e Polluce nei Gemelli, Procione nel Cane Minore, Capella nell’Auriga. Orione, la più bella costellazione invernale, è caratterizzata dalle tre stelle allineate della cintura ed dai luminosi astri Betelgeuse, Rigel, Bellatrix e Saiph che ne disegnano il contorno. Con piccoli strumenti (è sufficiente anche un buon binocolo) non è difficile individuare la celeberrima nebulosa M42, situata nella spada, poco al di sotto della cintura. Per alcune ore dopo il tramonto è ancora possibile osservare a Ovest alcune costellazioni che abbiamo potuto seguire per il periodo autunnale: il grande quadrilatero di Pegaso, Andromeda con l’omonima galassia, Perseo (nei pressi del quale quattro anni fa abbiamo ammirato la cometa 17P/Holmes, ricordate?), la minuscola costellazione del Triangolo, accanto all’altrettanto piccola costellazione zodiacale dell’Ariete. Dalla parte opposta del cielo, in tarda serata si potrà assistere al sorgere del Cancro e, successivamente, del Leone. A Nord le costellazioni circumpolari compongono un cerchio ideale intorno all’Orsa Minore, con all’estremità la stella polare (come trovare la stella polare?): in senso antiorario incontriamo Cassiopea, Cefeo, il Dragone, l’Orsa Maggiore e la Giraffa.
di Stefano Simoni (Astronomia.com)

L’Albero di Natale dell’Unicorno

Lo sapevate che c’è un Albero di Natale anche nel cielo? Il curioso nomignolo è quello dell’ammasso stellare NGC 2264, che si trova nella costellazione dell’Unicorno. Non è molto difficile osservarlo nelle prime ore della notte, guardando ad est. Già con un binocolo si potrà scorgere un gruppo di stelline che si trova più o meno a metà strada tra le brillanti stelle Betelgeuse di Orione e Procione del Cane Minore.

L'oggetto celeste denominato NGC 2264, composto dall'ammasso stellare 'Albero di Natale' e dalla nebulosa Cono, visibile in alto nell'immagine. Crediti: ESO

L’oggetto celeste denominato NGC 2264, composto dall’ammasso stellare ‘Albero di Natale’ e dalla Nebulosa Cono, visibile in alto nell’immagine. Crediti: ESO

La loro disposizione ricorda proprio il profilo a cono di un abete illuminato. A rafforzare questa immagine è c’è una diffusa nebulosità, osservabile però solo con telescopi sufficientemente potenti, composta da gas ionizzato dalla radiazione delle giovani stelle dell’ammasso. Gas che è parte di una struttura ben più ampia, il complesso molecolare di Monoceros OB1, noto anche come Complesso della Nebulosa Cono. In questa regione, una nube molecolare gigante, sono stati recentemente scoperti indizi di nuove stelle in formazione. Ricordiamo che, tra il 10 e il 15, ci sarà il massimo dello sciame meteorico delle Geminidi. Un evento celeste che per frequenza e luminosità delle stelle cadenti ad essa associato tiene testa a quella delle più note Perseidi di agosto. Anche quest’anno il periodo migliore per alzare gli occhi al cielo sarà nella notte tra il 13 e 14. Vedremo irradiarsi le tipiche scie luminose da una regione poco a nord-ovest di Castore, la stella più brillante della costellazione dei Gemelli, che sorge a prima sera ad est e transita alta nel cielo in piena notte verso sud.
di Marco Galliani (INAF)

Turbolenze, ipernovae e lampi gamma

Una simulazione di brevissima durata, appena 10 millisecondi, realizzata con uno dei supercomputer più potenti del mondo, relativa al collasso gravitazionale di una stella massiva in una stella di neutroni, dimostra come questi eventi catastrofici, spesso chiamati ipernovae, possano generare enormi e potenti campi magnetici che portano all’esplosione della stella e all’emissione di raggi gamma visibili a grandi distanze nello spazio cosmico. I risultati di questo studio, riportati su Nature, suggeriscono che quando una stella ruotante collassa, essa inizia a ruotare ancora più velocemente trascinandosi il suo campo magnetico, formando così una dinamo stellare che amplifica l’intensità del campo magnetico di milioni di miliardi di volte superiore rispetto a quello solare. Un campo magnetico di tale intensità è sufficiente a focalizzare e ad accelerare il gas lungo l’asse di rotazione della stella, creando due getti che si proiettano nello spazio in direzioni opposte, producendo raggi gamma energetici. La dinamo, si sa, rappresenta storicamente il primo generatore elettrico. Nel caso della dinamo stellare, le correnti elettriche si generano quando il campo magnetico si muove nello spazio, mentre aumenta la sua intensità, secondo un processo che produce una sorta di ciclo che alla fine dà luogo alla formazione di mostruosi campi magnetici. «Una dinamo rappresenta la strada che permette alle strutture magnetiche di piccole dimensioni, presenti all’interno di una stella massiva, di essere convertite in strutture decisamente più grandi, necessarie per produrre una ipernova e lampi gamma di lunga durata», spiega Philipp Mösta della University of Californaia a Berkeley e autore principale dello studio. «Ciò dà il via al processo e nonostante era stato ipotizzato per via teorica, oggi possiamo finalmente osservarlo». La chiave di questo successo proviene da una simulazione numerica estremamente dettagliata, una di quelle che richiede la capacità di 130 mila computer, collegati in parallelo, che operano per due settimane: stiamo parlando di Blue Waters, uno dei supercomputer più potenti del mondo, localizzato presso il National Center for Supercomputing Applications dell’University of Illinois a Urbana-Champaign. I ricercatori come Mösta stanno tentando di affinare i loro modelli per descrivere ancora meglio cosa accade alle stelle quando essere raggiungono le fasi finali del loro ciclo vitale. L’obiettivo è quello di spiegare particolari fenomeni astrofisici, come i lampi gamma e le ipernovae che hanno mediamente una luminosità 10 volte superiore rispetto alle supernovae, e capire come alcuni degli elementi più pesanti vengono prodotti. «Ora abbiamo il primo modello pilota che ci permette di ricavare preziosi indizi su come si formano gli elementi pesanti a seguito di queste potenti esplosioni stellari», dice Eliot Quataert dell’University of California a Berkeley, che non ha partecipato allo studio. «La novità che emerge dal lavoro di Mösta è che si parte da un campo magnetico relativamente debole e viene mostrato come esso evolve nel tempo fino a diventare molto potente e coerente su larga scala, cioè dello stesso tipo che di solito viene assunto quando si costruiscono modelli per descrivere i lampi gamma», aggiunge Quataert. I lampi gamma sono così brevi ed energetici (quelli più lunghi durano circa 100 secondi) che sono stati osservati per la prima volta nel 1967 dai satelliti che stavano cercando evidenze di alcuni test nucleari. La maggior parte di essi si trovano a miliardi di anni luce nelle galassie distanti perciò il fatto che li osserviamo vuol dire che si tratta di eventi che sono decisamente tra i più luminosi dell’Universo. Le osservazioni degli ultimi 50 anni hanno portato gli astronomi ad ipotizzare che i “lampi” sono prodotti durante l’esplosione di stelle massicce, cioè oggetti che hanno 25 volte, o più, la massa del Sole, anche se i dettagli di come tali eventi sono in grado di focalizzare i getti di raggi gamma rimane ancora un problema da affrontare. Questa classe di esplosioni stellari viene tipicamente definita comesupernovae di tipo Ic (a righe larghe). «Si ritiene che i getti, focalizzati dai campi magnetici estremamente potenti, siano necessari per alimentare queste esplosioni stellari», fa notare Mösta. «Ma uno degli anelli mancanti è quello di capire come fa il campo magnetico di una stella normale, come il Sole, ad essere amplificato fino a un quadrilione di volte». Una possibilità è che l’energia immagazzinata nella rotazione della stella collassata possa essere convertita in energia magnetica. In più, questi forti campi magnetici possono essere cruciali per accelerare le particelle cariche a velocità ed energie tali da generare raggi gamma. «Ci aspettiamo solo una minima percentuale di stelle che ruotino abbastanza rapidamente prima di collassare per spiegare il caratteristico periodo mostrato dalle pulsar che è dell’ordine dei millisecondi», dice Christian Ott del California Institute of Technology e co-autore dello studio. «Ma se una stella ruota molto velocemente, allora deve possedere una enorme quantità di energia immagazzinata nella rotazione. Il problema è quello di comprendere come questa energia viene estratta e quindi trasferita nell’esplosione». Il processo che porta ad una supernova da collasso-nucleare si ha quando la fusione dell’idrogeno presente nel nucleo, che alimenta le stelle durante la maggior parte della loro vita, si arresta una volta che tutto l’idrogeno viene esaurito e perciò la stella inizia a fondere l’elio e poi il carbonio e l’ossigeno. Alla fine, quando la stella fonde tutti questi elementi in ferro, la fusione si blocca completamente e la pressione che si esercita sul nucleo della stella non può più bilanciare il suo “peso”, ossia la gravità dovuta agli strati più esterni. Dunque, in appena un secondo, la regione interna della stella, il cui raggio si estende fino a circa 1500 chilometri, collassa in una stella di neutroni, che ha un diametro di circa 10-15 chilometri e che contiene una massa di 1,4 masse solari. Questo processo crea un’onda d’urto che si propaga verso l’esterno, attraversando gli strati più esterni della stella. Man mano che la stella collassa, diventando una stella di neutroni, essa aumenta la sua velocità di rotazione, come una pattinatrice che chiudendo le braccia piroetta sempre più velocemente. Ora, i teorici hanno tentato di spiegare come stelle massicce e ruotanti generino forti campi magnetici dopo che esse hanno collassato a seguito di un processo denominato instabilità magnetorotazionale: in altre parole, gli strati della stella ruotano a velocità diverse, creando unaturbolenza che trasforma il campo magnetico in un insieme di “flussi magnetici canalizzati” che si estendono per chilometri, un po’ come le strutture magnetiche che emergono dalla superficie del Sole. La domanda è: può questo processo generare campi magnetici su scale ancora più grandi, necessari per determinare l’esplosione della stella? «Ciò che abbiamo realizzato per la prima volta», dice Mösta, «sono delle simulazioni globali che hanno una risoluzione estremamente elevata e ci mostrano come in realtà si può creare un gigantesco campo magnetico partendo da uno puramente turbolento. Inoltre, le simulazioni fanno vedere che il meccanismo che forma le magnetar, una stella di neutroni che possiede un campo magnetico estremamente potente, può essere alla base di una particolare classe di supernovae molto luminose». Quataert paragona il processo a quello di una piccola turbolenza che si genera nell’atmosfera terrestre per poi evolvere e trasformarsi in un uragano. Insomma, Mösta e colleghi hanno trovato che la chiave per spiegare questo processo presente in una stella di neutroni che ruota molto rapidamente è una particolare zona che si estende per circa 15-35 chilometri dalla stella, dove cioè i differenti strati ruotano con velocità diverse, causando così una turbolenza abbastanza grande da creare sostanzialmente una dinamo. Lo scienziato sta ora lavorando ad una serie di simulazioni che comprendono un intervallo temporale dell’evoluzione stellare superiore a 10 millisecondi dopo il collasso gravitazionale, cioè la fase successiva al cosiddetto “rimbalzo”, in modo da comprendere ancora meglio come la materia che collassa e quella che viene espulsa nello spazio interagiscono con il campo magnetico.
di Corrado Ruscica (INAF)