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La curiosità del mese

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Fari nel buio

La curiosità del mese di gennaio 2010 a cura di Gabriele Ghisellini


Fig. 1 - Se guardiamo una fila di lampioni scopriamo immediatamente che quelli più lontani sono più deboli, e qelli più vicini sono più brillanti. La stessa cosa succederebbe con le supernovae, se fossero tutte dei fari standard.
Fig. 1 - Se guardiamo una fila di lampioni scopriamo immediatamente che quelli più lontani sono più deboli, e qelli più vicini sono più brillanti. La stessa cosa succederebbe con le supernovae, se fossero tutte dei fari standard.

Nella curiosità di novembre ("Cosa sono le Candele Standard?") abbiamo visto come si è riusciti a misurare le distanze delle galassie vicine alla nostra, usando le Cefeidi come candele standard.
Le Cefeidi sono delle stelle particolari, di cui possiamo sapere con ragionevole certezza la luminosità misurando il loro periodo di pulsazione.
Ma se volessimo misurare la distanza di galassie un po' più distanti le Cefeidi non bastano perchè sono troppo poco luminose e dopo un po' non le vediamo più.
Occorre qualcosa di più potente.
Qualcosa di molto più luminoso di una stella normale e che oltretutto sia "standard": tutte le sorgenti di quel tipo devono avere la stessa luminosità.
Allora misurando la luce che riceviamo potremmo risalire alla distanza che ci separa da loro: se le vediamo fioche e deboli devono essere distanti, e se invece le vediamo belle brillanti devono essere "dietro l'angolo" (astronomicamente parlando...). Guarda la Fig. 1.
Per fortuna sorgenti cosmiche che rispondono a questi requisiti ci sono davvero: sono le supernovae.
Ma mica tutte, solo quelle di un tipo particolare che nel gergo sono chiamate di tipo Ia.
Se state pensando che allora devono esistere le Ib, Ic.., e magari anche le tipo II, non vi sbagliate: esistono davvero.
Ed è stata proprio questa varietà a confonderci per decenni: se infatti facciamo confusione e mettiamo supernovae di tipo diverso nello stesso calderone, allora non otteniamo per niente la stessa luminosità. Occorre pazienza.

Ovviamente tutto ciò non è un caso, ma dipende dalla natura - diversa - delle supernovae di tipo diverso.
Quelle di tipo Ia, per esempio, corrispondono all’esplosione di una stella che è già quasi alla fine della sua vita, appena più grande della Terra, ma con una massa un po' più grande del nostro Sole.
Ha già bruciato il suo idrogeno e il suo elio e quindi è fatta principalmente di carbonio e ossigeno.
Fosse da sola, se ne starebbe tranquilla in equilibrio e si spegnerebbe lentamente, diventando prima una nana bruna e poi una nana nera.
Ma la vicinanza di una stella compagna cambia il suo destino (vedi Fig. 2).

Fig. 2 - Una stella quasi alla fine della sua vita - una nana bianca grande come la Terra ma pesante come il Sole - vicina ad una stella compagna molto più grande, può risucchiarne un po' di massa, e così diventare più pesante.
Fig. 2 - Una stella quasi alla fine della sua vita - una nana bianca grande come la Terra ma pesante come il Sole - vicina ad una stella compagna molto più grande, può risucchiarne un po' di massa, e così diventare più pesante.

Se la distanza tra le due stelle non è tanto grande un po' di materia della stella compagna viene risucchiata dalla nostra nana, che così aumenta la sua massa.
Ma stranamente non aumenta in dimensioni, anzi, si stringe.
Per questo tipo di stelle non vale quello che succede di solito (cioè che i grassi sono più grossi dei magri).
Aumentando la sua massa, la stella nana rimpicciolisce. Questo perchè diventando più pesante aumenta la sua gravità e si deve stringere un po' per aumentare la pressione che si deve opporre alla sua stessa gravità.

E dai oggi e dai domani, alla fine la nana può crescere fino ad avere 1,4 masse solari.
Ed allora si scatena l’inferno perchè, per questa massa, la temperatura e la densità all’interno della nana sono diventate così grandi che il carbonio comincia a fondersi.
"Fondersi" vuol dire innescare reazioni termonucleari che riescono, da due nuclei di carbonio, a formare un nucleo più pesante principalmente neon e magnesio.
Il rilascio di energia è rapidissimo e colossale.
In pochi secondi si produce tanta energia quanto il Sole farebbe (se potesse) in 30 miliardi di anni (ma non vivrà così a lungo...).
La stella nana esplode. E diventa una supernova Ia.
Come quella scoppiata nel 1572, osservata dall’astronomo danese Tycho Brahe, di cui ancora oggi possiamo vedere i resti (in Fig. 3).

Fig. 3 - I resti della supernova Ia scoppiata nel 1572 e osservata da Tycho Brahe l’11 novembre di quell’anno nella costellazione di Cassiopea.
Fig. 3 - I resti della supernova Ia scoppiata nel 1572 e osservata da Tycho Brahe l’11 novembre di quell’anno nella costellazione di Cassiopea.
Fig. 4 - La luce ricevuta da una supernova Ia diminuisce nel tempo, dopo aver avuto un picco. Ma le supernovae intrinsecamente più luminose sono più "lente" cioè la loro luce diminuisce più lentamente (riquadro superiore). Quindi misurando quanto velocemente la luce decade, possiamo risalire alla vera luminosità; della supernova. Ed avere finalmente un faro standard con cui misurare la distanza che ci separa dalla supernova stessa. Nel riquadro inferiore le luminosità delle varie supernovae sono state corrette per questo effetto e mostrano tutte la stessa luminosità
Fig. 4 - La luce ricevuta da una supernova Ia diminuisce nel tempo, dopo aver avuto un picco. Ma le supernovae intrinsecamente più luminose sono più "lente" cioè la loro luce diminuisce più lentamente (riquadro superiore). Quindi misurando quanto velocemente la luce decade, possiamo risalire alla vera luminosità; della supernova. Ed avere finalmente un faro standard con cui misurare la distanza che ci separa dalla supernova stessa. Nel riquadro inferiore le luminosità delle varie supernovae sono state corrette per questo effetto e mostrano tutte la stessa luminosità.

La cosa importante, per noi, è che tutto avviene quando la massa della nana supera un valore fisso, critico: 1,4 masse solari.
È per questo che tutte le supernovae di tipo Ia hanno quasi la stessa luminosità.
Quasi, ma non esattamente. Ci manca un pelo per essere standard. Un pelo importante, però.
E a pensarci bene, beh, possiamo immaginare che non tutte le nane, prima di scoppiare, avevano esattamente la stessa proporzione di ossigeno e carbonio, non tutte ruotavano alla stessa maniera... e così via.
Un po' di differenza ci sta, non è difficile da immaginare.
Ma noi vogliamo misurare l’Universo, e se non abbiamo un metro esattamente standard, non ce la facciamo.

Meno male che la storia non è finita qui.
Agli inizi degli anni '90 ci si è accorti di una cosa strana.
Misurando la luce ricevuta dalle supernovae Ia, si è visto che la luce diminuiva nel tempo, ma non con lo stesso ritmo (vedi Fig. 4).
C’erano supernovae che diminuivano piano e altre che diminuivano più velocemente.
E quelle più lente erano più luminose.
E quindi, misurando quanto velocemente la luce dimuisce nel tempo, possiamo sapere con molta più precisione la luminosità della supernova. Era il pelo che mancava...

Con questo trucco finalmente abbiamo il faro standard che volevamo.
Possiamo misurare distanze enormi, fino a qualche miliardo di anni luce.
Armati di telescopi potenti, una teoria valida e di tanta pazienza (le Supernovae scoppiano a caso nel cielo, in maniera impredicibile...), possiamo cominciare a misurare l’Universo...

Per saperne di più

Supernovae (da Wikipedia)
La Supernova del 1572 (da Wikipedia)
Tycho Brahe (da Wikipedia)

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