Credito d'immagine: LBL
Misurando la luce polarizzata proveniente da un'insolita stella che esplode, un team internazionale di astrofisici e astronomi ha elaborato il primo quadro dettagliato 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 ammasso di polvere e gas, precedentemente spazzato via da una stella compagna. Il loro lavoro suggerisce che questo e 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'Osservatorio europeo meridionale (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 riferisce le loro scoperte nel numero del 20 marzo 2004 di Astrophysical Journal Letters.
Lanciare supernovae da scrivere
Le supernovae sono etichettate in base agli elementi visibili nei loro spettri: gli spettri di tipo I mancano di linee di idrogeno, mentre gli spettri di tipo II hanno queste linee. Ciò che rende insolito SN 2002ic è che il suo spettro assomiglia altrimenti 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 addirittura buchi neri. Le supernovae di tipo Ia, tuttavia, esplodono con un meccanismo molto diverso.
"Una supernova di tipo Ia è una palla di fuoco metallica", spiega Wang di Berkeley Lab, un pioniere nel campo della spectropolarimetria delle supernova. “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 lasciarsi alle spalle una nana bianca carbonio-ossigeno. Ma il carbonio e l'ossigeno, come combustibili nucleari, non si bruciano facilmente. Come può esplodere una nana bianca? ”
I modelli di Tipo Ia più ampiamente accettati presumono che la nana bianca - all'incirca la dimensione della Terra ma comprimendo la maggior parte della massa del sole - accresca la materia da un compagno in orbita fino a raggiungere 1,4 masse solari, noto come limite di Chandrasekhar. Il nano bianco ormai superdenso si accende in una potente esplosione termonucleare, lasciando dietro di sé solo polvere di stelle.
Altri schemi includono la fusione di due nane bianche o persino una nana bianca solitaria che rinnova la questione abbandonata dal suo io più giovane. Nonostante tre decenni di ricerche, tuttavia, fino alla scoperta e ai successivi studi spettropolarimetrici di SN 2002ic, non vi furono prove certe per alcun modello.
Nel novembre del 2002, Michael Wood-Vasey e i suoi colleghi della vicina fabbrica di supernova del Dipartimento dell'Energia con sede a 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 un'anonima galassia nella costellazione dei Pesci.
Nell'agosto del 2003, Mario Hamuy dei Carnegie Observatories e i suoi colleghi hanno riferito che la fonte dell'abbondante gas ricco di idrogeno in SN 2002ic era molto probabilmente una cosiddetta stella del ramo gigante asintotico (AGB), una stella nelle fasi finali di la sua vita, 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 effetti simile ad altre supernove ricche di idrogeno precedentemente designate come tipo IIn. Questo a sua volta ha suggerito che, sebbene le supernovae di tipo Ia siano davvero notevolmente simili, potrebbero esserci ampie differenze tra i loro progenitori.
Poiché le supernovae di tipo Ia sono così simili e così brillanti - come luminose o più luminose di intere galassie - sono diventate le candele astronomiche standard più importanti per misurare le distanze cosmiche e l'espansione dell'universo. All'inizio del 1998, dopo aver analizzato dozzine di osservazioni di lontane supernove di tipo Ia, i membri del Supernova Cosmology Project del Department of Energy con sede presso il Berkeley Lab, insieme ai loro rivali nel team di ricerca Supernova High-Z con sede in Australia, hanno annunciato la sorprendente scoperta che l'espansione dell'universo sta accelerando.
I cosmologi hanno successivamente stabilito che oltre i due terzi dell'universo è costituito da qualcosa di misterioso chiamato "energia oscura", che allunga lo spazio e guida l'espansione accelerata. Ma imparare di più sull'energia oscura dipenderà dallo studio accurato di molte supernove di tipo Ia più distanti, compresa una migliore conoscenza del tipo di sistemi stellari che le attivano.
Struttura pittorica con spectropolarimetry
La spectropolarimetry di SN 2002ic ha fornito il quadro più dettagliato di un sistema di tipo Ia. 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 da superfici piane. In un oggetto come una nuvola di polvere o un'esplosione stellare, tuttavia, 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 un disco o un sigaro, più luce oscillerà in alcune direzioni rispetto ad altre.
Anche per asimmetrie abbastanza evidenti, la polarizzazione netta raramente supera l'uno percento. Quindi è stata una sfida per lo strumento spectropolarimetria ESO misurare deboli SN 2002ic, anche usando il potente Very Large Telescope. Sono state necessarie diverse ore di osservazione in quattro notti diverse per acquisire i dati di polarimetria e spettroscopia di alta qualità necessari.
Le osservazioni del team sono arrivate quasi un anno dopo il rilevamento di SN 2002ic. 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 l'ejecta che si espandeva verso l'esterno dall'esplosione ad alta velocità si era imbattuto nella densa materia ricca di idrogeno.
Solo i nuovi studi polarimetrici, tuttavia, potrebbero rivelare che la maggior parte di questa materia è stata modellata come un disco sottile. La polarizzazione era probabilmente dovuta all'interazione di ejecta ad alta velocità dall'esplosione con le particelle di polvere e gli elettroni nella materia circostante a movimento più lento. 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 dedussero che il disco includeva ammassi densi ed era stato in posizione ben prima dell'esplosione della nana bianca.
"Questi risultati sorprendenti suggeriscono che il progenitore di SN 2002ic era notevolmente simile agli oggetti che sono familiari agli astronomi nella nostra Via Lattea, vale a dire nebulose protoplanetarie", afferma Wang. Molte di queste nebulose sono i resti dei gusci esterni spazzati via delle stelle del ramo gigante asintotico. Tali stelle, se ruotano rapidamente, emettono dischi sottili e irregolari.
Una questione di tempismo
Perché un nano bianco raccolga abbastanza materiale per raggiungere il limite di Chandrasekhar richiede circa un milione di anni. Al contrario, una stella AGB perde quantità copiose di materia relativamente rapidamente; la fase nebulosa protoplanetaria è transitoria e dura solo poche centinaia o migliaia di anni prima che la materia espulsa si dissolva. "È una piccola finestra", afferma Wang, non un tempo abbastanza lungo perché il nucleo rimanente (esso stesso un nano bianco) riorganizzi il materiale sufficiente per esplodere.
Quindi è più probabile che un compagno di nana bianca nel sistema SN 2002ic stia già raccogliendo indaffarato molto tempo 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 circa un millesimo di tutte le supernove di tipo Ia assomigli a SN 2002ic. Sempre meno esibiranno le sue specifiche caratteristiche spettrali e polarimetriche, sebbene "sarebbe estremamente interessante cercare altre supernove di tipo Ia con materia circumstellare", afferma Wang.
Tuttavia, afferma Dietrich Baade, principale investigatore del progetto di polarimetria che ha utilizzato il VLT, "è l'assunto che tutte le supernovae di tipo Ia siano sostanzialmente le stesse che consentono di spiegare le osservazioni di SN 2002ic".
I sistemi binari con caratteristiche orbitali diverse e diversi tipi di compagni nelle diverse fasi dell'evoluzione stellare possono ancora provocare esplosioni simili, attraverso il modello di accrescimento. Note 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 spectropolarimetria ha dimostrato perché le supernovae di tipo Ia siano 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. Visitate il nostro sito Web all'indirizzo http://www.lbl.gov.
Fonte originale: Comunicato stampa Berkeley Lab
