Astrofisica Stellare

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====== 11.4 Fenomeni esplosivi: Variabili cataclismiche, Novae e Supernovae. ======

<WRAP justify>
L'evoluzione di strutture stellari isolate, cui abbiamo sinora
rivolto la nostra attenzione, non rende completamente conto  della
fenomenologia riguardante le strutture stellari.
Abbiamo ad esempio già ricordato l'evidenza osservativa di
[[wp.it>Variabile_cataclismica|varibili cataclismiche]]. Tali sono ad esempio le variabili tipo
[[wp.it>U Geminorum]]: stelle che aumentano improvvisamente la loro
luminosità tipicamente di 3-4 magnitudini e permangono a tale
luminosità per alcuni giorni per tornare poi ad uno stato
quiescente e ripetere il fenomeno a distanze temporali irregolari
di settimane o mesi. Fenomeno quindi ben diverso dalle
pulsazioni che abbiamo già discusso, e che non trova spiegazione
all'interno dello scenario evolutivo delle strutture stellari
isolate.
\\
\\
{{:c11:fig11_07.jpg?550}}
\\
**Fig. 11.7** Curva di luce della variabile cataclismica
SS Cyg, del tipo U Geminorum.
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Il nostro interesse per tali fenomeni riveste un duplice
aspetto. Innanzitutto, a fronte dell'evidenza di fenomeni
esplosivi, vogliamo verificare se e quanto tali fenomeni possono
ulteriormente contribuire alla nucleosintesi di elementi pesanti.
In secondo luogo, è anche tempo di affrontare un problema
centrale dell'evoluzione chimica dell'Universo: quanta della
materia sintetizzata all'interno delle  strutture stellari viene
resitituita al mezzo interstellare, e come?

L'osservazione mostra che le variabili cataclismiche
sono in ogni caso membri di sistemi binari stretti. Il meccanismo
all'origine di tale fenomenologia è infatti collegato alla
binarietà ed è ormai sufficientemente ben conosciuto. Si è
in ogni caso in presenza di sistemi formati da una [[wp.it>gigante rossa]] e
una [[wp.it>nana bianca]]. In tali condizioni, se il sistema è
sufficientemente stretto (--> ...), può innescarsi uno
scambio di materia tra le due componenti, con gli strati
atmosferici della gigante che cadono sulla nana bianca formando in
genere attorno alla nana un [[wp.it>disco di accrescimento]] che
deposita lentamente materia sulla nana stessa.

La materia cosi stratificata alla superficie della nana è
ricca di idrogeno, e quando tale inviluppo raggiunge una massa
critica si innescano esplosivamente le reazioni di combustione
dell'idrogeno, dando luogo all'improvviso aumento di luminosità.
L'esplosione riprocessa almeno in parte il materiale sedimentato,
la stella ritorna nel suo stato quiescente e riprende il processo
di accrescimento che porterà a tempo debito ad una successiva
esplosione. Il processo è ripetitivo ma non strettamente
periodico. Per queste variabili vale, almeno qualitativamente, la legge di
Kukarkin e Parenago, secondo la quale il tempo che intercorre  tra
due esplosioni è tanto più lungo quanto maggiore è l'aumento
di luminosità.

Un meccanismo del tutto analogo è all'origine di eventi ben
più violenti, quali sono le esplosioni delle stelle Novae. Lo
splendore di tali stelle sale improvvisamente, in uno-due giorni,
di almeno 10-11 magnitudini, per declinare poi lentamente (da
qualche mese a qualche anno) verso lo splendore originale.
Poiché nel suo stato quiescente la stella è raramente visibile
ad occhi nudo, tali eventi furono in antico considerati come
apparizione di nuove stelle, da cui il nome. L'energia sviluppata
nell'evento è dell'ordine di 10<sup>45</sup>- 10<sup>46</sup> erg, pari
quindi a quella emessa dal [[wp.it>Sole]] in circa 100 000 anni. Si stima
che in una galassia come la nostra ogni anno si "accendano" circa
30 Novae. Nelle esplosioni vengono espulsi circa 10<sup>-4</sup>
M$_{\odot}$ di materiale elaborato nuclearmente dall'esplosione,
fonte non trascurabile di arricchimento per la materia
interstellare.

Confuse per molto tempo con le Novae, le [[wp.it>Supernovae]] (SN)
rappresentano infine un evento esplosivo di gran lunga più
energetico. Al picco di luminosità una SN può aumentare di 20
magnitudini (100 milioni di volte) e raggiungere 10<sup>10</sup>
luminosità solari, emettendo quindi come un intera galassia. Che
si sia di fronte ad un fenomeno distruttivo è rivelato , oltre
cha dall'enorme quantità di energia emessa, dalle osservate
velocità di espansione che si aggirano attorno ai 10<sup>4</sup> km/sec.
L'esplosione di SN non è peraltro un fenomeno inatteso.
L'evoluzione stellare ci ha infatti insegnato che le grandi masse
devono terminare la loro vita con un collasso gravitazionale in
cui vengono messe in gioco energie tipiche delle SN. E in questo
stesso capitolo abbiamo trovato chiare tracce di un tale
accadimento nella produzione degli isotopi "r" e "p". Il quadro
osservativo appare peraltro più complesso, e dovrà essere
discusso con qualche dettaglio.
\\
{{youtube>TwYSzpoItic?size=624x351}}
\\
// Una simulazione artistica di cosa accade nel caso
di una SN Ia (Crediti ESO) //
\\
\\
Le caratteristiche della [[wp.it>curva di luce]] hanno innanzitutto
consentito di evidenziare due distinte classi di SN, Come mostrato
in Fig.  le Supernovae di Tipo I (SNI) hanno curve di luce ben
caratteristiche e praticamente sovrapponibili, con una prima
rapida discesa di circa tre magnitudini seguita da un più lento
e regolare declino.   Le SNII hanno invece un continuo regolare declino
(//SNII lineari//) in alcuni casi interrotto da un periodo in
cui la luminosità cessa quasi di decrescere (//SNII
plateau//). A tali differenze nella curva di luce si accomunano
anche caratteristiche spettroscopiche: nelle SNI sono assenti le
righe dell'idrogeno, che appaiono invece nelle SNII.
\\
\\
{{:c11:fig11_08.jpg?600}}
\\
**Fig. 11.8**
 Curva di luce composita ottenuta
sovrapponendo i dati osservativi di 38 SN di tipo I.
\\
\\
Le SNII hanno le caratteristiche attese per il collasso finale di
grandi masse. Esse appaiono infatti solo in galassie a spirale e
solo in regioni ove sono evidenti fenomeni di recente formazione
stellare (Regioni H II). Quindi le SNII sono quelle predette
dall'evoluzione stellare, tipiche di una Pop. I. Ci si attende che
nell'esplosione tali N eiettino nello spazio gli starti che
contornano il nucleo centrale neutronizzato, lasciando come
"remnant" o una stella di neutroni o una buca nera. Le SNI sono
invece oggetti inattesi, che vediamo esplodere anche in galassie
ellittiche, quindi in popolazioni antiche ove stanno ancora
evolvendo solo piccole masse. Un più accurato studio di questo
tipo di SN ha infine portata ad una ulteriore suddivisione delle
SNI in tipo "a" (SNIa) nel cui spettro è presente la riga di
assorbimento del SiII a $\lambda$ =6150 A, e SNIb ove tale riga è
assente. La Tabella 1 riassume la corrispondente
situazione osservativa:

{{:c11:tabella_11_1.png|}}


Cosa può produrre l'inattesa evidenza di SN in una popolazione
antica? La domanda trova una naturale risposta quando si mediti
sul fatto che le Nane Bianche di CO sono dei potenziali detonatori
se e quando qualche meccanismo le porti a superare la massa di
Chandrasekhar. E il meccanismo di trasferimento di massa   che
vediamo all'opera nelle binarie cataclismiche e nelle Novae si
adegua perfettamente a tale compito. Per completezza aggiungiamo
che a fianco di tale meccanismo è stata anche proposta la
coalescenza di due nane bianche mutuamente orbitanti, a causa
della perdita di energia per 
emissione di [[wp.it>Onda_gravitazionale|onde gravitazionali]].
Resta in ogni caso l'identificazione delle SNIa come prodotte
dalla detonazione-deflagrazione del C, con incinerimento e totale
dispersione della struttura.

Non sorprendentemente, si  trova che la curva di luce delle SNIa
è così regolare perché governata, in sequenza temporale,
dall'energia emessa dai due decadimenti
\\
\\
$$^{56}Ni \rightarrow ^{56}Co + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 6 d)$$
\\
\\
$$^{56}Co \rightarrow ^{56}Fe + e^+ +\nu \ \ \ (\tau = 77 d)$$
\\
\\
Valutazioni quantitative mostrano come in queste esplosioni
vengano sintetizzate da 0.5 a 1 M$_{\odot}$ dell'isotopo multiplo
di $\alpha$ $_{28}^{56} Ni$. La buona analogia tra le curve di
luce delle SNIa e SNIb indica infine che anche le SNIb devono
corrispondere all'incenerimento termonucleare di una nucleo
degenere. L'assenza di tali SN nelle [[wp.it>Galassia_ellittica|galassie ellittiche]] indica
peraltro che in questo caso tale incinerimento deve trarre origine
dal nucleo degenere di una stella di massa intermedia. Anche in
quest'ultimo caso la binarietà dovrebbe giocare un ruolo
importante, producendo stelle con nuclei degeneri privi del loro
inviluppo, osservate nella Galassia, note come 
[[wp.it>Stella_di_Wolf-Rayet|oggetti di Wolf Rayet]]. 
Non è peraltro escluso che almeno nelle primissime
generazioni stellari deficienti in metalli, a causa del combinato
aumento di M$_{UP}$ con la possibile diminuzione della perdita di
massa (diminuita opacità radiativa), il limite di Chandrasekhar
possa essere stato raggiunto anche da stelle isolate di massa
intermedia.
</WRAP>
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~~DISQUS~~