l'Astrofilo novembre-dicembre 2014

SUPERNOVAE ASTROFILO l’ Acquisendo un grande quantitativo di idro- geno, la compagna inevitabilmente cresce di massa e di temperatura, con la conseguenza che aumenta l'efficienza con cui trasforma l'idrogeno superficiale in elio, trasforman- dosi in una cosiddetta “super-hot helium star”. Un meccanismo alternativo che porta le stelle più massicce (oltre 30 masse solari) a perdere parte delle loro riserve di idrogeno senza l'intervento di una stella compagna è quello che vede in azione potentissimi venti stellari, capaci di propagarsi dalle superfici trascinandosi dietro l'inviluppo gassoso più esterno, che finisce poi disperso nello spazio. I modelli in- dicano però che solo una piccolis- sima percentuale di tali stelle può perdere in quel modo abbastanza massa da risultare quasi priva di idrogeno (da 0,01 a 0,5 masse so- lari) nel momento dell'esplosione. Quindi il modello che prevede l'esi- stenza di una stella compagna è nettamente preferibile. Per verificare come stanno real- mente le cose bisognerebbe riu- scire a osservare una di quelle stelle compagne (o quanto meno dimo- strare indirettamente la sua pre- senza) nel punto in cui è esplosa una supernova di Tipo II b. Questo è molto più facile a dirsi che a farsi, dal momento che non manifestan- dosi in modo chiaro supernovae nella nostra galassia da 410 anni, quel tipo di ricerca va condotta ne- cessariamente in altre galassie, quindi a distanze che anche nei casi più favorevoli sono comunque ragguardevoli. Ma non è tutto, in- fatti affinché la ricerca abbia suffi- cienti probabilità di successo è utile conoscere le caratteristiche essen- ziali dei progenitori, il che significa avere misurazioni della loro luce precedenti all'esplosione (vale a dire dati spettrofotometrici di sin- gole stelle di altre galassie). Ad oggi sono solamente 4 le super- novae di Tipo II b per le quali sono stati direttamente identificati i progenitori su immagini acquisite prima della loro esplo- sione: la SN 1993J, la SN 2008ax, la SN 2011dh e la SN 2013df. Poiché devono inevi- tabilmente passare diversi anni prima che il bagliore della supernova e del suo residuo P iccolissima porzione del braccio spirale di M81 in cui sta espandendosi il residuo della SN 1993J, visibile al centro dell’imma- gine. All’interno di quel bozzolo di luce gli astro- nomi hanno rico- nosciuto la pre- senza della stella compagna del progenitore. [NASA, ESA, and O. Fox (Univer- sity of California, Berkeley) et al.] A destra, un’im- magine della SN 1993J ai tempi dell’esplosione, ottenuta nei rag- gi X dall’Advan- ced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA). L’elevata risoluzione spa- ziale ha consen- tito di distinguere il contributo della supernova da quello di altre sorgenti. [JAXA]

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