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Il GAL Hassin con il suo Galhassin Robotic Telescope 2 (GRT2) osserva la morte di una stella nella galassia M61

Telescopio Galhassin Robotic Telescope 2 (GRT2) – RC 410mm focale 3200 – Camera Apogee Aspen CG16M a -30C – Luminanza 12x300s – Operatori Alessandro Nastasi-Carmelo Falco – Post produzione: Paolo Zampolini

Il Galhassin Robotic Telescope 2 (GRT2) col quale sono state effettuate le osservazioni nella serata del 12 maggio 2020. Crediti: Carmelo Falco/GAL Hassin

Il GAL Hassin contribuisce al monitoraggio di questa giovanissima supernova, puntando i suoi strumenti verso la galassia M61 tra le 20:00 e le 00:00 di martedì 12 maggio. Per queste quattro ore di osservazione è stato usato lo strumento “Galhassin Robotic Telescope 2” (GRT2): un telescopio riflettore in configurazione Ritchey-Chrétien con uno specchio primario da 40 cm di diametro.

La supernova si trova su uno dei bracci del disco galattico di M61, che contiene principalmente le stelle più giovani, calde e massicce (e quindi più blu): sono proprio queste stelle che tendono a terminare la propria vita esplodendo come supernovae, dopo qualche decina o centinaio di milione di anni di vita.

L’immagine è a colori e non rappresenta l’immagine finale che l’astronomo osserva sul proprio PC appena “scatta la foto” del soggetto attraverso il telescopio. I sensori usati in astronomia, infatti, a differenza di quelli presenti nei nostri smartphone e fotocamere digitali, non sono a colori ma in bianco e nero (sono detti infatti “monocromatici”). Per ottenere un’immagine a colori occorre riprendere il soggetto a più riprese, usando via via diversi filtri che servono per selezionare le diverse bande cromatiche, che vengono quindi combinate a posteriori per ottenere l’immagine finale.

Per questa immagine della supernova in M61 abbiamo fatto l’acquisizione di diverse foto monocromatiche della galassia usando i filtri rosso (R), verde (G) e blu (B), prendendo 5 foto da 5 minuti di esposizione per ciascun canale. Queste immagini sono state quindi sommate per ciascun canale e “combinate” tra di loro attraverso un software, in modo da ottenere un’immagine a “pseudo” colori (detta infatti “RGB”). All’immagine RGB è stata, inoltre, aggiunta un’esposizione monocromatica acquisita senza alcun filtro (o, meglio, in filtro “Luminanza” (L) che lascia passare tutti i colori), ottenuta sommando 12 foto da 5 minuti. L’immagine finale, che potete vedere qui, viene definita “composita L-RGB”.

In astronomia, le immagini a colori non sono solo belle esteticamente, ma anche utili per ottenere delle informazioni fisiche sul soggetto osservato. Ad esempio, nella nostra foto possiamo distinguere due diverse popolazioni della galassia: le stelle blu e giovani, disposte nel disco, e quelle più rosse e vecchie nel centro, esattamente come accade in quasi tutte le galassie a spirale del nostro universo.

Le osservazioni sono state condotte da Alessandro Nastasi e Carmelo Falco, mentre le immagini sono state elaborate da Carmelo Falco e Paolo Zampolini.

di Luciana Ziino

Quando una stella esplode

Sono uno degli eventi più distruttivi e spettacolari dell’Universo. Gigantesche esplosioni che liberano un’energia enorme, con la comparsa nel cielo di oggetti luminosissimi, che in alcuni momenti possono brillare più di una intera galassia. Stiamo parlando delle supernovae.

In realtà, le supernovae non sono tutte uguali; ne esistono due grandi categorie che corrispondono a due processi fisici completamente diversi: le supernovae di tipo Ia e le supernovae di tipo II. Le prime sono gigantesche esplosioni che si verificano in sistemi binari dove una delle due stelle è una nana bianca, cioè una stella morta in cui non avvengono più reazioni termonucleari e che mantiene il proprio equilibrio grazie alla pressione degli elettroni degeneri. Sappiamo che la massa di una stella di questo tipo è sempre al di sotto di un limite, chiamato massa di Chandrasekhar, pari a 1,4 masse solari, perché se la massa fosse più grande, gli elettroni non sarebbero più in grado di contrastare la gravità e la stella comincerebbe a collassare. Cosa può succedere quando la nana bianca si trova in un sistema binario? Può accadere che la stella compagna, che nel frattempo si è evoluta in una stella gigante, cominci a trasferire materiale sulla nana bianca. Quest’ultima a un certo punto supererà il limite di Chandrasekhar e inizierà a contrarsi su sé stessa. La contrazione ha l’effetto di riaccendere le reazioni termonucleari, innescando in particolare la fusione del carbonio e dell’ossigeno. La reazione però è talmente violenta da portare all’esplosione della stella: la nana bianca viene completamente distrutta e la distruzione dura pochi secondi. I gas della stella vengono proiettati nello spazio all’incredibile velocità di 20mila chilometri al secondo. In poche settimane, la supernova irradia l’equivalente dell’energia prodotta dal Sole nella sua vita lunga diversi miliardi di anni!

Raffigurazione dell’accrescimento di una nana bianca dalla stella compagna all’interno di un sistema binario e della conseguente esplosione di supernova (di tipo Ia). Image Crediti: ESA

Invece, nelle supernovae di tipo II l’esplosione ha un’origine diversa. In questo caso l’oggetto che esplode è una stella molto più massiccia del Sole (almeno otto masse solari) e con un’evoluzione molto più rapida (parliamo di 10 milioni di anni, un tempo brevissimo rispetto alla vita del Sole). Questo tipo di stelle, quando ha terminato l’idrogeno nel proprio nucleo, comincia a contrarsi, in quanto viene meno la pressione di radiazione che bilanciava la forza di gravità. Ma trattandosi di stelle piuttosto massicce, l’aumento della temperatura nella zona nucleare dovuto al collasso gravitazionale è tale da permettere l’innesco di una nuova reazione: l’elio comincia a fondersi in carbonio e ossigeno, mentre attorno al nucleo continua la fusione dell’idrogeno rimanente. Questo processo si ripete ogni volta che termina il combustibile nel nucleo: la stella si contrae, il nucleo si riscalda ulteriormente e una nuova reazione termonucleare ha inizio; mentre attorno al nucleo continua a bruciare il combustibile precedente. Grazie al susseguirsi di questi eventi, all’interno della stella si formano elementi sempre più pesanti fino ad arrivare al ferro.

Se durante questa fase potessimo guardare la stella in sezione, vedremmo una serie di strati, composti da elementi chimici differenti: al centro il ferro, poi il silicio, poi l’ossigeno e via via, andando verso gli strati esterni, elementi sempre più leggeri.

La struttura a gusci concentrici di una supergigante. Ciascun guscio vede bruciare un elemento più leggero man mano che ci si allontana dal nucleo. Crediti: Associazione AstronomiAmo

Quando si arriva alla formazione del ferro, però, il meccanismo si ferma. Mentre le reazioni precedenti determinavano una liberazione di energia, la fusione del ferro richiederebbe energia dall’esterno, quindi non può avvenire in modo spontaneo. Dunque, una volta che tutto il silicio è stato fuso in ferro, non avverranno più reazioni termonucleari: la stella, non più sostenuta dalla pressione di radiazione, comincerà a contrarsi in modo irreversibile.

La temperatura e la densità all’interno del nucleo raggiungeranno valori sempre più elevati fino a determinare la fusione dei protoni con gli elettroni e la conseguente formazione di neutroni e neutrini. La rapida contrazione del nucleo e la conseguente caduta degli strati esterni provocherà un’onda d’urto che assieme ai neutrini spazzerà via tutta la materia esterna al nucleo: ecco che avviene l’esplosione di supernova! L’esplosione si tramuta in un lampo accecante, che rilascia nel giro di pochi secondi la stessa quantità di energia prodotta dalla stella appena esplosa nell’intera sua vita, divenendo luminosa come mezzo miliardo di Soli e rendendosi visibile fino a diversi miliardi di anni-luce.

Diversamente dalle supernovae di tipo I, non tutta la stella viene disintegrata, ma rimane il nucleo che, a seconda della massa, diviene una stella di neutroni o si contrae ulteriormente formando un buco nero. L’altro residuo dell’esplosione sarà costituito dal cosiddetto Supernova Remnant (SNR), ovvero resto di supernova: si tratta di una nebulosa formata dal materiale stellare esploso che si va espandendo nello spazio a grande velocità. Mentre la supernova in sé risulta visibile per qualche mese, il resto di supernova può essere osservato anche dopo decine di migliaia di anni dall’esplosione.

La Crab Nebula (in italiano Nebulosa del Granchio), è il resto della supernova esplosa il 4 luglio del 1054. La supernova raggiunse magnitudine apparente -7 ed era l’astro più luminoso dopo il Sole (-26) e dopo la Luna (-12). La Crab Nebula si trova nel Braccio a spirale di Perseo, in direzione della costellazione del Toro, a 6.500 anni luce dal Sistema Solare. Image Credit: ESO

Alla categoria delle esplosioni di stelle molto massicce appartengono anche le supernove di tipo Ib e Ic. La classificazione che usiamo oggi per le supernovae risale a quella formulata nel 1941 da Fritz Zwicky e Rudolph Minkowski e si basa essenzialmente sulle caratteristiche spettrali di questi oggetti. I due astronomi suddivisero le supernovae in due grandi categorie: quelle di primo tipo, che non presentavano nei loro spettri le righe di assorbimento dell’idrogeno, e quelle di secondo tipo, nei cui spettri era presente l’idrogeno. Oggi sappiamo che questa distinzione è fuorviante, perché della stessa classe, ossia tipo I, fanno parte fenomeni completamente diversi.

Le supernovae di tipo Ib e Ic non hanno niente a che fare con quelle di tipo Ia: come detto in precedenza, le prime sono originate da stelle massicce che però hanno perso in buona parte o totalmente il proprio involucro esterno di idrogeno. Ecco perché nei loro spettri è assente questo elemento chimico.

D’ora in poi utilizzeremo anche la sigla SNe per indicare le supernovae.
Tutte le SNe la cui energia è di origine gravitazionale hanno una funzione fondamentale nell’evoluzione dell’universo, per due motivi.

1. I prodotti della nucleosintesi, a seguito dell’esplosione, vengono riversati nel mezzo interstellare, arricchendolo di elementi pesanti. Gran parte di quello che ci circonda è costituito da elementi chimici formatisi all’interno di stelle molto massicce e rilasciati nello spazio durante questi eventi.

2. Inoltre, le supernovae (anche quelle di tipo Ia) creano un’onda d’urto che si propaga nelle nubi di gas e polvere interstellare, producendo delle variazioni di densità che possono dare origine a una nuova stella. Una catena di eventi che portano dalla morte di una stella alla nascita di un’altra.
Dunque dobbiamo molto alle supernovae!

Le curve di luce delle supernovae

La curva di luce di un oggetto astronomico è il grafico che mostra l’andamento della sua luminosità in funzione del tempo. Analizzare la curva di luce di un corpo celeste è fondamentale per capire il fenomeno in esame. Nel caso delle supernovae, lo studio della loro luminosità nel tempo è particolarmente importante, perché rappresenta una delle principali fonti di informazione per questi eventi così energetici.

Bisogna innanzitutto sottolineare che le curve di luce delle supernovae cambiano a seconda del tipo di esplosione. Le SNe di tipo Ia presentano più o meno sempre la stessa forma di curva di luce, che tra poco descriveremo. Nel caso delle SNe di tipo II, invece, le curve di luce hanno forme diverse le une dalle altre. È facile comprendere il motivo di questa netta distinzione tra un tipo e l’altro: pur trattandosi in entrambi casi di esplosioni molto violente, l’origine del fenomeno è nettamente diversa.

A sinistra le curve di luce di varie supernovae di tipo Ia. Maggiore è la luminosità di picco e più larga è la curva (Phillips Relation). A destra, le stesse curve di luce corrette tenendo conto della relazione larghezza-luminosità: quello che si ottiene è la curva di luce standard per questo tipo di supernova.

Andiamo a vedere più nel dettaglio l’andamento della curva di luce per una supernova di primo tipo. Possiamo distinguere in essa almeno tre fasi: la prima parte è quella di pre-massimo, in cui la luminosità dell’oggetto aumenta molto rapidamente (circa mezza magnitudine al giorno), prima di raggiungere il picco. L’andamento della curva in questa fase può essere approssimato come una funzione di t^2 (cioè una parabola). Osservare la supernova durante questo primo stadio non è facile, perché il raggiungimento del massimo è molto veloce.

La seconda parte della curva di luce di una supernova di tipo Ia è la fase di massimo, quando la luminosità in tutte le bande raggiunge il valoro più alto. In questa fase, la magnitudine assoluta dell’oggetto è enorme, intorno a -19, che corrisponde a un miliardo di soli! In questa parte, la curva può essere discretamente approssimata da una gaussiana.

Durante il picco, il decadimento radioattivo del nichel-56 in cobalto-56 produce fotoni ad alta energia.
Dopo il massimo, queste SNe vanno lentamente incontro a una fase di declino. Più precisamente, dopo circa 50 giorni la curva di luce attraversa una fase di decrescita esponenziale. È questo il periodo in cui la luminosità è potenziata dal decadimento del cobalto-56 in ferro-56.

Curve di luce di supernovae di tipo II

Risulta più difficile schematizzare l’andamento delle curve di luce prodotte dalle SNe di secondo tipo, in quanto la loro forma non è regolare come nel caso precedente. Ogni evento avrà una curva di luce differente, anche se in genere le SNe II sono caratterizzate da un declino di luminosità molto meno accentuato rispetto a quelle di primo tipo (nell’ordine di 0,05 magnitudini al giorno). Comunque, sulla base delle curve di luce si può fare una distinzione tra le supernove di tipo II-L e quelle di tipo II-P: le prime presentano una diminuzione della luminosità lineare, cioè costante; le seconde mostrano un plateau, cioè una lunga fase di appiattimento (di solito intorno ai 100 giorni) in cui la luminosità non cambia valore, per poi riprendere a diminuire in modo simile alle II-L.

Il grafico mostra l’andamento tipico delle curve di luce per le supernovae di tipo II-L e II-P. Image Credit: Wikipedia
Supernovae come candele standard.

Le SNe di tipo Ia possono essere utilizzate come candele standard, cioè come ‘metro cosmico’ per misurare le distanze nell’Universo. Infatti, abbiamo visto che producono una curva di luce che ha sempre la stessa forma. Questo perché originano sempre dallo medesimo progenitore, una nana bianca con una massa che varia in un intervallo molto ristretto. La conseguenza è che la loro magnitudine assoluta è più o meno sempre la stessa, per cui misurando la luminosità corrispondente al picco della curva di luce, che dipenderà soltanto dalla distanza da noi, si potrà determinare quanto dista l’esplosione. Si dovrà naturalmente calibrare la supernova, ad esempio utilizzando una variabile Cefeide ospitata nella stessa galassia.

Un po’ di storia
Le prime supernovae furono osservate in oriente, da astrologi cinesi, coreani e giapponesi. Naturalmente, questi studiosi non erano in grado di spiegare l’origine del fenomeno, anzi spesso accostavano l’apparizione di questi astri luminosi a presagi di sventura. Curiosando nelle antiche cronache, bisogna arrivare al 185 d.C. per trovare la prima registrazione ufficiale di una supernova. I cinesi la osservarono nella costellazione del Centauro e la descrissero così:

«Una stella ospite è apparsa nella costellazione di Nan-men (nei pressi delle attuali Alfa e Beta Centauri). Essa era luminosa, multicolore e scintillante. La sua brillantezza diminuì gradualmente e scomparve nel sesto mese dell’anno successivo. Secondo le normali predizioni ciò significa insurrezione».

La gif, attraverso la simulazione del programma Stellarium, mostra l’accensione della supernova del 1054 nel cielo diurno. Essa raggiunse il picco nei primi di luglio e si andò spegnendo nei mesi successivi. Crediti: Alessandro Nastasi/GAL Hassin

Ci rimangono notizie anche della supernova del 1054, osservata dai cinesi per 23 giorni, fino al 4 luglio. Nonostante fosse particolarmente brillante, nessuno in Europa la registrò. Forse perché coincise temporalmente con lo scisma tra la Chiesa d’Occidente e la Chiesa d’Oriente, ragion per cui potrebbe essere stata interpretata come cattivo presagio e depennata dai resoconti storici ufficiali. Oggi sappiamo che la Nebulosa del Granchio è ciò che rimane di quell’antica esplosione.

Ma la supernova sicuramente più famosa fu quella del 1572 osservata dall’astronomo danese Tycho Brahe. La sera dell’11 novembre di quell’anno, il giovane Tycho stava uscendo dal laboratorio chimico dello zio, quando notò nella costellazione di Cassiopea (quella caratterizzata dalla forma a w) una stella luminosissima che non aveva mai visto prima! Stupito da questa apparizione, chiese ai passanti da quanto tempo era lì, ma nessuno seppe dargli una risposta.

Un’incisione tratta dal saggio Astronomie Populaire di Camille Flammarion (1880) ritrae Tycho Brahe che osserva la supernova apparsa vicino alla familiare ‘W’ della costellazione di Cassiopea l’11 novembre del 1572. Crediti: Sky and Telescope.

Egli, però, non si diede per vinto e decise di osservarla ogni notte servendosi della sua strumentazione. A quell’epoca non c’erano ancora i telescopi; tuttavia, l’astronomo danese aveva costruito un ottimo sestante, che gli permise di misurare con precisione la posizione della stella. Quello che notò grazie ai suoi scrupolosi calcoli era che la posizione della nuova stella non era mai cambiata rispetto alle stelle di fondo. Egli infatti aveva osservato l’oggetto da luoghi diversi nel tentativo di misurarne l’angolo di parallasse. Ma, nonostante i suoi sforzi e i ripetuti tentativi, la stella non mostrava neanche un minimo spostamento. Questo lo convinse che la nuova stella doveva essere un oggetto lontano, molto più lontano della luna e quindi, secondo il modello aristotelico, doveva appartenere alla sfera celeste. Badate che fino ad allora gli astronomi europei avevano interpretato eventi come l’apparizione di nuove stelle o il passaggio di comete come fenomeni connessi all’atmosfera terrestre; perché i cieli dovevano rimanere perfettamente immutabili. La scoperta di Tycho, invece, sconvolgeva questa concezione, in quanto la stella che era apparsa apparteneva alla sfera celeste e quest’ultima era, inequivocabilmente, mutata! Gli straordinari risultati di Tycho Brahe furono pubblicati nel 1573 nel “De nova stella”, dopo il quale l’astronomia non sarebbe stata più la stessa.

La tavola che indica la nova tra le stelle di Cassiopea, tratta dall’opera di Tycho Brahe De Nova Stella, in cui espone i suoi rivoluzionari risultati sull’osservazione della supernova apparsa l’11novembre 1572. Crediti: Atlascoelestis.com

Dopo la supernova Tycho ce ne sarebbe stata un’altra nel 1604, osservata nella costellazione di Ofiuco da Giovanni Keplero. E con questa data si ferma l’osservazione di supernovae galattiche, sfortunatamente tutte registrate in epoca pre-telescopica. Nel 1885 verrà osservata una stella ‘nova’ (così venivano chiamate dai tempi di Brahe) nella galassia di Andromeda e nei decenni successivi altre stelle luminosissime appariranno in altre galassie. Ma soltanto nel 1933 gli astronomi W. Baade e F. Zwicky conieranno il termine supernova e spiegheranno il meccanismo alla base delle SNe di tipo II. Nei decenni successivi verrà elaborato il modello per le SNe di tipo Ia.

Il sogno di osservare oggi una supernova galattica

L’ultima supernova esplosa nella Via Lattea di cui abbiamo ragionevole certezza risale agli anni intorno al 1870. Questa esplosione, però, non fu osservata, in quanto avvenne nella regione del Sagittario, vicino al centro della Galassia, dove le polveri e i gas presenti hanno impedito la sua osservazione nel visibile (l’unica possibile all’epoca). Se oggi sappiamo che è esistita, è perché recentemente è stato individuato il suo resto nella banda radio e nella banda X.

Dunque, è dal 1604 che non si riesce a vedere una supernova galattica. Considerato che, secondo gli astronomi, il numero di SNe che avvengono nella nostra galassia oscillerebbe tra 1 e 3 eventi per secolo, i tempi sembrerebbero maturi per osservarne finalmente una nella Via Lattea! In attesa di questo grande evento, possiamo ammirare l’ultima supernova, scoperta in una galassia non lontana da noi.

Una nuova supernova si è accesa nella galassia M61!

Lo scorso 6 maggio, al Palomar Observatory in California, la Zwicky Transient Facility (ZTF) ha individuato un luminoso transiente a mag. +16, utilizzando il Samuel Oschin Telescope da 1,2 metri. Diciassette ore dopo la scoperta, le osservazioni effettuate all’Osservatorio del Roque de los Muchachos nelle Isole Canarie con il Liverpool Telescope da 2 metri hanno confermato che si tratta di una supernova.

La SN2020jfo, così è stata designata, è una supernova di tipo II scoperta circa una settimana prima del massimo di luminosità. Si trova in M61, una galassia a spirale barrata posta nell’ammasso della Vergine e distante circa 50 milioni di anni luce. Possiamo dire una galassia relativamente vicina!

Nei giorni successivi alla scoperta la luminosità della supernova è aumentata e il massimo sarà raggiunto durante questa settimana. Dopo il picco, SN2020jfo potrebbe prendere due strade differenti, proseguendo come supernova di tipo II-L (e quindi decrescere in luminosità in modo lineare), o come supernova di tipo II-P (e quindi mostrare una fase di plateau). È più probabile il secondo scenario, perché lo spettro ottenuto con il Liverpool Telescope assomiglia molto alla SN1999gi, una supernova proprio di tipo II-P.

 

Le frecce indicano la posizione della supernova, luminosa quasi quanto il nucleo della galassia stessa!

L’immagine della galassia con la supernova senza le frecce rosse.

La nostra foto è pubblicata su rochesterastronomy.org – Supernovae 2020jfo in M61

 

Contributi di Alessandro Nastasi, Sabrina Masiero e Carmelo Falco.

 

 

 

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Informazioni su Sabrina Masiero

Direttore Responsabile della Didattica e Divulgazione presso la Fondazione GAL Hassin-Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche, Isnello, (Palermo) e associata INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo. Ho lavorato presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e la Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie nell'ambito dei pianeti extrasolari.

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