Capitolo 5 Cosmologia
 

La   fisica  delle   supernovae
Le stelle di grande massa e alcuni tipi di stelle in sistemi binari stretti terminano la loro vita con una gigantesca esplosione. A causa dell'enorme energia sviluppata, queste stelle diventano improvvisamente brillanti quasi quanto un'intera galassia e si vedono anche ad enorme distanza come fossero nuove stelle, anzi supernovae (SNe). Le supernovae sono eventi relativamente rari: due-tre al secolo nella nostra Galassia dove, in aggiunta, rimangono in gran parte oscurate dalla polvere interstellare: l'ultima supernova nella nostra Galassia è stata osservata da Keplero nel 1604. Tuttavia grazie a ricerche sistematiche in galassie vicine e lontane oggi si scoprono oltre 200 SNe all'anno.
      Le supernovae sono al crocevia di molte linee di ricerca dell'astrofisica moderna. Per cominciare esse rappresentano un test fondamentale per le teorie sull'evoluzione stellare. Nell'esplosione la stella è distrutta in una nuvola di gas, che si espande nello spazio con velocità dell'ordine di 10-mila km al secondo. Questo gas è arricchito di elementi chimici pesanti, ad esempio ossigeno, calcio, azoto e ferro, che sono il risultato sia dei bruciamenti nucleari durante la vita della stella che della nucleo-sintesi durante l'esplosione. Per questo le supernovae sono gli agenti principali nell'evoluzione chimica delle galassie. Nel caso di stelle massicce come resto dell'esplosione rimane un oggetto collassato, una stella a neutroni o, a volte, un buco nero. Nel processo viene emesso un enorme flusso di neutrini (che nel caso della famos SN 1987A sono effettivamente stati rivelati) e probabilmente onde gravitazionali (numerosi progetti, ad esempio VIRGO, sono in attesa di un evento vicino che permetta di verificare questa ipotesi).
      Uno degli sviluppi più interessanti degli ultimi anni riguarda il destino delle stelle di massa elevata, tra 25 e 40 masse solari, che sembrano seguire due strade diverse:
  1. in alcuni casi, a causa di una bassa energia di esplosione, una frazione importante del materiale inizialmente espulso ricade sul resto collassato, che supera la massa limite per una stella a neutroni e diventa un buco nero. Sperimentalmente, si osservano delle SNe deboli e con bassa velocità di espansione (e.g. SN 1997D);
  2. all'altro estremo, esplosioni estremamente energetiche e probabilmente fortemente asimmetriche causano l'espansione di parte del gas a velocità relativistiche. L'urto del gas con il pre-esistente materiale circumstellare causa l'emissione di un lampo di radiazione gamma (GRB). L'associazione di alcuni tipi di SNe (Ic) con i misteriosi GRB è una delle scoperte più interessanti egli ultimi anni (e.g. SN 1998bw).
Quale sia il fattore che decide il diverso destino delle stelle di grande massa è ancora ignoto, anche se si pensa che la diversa velocità di rotazione delle stelle potrebbe avere un ruolo determinate.
      E' giusto ricordare che il grande interesse attuale per le SNe, in particolare quelle di tipo Ia, deriva soprattutto dal loro ruolo come indicatori di distanza su scala cosmologica e alla conseguente sorprendente scoperta che l'espansione dell'universo è accelerata. Assieme ai risultati di altri esperimenti (ad esempio Boomerang o WMAP) queste osservazioni stanno cambiando le nostra concezione dell'Universo.
      Per credere in questo risultato dobbiamo essere sicuri che le SNe vicine e lontane abbiano le stesse caratteristiche. Purtroppo ancora oggi non sappiamo esattamente quali siano i sistemi binari che danno origine a questo tipo di supernovae e come avvenga l'esplosione. Capire la fisica delle SN Ia attraverso l'osservazione dettagliata di SNe vicine è l'obbiettivo di un programma di ricerca e addestramento di giovani ricercatori finanziato dalla Comunità Europea.
      A causa dell'espansione dell'universo e dell'effetto Doppler, la radiazione che si osserva per le SNe lontane corrisponde a quella emessa nella regione ultravioletta dello spettro. Per le SNe vicine questa regione spettrale è inaccessibile per gli osservatori terrestri a causa dello schermo dell'atmosfera. I modelli teorici prevedono che nella regione ultravioletta dello spettro delle SNe poco dopo l'esplosione sia possibile trovare le tracce che ci conducono a ricostruire le proprietà della stella progenitrice. Queste considerazioni e lo sforzo congiunto di un'ampia collaborazione internazionale hanno portato all'elaborazione di un ambizioso progetto che si prefigge nei prossimi 2-3 anni l'osservazione estremamente dettagliata di un campione di SNe vicine. A questo progetto è stata assegnata un'importante frazione del tempo di osservazione con HST per il ciclo 13 (150 orbite).

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