Supernova di tipo Ia: proprietà, modelli e teorie

Le supernovae sono dei magnifici fenomeni nel cielo notturno e sono sempre state una meraviglia per gli esseri umani. Una supernova è un’esplosione stellare che emette una raffica di radiazioni che si traduce in un oggetto estremamente luminoso che può mettere in ombra la sua intera galassia ospite prima di svanire alla vista per diverse settimane o mesi. Una classe di supernove, nota come Supernovae di tipo Ia (SN Ia), è caratterizzata dall’assenza di linee di emissione dell’idrogeno negli spettri e dalla presenza di una linea di assorbimento di silicio Si II prominente vicino alla luce massima (1). Con le curve di luce uniformi e l’evoluzione spettrale, SN Ia sono stati sempre più utilizzati come indicatori affidabili di distanza nella misurazione di importanti costanti cosmologiche (2). Questo uso ha portato alla necessità di uno studio più intenso della natura di SN Ia.

Un’esplosione di SN Ia è spesso il risultato di un’interruzione termonucleare di una nana bianca di carbonio-ossigeno che accresce la massa dal suo compagno in un sistema binario, e quindi raggiunge il limite di Chandrasekhar di 1,4 M⊙ (massa solare) (3). Tuttavia, non esiste un mezzo semplice per identificare il progenitore immediato di un SN Ia, né per ricavare informazioni sulle sue proprietà dalle osservazioni (1). Un modo per determinare i progenitori di SNe Ia è eliminare gli improbabili candidati da un pool di possibili sistemi se mostrano una contraddizione significativa con i principi fisici oi dati osservativi. Poiché non esiste ancora un candidato migliore le cui proprietà siano in accordo con tutti i criteri teorici o di osservazione, l’identificazione dei sistemi progenitori di SN Ia rimane difficile.

Proprietà dei sistemi progenitori SN Ia

Le proprietà spettroscopiche di SNe Ia danno qualche indicazione sulla composizione dei loro progenitori. L’assenza di linee di emissione dell’idrogeno indica che la stella contiene poco (meno di 0,1 M⊙) in assenza di idrogeno prima dell’esplosione; la presenza di una linea di assorbimento del silicio Si II in prossimità della massima luce suggerisce che la fusione nucleare dalla materia prima dell’esplosione in elementi di massa intermedia come il silicio ha luogo nell’esplosione (1). La velocità osservata (media v = 5000 km / se picco v> 20000 km / s) dell’esplosione di SNe Ia concorda con il risultato del calcolo di circa 1 M⊙ di C e O che si fondono in elementi del gruppo di ferro o elementi di massa intermedia . Questo fatto implica che la stella progenitrice è composta principalmente di carbonio e ossigeno (1).

Secondo i dati osservativi, la maggior parte di SNe Ia condivide luminositi di picco molto simili, curve di luce e spettri. Ciò indica fortemente che esiste una classe unica di sistemi progenitori. Dopo uno studio approfondito di queste proprietà, le nane bianche Chandrasekhar-mass (1,4 M⊙) sono consigliate per essere il modello più adatto (1). Poiché l’85% delle nane bianche osservate ha masse non superiori a 0,8 M⊙ e le nane bianche di grande massa sono estremamente rare, l’unico modo per una nana bianca progenitrice SN Ia di raggiungere il limite di Chandrasekhar è di essere in un sistema binario chiuso dove può accumulare massa dalla stella compagna (3).

I risultati di un programma di osservazione radio della durata di oltre due decenni presso il Very Large Array, un osservatorio radio situato nel New Mexico, USA, implicano una densità molto bassa per ogni possibile materiale circumstellare stabilito dal progenitore prima dell’esplosione. Questa conclusione escluderebbe la possibilità di accrescimento di massa nana bianca tramite il vento stellare da un enorme compagno binario. Quindi, il sistema progenitore potrebbe essere solo una nana bianca che accresce la massa da un compagno di massa basso del flusso del lobo di Roche a causa della gravità, come suggerito nei modelli a degenerazione singola, o la fusione di due nane bianche, come suggerito nei modelli a doppio degenerato (4).

L’origine della diversità della luminosità di SN Ia

Le discussioni sopra riportate puntano tutte al modello attualmente favorito per i progenitori di SNe Ia: una classe relativamente omogenea di nane bianche C + O che accrescono la massa dai loro compagni nei sistemi binari. Tuttavia, SNe Ia ha anche molte differenze osservate, tra le quali la più importante è la diversità di luminosità. Poiché SNe Ia sono usati come indicatori di distanza standard in cosmologia, questa diversità e la sua origine richiedono una risposta. Di seguito sono possibili spiegazioni basate su vari modelli di esplosione.

I. Rapporto C / O dei progenitori nani bianchi:
La luminosità di un SN Ia è determinata dalla massa di 56Ni sintetizzata durante l’esplosione, che varia da 0,4 a 0,8 M⊙ per la maggior parte di SNe Ia (5). Si ipotizza che quando il rapporto C / O aumenta nei progenitori, la massa di 56Ni aumenterà e questo di conseguenza provoca una luminosità maggiore (2).

II. L’età dei sistemi progenitori: 
come suggerito da Nomoto e altri (2003), in un sistema binario più vecchio, la massa della stella compagna della nana bianca è più piccola e la massa che può essere trasferita dal compagno alla nana bianca è più piccola. Ciò implica che la massa totale originaria di carbonio e ossigeno della nana bianca è maggiore quando la nana bianca raggiunge la massa di Chandrasekhar. Con il calcolo, l’esplosione di una porzione maggiore di carbonio e ossigeno porterà a una luminosità più piccola. Pertanto i sistemi progenitori più vecchi producono dimmer SNe Ia (2).

III. Morfologia della galassia ospite: 
si osserva che il più luminoso SN Ia si verifica solo nelle galassie a spirale. Sia le galassie a spirale che quelle ellittiche possono avere un dimmer SNe Ia (6). Ciò potrebbe essere dovuto alle diverse età delle compagne. Come suggerito sopra, SN Ia che si verifica nei sistemi progenitori più vecchi hanno luminosità più piccole. Nelle galassie ellittiche, la formazione stellare è cessata da tempo e la maggior parte dei sistemi progenitori sono troppo vecchi per produrre SN Ia molto luminoso. Tuttavia, nelle galassie a spirale, la formazione stellare continua a verificarsi, e quindi queste galassie possono avere sia sistemi progenitori vecchi che giovani. Possono ospitare SN Ia luminosi così come quelli tenui (2).

Modelli di Evoluzione di Pre-Supernova

Sono stati proposti due modi in cui le nane bianche nei sistemi binari possono accrescere massa verso la massa di Chandrasekhar e causare SNe Ia: singola degenerazione e doppia degenerazione. I modelli per entrambi gli scenari hanno alcuni elementi che spiegano i dati osservati, mentre altri no.

Modelli a doppia degenerazione

I. Meccanismo: 
due nane bianche C + O in un sistema binario chiuso sono riunite dall’emissione di radiazioni gravitazionali. Quando la nana bianca più leggera con il raggio più grande riempie il suo lobo di Roche, il lobo di Roche viene dissipato entro pochi periodi orbitali e forma una configurazione massiccia e calda del disco attorno alla nana bianca più pesante. Quindi i due si fondono in uno, raggiungendo la massa di Chandrasekhar e dando origine all’esplosione di SN Ia (7).

II. Le debolezze dei modelli a doppia degenerazione:
(i) Quando la nana bianca più chiara forma una configurazione disco attorno alla nana bianca primaria, il disco è supportato a rotazione, e quindi l’ignizione di carbonio non può avvenire immediatamente. Il risultato più probabile di questo scenario è l’ignizione del carbonio fuori centro se il tasso di accrescimento di massa è superiore a 2,7 × 10-6 M⊙ / anno. Questa reazione convertirà la composizione della nana bianca da CO a O-Ne-Mg. La conseguenza, tuttavia, è più probabile che si tratti di un collasso indotto dall’accrescimento a una stella di neutroni piuttosto che a un’esplosione di SN Ia (7).
(ii) I risultati dell’evoluzione chimica galattica non concordano con i modelli a doppio degenerato. In particolare, Kobayashi et al. (1998) hanno eseguito i calcoli dell’evoluzione chimica sia per i modelli a doppio degenerato sia per quelli a singolo degenerato e hanno sostenuto che la produzione anticipata di elementi pesanti di modelli a doppio degenerato, formulata come O / Fe in funzione di Fe / H, è incoerente con le osservazioni (7,8).
(iii) Il SNe Ia osservato ha una quantità simile di 56Ni come una produzione di esplosione. La fusione di due nane bianche di diversa massa, composizione e momento angolare con diversi parametri di impatto porterà a condizioni di combustione molto diverse con una quantità diversa di 56Ni prodotta, che non concorda con le osservazioni (1).

III. I punti di forza dei modelli a doppio degenerato:
(i) L’assenza di linee dell’idrogeno negli spettri SNe Ia può essere spiegata naturalmente con modelli a doppio degenerazione poiché solo le nane bianche C + O con poco o nessun idrogeno sono coinvolte in questo scenario (1).
(ii) L’unione delle nane bianche può raggiungere facilmente la massa di Chandrasekhar, mentre nei modelli a degenerazione singola, raggiungere un tasso di accrescimento di massa sufficiente è una delle maggiori difficoltà.
(iii) Sono stati identificati molti sistemi binari con due nane bianche. Tra gli otto sistemi noti con periodi orbitali inferiori a mezza giornata, esiste un sistema [KPD 0422 + 5421 (9)] la cui massa potrebbe superare la massa di Chandrasekhar. La sintesi della popolazione prevede che potrebbero esserci candidati di fusioni più massicce su sistemi binari a nana bianca di breve periodo (1).

Modelli a singola degenerazione

I. Meccanismo: 
una nana bianca a bassa massa di C + O in un sistema binario accumula materia ricca di idrogeno o di elio dalla stella compagna per overflow di massa, raggiunge una massa critica vicino alla massa di Chandrasekhar ed esplode a causa di termonucleare interruzione. Un altro modello, noto come modello sub-Chandrasekhar, suggerisce una strada alternativa di evoluzione: prima che la nana bianca raggiunga un limite di massa critico, uno strato di elio si forma sopra il nucleo di C + O e accende il combustibile C + O (1) .

II. Le debolezze dei modelli a singolo degenerato:
(i) Secondo i modelli a degenerazione singola, poiché una grande parte della massa che la nana bianca si accumula è l’idrogeno, le linee dell’idrogeno dovrebbero essere viste negli spettri di SNe Ia. Tuttavia, l’idrogeno non è stato ancora trovato in nessun SNe Ia. L’incapacità di rilevare l’idrogeno in SNe Ia è un fattore che può escludere i degenerati singoli come candidati appropriati per i sistemi progenitori di SNe Ia (8).
(ii) In teoria, pochi tassi di accrescimento di massa possono portare a un’esplosione termonucleare. Per bassi tassi di accrescimento inferiori a 10-8 M⊙ / anno, si verificheranno ripetute esplosioni di nova prima che la nana bianca raggiunga la massa di Chandrasekhar, e in queste eruzioni si perderà più massa di quella accumulata tra le eruzioni. Su questa pista la nana bianca non raggiungerà mai la massa di Chandrasekhar (8). Per tassi più alti (10-8 – alcuni × 10-7 M⊙ / a), la nana bianca perderà massa a causa di flash di elio (1). Per tassi di accrescimento ancora più elevati sopra alcuni × 10-7 M⊙ / anno, un involucro rosso-gigante ricco di idrogeno si formerà all’esterno della nana bianca e la massa andrà persa a causa dei venti. Inoltre, nessuna osservazione ha fornito prove dell’esistenza dei detriti di questa busta rosso-gigante nell’esplosione di SNe Ia (1).

III. I punti di forza dei modelli a degenerazione singola 
(i) È stata identificata una classe di sistemi binari, ovvero le sorgenti di raggi X di Supersoft. In questo sistema la materia ricca di idrogeno viene trasferita dalla stella compagna ad una velocità tale che l’idrogeno brucia costantemente al di fuori del nucleo C + O della nana bianca (10). Se la massa accresciuta può essere mantenuta, la massa della nana bianca può effettivamente aumentare verso la massa di Chandrasekhar. Questi sistemi possono fungere da forti candidati per i progenitori di SNe Ia nello scenario con degenerazione singola (1).
(ii) Esistono altri buoni candidati, come i sistemi simbiotici o le ricorrenti novae (8).

Sequenza di immagini che mostra l’evoluzione di una binaria stretta e la sua esplosione in supernova

 

Spettri e curve di luce

La caratteristica curva di luce di una supernova di tipo Ia. Il picco è principalmente dovuto al decadimento del nichel (Ni), mentre la fase successiva è potenziata dal cobalto (Co).

Lo spettro di SN1998aq, una supernova di tipo Ia, un giorno dopo il massimo di luminosità nella banda B. Le supernovae di tipo Ia possiedono delle caratteristiche curve di luce, vale a dire dei grafici che mostrano il variare della luminosità in funzione del tempo trascorso dall’esplosione. In corrispondenza del massimo di luminosità, lo spettro mostra le linee degli elementi di massa intermedia compresi tra l’ossigeno e il calcio, che sono i principali costituenti degli strati più esterni della nana bianca.

Diversi mesi dopo l’esplosione, quando questi strati si sono espansi fino a divenire trasparenti, lo spettro è dominato dalle linee degli elementi presenti in profondità, sintetizzati durante l’esplosione, per la gran parte isotopi di massa atomica 56 e numero atomico differente (appartenenti al picco del ferro), che vanno incontro a decadimento radioattivo. Il decadimento del nichel-56 in cobalto-56 e di quest’ultimo in ferro-56 produce fotoni ad alta energia che dominano l’emissione energetica del materiale espulso per scale temporali medio-lunghe. La somiglianza nei profili di luminosità assoluta di quasi tutte le supernovae di tipo Ia conosciute le rende utilizzabili come candele standard secondarie. La causa di tale uniformità nella curva luminosa è oggetto di speculazioni.

Fu proprio l’osservazione di alcune supernovae di tipo Ia distanti, nel 1998, a mostrare che, sorprendentemente, l’universo sembrava soggetto ad un’espansione accelerata

La misura della velocità dell’allontanamento di oggetti è semplicemente ottenuta misurando lo spostamento verso il rosso (redshift) dell’oggetto, ma calcolarne invece la distanza è un problema più complesso: è necessario trovare candele standard, oggetti la cui magnitudine assoluta sia nota, in modo tale da rapportare la magnitudine apparente alla distanza. Senza candele standard è impossibile misurare la relazione della legge di Hubble tra distanza e spostamento verso il rosso.

Le supernove di tipo Ia sono oggetti molto luminosi, tanto da diventare luminose quanto tutta la galassia a cui appartengono. Sono inoltre caratterizzate da ben definite curve di luminosità e spettro. Queste caratteristiche fanno sì che possano essere utilizzate come candele standard e permettano una misura precisa della loro distanza. Questa, insieme con la misura dello spostamento verso il rosso, ha permesso di misurare la velocità di espansione in corrispondenza a diverse distanze spazio-temporali ed evidenziare così l’accelerazione dell’espansione. Le osservazioni del 1998 sono state ripetute e confermate. Queste osservazioni inoltre sono state confermate da molte altre fonti indipendenti: l’anisotropia della radiazione cosmica di fondo, l’età dell’universo, le abbondanze degli elementi dovute alla nucleosintesi primordiale, la struttura a grande scala dell’Universo, il clustering di galassie e le misurazioni del parametro di Hubble. Tutti questi elementi confermano il modello Lambda-CDM

Riepilogo e conclusioni

Sulla base dell’attuale conoscenza dell’evidenza osservativa e dei principi fisici, si può concludere con sicurezza che i progenitori di SN Ia sono una classe omogenea di nane bianche compatte composte da carbonio e ossigeno che accolgono la massa dalle stelle binarie del compagno.

La luminosità di un SN Ia può offrire alcune indicazioni sul suo progenitore. Generalmente, la nana bianca progenitrice di uno SN Ia più luminoso ha un rapporto C / O più alto e un’età più giovane, e appare in una galassia a spirale; la nana bianca progenitrice di un dimmer SN Ia ha un rapporto C / O più basso e un’età più avanzata e appare in una galassia a spirale o ellittica.

Due tipi di modelli, doppia degenerazione e singola degenerazione, sono proposti per spiegare l’evoluzione della pre-supernova. Come discusso, ci sono argomenti osservativi e teorici che supportano e contraddicono ciascuno. Tuttavia, i modelli a doppio degenerazione hanno conflitti più significativi con le teorie e, con la scoperta delle fonti di raggi X di Supersoft, oggi sono favoriti i modelli a degenerazione singola.

Mentre si stanno sviluppando nuove tecnologie di osservazione in spettroscopia ottica a raggi X, radio e ad alta risoluzione, si otterranno maggiori informazioni sulle proprietà dei sistemi di progenitori di SN Ia. In particolare, una scelta inequivocabile tra modelli a degenerazione singola e a doppia degenerazione può essere effettuata se l’assenza o la presenza di idrogeno in SN  Ia è determinata in modo conclusivo dalle osservazioni.

Riferimenti 

  1.  W. Hillebrandt e J. Niemeyer, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38, 191 (2000).
  2.  K. Nomoto, et al., In Da Twilight a Highlight: The Physics of Supernovae, W. Hillebrandt e B. Leibundgut, Eds., ESO / Springer Series “ESO Astrophysics Symposia” (Springer, Berlino, 2003).
  3.  M. Partharsarathy, D. Branch, D. Jeffery, & E. Baron, New Astronomy Reviews 51, 524 (2007).
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  6. M. Hamuy, MM Phillips, R. Schommer, e NB Suntzeff, The Astronomical Journal, 112, 2391 (1996).
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  8.  M. Livio, Tipo Ia Supernovae: Teoria e Cosmologia, J. Niemeyer, e J. Truran, Ed. (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1999).
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