L’apparente immutabilità della volta celeste, scandita dall’armonioso moto del Sole e dei pianeti, rendeva l’uomo dell’antichità certo del suo ruolo di spettatore privilegiato al centro dell’Universo. Tale convinzione veniva meno ogni qualvolta fenomeni spettacolari e inspiegabili, come l’apparire fugace di nuove e luminosissime stelle, inducevano perplessità e stupore in chi le osservava.

 

Le civiltà dei secoli passati furono talmente colpite da eventi di simile natura da attribuirne spesso la causa a fenomeni soprannaturali, presagi di buoni o cattivi auspici. Grazie alla forte suggestione che questi eventi suscitavano, oggi abbiamo potuto ereditare varie testimonianze, sotto forma di documenti e raffigurazioni, di straordinaria bellezza.

“Prostrato umilmente davanti a vostra maestà do notizia che è apparsa una stella ospite che splende di luce gialla…”

Quanto sopra riportato è un chiaro esempio di resoconto, tramandatoci dall’astronomo di corte Yang Wei Te, di un evento straordinario: la comparsa, nella costellazione del Toro, di una stella talmente brillante da risultare, per qualche mese, l’astro più luminoso del cielo, dopo il Sole e la Luna. Era l’anno 1054, e in Cina regnava la dinastia Sung.

Nello stesso periodo, dall’altra parte del Pianeta, il popolo Anasazi dell’Arizona tramandava la testimonianza, quasi certamente, dello stesso evento, grazie a una bellissima e suggestiva raffigurazione murale.

Attualmente, grazie al lavoro di fisici e astronomi, finalmente comprendiamo i meccanismi che sono alla base di questi fenomeni, certi che le testimonianze dell’incredibile apparizione del 1054 si riferivano all’esplosione di quella che oggi chiamiamo una supernova.

Il termine supernova fu introdotto, per la prima volta, da Baade e Zwicky nel 1933, allo scopo di indicare

l’apparizione di “nuovi astri”, caratteristici per l’improvviso aumento di luminosità, seguito da un rapido declino.

Quali sono dunque i meccanismi che, alla fine del processo evolutivo, conducono una stella a manifestarsi in modo così catastrofico e spettacolare?

L’elemento caratteristico del destino di una stella è la massa. Maggiore è la quantità di materia presente, più alta è l’efficienza con la quale le reazioni nucleari, che avvengono nel nucleo, trasformano l’idrogeno in elio.

Le stelle con dimensioni paragonabili a quelle del nostro Sole hanno, generalmente, una vita media di circa dieci miliardi di anni; al contrario, le stelle di grande massa, che consumano l’idrogeno molto più rapidamente, terminano la loro vita dopo, soltanto, pochi milioni di anni. Il destino di queste ultime sarà ben diverso rispetto al graduale e lento “spegnersi”, tipico delle stelle poco massiccie. Nelle fasi finali della loro evoluzione, infatti, se le regioni centrali diventano tanto massicce da superare il valore limite di 1,4 masse solari (è il cosiddetto “limite di Chandrasekar”), esse sono condannate … a una fine catastrofica !!

Percorriamo brevemente la storia … nucleare di una stella massiccia.

Fino a quando le reazioni nucleari hanno a disposizione idrogeno da bruciare, la pressione di radiazione, da esse generata, contrasterà la forza di gravità, impedendone il collasso verso il centro. Nel momento in cui, tuttavia, i processi di fusione nucleare hanno trasformato tutto l’idrogeno in elio, la momentanea cessazione delle reazioni nucleari indurrà il nucleo a contrarsi, sotto l’effetto della gravità. Il conseguente aumento di pressione innalzerà la temperatura delle regioni centrali fino a valori sufficienti a innescare la fusione dell’elio e ristabilire, così, un nuovo equilibrio.

Tale meccanismo si ripeterà producendo, in tempi sempre più brevi, elementi di volta in volta più pesanti e complessi, come il carbonio, l’ossigeno, il silicio. Ma non si protrarrà all’infinito: nel momento in cui il nucleo atomico del ferro sarà sintetizzato, con i suoi 56 protoni e neutroni, inizierà l’ultima, drammatica, fase.

Da questo punto in poi, infatti, la formazione di nuovi atomi, più pesanti del ferro, non sarebbe più in grado di rilasciare ulteriore energia di fusione (processo esotermico), ma al contrario ne assorbirebbe una quantità sempre più considerevole (processo endotermico).

Soggetto alla pressione degli strati sovrastanti e non potendo più contrastare la sua stessa forza di gravità, il nucleo della stella collasserà irreversibilmente in meno di un secondo. Le enormi pressioni, generate dalla contrazione gravitazionale, innalzeranno ulteriormente la temperatura delle regioni centrali, fino a raggiungere diversi miliardi di gradi. L’emissione di energia è ora talmente intensa da disintegrare gli atomi presenti. Gli elettroni e i protoni prodotti saranno, in breve, tanto vicini da fondersi e formare nuovi neutroni. A questo punto, la materia è così compressa da arrestare il collasso.

A seguito di quest’ultima fase, anche gli strati più esterni della stella, all’interno dei quali si stanno ora svolgendo reazioni di fusione nucleare, precipitano letteralmente verso il nucleo. I gas costituenti, comprimendosi, aumentano vertiginosamente la loro temperatura, e un incremento repentino della velocità delle reazioni porterà all’instabilità dell’intero sistema. Sia l’energia prodotta, che non riesce a essere emessa verso l’esterno, sia l’intensa emissione di onde gravitazionali saranno causa dell’esplosione catastrofica dell’inviluppo della stella.

L’espulsione degli strati esterni sarà accompagnata dall’emissione di radiazione, in tutte le bande dello spettro elettromagnetico (raggi gamma, X, ultravioletto, visibile, infrarosso, radio), e di neutrini molto energetici, prodotti durante il collasso, rilevabili dai nostri strumenti.

In questi drammatici momenti la luminosità assoluta della supernova diviene paragonabile a quella di un’intera galassia ed essa sarà distintamente visibile fino a enormi distanze. I gas espulsi formeranno una nube in rapida espansione che, alla velocità di decine di migliaia di chilometri al secondo, disperderà nello spazio tutti gli elementi fino a quel momento prodotti.

Ciò che resta è un oggetto di pochi chilometri di diametro, composto di soli neutroni, che emette impulsi radio con incredibile regolarità. Questi oggetti, denominati pulsar, non sono, però, l’unico possibile prodotto dell’esplosione di una supernova. Nel caso in cui la massa del nucleo supera di 3 volte la massa solare, non vi è più alcun limite al collasso gravitazionale. L’immane densità del nucleo, associata alle piccolissime dimensioni raggiunte, è causa di un campo gravitazionale di tale intensità da impedire anche alla luce la fuga verso il mondo esterno: è nato un buco nero!