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La morte delle stelle di grande massa

Le stelle di grande massa (superiore a 4 masse solari) hanno una fine molto più spettacolare rispetto alle loro colleghe minori (massa inferiore a 4 masse solari).
Mentre per le stelle di piccola massa le uniche reazioni nucleari possibili sono quelle di idrogeno ed elio, le stelle che al momento della loro nascita hanno una massa superiore alle quattro masse solari hanno una temperatura più elevata e riescono a portare avanti ulteriori reazioni nucleari. Al momento del termine della fusione dell'elio, il nucleo stellare di carbonio ed ossigeno ha una massa molto maggiore rispetto alle 1,4 masse solari previste dal Limite di Chandrasekhar, quindi la pressione degenerata non può arrestare la contrazione ed il riscaldamento del nucleo.

LA FASE DI SUPERGIGANTE

La situazione della stella a questo punto è molto complicata, con svariate reazioni che avvengono contemporaneamente ai vari strati stellari. La sequenza di fusione più semplice è comunque nota con il termine di helium capture: l'elio viene fuso progressivamente in elementi sempre più pesanti.
Il cuore continua a collassare con una temperatura che si innalza fino ai 600 milioni di gradi Kelvin, sufficiente ad innescare la reazione del carbonio in elementi più pesanti quali ossigeno, neon, sodio e magnesio. La fusione del carbonio fornisce una nuova sorgente di energia che riporta in pareggio il braccio di ferro tra pressione e gravità. La fusione del carbonio può durare soltanto pochi secoli, ma se la stella ha una massa maggiore di otto masse solari possono avvenire anche altre reazioni. Se il nucleo raggiunge la temperatura di un miliardo K può quindi iniziare la fusione del neon prodotto dalla precedente fusione del carbonio, ma al tempo stesso aumenta nel nucleo stellare la presenza percentuale di ossigeno e magnesio. La fusione del neon dura circa un anno soltanto. Le temperature continuano a salire: alla temperatura di 1,5 miliardi K inizia la fusione dell'ossigeno con produzione di zolfo, mentre a 2,7 miliardi K di temperatura inizia la fusione del silicio che crea nuclei di zolfo e ferro.

 

A dispetto di questi avvenimenti drammatici che avvengono nel cuore stellare, la sua apparenza negli strati esterni non è soggetta a grandi variazioni: piccole contrazioni al termine di ciascuna fase reattiva e piccoli rigonfiamenti nel momento in cui la fase successiva delle reazioni ha inizio, a dar vita ad un leggero movimento a zig-zag nel diagramma HR.
Alcune reazioni rilasciano neutroni, simili ai protoni ma con carica elettrica nulla. Proprio il fatto di essere elettricamente neutri consente ai neutroni di collidere con i nuclei carichi positivamente e combinarsi stabilmente con loro. E' il processo di cattura neutronica, che consente la formazione di elementi ed isotopi non generati direttamente dalle fusioni nucleari. Ma acquisire neutroni fa aumentare il peso atomico dell'atomo? No, ovviamente no dal momento che il neutrone ha una carica neutra. Eppure ci sono neutroni che si legano all'atomo in maniera molto temporanea, convertendosi subito in un protone, che resta nel nucleo (interazione nucleare forte), ed in un elettrone che invece se ne allontana.
Ogni fase rappresenta l'input della fase di reazioni successiva: terminata una fusione, la stella si restringe e la temperatura sale consentendo la reazione successiva.

Struttura di una stella di grande massa

Nonostante siamo sempre propensi a pensare che ogni evento astronomico debba avvenire in tempi "astronomici", stavolta non è così: i calcoli mostrano come stelle di massa compresa tra 20 e 25 masse solari alla loro nascita hanno una fase di carbon-burning di circa 600 anni ed una fase di neon-burning di un solo anno. La fase di oxygen-burning dura solo sei mesi mentre la fase di silicon-burning dura soltanto un giorno. Ad ogni fase, un nuovo guscio si forma intorno al nucleo stellare e giunti alle fasei reattive più avanzate la struttura di una stella di grande massa somiglia molto ad una cipolla, come evidenziato nell'immagine, le reazioni nucleari avvengono ciascuna in un guscio differente, caratterizzato da temperature differenti. L'energia rilasciata è talmente elevata che gli strati esterni della stella possono raggiungere dimensioni enormi, tanto da parlare di supergigante.
 

Le supergiganti sono stelle estremamente luminose, di grande raggio e di densità molto scarsa.

 

Luminosità e temperatura delle supergiganti sono molto più elevate rispetto a quelle delle giganti e molte di queste stelle sono perfettamente visibili nel cielo notturno. Esempi eclatanti sono Rigel e Betelgeuse in Orione ed Antares nello Scorpione. La temperatura di Betelgeuse in effetti è di soli 3700 K ma si tratta di un esempio di supergigante rossa, contrariamente a Rigel che è una supergigante azzurra con temperatura di 11.000 K. Le supergiganti rosse sono molto rare in effetti: gli studi parlano di un elemento per ogni milione di stelle galattiche.

Ciò che caratterizza queste stelle è la dimensione assolutamente immensa: il raggio di Betelgeuse è pari a settecento raggi solari. Se si trovasse al posto del nostro Sole, quindi, si estenderebbe fino alla zona compresa tra Marte e Giove, dopo la Fascia Principale degli Asteroidi.
Non è neanche la più grande: VV Cephei ha un raggio di 1900 raggi solari e si estenderebbe fino a Saturno!

Rappresentazione della struttura di Zeta Puppis
 
Rappresentazione della struttura di Zeta Puppis
 
Le macchie che si presentano sulle stelle supergiganti sono la sorgente di enormi strutture a spirale nel vento stellare (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Ottobre 2017), come risulta dalla osservazione della supergigante Zeta Puppis, sessanta volte più massiccia del Sole e sette volte più calda in superficie. Si tratta di stelle rare, con queste dimensioni, e solitamente si presentano in sistemi binari o piccoli gruppi ma Zeta Puppis è una stella singola con moto proprio di 60 km/s. Una simile velocità potrebbe essere ricondotta alla "regola", visto che potrebbe essere spiegata con una interazione gravitazionale con una stella compagna nel passato. La costellazione di nanosatelliti BRITE (BRIght Target Explorer), oltre a una schiera di telescopi terrestri, ha monitorato la luminosità della stella e del suo vento stellare per sei mesi rivelando un pattern luminoso di 1.78 giorni sia per la luminosità sia per il vento stellare. La periodicità sembra riflettere la rotazione della stella, ottenuta tramite la rotazione di una grande macchia superficiale che starebbe alimentando una struttura a spirale nel vento stellare emesso. Si crea così una forma a S nell'elio ionizzato del vento stellare. 
Oltre alla periodicità indicata ci sono anche dei cambiamenti randomici su scala oraria correlati con il comportamento di piccole regioni a maggior densità nel vento (clumps). 
E' sempre stato ipotizzato un legame tra variabilità superficiale delle stelle molto massicce e il loro vento e questi risultati rappresentano un enorme passo avanti verso la prova di questa teoria. 

Le stelle di Wolf-Rayet

Una particolare categoria di stella supergigante è data dalle stelle di tipo Wolf-Rayet: si tratta di stelle molto calde e luminose, simili alle stelle di classe O, ma dotate di uno spettro molto particolare visto che denotano soltanto righe di emissione e, stranamente, non mostrano alcuna riga dell'idrogeno.

 

[da C. Wolf e G Rayet, che le hanno scoperte nel 1867] Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle calde e massive il cui spettro è caratterizzato da larghe righe di emissione.

 

Si ritiene che queste stelle siano i precursori della formazione di nebulose planetarie. Nel cielo ce ne sono davvero poche e molto lontane, tanto da contarne soltanto un migliaio nella nostra Galassia. Mostrano una terrificante perdita di massa e sono circondate da nubi molto ricche di materiale espulso. Fortunatamente ce ne è un esempio molto brillante: gamma 2 Vel, nella costellazione della Vela, una facile stella doppia.

Supernovae, pulsar e stelle di neutroni

Una struttura come quella di una supergigante non può durare a lungo visto che il materiale da bruciare ha una quantità limitata. Quando questo materiale giunge al termine, la stella muore nel modo più spettacolare ed attraverso la più grande catastrofe nota nell'universo: una supernova.

 

Una supernova è una stella massiva che, raggiunto uno stadio avanzato di evouzione, esplode e si manifesta temporaneamente con un splendore cosiderevolmente più elevato. Si tratta di una stella variabile cataclismica.

 
Quando i nuclei collidono e si fondono viene emessa energia ed è questa energia che supporta il tremendo peso del materiale che compone la stella. L'energia è conseguenza dell'interazione nucleare forte tra neutroni e protoni, detti nucleoni. Tuttavia i protoni si respingono tra loro visto che hanno la stessa carica, e questo ha una profonda conseguenza nella vita di una stella di grande massa.

Fino a questo punto, l'energia è stata rilasciata in seguito alle reazioni nucleari, ma nuclei più grandi del ferro non rilasciano energia. In pratica, la produzione di energia si arresta alla fusione del silicio in ferro ed il risultato finale è un nucleo stellare di ferro privo di reazioni nucleari. Intorno a questo nucleo, ovviamente, ci saranno altri gusci nei quali avvengono reazioni nucleari di elementi più leggeri, ma anche queste prima o poi avranno termine.
Tutto ciò che conosciamo sulle supernovae proviene da modelli teorici e matematici visto che è veramente difficile scorgerne nell'osservazione reale ed è impossibile vedere cosa avviene nel nucleo di una stella.

La stella ha, ora, un nucleo di ferro inerte circondato da gusci di reazioni nucleari di silicio, ossigeno, neon, carbonio, elio ed idrogeno. Il nucleo della stella riesce a supportare il peso attraverso la pressione generata dagli elettroni degeneri. Per masse superiori a quella prevista dal Limite di Chandrasekhar il peso della stella diviene troppo grande per essere retto dal cuore di elettroni degenerati e la stella collassa sul nucleo. Il nucleo stellare aumenta la propria densità attraverso un processo chiamato neutronizzazione: i protoni reagiscono con gli elettroni nel nucleo di ferro, dando vita a neutroni. In pratica, la pressione diventa talmente elevata che gli elettroni sono costretti a fondersi con i protoni, annullando le rispettive cariche e dando vita a neutroni, di carica neutra.
Ogni reazione di neutronizzazione dà vita anche ad un neutrino. Sempre più reazioni di neutronizzazione avvengono, e restano sempre meno elettroni degenerati a supportare la resistenza del nucleo: il risultato è una velocizzazione della contrazione che porta al collasso del nucleo stellare.
Basta un solo secondo al nucleo stellare per passare da un raggio di migliaia di chilometri ad un raggio di una cinquantina di chilometri, e bastano altri pochi secondi per giungere ad un raggio di circa 5 chilometri.
L'energia gravitazionale rilasciata dal collasso è pari alla luminosità che il Sole riesce a fornire in diversi miliardi di anni. Gran parte dell'energia è in forma di neutrino, ma anche di raggi gamma. Questi raggi gamma hanno talmente tanta energia che riescono a collidere con i nuclei di ferro rompendoli in particele alfa (nuclei di elio) in un processo noto come fotodisintegrazione.

Fase di collasso e core bounce

Dopo un breve intervallo (circa un quarto di secondo) i neutroni diventano degeneri a causa della grandissima densità della parte centrale della stella e riescono a resistere alla compressione ulteriore. Per avere una idea della compressione del nucleo, si pensi alla densità che la Terra avrebbe se fosse compressa in una palla di 300 metri di diametro. Il cuore della stella è ora rigido ed è formato interamente da neutroni: una stella di neutroni. Questo nucleo ora riesce a far fronte al collasso creando un rimbalzo per il resto del materiale in collasso. La fase è detta core bounce e genera delle onde di rimbalzo che si propagano fino alla superficie stellare. Il cuore stellare durante questa fase si raffredda, il che fa diminuire la pressione in maniera significativa nelle regioni adiacenti. La minor pressione gioca a vantaggio della gravità che fa cadere materiale, facendolo collassare, a velocità che raggiungono il 15% della velocità della luce. Il movimento di collasso incontra il movimento inverso delle onde di rimbalzo, che hanno una velocità di circa un sesto della velocità della luce ed in una frazione di secondo il materiale che cade viene respinto verso gli strati superficiali della stella.
L'onda di rimbalzo morirebbe ben prima di arrivare alla superficie stellare se non fosse aiutata nel suo moto dall'enorme numero di neutrini che percorrono la strada nello stesso senso. Raggiunti gli strati più esterni e meno densi, l'onda di rimbalzo aumenta la propria velocità superando la velocità del suono nelle regioni più esterne. L'onda di rimbalzo si comporta ora come un fronte d'urto.
I neutrini fuggono dalla stella in pochi secondi ma l'onda d'urto impiega qualche ora a raggiungere gli strati più esterni. Molta materia stellare viene espulsa dalla stella proprio da questa onda, alla velocità di molte migliaia di chilometri al secondo. L'energia rilasciata durante questa fase è circa 100 volte maggiore dell'energia rilasciata dal Sole in tutta la sua vita passata e la radiazione visibile è soltanto pari all'1% di tutta quella emessa.

In realtà il meccanismo non è poi così compreso e uno dei misteri ancora irrisolti riguarda proprio la trasformazione da collasso gravitazionale a esplosione: secondo uno studio di Settembre 2017, pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a cura di un team della School of Physics and Astronomy, la soluzione al mistero risiede proprio in luce e neutrini: i neutrini fuggono numerosi dalla neonata stella di neutroni e, qualora il riscaldamento causato dal collasso iniziale sia sufficientemente forte, la materia riscaldata porta un'onda in espansione che riesce a ribaltare il processo di collasso. Spesso i modelli informatici hanno fallito nel tentativo di simulare un fenomeno simile ma simulazioni in tre dimensioni hanno consentito di tirare in ballo anche il materiale posto dietro l'onda d'urto. Il team ha così simulato la fusione dell'ossigeno in silicio in stelle 18 volte più grandi del Sole, negli ultimi sei minuti prima della supernova, scoprendo di poter effettivamente arrivare all'esplosione. 

Snapshot dell'espansione della materia riscaldata dai neutrini.  Credit Bernhard Muller

Snapshot dell'espansione della materia riscaldata dai neutrini.  Credit Bernhard Muller

Circa il 96% della massa stellare viene espulsa durante questo evento ed andrà ad arricchire il mezzo interstellare per la futura formazione di stelle. Prima di lasciare la stella, tuttavia, questo materiale viene compresso fino a raggiungere temperature tali da innescare nuove reazioni nucleari talmente potenti da dar vita a tutta la catena degli elementi conosciuti e più pesanti del ferro. Titanio, zinco, oro, mercurio, piombo e uranio, tanto per fare dei nomi, sono prodotti in questo modo e non esisterebbero se non esistessero le supernovae. Se questi elementi sono presenti sulla Terra vuol dire che la nostra stella ed il nostro pianeta si sono creati a partire dai materiali espulsi durante una esplosione di supernova.

Supernova e formazione stellareSi creano quindi elementi pesanti, ma che fine fanno gli elementi che erano della stella, quindi gas e polvere della stella morta? Si potrebbe ipotizzare e facilmente immaginare che una simile esplosione comporti la distruzione di qualsiasi forma di gas e polvere presente nella stella, ma in realtà non è così visto che sono stati trovati composti di monossido di carbonio e ossido di silicio nei resti di supernova, ma non solo. Un team di scienziati finanziato dall'European Research Council (ERC) ha rinvenuto, infatti, formile e monossido di zolfo nei resti in raffreddamento della SN 1987A, esplosa a Febbraio 1987 a 163 mila anni luce di distanza nella Grande Nube di Magellano (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Dr. Mikako Matsuura - Cardiff University's School of Physics and Astronomy, 2017). Trovare queste molecole apre la strada a nuove idee, tra le quali il fatto che la morte esplosiva di stelle possa creare delle nubi di gas residuo che si raffreddano fino a scendere sotto i 200°C creando delle vere e proprie fabbriche di polvere. Simili strutture sono spesso rinvenute nelle zone di formazione stellare il che può creare un anello temporale tra la morte delle stelle e la nuova generazione di stelle.

Il meccanismo delle supernovae è generalmente ben compreso: quando una stella massiccia termina la propria evoluzione, termina il proprio combustibile e inizia una fase di contrazione sotto la propria gravità. Le regioni esterne della stella si comprimono e vanno a sbattere sul nucleo con formidabile forza, innescando una esplosione spettacolare e lasciando il campo a quella che sembra una nuova stella, che poi si spegnerà. La scoperta delle molecole residue è stata di Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), che continuerà a essere utilizzato per rintracciare ulteriori molecole. 

L'onda d'urto determina un tremendo aumento delle dimensioni stellari ed è per questo che la luminosità della stella aumenta in maniera evidentissima. Dopo qualche mese, tuttavia, la temperatura superficiale si raffredda ed anche la brillantezza diminuisce. Durante questa fase, la brillantezza della supernova è dovuta al decadimento radiattivo del nichel e del cobalto, prodotti durante le reazioni della supernova. Questi processi possono far brillare la supernova per anni.

Proprio l'onda d'urto di una supernova nella galassia M82 è stata ripresa da Hubble Space Telescope: la supernova è SN 2014J, scoperta il 21 gennaio del 2014.

Credit NASA, ESA, Y.Yang, Hubble Heritage Team

Credit NASA, ESA, Y.Yang, Hubble Heritage Team

L'immagine, nei riquadri in alto, rivela un guscio in espansione che parte dall'esplosione stellare verso il mezzo interstellare, una eco di luce. Le immagini vanno da 10 mesi a due anni dopo l'esplosione, precisamente dal 6 Novembre 2014 al 12 ottobre 2016 e mostrano una bolla che si estende da 300 a 1600 anni luce dalla zona centrale. Si tratta di una supernova Ia (The Astrophysical Journal). 

Espansione del guscio della supernova SN 2014J

Espansione del guscio della supernova SN 2014J


Le statistiche dicono che le supernovae nella nostra Galassia dovrebbero essere in un numero di cento ogni anno, eppure non se ne vedono da secoli. L'ultima, nel 1987, è avvenuta nella Grande Nube di Magellano. Il motivo risiede nella forma della Galassia e nelle nubi oscure che ci nascondono una gran parte del cielo. Presumibilmente, molte supernovae sono esplose dietro queste nubi. Possiamo soltanto cercare di prevedere quali stelle potranno prima o poi esplodere, anche se non sappiamo quando. Ad oggi, buone indiziate sono Eta Carinae e Betelgeuse.

Rappresentazione artistica di buco nero supermassiccio. Credit University of SouthamptonCi sono poi esplosioni che difficilmente riescono a essere catalogate ed è il caso di PS1-10adi, una esplosione fortissima avvenuta 2.4 miliardi di anni fa e osservata soltanto nel 2010 (Nature Astronomy, Novembre 2017 - Queen's University). Si tratta di un evento che ha rilasciato una quantità di energia estremamente alta (dieci volte una esplosione "normale") e che è stato possibile osservare in dettaglio grazie all'andamento luminoso abbastanza lento in fase di ascesa. Gli scenari possibili sono due: una esplosione di supernova di una stella di massa pari a qualche centinaio di masse solari oppure un evento di distruzione mareale da parte del buco nero centrale della galassia di appartenenza. Non si tratta del primo evento e sembra che simili fenomeni energetici vadano a preferire le galassie attive. Fosse una supernova, avrebbe proprietà davvero estreme e mai osservate prima. Se fosse un evento di distruzione mareale, allora potrebbe dirci qualcosa riguardo l'ambiente più interno delle AGN.

Ciò che oggi possiamo ancora vedere, è quel che è rimasto delle supernovae passate: i resti di supernovae e proprio qui si indaga sempre di più: ad Agosto 2017 un articolo pubblicato su Astronomy & Astrophysics a firma di Federico Garcia dell'Istituto di radioastronomia dell'Argentina ha scavato ancora più a fondo nei resti della supernova della Vela, utilizzando la banda tra 0.44 e 2.04 keV. Il risultato ha mostrato una sorta di coppia di proiettili scaraventati in direzioni opposte dall'esplosione di supernova. Questi "proiettili" portano la chiara firma spettrale di una sovrabbondanza di silicio, interpretabile come prova che questi getti siano stati espulsi direttamente dalla parte più interna della stella esplosa.

Il resto di supernova della Vela immortalato da XMM-Newton, con i due proiettili in evidenza.

Il resto di supernova della Vela immortalato da XMM-Newton, con i due proiettili in evidenza.

Studi del 2008, portati avanti da ricercatori della Queen's University di Belfast e presentati ad una conferenza della Royal Astronomical Society, ipotizzano la possibilità di una stella superamassiccia di passare direttamente dallo stato di stella a tutti gli effetti allo stato di buco nero, senza alcuna esplosione di supernova, in modalità molto tranquilla. Affinché questo sia possibile, però, le stelle dovrebbero passare per la fase di nova. Questo potrebbe accadere a stelle dotate di una massa compresa tra le 18 e le 30 masse solari. In tal caso, il materiale che collassa non rimbalzerebbe su una stella di neutroni ma verrebbe risucchiato dal buco nero. La teoria tuttavia è molto incerta e si basa su campioni molto ristretti, quindi ci vuole ancora molto tempo prima di poter dire, se si potrà dire, che stelle con masse tra 18 e 30 masse solari non producono supernovae.

Confronto tra le esplosioni del 1954 e del 1993. POSS/DSS/LCO/S. Wilkinson.

Confronto tra le esplosioni del 1954 e del 1993. POSS/DSS/LCO/S. Wilkinson.

Andamento della curva di luce della stella

Ci sono sempre le eccezioni e la stella iPTF14hls appartiene a questa categoria, morendo e resuscitando per morire di nuovo (Carnegie, Nature di Novembre 2017). Si tratta di una stella che nel giro di 50 anni ha sperimentato molteplici esplosioni, andando a distruggere le basi delle conoscenze relative alla morte delle stelle. L'esplosione è stata osservata a Settembre 2014 e da quel momento si è partiti con le osservazioni miranti a comprendere composizione chimica e velocità del materiale espulso. L'analisi indicava una Supernova type II-P, tutto secondo regola. Si tratta di esplosioni che restano brillanti per circa 100 giorni ma questa volta la durata si è spinta fino a oltre 600 giorni e, in aggiunta, i dati di archivio parlano di una esplosione nella stessa zona già nel 1954. 

Una stella esplosa, sopravvissuta e esplosa di nuovo, a spezzare ogni certezza, con ulteriori cinque picchi di luminosità raggiunti in tre anni. Esiste un tool in mano agli scienziati che consente di analizzare la luce stellare proveniente dalle esplosioni per classificare automaticamente l'evento come supernova di tipo conosciuto. Un evento simile spiazza tutto e tutti, uno zombie in piena regola. 

 

Tipi di supernovae

Esistono due tipologie di supernova. Il sistema di classificazione utilizzato per distinguere i due tipi si basa su un complesso sistema basato sulle righe di emissione dell'idrogeno nello spettro.

 

Le supernovae di Tipo I non posseggono righe di emissione dell'idrogeno, mentre le supernovae di Tipo II le presentano.

 

Le supernovae delle quali si è parlato finora sono del Tipo II e riguardano la fase finale della vita di una stella di grande massa. Presentano le righe dell'idrogeno perché gli strati più esterni della stella morente, che hanno le temperature minori, sono ancora riempiti di idrogeno che non ha potuto bruciare durante la normale vita stellare.

Le supernovae di Tipo I non posseggono righe di idrogeno e si dividono a loro volta in Tipo Ia, Tipo Ib e Tipo Ic.

Le stelle di Tipo Ia hanno righe di assorbimento di silicio ionizzato. Le stelle di Tipo Ib non presentano righe di assorbimento di silicio ionizzato ma presentano righe di assorbimento dell'elio. Le stelle di Tipo Ic non presentano nessuna delle due righe.

Le stelle di tipo Ib, Ic e II sono stelle massicce ma le stelle di Tipo I hanno visto i loro strati esterni strappati via dal vento stellare o comunque dall'azione di stelle vicine con relativo scambio di massa (in pratica le stelle fanno parte di sistemi binari). Tutti e tre i tipi sono in genere trovati nei pressi di zone di formazione stellare ed è anche logico, visto che le stelle massicce hanno vita breve e non riescono a spostarsi molto dal loro luogo di nascita.
Le supernovae di Tipo I sono differenti. Solitamente, ma non sempre, si trovano nelle galassie in cui la formazione stellare è minima o è già terminata. Questo implica che la loro formazione deriva da processi differenti rispetto alla morte delle stelle di grande massa. Si tratta di nane bianche che esplodono in reazioni termonucleari. Si è detto in precedenza che le nane bianche non esplodono, ma in questo caso si ha una eccezione perché le nane bianche fanno parte di un sistema binario con una compagna più massiccia, in genere una gigante rossa, oppure con un'altra nana bianca con la quale vanno a collidere. 

Rappresentazione della supernova Iax

Le supernovae Iax: Alcuni scienziati ritengono da diversi anni che non sempre la detonazione di una supernova Ia porti alla distruzione della nana bianca: a volte l'energia sviluppata non è così forte da uccidere del tutto la stella, producendo soltanto un'onda d'urto in grado di allontanarla. In questo caso si parla di Supernovae Iax. Proprio ad Agosto 2017 un articolo apparso su Science sembra riportare la scoperta di una nana bianca velocissima, scoperta già nel 2013 e chiamata LP 40-365. La sua estrema velocità non deriva dal passaggio troppo ravvicinato al buco nero galattico, per questioni di traiettoria, mentre la sua composizione risulta un mix tra la classica composizione di una nana bianca e quella di una ex-compagna gigante rossa. I dati sembrano raccontare la storia di una detonazione avvenuta tra 5 e 50 milioni di anni fa, anche se la teoria deve trovare ulteriori conferme. Ulteriore caso ipotizzato è quello in cui la fusione di due nane bianche possa portare alla creazione di una stella unica, esotica, di tipo R Coronae Borealiis

Può succedere che gli strati più esterni della gigante rossa, in pratica, oltrepassino il Lobo di Roche della nana bianca.

 

Il Lobo di Roche è la regione intorno alla stella nella quale domina la gravità della stella stessa.

 

La materia della gigante rossa che si trova nel lobo di Roche della gigante stessa è legata gravitazionalmente alla stella, ma può accadere che il lobo sia pieno e che la materia della gigante rossa sia costretta a fluire in direzione della nana bianca. La conseguenza è che la nana bianca, con il nuovo materiale ricevuto, può superare il limite di Chandrasekhar incrementando la pressione interna e causando la reazione del carbonio al suo interno.

NGC 2017cbv nella sua galassia di origineLa temperatura aumenta, e questo incremento fa aumentare la pressione con conseguente espansione della nana bianca. L'espansione determina un raffreddamento e la combustione del carbonio ha termine. Sappiamo che la nana bianca è composta da materia degenere, ed un incremento della temperatura comporta reazioni del carbonio a tassi crescenti. La temperatura diviene presto talmente alta che gli elettroni della nana bianca cessano di essere degeneri e determinano l'esplosione della nana bianca stessa. Una prova osservativa di questo processo è giunta ad Agosto 2017 tramite un articolo pubblicato su Astrophysical Journal Letters ad opera di astronomi della University of California. Per la prima volta infatti è stato possibile osservare i primissimi istanti dell'esplosione di una stella all'interno di una galassia relativamente vicina, a soli 55 milioni di anni luce da noi. Tramite il Las Cumbres Observatory (LCO) è stato possibile osservare il bagliore ultravioletto generato dall'onda d'urto della stella esplosa, una nana bianca, con la compagna. E' proprio la scoperta di questo bagliore azzurro che ha confermato la presenza di una compagna di tipo gigante rossa anziché nana bianca. La supernova è battezzata SN 2017cbv ed ha posto conferma a un fenomeno osservativo predetto già nel 2010: la stella compagna dovrebbe avere una dimensione pari a 20 volte il raggio solare e negli ultimi anni ha alimentato la nana bianca fornendo materiale. 

Un team della University di Tokyo e del Kavli Institute ha scelto di osservare il cielo a largo campo tramite la Hyper Suprime-Cam montata sul telescopio Subaru e di applicare un algoritmo in grado di rintracciare una supernova di Tipo I entro poche ore dall'esplosione (Nature, Ottobre 2017): la scelta ha portato a indicare più di 100 candidate supernovae in una notte, comprendendo diverse supernovae esplose da pochissimi giorni. In particolare il team ha ottenuto dati riguardanti una supernova esplosa soltanto il giorno prima: la sua luminosità e le variazioni dicolore potrebbero essere il risultato di una nana bianca dotata di uno strato di elio in superficie. L'innesco delle fusioni dell'elio in superficie avrebbe portato a una violenta reazione a catena che ha coinvolto tutta la stella. Si tratta di un comportamento che può essere spiegato totalmente con simulazioni numeriche portate avanti dal supercomputer ATERUI ed è la prima prova osservativa, o quasi, a supporto dei meccanismi di esplosione previsti dalla teoria. 

Immagine ripresa dal Subaru Telescope. Credit NAOJ/Un.Tokyo

Immagine ripresa dal Subaru Telescope. Credit NAOJ/Un.Tokyo

OGLE14-073. Credit Terreran et al.A volte ci si imbatte, invece, in esplosioni che sembrano deragliare nettamente dai processi tipici di una supernova Type II sebbene inizialmente presentino tutte le caratteristiche di quetta famiglia. Un esempio è quello di Ogle-2014-Sn-073 (Nature Astronomy, settembre 2017) esplosa il 24 settembre 2014 e inizialmente classificata come Supernova Type II. La sua luminosità, però, appariva 10 volte superiore rispetto alle classiche supernovae mentre la curva di luce è stata nettamente più lenta, evidenziando dopo quaranta giorni, anche spettralmente, degli elementi che in genere si presentano dopo soli 15 giorni. I modelli possono parlare di una stella di neutroni con un forte campo magnetico, ma in realtà la soluzione sembra ancora lontana. Attualmente sono tre gli esempi di supernovae di questo tipo e nulla toglie che possa configurarsi la presenza di una categoria di esplosione basata su processi differenti.  Il materiale espulso dalla supernova è 60 volte superiore alla massa del Sole, una quantità enorme se confrontata con quella delle altre supernovae. 

La distinzione tra i tipi di supernova, quindi, risiede anche nella natura della energia. Nelle supernovae di Tipo I l'energia deriva dalla radiazione elettromagnetica emessa nell'esplosione mentre nelle supernovae di Tipo II deriva dall'energia gravitazionale del collasso e viene emessa sottoforma di neutrini e raggi gamma.

Non una, non due ma una intera nuova classe di supernovae: è questa la scoperta descritta in uno studio pubblicato a giugno 2011 sulla rivista Nature. Le esplosioni stellari analizzate dal gruppo di ricercatori guidati da Robert Quimby, del California Institute of Technology, si differenziano dalle altre finora catalogate al punto di meritare una classificazione a parte. Della nuova classe, per il momento, fanno parte quattro supernovae scoperte dallo stesso gruppo di Quimby alle quali se ne aggiungono altre due che, in precedenza, si erano fatte notare per le stesse peculiarità. Sono accomunate dal fatto di essere luminosissime, dieci volte più brillanti delle supernovae di tipo Ia. A renderle un gruppo a parte è il fatto di esibire alcune proprietà che non possono essere spiegate con nessuno dei processi comunemente associati alle esplosioni di supernovae. In genere, la radiazione elettromagnetica che viene emessa nel corso di questi eventi è dovuta allo sprigionarsi dell'energia interna secondo modalità ben conosciute. Queste possono essere il decadimento radioattivo di alcuni elementi di fresca sintesi, l'esplosione violenta dell'inviluppo della stella supergigante e l'interazione fra il materiale emesso e quello, ricco di idrogeno, che costituisce il mezzo interstellare. Nessuno di questi processi riesce a rendere conto delle caratteristiche che presentano le luminose supernovae studiate da Quimby e il suo gruppo, di qui la necessità di identificarle come una classe del tutto nuova. Interpretando i dati, raccolti nell'ambito del progetto Palomar Transient Factory (PTF), si è potuto stabilire che la radiazione osservata è emessa da materiale privo di idrogeno. Queste supernovae, inoltre, emettono una consistente quantità di radiazione ultravioletta per periodi di tempo prolungati gettando luce, per così dire, non solo nelle loro vicinanze ma anche sulle nubi di gas che si interpongono lungo la linea di vista. In questo modo si rivelano essere di grande aiuto per indagare sulle lontane regioni di formazione stellare. Questa nuova classe di supernovae è ancora tutta da conoscere ma si rivela, fin da subito, una scoperta quanto mai gradita.

Il caso di SN 2012ca: Esiste anche un'altra differenza sostanziale tra le due tipologie di supernova: le Type II sono sorgenti di radiazione X derivante dal riscaldamento del materiale che, prima dell'esplosione, era stato espulso dalla stella morente. Questa radiazione nelle supernovae Ia non esiste, anche se ci sono osservazioni le cui righe spettrali mostrano presenza di materiale circostante. In realtà questo non è più vero già da Agosto 2017 quando un articolo pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a cura della Unviersity of Chicago rivela la detection di 33 fotoni X provenienti da una supernova di tipo Ia. E' la prima volta che una osservazione simile viene rilevata e anche se il numero di fotoni è certamente esiguo, è importante la presenza: la supernova, sebbene Ia, possiede materiale circumstellare molto denso, circa un milione di volte più denso di quello che si riteneva possibile. Il materiale, a logica, dovrebbe provenire dalla stella compagna della nana bianca, ma la quantità sembra lo stesso eccessiva. 

Immagine X ottenuta da Chandra della SN 2012ca, indicata dal cerchio.

Immagine X ottenuta da Chandra della SN 2012ca, indicata dal cerchio.

PULSAR E STELLE DI NEUTRONI

Pulsar e stelle di neutroni sono ciò che restano delle stelle di grande massa una volta esauriti i combustibili ed esplose come supernovae. I loro concetti vanno oltre ciò che un umano possa immaginare: si tratta di oggetti molto piccoli, dal diametro di circa 10 chilometri, e non sono quindi osservabili attraverso strumentazione amatoriale.
Prima di essere visti, questi oggetti sono stati predetti dalle teorie e dai modelli.
Sappiamo che nelle supernovae di Tipo II, il collassante nucleo centrale di 0,6 masse solari ha una densità pari a quella dei nuclei atomici e che i neutroni diventano degeneri. Il cuore di questa stella è interamente composto da neutroni e la stella è detta stella di neutroni.

 

La stella di neutroni è una stella estremamente densa e di piccole dimensioni, costituita da materia degenerata composta essenzialmente da gas di neutroni.

 

L'esplosione di supernova spazza via tutti gli strati esterni e ciò che rimane della stella esplosa è soltanto il suo cuore. Le stelle di neutroni furono predette da Robert Oppenheimer e George Volkoff nel 1939, che ne calcolarono le proprietà teoriche.

Non è ancora nota la completa struttura di queste stelle ma ci sono molti modelli che rispecchiano accuratamente le osservazioni. Molte proprietà sono simili a quelle delle nane bianche: un incremento nella massa di una stella di neutroni fa diminuire il raggio della stella, in un range che va dai 10 ai 15 chilometri. La massa di una stella di neutroni può essere compresa tra 1,5 e 2,7 masse solari.

Due proprietà di queste stelle sono ben note: rotazione e campo magnetico.
Una stella di neutroni ruota molto velocemente, fino a migliaia di volte ogni secondo, il che è spiegato con la legge fisica della conservazione del momento angolare: sebbene la legge sia un po' astrusa, nella pratica è semplicemente osservabile. Un pattinatore su ghiaccio che inizia a ruotare su sé stesso ha una velocità maggiore quando tiene le braccia adese al corpo piuttosto alla velocità raggiunta con le braccia larghe. Allo stesso modo, il Sole ruota in circa 30 giorni ma se la sua massa venisse compressa in 10 chilometri di diametro lo farebbe per 1000 volte in un secondo.
Ogni stella, inoltre, ha un campo magnetico ma se il campo viene compresso in un diametro minimo la sua forza aumenta a dismisura. Se il Sole avesse le dimensioni di una stella di neutroni, il suo campo magnetico sarebbe 10 miliardi di volte maggiore.

Stella di neutroni e getto, rappresentazione. Credit NASA/CXC/MProprio a proposito di campo magnetico e stelle di neutroni, è stato sempre ritenuto che un forte campo magnetico inibisse la formazione di getti di plasma ma le osservazioni sembrano indicare una radiazione proveniente proprio da strutture simili (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society - Novembre 2017 - University of Amsterdam). L'assenza di osservazioni non ha fermato gli astronomi sulle proprie convinzioni e così nel 2013 un team di Amsterdam ha deciso di osservare poche stelle di neutroni con i telescopi più potenti (Very Large Array). Il 6 e il 16 giugno 2013 il VLA si è focalizzato su Her X-1 e GX 1+4 per qualche minuto, due sistemi binari con materiale che fluisce dalla stella "normale" verso la stella di neutroni. Le osservazioni radio hanno evidenziato emissioni radio compatibili con strutture a getto (link interno). 

Alcune stelle di neutroni fanno parte di sistemi binari e strappano materiale alla stella compagna. Il materiale finisce nelle regioni del polo magnetico della stella di neutroni ad una velocità pari alla metà di quella della luce fino a che non precipita sulla stella dando vita a violente emissioni nello spettro X. Il totale della luminosità nella banda X può essere circa 100.000 volte maggiore rispetto alla luminosità totale del Sole in tutte le bande di emissione. Ciascuno di questi bursts di emissioni X dura pochi secondi prima di declinare in energia e brillantezza. Questi sistemi sono noti come X-ray binary pulsar e ne sono esempi Hercules X-1 e Centaurus X-3.

 

Una pulsar è una sorgente di radiazione elettromagnetica le cui emissioni sono brevissime (circa 50 ms) e si ripetono ad intervalli estremamente regolari. Si tratta di stelle variabili rotanti.

 

Il modello generalmente accettato prevede che le pulsar emettano a tutte le lunghezze d'onda e che la periodicità così regolare sia spiegata con la rotazione: le pulsar sarebbero stelle di neutroni che ruotano molto rapidamente su se stesse, sulle quali un punto sorgente emetterebbe delle onde elettromagnetiche come se fosse un faro. Il faro rivolto verso la Terra viene visto come una pulsazione.

 

Si potrebbe pensare che dentro ad ogni resto di supernova esista una pulsar. In effetti dovrebbe essere così ma soltanto tre resti di supernova hanno una pulsar in bella evidenza. Il problema è che le pulsar durano molto di più dei resti di supernova, quindi molte sono da cercare in zone di cielo prive di gas e polveri accese. Seconda poi, se il "faro" non è orientato verso la Terra è molto difficile riuscire a scorgere la pulsar.

Il nome di Pulsar deriva dall'abbreviazione di Pulsating Star, ovvero stella pulsante. L'acronimo PSR, invece, deriva da Pulsating Radio Sources Si tratta, come appena detto,  di stelle di neutroni in rapida rotazione che emettono impulsi radio regolari di durata brevissima (da 0,004 secondi a 4 secondi).
Scoperte nel 1967 da Jocelyn Bell, inizialmente i segnali regolari delle pulsar furono scambiati per segnali provenienti da forme di vita intelligente, tanto che il convegno durante il quale furono annunciate al pubblico venne chiamato LGM: Little Green Men, che vuol dire Piccoli omini verdi.
L'analisi di questi segnali extra-terrestri, tuttavia, fu deludente visto che non contenevano alcuna informazione. Più che altro sembravano segnali deficienti, quindi la traccia extra-terrestre fu scartata. L'analisi però portò alla scoperta di questi corpi celesti. L'oggetto scoperto fu battezzato PSR 1919+21. La radiazione è emessa vicino ai poli magnetici, il che provoca l'effetto pulsazione che in realtà non è tale. La differenza tra l'asse magnetico e l'asse di rotazione della stella di neutroni, fa sì che il polo magnetico venga rivolto verso la Terra ad intervalli regolari (effetto-faro). In pratica, l'emissione è continua ma essendo direzionale viene recepita da noi soltanto quando il polo magnetico è rivolto verso di noi.
L'emissione elettromagnetica va a dispendio dell'energia di rotazione, ed infatti è accertato che le stelle di neutroni pulsanti tendono a decelerare. Le stelle con periodi di rotazione più lunghi sono solitamente le più anziane. Dopo qualche decina di milioni di anni, il segnale non è più recepibile. Con il passare del tempo, il periodo della pulsar si incrementa: una pulsar con un periodo di un secondo rallenta ad un tasso di 2 secondi ogni 30 milioni di anni.
Non si conoscono pulsar con periodi superiori ai 5 secondi, il che può far pensare che nessuna di esse arrivi a ruotare così lentamente mantenendo l'emissione a "faro". Se così fosse, nessuna stella di neutroni resta pulsar dopo 10 milioni di anni dall'esplosione come supernova

L'emissione elettromagnetica va a dispendio dell'energia di rotazione, ed infatti è accertato che le stelle di neutroni pulsanti tendono a decelerare fino a raggiungere la cosiddetta deadline, in corrispondenza della quale le pulsar non hanno più energia a sufficienza per emettere radiazione elettromagnetica che possa giungere fino a noi.

Un caso particolare è quello della pulsar PSR J0108-1431 nella costellazione della Balena, a circa 800 anni luce da noi: è una pulsar molto anziana in grado di emettere a raggi-X ed è la più vicina a noi in questo senso. Ha quasi 20 milioni di anni e nonostante questo riesce ad emettere alle frequenze radio ed X. E' vicina alla propria deadline, quindi è prossima alla morte, ma nonostante questo le pulsar più anziane sembrano produrre più emissioni X di quelle giovani. L'emissione X può essere legata alle altissime temperature raggiunte ai poli magnetici (emissione termica) oppure essere prodotta dalle particelle accelerate lungo il campo magnetico (emissione di sincrotrone, non termica). Le misurazioni effettuate nel 2005 e nel 2007 hanno portato ad individuare due sorgenti X distanti tra loro 2 arcosecondi. Dopo i dubbi iniziali si è capito che si trattava della stessa pulsar, dotata di un moto proprio di 200 millesimi di arcosecondo all'anno pari a circa 130 km/s.

Una eccezione alla regola del rallentamento legato all'invecchiamento è dato dalle pulsar ultrarapide (o pulsar a millisecondo oppure ancora MXP, Millisecond X-ray Pulsar). Queste sono delle pulsar che, all'interno di un sistema binario, sottraggono materiale alla stella compagna. Questo materiale cade sulla pulsar facendone aumentare la velocità di rotazione. In tali casi, le stelle sono molto avanti con l'età tuttavia il loro periodo di rivoluzione è velocissimo e non accenna a diminuire, attestato sull'ordine dei pochi millisecondi. Le rotazioni sono in numero che varia in genere tra le 100 e le 1000 al secondo. La prima MXP è stata scoperta dal satellite BeppoSAX nel 1998 e si tratta di SAXJ1808.4-3658, formata da una stella di neutroni in accrescimento e da una compagna di piccola massa (0,14 masse solari al massimo). Il periodo orbitale è di due ore, ma in allungamento negli ultimi dieci anni di 1,2 millisecondi, pari a 2 metri di orbita più allargata in diametro. La materia strappata alla compagna cade sulla XMP e ne aumenta il disco di accrescimento rilasciando energia nella frequenza X. L'allargamento dell'orbita lascia pensare che, per mantenere stabile il momento angolare del sistema, il 99% della materia strappata alla compagna non debba finire sulla stella compatta ma debba essere espulso dal sistema binario. Questi sistemi potrebbero essere quindi appartenenti alla categoria della vedove nere (black widow), il cui prototipo è dato dalla pulsar PSR 1957+20 scoperta nel 1986. Questa pulsar non solo sottrae materia alla compagna ma la investe anche con il suo fascio di radiazione, accelerandone la morte. Alla fine la pulsar resterà sola, da qui il nome di vedova nera.

Le pulsar al millisecondo, con età di miliardi di anni, sono molto più anziane delle loro "cugine" ordinarie ma nonostante questo ruotano a velocità inspiegabili. Nel 2009, la scoperta della pulsar PSR J1023+0038 potrebbe aver dato la risposta a questa domanda. Sembrerebbe che le pulsar vengano proprio "riciclate" da qualcosa che le spinge, come trottole, per far riacquistare velocità. Questa spinta dovrebbe venire da un processo di accrescimento, visto che pochi anni fa al posto di PSR J1023+0038 era stato scorto un disco di accrescimento e non l'emissione di una pulsar. Si tratta di un sistema binario formato da una stella più piccola di 0,5 masse solari che ruota intorno ad una stella di neutroni di 4 ore e 45 minuti. I sistemi formati da una stella piccola e da un oggetto compatto sono detti Low Mass X-ray Binaries (LMXB), dove il disco di accrescimento può emettere a raggi X. Recenti osservazioni non hanno più mostrato l'emissione del disco di accrescimento ma hanno mostrato, invece, la pulsar. Il modello potrebbe essere rappresentato dal seguente: la stella di neutroni cattura gli strati esterni del compagno stellare, che formano un disco di accrescimento. La materia del disco cade sulla pulsar facendola ruotare più velocemente, cedendogli il proprio momento angolare. Finché è attivo il processo di accrescimento la materia ionizzata del disco impedisce alle onde radio della pulsar di uscire dal sistema ma quando l'accrescimento si esaurisce ed il sistema entra in quiescenza, le onde radio possono propagarsi tranquillamente lasciando vedere le radiazioni della pulsar.

Una pulsar che emette nella banda X ma anche nello spettro visibile, la prima a farlo, è stata scoperta da un team di ricercatori nel 2017 (Nature Astronomy). Si chiama PSR J1023+0038 ed emette 590 impulsi visibili ogni secondo ed è stata vista dal Telescopio Nazionale Galileo dell'INAF tramite fotometro Silicon Fast Astronomical Photometer (SIFAP), sviluppato a La Sapienza di Roma. 

Pulsar
 
Alcune pulsar alternano, con periodi settimanali o poco più, le emissioni X alle emissioni radio, un comportamento che in presenza di un disco di accrescimento è un mistero. Le emissioni X sono dovute, secondo i modelli, proprio all'accrescimento ma l'emissione radio è legata al campo magnetico e deve prender vita una volta che l'accrescimento è terminato. L'alternanza è un mistero ma la presenza di un segnale in luce visibile anche in presenza di un disco di accrescimento conferma il mistero. Una radio pulsar, quindi, può essere attiva anche in presenza di un disco di accrescimento il che costringe a rivedere i modelli di interazione tra le due fasi. 

I glitches

Accrescimento di pulsarAnche le pulsar in sistema binario mostrano il fenomeno di "glitch", consistente in anomalie temporali, irregolarità nella pulsazione stessa e questo è confermato da uno studio apparso su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a Settembre 2017. Un team della Middle East Technical University e della Baskent University, Turchia, ha scoperto dei cambiamenti nella velocità di rotazione nella pulsar SPX 1062 che fino ad allora erano stati riscontrati soltanto nelle pulsar singole. SPX 1062 è invece una pulsar binaria posta nella Piccola Nube di Magellano a "soli" 200 mila anni luce da noi. Intorno alla pulsar ci sono ancora i resti della supernova dalla quale è nata. La pulsar dovrebbe alimentarsi di questi resti tramite un processo noto come accrescimento e secondo il team la misura del glitch dipende dall'influenza gravitazionale della stella compagna e dell'accrescimento stesso, forze che messe insieme agiscono sulla crosta della stella di neutroni. Quando le forze diventano insostenibili, si verificano rapidi cambiamenti nella struttura interna in termini di trasferimento di momento verso la crosta, producendo in ultima istanza la variazione nella rotazione e quindi il glitch. 
In SPX 1062 si registra il glitch più evidente mai osservato fino alla data dell'articolo, a testimonianza che l'interno delle pulsar in sistema binario può essere differente da quello delle pulsar isolate.  
Sistema pulsar-stella di neutroniA proposito di sistemi binari, sempre a settembre 2017 un team di scienziati tra i quali la nostra socia onoraria Marta Burgay scopre un sistema binario composto da pulsar e stella di neutroni, con la particolarità legata al fatto che l'orbita si chiude in 4.4 ore e che le accelerazioni in gioco nella coppia, che potrebbe essere racchiusa benissimo nel nostro Sole, raggiungono un valore di 70g. Le due componenti, tra l'altro, si avvicinano di 9 metri ogni anno e tra 74 milioni di anni finiranno con il fondersi dando vita a un rilascio di onde gravitazionali. L'oggetto si chiama J1757-1854 ed è stato rinvenuto dopo mesi di studio nei dati della High Time Resolution University Survey.

Ricordando che, come sottotipo di stella di neutroni, le pulsar sono ciò che resta di una stella esplosa, la scoperta delle pulsar fu di notevole importanza storica. Prima di allora non erano mai state trovate le stelle di neutroni (le pulsar ne sono una tipologia) anche se erano state teorizzate anche, e soprattutto, in vista dell'esistenza dei buchi neri. Ipotizzare che masse enormi potessero racchiudersi in diametri molto ridotti era una idea affascinante ma non riscontrata. Verificare che potevano esistere stelle di neutroni (scoperte, ricordiamo, tramite le pulsar) di pochi chilometri di diametro fece ritenere che potessero esistere anche stelle di diametro ancora inferiore: i buchi neri, appunto.


Così come il limite di Chandrasekhar pone a 1,4 masse solari la massa limite per una nana bianca, così anche le stelle di neutroni hanno un limite di massa pari a 2-3 masse solari.
Se la massa è maggiore, neanche il nucleo di neutroni riesce a resistere all'implosione della stella ed il diametro del nucleo si restringe ancora di più. Nasce così un buco nero.


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