Memoria dello Spazio

La traduzione in italiano di un articolo di Avishay Gal-Yam, esperto di supernovae e capo del dipartimento di astrofisica sperimentale presso il Weizmann Institute of Science in Israele. L'articolo è stato pubblicato sul numero di giugno 2012 di Scientific American.

Le stelle più grandi muoiono in esplosioni di una potenza inimmaginabile. Alcune sono causate in parte dalla produzione di antimateria.

Verso la metà del 2005, l'Osservatorio Keck sul Monte Mauna Kea alle Hawaii potenziò i suoi giganteschi telescopi gemelli. Grazie alla compensazione automatica della turbolenza atmosferica, i telescopi erano ora in grado di produrre immagini nitide quanto quelle del Telescopio Spaziale Hubble. Shrinivas Kulkarni, del California Institute of Technology, che era supervisore del Keck, incoraggiò i ricercatori giovani del Caltech – e me tra quelli – a sbrigarsi a inoltrare la richiesta per ottenere tempo di osservazione. Facendo nostro il consiglio, io e i colleghi post-dottorato Derek Fox e Doug Leonard decidemmo di collaborare per provare un tipo di ricerca che fino ad allora era stato portato avanti quasi esclusivamente per mezzo di Hubble: metterci a caccia di progenitori di supernovae. In altre parole, volevamo comprendere che aspetto hanno le stelle quando stanno per esplodere.

La teoria è in grado da decenni di predire quali corpi celesti sono in procinto di esplodere come supernovae: per esempio, è risaputo che le stelle blu luminose sono destinate a esplodere presto. Ma "presto" per un astronomo vuol dire entro i prossimi milioni di anni, o giù di lì. Così, benché osservare il dispiegarsi dell'intero processo ci aiuterebbe a comprenderlo meglio, disporsi a osservare pazientemente una singola stella non era un'opzione sensata.

Pensavamo che il Keck avrebbe potuto aiutarci. Ci era stata concessa una sola notte di tempo di osservazione, nel novembre 2005. Mentre volavo verso la grande isola, mi sentivo ansioso, sperando di avere tempo buono: avevamo nient'altro che una singola notte per tentare questo nuovo approccio. Fortunatamente gli dei del tempo cooperarono. Quella notte di osservazione mi indicò un percorso di ricerca che, ultimamente, ha condotto a capovolgere consolidate opinioni su quanto grandi possono diventare le stelle e su come muoiono i giganti.

A quel tempo, gli esperti sostenevano che le stelle più grandi non esplodono; piuttosto, si restringono gradualmente, espellendo massa sotto forma di vento stellare. In effetti, la maggior parte degli astrofisici teorici avrebbe detto che, a causa di questi potenti venti, le stelle nell'universo attuale non possono crescere oltre un certo limite: non molto più pesanti, diciamo, di 100 volte la massa del nostro Sole.

Come risultato della nostra avventura hawaiana, tuttavia, ci convincemmo gradualmente che stelle di almeno 200 masse solari invece esistono nell'universo attuale e che terminano la loro vita con le più immani delle esplosioni. Altrettanto sorprendente, stavamo anche per scoprire che alcune di queste stelle esplodono in modo del tutto diverso da qualsiasi cosa gli astronomi avessero mai visto: un processo che coinvolge la produzione di antimateria al centro della stella.

Stelle di così enormi dimensioni, e probabilmente persino più grandi, fino a 1.000 volte la grandezza del nostro Sole, furono i primi oggetti celesti a formarsi dal gas primordiale agli albori della storia dell'universo. Così, il loro modo di esplodere ci dice in che modo gli elementi che esse produssero poterono diffondersi nel cosmo, sparpagliando infine i semi degli odierni soli, pianeti e persone.

Un inizio improbabile

Nella nostra unica chance al telescopio, Fox, Leonard e io speravamo di osservare una supernova attiva e poi, cercando tra le immagini d'archivio scattate da Hubble, di trovare un'immagine della stella prima che esplodesse. Avevamo bisogno perciò di trovare una supernova in una delle molte galassie che Hubble aveva fotografato in passato. La parte più difficile sarebbe stata identificare in una fotografia di Hubble quale stella, tra i miliardi di una galassia, era quella che era esplosa. Per raggiungere il nostro obiettivo, avremmo avuto bisogno di misurare la posizione della supernova con grande precisione. Prima dell'avvento di sistemi di ottiche adattive come quelli del Keck, ciò sarebbe stato possibile solo per mezzo dello stesso Hubble. E anche in quel caso, il compito era così difficile che gli astronomi erano riusciti a identificare positivamente solo tre progenitori in tutto.

Tra le supernovae attive all'epoca, ne scegliemmo una chiamata SN 2005gl. Altri gruppi la avrebbero considerata una scelta debole, e per una buona ragione: i ricercatori che cercano progenitori di supernovae limitano la ricerca tipicamente a un raggio di circa 60 milioni di anni luce dalla Terra, mentre questa era lontana più di tre volte tanto, circa 200 milioni di anni luce. Affinché potessimo riuscire a trovare il progenitore di SN 2005gl nelle immagini di Hubble, quella stella avrebbe dovuto essere stata tra le più luminose mai osservate. Ma la scienza richiede che i modelli accettati vengano costantemente messi alla prova e inoltre noi sentivamo che talvolta è necessario rischiare, se la posta in gioco è veramente importante.

La nostra scommessa pagò. Dopo aver misurato la posizione di SN 2005gl con i dati del Keck, cercammo in un'immagine di Hubble e vedemmo qualcosa lì che sembrava una stella, anche se non potevamo esserne sicuri. Se si trattava di una stella singola, la sua luminosità (forse un milione di volte quella del Sole) suggeriva che doveva essere molto massiccia: 100 volte la massa del Sole. Tuttavia, data l'opinione prevalente che un simile peso massimo non avrebbe dovuto esplodere affatto, la maggior parte degli astronomi sarebbe stata più propensa a credere che quel punto luminoso nell'immagine di Hubble provenisse da un ammasso di stelle più piccole e più deboli, le quali tutte insieme producevano la luminosità osservata. E i nostri dati non potevano escludere questa possibilità. Non ancora.

Un'altra strana esplosione

Benché i nostri risultati non fossero conclusivi, cominciai a interessarmi sempre più al tentativo di trovare prove osservative che mi parlassero del destino delle più massicce fra le stelle. Ma la scienza segue raramente la via più breve tra il porre una domanda e il trovare la risposta. Stavo pensando a esplosioni stellari di un tipo del tutto differente – i cosiddetti gamma-ray bursts – quando un evento casuale nel 2006 condusse a un'altra scoperta sorprendente, che indicava stavolta non solo che stelle giganti possono diventare supernovae ma anche che il modo in cui ciò accade potrebbe essere sbalorditivo.

Questo nuovo capitolo della storia cominciò con un'altra notte all'Osservatorio Keck nel 2006. Questa volta, tuttavia, gli dei hawaiani si mostrarono molto meno gentili: il tempo era terribile. Sedevo al computer di controllo e aspettavo, mentre le ore passavano. Proprio mentre stavo cominciando a chiedermi se il mio lungo viaggio verso la Grande Isola non fosse stato inutile, le nubi si diradarono. Decisi di osservare la più brillante esplosione di supernova visibile in quel periodo, un evento insolitamente luminoso chiamato SN 2006gy, che lo studente laurerato Robert Quimby dell'Università del Texas aveva scoperto otto giorni prima usando un telescopio 30 volte più piccolo dei giganteschi riflettori Keck. Riuscii a osservare per 15 minuti, finché le nuvole si chiusero di nuovo, questa volta definitivamente. Sembrava che la notte fosse stata un fiasco completo.

Ma poi un team guidato dal mio collega del Caltech Eran Ofek analizzò i dati che avevo ottenuto e venne fuori che SN 2006gy era la più luminosa esplosione di supernova mai trovata fino ad allora. Uno studio parallelo condotto da Nathan Smith dell'Università della California a Berkeley giunse a una conclusione simile.

Non aveva senso. Nessuno dei tipi di supernova di cui eravamo a conoscenza avrebbe potuto generare così tanta luce. SN 2006gy si trovava in una galassia che non era stata mai fotografata da Hubble in passato, così non avevamo alcun modo di studiare la sua stella progenitrice in dettaglio. Ma, a giudicare dalla violenza dell'esplosione, la stella pesava probabilmente almeno 100 masse solari o giù di lì.

Pensammo a diverse possibili spiegazioni per una tale luminosità, due delle quali ci sembravano le meno irragionevoli. La prima era che quella luce estremamente brillante fosse radiazione termica emessa da un'onda d'urto che si formò quando i detriti esplosivi della supernova raggiunsero il vento stellare, più lento, che la stella stessa aveva emesso prima di esplodere, e lo spazzarono via.

La seconda opzione che prendemmo in considerazione era la radioattività. Le supernovae sintetizzano nuovi elementi, per la maggior parte nella forma di isotopi radioattivi, che in seguito decadono in altri, più stabili. Ci chiedemmo se quella gigantesca eplosione non avesse sintetizzato un'immensa quantità di materiale radioattivo, il cui lento decadimento aveva poi iniettato energia nella nube in espansione di detriti stellari e aveva fatto brillare quella nube di luce fluorescente. Ma cosa potrebbe produrre tanto materiale radioattivo da giustificare una luminosità così fuori della norma?

L'ultima domanda catturò il nostro interesse. Per cercare di rispondervi, cominciammo ad esaminare lavori teorici del passato. Ci imbattemmo in una vecchia, polverosa serie di studi teorici dei tardi anni '60, di un gruppo di allora giovani astrofisici del Caltech, Gideon Rakavy, Giora Shaviv e Zalman Barkat, i quali avevano proposto un nuovo modo in cui una stella potesse esplodere.

Le stelle brillano perché i loro nuclei sono sufficientemente densi e caldi da fondere gli atomi di idrogeno, trasformandoli in elio ed elementi più pesanti e rilasciando energia. Questi due parametri – densità e temperatura – controllano in generale la fisica del nucleo di una stella massiccia e l'evoluzione della stella. Tipicamente, con l'andar del tempo il nucleo diventa più denso e più caldo. In tal modo il nucleo oltrepassa soglie successive verso la fusione di elementi sempre più pesanti: prima l'elio in carbonio, poi il carbonio in ossigeno e così via. Ogni stadio tra due soglie può durare da migliaia a miliardi di anni, in ragione di quanto velocemente la combustione nucleare della stella influenza la temperatura e la pressione del suo nucleo.

Rakavy e soci calcolarono cosa accadrebbe se una stella di grandissima massa, forse centinaia di volte più massiccia del Sole, raggiungesse lo stadio in cui il suo nucleo consistesse per la gran parte di ossigeno. Per le stelle più piccole sappiamo cosa succede: la stella si contrae e il suo nucleo si riscalda fino a che non raggiunge le condizioni per la fusione nucleare dell'ossigeno in silicio. Ma in un'ipergigante, dice la teoria, il nucleo si contrarrebbe sotto l'azione della gravità e si riscalderebbe senza diventare abbastanza denso. Così, in luogo della fusione dell'ossigeno, accadrebbe qualche altra cosa: i fisici la chiamano produzione di coppia (pair-production).

Se la materia è sufficientemente calda, particelle ricche di energia come nuclei ed elettroni emettono una luce molto potente: fotoni così energetici da trovarsi nello spettro dei raggi gamma. In virtù della famosa equazione di Einstein che collega massa ed energia, E=mc2, due fotoni molto energetici possono, se collidono, convertirsi spontaneamente in coppie di altre particelle; in particolare, possono trasformarsi in una coppia che consiste di un elettrone e della sua anti-particella, il positrone. In tal modo, la maggior parte dell'energia dei fotoni rimane intrappolata sotto forma di materia. Una conseguenza di ciò è che elettroni e positroni esercitano una pressione molto minore rispetto ai fotoni da cui si sono originati: sono solo zavorra. Se il nucleo di una stella molto massiccia raggiunge queste condizioni, la sua pressione crolla all'improvviso, quasi come se la stella avesse una valvola di sfogo. Prima, la pressione era ciò che consentiva alla stella di non collassare sotto il proprio peso, ma ora il nucleo diviene instabile e comincia a contrarsi rapidamente.

Non appena la densità si impenna, si innesca la fusione dell'ossigeno. E dal momento che la soglia di fusione dell'ossigeno viene oltrepassata in un nucleo che sta collassando piuttosto che in uno stabile, l'innesco è esplosivo: la fusione rilascia energia nucleare che riscalda ulteriormente la materia, che a sua volta alimenta la fusione, in una reazione incontrollata. La stella può bruciare così tanto ossigeno in così poco tempo – semplici minuti – che l'energia rilasciata è superiore all'intera energia gravitazionale della stella. Così, mentre una tipica supernova lascia dietro di sé resti della fusione come una stella di neutroni o un buco nero, in questo tipo di esplosione l'oggetto annulla completamente se stesso. Tutto ciò che rimane è una nube in rapida espansione, molto della quale è costituito da elementi sintetizzati nella furia della deflagrazione.

Secondo la teoria, questo tipo di evento – chiamato supernova da instabilità di coppia, a causa del fatto che destabilizza la stella attraverso la produzione di coppie elettrone-positrone – dovrebbe produrre un'immensa quantità di nickel-56 in aggiunta ad altri elementi relativamente pesanti. Il nickel-56 è un isotopo con un nucleo fortemente legato ma nondimeno radioattivo, che produce alla fine ferro non radioattivo. Se questo scenario si verificò nel precursore di SN 2006gy, pensammo, il decadimento del nickel-56 potrebbe spiegare l'intensa luminosità della supernova.

Benché la teoria dei tre astrofisici fosse corretta, per decenni il senso comune fu convinto che il loro ipotetico processo non potesse svolgersi realmente in natura. I teorici che lavorano sulla formazione e l'evoluzione di oggetti stellari pensavano che stelle tanto massicce non si formassero affatto, per lo meno non nell'universo attuale. E se anche alla fine si fossero formate, avrebbero prodotto venti stellari così forti da disperdere rapidamente la maggior parte della loro massa, lasciandole incapaci di formare nuclei abbastanza massicci da raggiungere l'instabilità di coppia. La situazione era differente quando l'universo era molto più giovane di oggi, meno di un miliardo di anni dopo il Big Bang. Allora le prime stelle potrebbero essere state così massicce da esplodere come supernovae da instabilità di coppia. Forse.

Nel frattempo, la nuova supernova frantuma-record, SN 2006gy, divenne di moda tra gli astronomi, spronandoli a produrre più studi sperimentali e teorici. Ironicamente, anche se SN 2006gy stimolò noi e altri nella comunità delle supernovae a riconsiderare il modello da instabilità di coppia, questo particolare evento, alla fine, sembrava non possedere la giusta firma della radioattività del nickel, cioè un particolare modo di affievolirsi della luce nel tempo. In un'esplosione da instabilità di coppia, la maggior parte della luce dovrebbe provenire non dallo scoppio in se stesso ma dal nickel-56 e da altri isotopi radioattivi che esso forgia. La radioattività è un processo ben conosciuto, in cui il decadimento procede a un ritmo predicibile e graduale. Ma SN 2006gy, dopo aver brillato per molti mesi, improvvisamente scomparve, troppo rapidamente per essere stata alimentata dalla radioattività. Era probabile che non fosse una supernova da instabilità di coppia dopo tutto, e l'altra opzione che avevamo considerato – che l'inusuale luminosità dell'evento originasse da un'onda d'urto – divenne la spiegazione accettata. Tuttavia quel successo parziale mi aveva messo in allerta, riguardo a segni di eventi da instabilità di coppia.

Tutto vero?

Alcuni mesi dopo il nostro fortunato intermezzo con le nuvole hawaiane, andai in Colorado per le vacanze. Subito, però, fui raggiunto da un'email di Peter Nugent dei Lawrence Berkeley Labs. Nugent e io avevamo appena cominciato una "sessione di prova" per una grande ricerca di supernovae che avevamo in programma. Aveva appena trovato una supernova con uno strano spettro, e me lo mostrò. Non avevo mai visto nulla di simile prima.

Poiché gli atomi di ciascun elemento in natura assorbono ed emettono luce a precise lunghezze d'onda, lo spettro di una sorgente astronomica fornisce informazioni sulla composizione chimica della materia che emette la luce. Lo spettro dell'oggetto di Nugent, chiamato SN 2007bi, suggeriva che gli elementi di cui era composto fossero presenti in proporzioni insolite e che fosse estremamente caldo.

Dopo che fui ritornato al Caltech, continuai a seguire l'evoluzione di questo evento. Emetteva circa 10 volte più luce di una tipica supernova. E la quantità di luce declinava molto lentamente: questa sorgente si rifiutava semplicemente di scomparire, mentre i giorni si trasformavano in settimane e le settimane in mesi. Mi andavo convincendo sempre più di essermi finalmente imbattuto in un esemplare di supernova da coppia. Ci volle più di un anno perché alla fine scomparisse alla vista. Ma avevo bisogno di più dati per essere sicuro della mia interpretazione.

Durante il 2007 e il 2008, insieme con diversi collaboratori continuai a osservare e seguire SN 2007bi usando i telescopi dell'Osservatorio Palomar del Caltech in California. Quando finalmente la luce di questa esplosione divenne più fioca, circa un anno dopo che l'avevamo scoperta, chiesi ai miei colleghi del Caltech Ellis e Kulkarni di osservare questo oggetto con i grandi telescopi Keck, promettendo nelle mie email che si trattava di un "vero affare".

Nel frattempo mi ero trasferito in Israele con la mia famiglia e avevo cominciato il mio attuale lavoro presso il Weizmann Institute of Science di Rehovot. Nell'agosto 2008 Kulkarni e il suo studente laureato del Caltech Mansi Kasliwal mi inviarono gli spettri più recenti di SN 2007bi. Dopo che ebbi compiuto una prima analisi di massima dei dati, non potevo credere a ciò che avevo visto. Analizzai lo spettro ancora e poi ancora, ma il risultato era sempre lo stesso: questa esplosione aveva sintetizzato una quantità impressionante di nickel-56, tra cinque e sette volte l'intera massa del nostro Sole. Era 10 volte di più di quanto noi o chiunque altro avesse mai visto prima. Ed esattamente quello che ci si aspetta da un'esplosione di supernova da instabilità di coppia. Quella notte non feci che camminare avanti e indietro nel mio appartamento di Rehovot, pensando a questa scoperta e alle sue implicazioni. A un certo punto mia moglie mi lanciò una strana occhiata e mi chiese cosa stesse succedendo. Le risposi: «Penso che abbiamo fatto una grande scoperta».

Verso la fine del 2008 mi recai a Garching, in Germania, per lavorare con Paolo Mazzali all'Istituto Max Planck per l'Astrofisica. Mazzali è un esperto a livello mondiale nell'analisi quantitativa degli spettri di supernovae. Avrebbe potuto così verificare i risultati della mia analisi di massima. Possedeva inoltre utili dati aggiuntivi che aveva ottenuto con un altro grande strumento, il Very Large Telescope dell'European Southern Observatory in Cile. Eravamo seduti insieme nell'ufficio di Mazzali e dopo che io ebbi dato ai dati un'ultima controllata, Mazzali fece partire il suo programma. Sì! I risultati erano coerenti con le mie precedenti analisi: molte masse solari di nickel-56 e abbondanza relativa di elementi che corrispondevano alle predizioni dei modelli di instabilità di coppia.

A scoppio ritardato

Benché fossi del tutto convinto che avessimo identificato una supernova da instabilità di coppia, quando ritornai in Isarele misi i dati in un cassetto per alcuni mesi, mentre ero occupato su un altro progetto che riguardava la supernova che, per prima, mi aveva messo su questa strada: SN 2005gl. Quando Fox, Leonard e io trovammo la presunta stella progenitrice verso la fine del 2005, non potevamo essere certi che fosse davvero un oggetto singolo e non un ammasso stellare. Ora, però, erano trascorsi due anni e la luce della supernova era scomparsa, così mi resi conto che avremmo potuto fare una semplice verifica: se la nostra candidata non era la stella che era esplosa, l'avremmo trovata ancora lì. Leonard e io decidemmo di riprovare con Hubble e vedere.

Presentai la proposta alla NASA e ottenni il tempo. Dopo aver eseguito l'osservazione, cominciammo ad analizzare intensivamente i dati. Vedemmo subito che la stella era effettivamente scomparsa. Ma dovevamo essere certi che fosse realmente andata, che non si trattava di nulla che avesse a che fare con problemi della strumentazione. Verso la fine del 2008 fummo finalmente sicuri. Avevamo beccato davvero la progenitrice di SN 2005gl ed era veramente molto luminosa e probabilmente molto massiccia: una gemella di Eta Carinae, una delle più massicce giganti blu della nostra galassia.

Questa prova dimostrò che la teoria prevalente sulle stelle ipergiganti – che perdono la gran parte della loro massa prima di esplodere – era sbagliata almeno in questo caso. Esistono stelle molto luminose e massicce che esplodono prima di perdere tutta la loro massa. E se la teoria della perdita di massa era sbagliata, forse esistono delle stelle ipergiganti che alla fine esploderanno come supernovae da instabilità di coppia e che sono abbastanza vicine a noi da essere osservate.

Ora ero pronto a riconsiderare SN 2007bi e a cercare prove più decisive di un'esplosione da instabilità di coppia. Insieme a un gruppo di collaboratori, facemmo ogni tipo di verifica che ci venne in mente. Analizzammo il suo spettro in dettaglio e come la sua luce andò evolvendo nel tempo. Mettemmo a confronto vecchi e nuovi modelli di esplosione stellare. Alla fine del 2009 tutte le prove convergevano verso una sola conclusione: il modo più logico, quasi inevitabile, di spiegare SN 2007bi era che si trattava di una supernova da instabilità di coppia. Dopo più di due anni di studio, era tempo finalmente di cominciare a scrivere articoli e pubblicare i nostri risultati.

Al momento, abbiamo identificato tre altri eventi che sono forti candidati per supernovae da instabilità di coppia. In generale, si tratta di fenomeni molto rari: soltanto uno su 100.000 supernovae che, grosso modo, si pensa esplodano ogni anno all'interno dell'universo osservabile. Il meccanismo dell'instabilità di coppia richiede probabilmente una stella da almeno 200 masse solari. Ma sono immense fabbriche di elementi e producono le esplosioni più potenti di cui la scienza abbia notizia. Possono ben meritare il nome di "ipernovae".

Tracce delle nostre origini

Forse l'aspetto più affascinante di questo nuovo tipo di supernova è che ci consente di gettare uno sguardo sull'universo primordiale, quando le primissime stelle ad illuminarsi, intorno a 100 milioni di anni dopo il Big Bang, potevano misurare oltre 100 masse solari e forse addirittura 1000. Probabilmente anche alcuni di questi colossi esplosero per mezzo di un meccanismo da instabilità di coppia. Così, le lontane cugine di alcune delle odierne supernovae furono forse le prime esplosioni a fecondare l'universo con elementi pesanti, da cui presero forma le stelle e i pianeti che le seguirono, compresi il nostro Sole e la Terra.

Non solo le nostre osservazioni suggeriscono che vi sia un nuovo modo di esplodere per le stelle, ma implicano anche che l'universo moderno, contrariamente a quanto si pensava in passato, è probabilmente disseminato di stelle ipergiganti. Le stelle primordiali potevano crescere a dismisura solo perché si trovavano in un ambiente fatto quasi esclusivamente di idrogeno ed elio. L'"inquinamento" da prodotti della fusione nucleare pose poi un limite stringente all'accrescimento stellare: in presenza di elementi più pesanti, le stelle collassano più velocemente e perciò si accendono più presto, spazzando via tutto il gas residuo nei loro dintorni, prima che possano diventare troppo pesanti. Ma sembra ormai chiaro che gli elementi pesanti sono un freno meno potente per la crescita stellare di quanto gli astrofisici fossero soliti credere.

La ricerca di supernovae che Peter Nugent e io cominciammo a pianificare nel 2007 è ora in pieno svolgimento: si chiama Palomar Transient Factory e sta funzionando sorprendentemente bene. Come parte di quel progetto, stiamo cercando ulteriori esempi di esplosioni da instabilità di coppia. E siamo riusciti infatti a trovare tra i nostri ultimi eventi candidati uno che somiglia molto a SN 2007bi. A mano a mano che i dati si accumulano, la nostra comprensione di queste esplosioni, e di come contribuiscono a produrre gli elementi pesanti nell'universo, si approfondisce. Futuri strumenti, come per esempio il telescopio spaziale di prossima generazione della NASA, il James Webb Space Telescope, saranno probabilmente in grado di osservare esplosioni da instabilità di coppia molto distanti. Forse ci sveleranno un giorno la morte esplosiva delle prime stelle che si siano mai formate nell'universo.

Riferimenti