12/07/14

Relitti del passato **

Sono un po’ come l’araba Fenice:  "che vi sia ciascun lo dice, dove sia nessun lo sa”. Sto parlando delle stelle di popolazione III, le prime che sono comparse nell’Universo, quelle che hanno dato il via agli elementi pesanti partendo solo da idrogeno ed elio. Trovare proprio le prime in assoluto non è certo facile, ma almeno riuscire a localizzare alcune sorelle, un po’ più lente a esplodere o rimaste in ambienti isolati, sarebbe un bel colpo. Ovviamente, esse devono avere, per definizione, una metallicità molto bassa, ossia contenere una piccola percentuale di elementi pesanti, dato che ben poche altre stelle avrebbero potuto regalarglieli.

Nel 2013 è stato osservato un lampo di alta energia di durata insolitamente lunga, proprio come quelli che ci si aspetterebbero dall’esplosione di stelle di popolazione III. Vale la pena entrare nei dettagli.

I lampi gamma (GRB) sono le esplosioni più luminose che si osservano nel Cielo. Questi lampi non emettono solo raggi gamma, ma anche raggi X e producono un residuo di bagliore che si esaurisce abbastanza velocemente, visibile anche nell’ottico, nel radio e nell’infrarosso. Non sono fenomeni rari, dato che i telescopi Fermi e Swift ne hanno rivelati almeno uno al giorno.

Il 25 settembre 2013, Swift ha catturato un picco di raggi gamma da una sorgente nella costellazione della Fornace. Un avviso per molti altri telescopi di volgersi subito in quella direzione per studiare l’evoluzione del lampo. La collaborazione internazionale ha stabilito che la sorgente si trovava in una galassia la cui luce impiega ben 3.9 miliardi di anni per raggiungerci. Un oggetto abbastanza antico, insomma (o giovane, se se ne misura l’età a partire dal Big Bang).

Va detto che i GRB si dividono normalmente in due categorie. quelli corti e quelli lunghi,. La differenza è soprattutto una questione di durata del segnale gamma. Quelli corti (meno di due secondi) dovrebbero nascere dall’unione di oggetti super compatti, come stelle di neutroni o buchi neri appartenenti a un sistema doppio. Quelli lunghi possono durare parecchi secondi, ma anche qualche minuto. Normalmente si aggirano tra i 20 e i 50 secondi. Questi eventi dovrebbero essere associati al collasso di una stella molte volte più massiccia del Sole che porta alla nascita di un buco nero. Un fenomeno, già intuitivamente, più lungo di un unione di oggetti peculiari. Ma ci torneremo sopra tra poco.

Il GRB del 25 settembre è risultato subito veramente strano: la durata del lampo gamma è stata di quasi due ore, circa cento volte superiore a quella di un lampo gamma lungo. Peculiare anche il residuo di bagliore che negli X è apparso variabile e con improvvise “fiammate” per ben sei ore. Poi, finalmente, è iniziata la fase di spegnimento tipico dei GRB lunghi.

E’ stato necessario introdurre una nuova classe di GRB, quella dei GRB ultra lunghi. Se ne sono osservati altri simili, ma quello in questione è un po’ il capostipite. La teoria si aspetta qualcosa del genere da un certo tipo di stelle, le supergiganti blu.

Normalmente i GRB lunghi derivano dalla fine di una stella Wolf-Rayet, Ricordo che esse sono stelle molto più massicce del Sole (più di 20 volte) che perdono, però, fino al 90% della loro massa prima della fine, attraverso un impetuoso vento solare. In questa fase dispersiva, esse lasciano scappare nello spazio quasi tutto il loro inviluppo di idrogeno. Al momento del definitivo collasso, la stella ha praticamente perso tutta la sua atmosfera e le dimensioni di ciò che rimane non supera di molto quelle del Sole. Si forma il buco nero e la materia che cade verso il centro produce getti potentissimi che attraversano la stella collassante. La durata dei getti è proprio la durata dei lampi gamma, ossia qualche decina di secondi.

Cosa può, allora, causare un GRB lunghissimo? La prima risposta sembra facilissima: la stella deve avere delle dimensioni ben maggiori in modo che i getti impieghino un tempo maggiore ad attraversare l’oggetto collassante. Gli oggetti ideali per questo fenomeno sono le cosiddette supergiganti blu, astri almeno 20 volte più massicci del Sole, ma con dimensioni anche 100 volte quelle del Sole. La vera differenza rispetto alle Wolf-Rayet è che queste supergiganti si sono tenute strette l’enorme inviluppo di idrogeno. Come mai?

La spiegazione ci porta, finalmente, alla metallicità. L’espulsione di massa, dovuta al vento solare, dipende strettamente dalla percentuale di elementi pesanti che si annidano nel nucleo stellare. Meno ne ha, meno vento solare si origina e maggiore inviluppo di gas leggero come idrogeno ed elio può sopravvivere. La conclusione è abbastanza facile, allora. Maggiore è l’inviluppo d’idrogeno, e quindi le dimensioni della stella collassante, e maggiore è il tempo che gli strati superiori impiegheranno a raggiungere il nucleo. Più lungo è tempo del collasso e più lungo è anche il tempo di emissione dei getti e, quindi, del lampo gamma.

Ciò che capita durante il bagliore residuo sembra confermare questa visione generale. Le osservazioni radio del dopo-lampo hanno mostrato un periodo di stasi e non la solita lenta decrescita. Un periodo veramente lungo, di circa quattro mesi! Perché non si è visto un declino continuo? Perché quest’ultimo è di solito causato dal gas stellare rilasciato in tempi precedenti, che ancora circonda la stella collassante. Nel caso della supergigante blu, non vi è stata perdita di materiale e il segnale radio può propagarsi senza niente che tende a ridurlo e a farlo scomparire. Per le Wolf-Rayet è come se invece di essere libero di volare nell’aria, si trovasse ad attraversare un’atmosfera densa e spessa. Riesce anche farcela, ma ne esce in pessime condizioni e dura molto poco.

I “flare” dei raggi X comportano qualche problema di comprensione. Ad esempio, si potrebbe pensare che mentre i getti ad alta energia attraversano la stella, la parte che avanza spinge contro il gas più freddo e lo scalda. Questo gas defluisce ai lati del getto, producendo un involucro che lo circonda e che emette raggi X. Dato che il getto deve percorrere una distanza non trascurabile all’interno di una supergigante blu, l’involucro è molto più massiccio di quello aspettato in una Wolf-Rayet. Probabilmente ciò comporta una sua più lunga durata e fenomeni di instabilità. Comunque, sono ipotesi tutte da confermare con osservazioni più mirate allo scopo.

La supergigante blu, povera di metalli, potrebbe mostrare un getto (bianco) ad altissima energia, circondato da un involucro di gas riscaldato che emette nell’ X (zona rossa). Fonte: NASA/Swift/A. Simonnet, Sonoma State Univ.
La supergigante blu, povera di metalli, potrebbe mostrare un getto (bianco) ad altissima energia, circondato da un involucro di gas riscaldato che emette nell’ X (zona rossa). Fonte: NASA/Swift/A. Simonnet, Sonoma State Univ.

In conclusione, però, la migliore spiegazione globale per un evento così peculiare è senz’altro l’atto della trasformazione finale di una super gigante blu povera di metallo e, quindi, di un stella primordiale, un fossile sopravvissuto per qualche miliardo di anni.

D’altra parte si sono già scoperte galassie povere di metalli. Le supergiganti blu sarebbero i migliori segnali per avere una rappresentazione “tardiva” di ciò che era la normalità in tempi precedenti. Non ci resta che sperare di scorgere lampi del genere anche su oggetti molto più giovani rispetto alla nascita dell’Universo. I telescopi adatti allo scopo non tarderanno ad arrivare…

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9 commenti

  1. Andrea.Andrea

    Ciao Enzo,
    e scusate se dico una fesseria :)
    la nostra atmosfera riesce a salvarci anche da eventi di tale portata?
    Grazie.

  2. gioyhofer

    Notizia molto interessante, ma una sola domanda Enzo:
    Ho sempre considerato le sn delle esplosioni di pochissimi giorni e con una radiazione (anche nel visibile) molto elevata, mentre queste stelle emettono solo nei raggi gamma, x e pochissimo nel visibile... ma queste esplosioni possono considerarsi un tipo di supernova?

  3. caro Andrea**2,
    dipende molto dalla distanza dell'esplosione. Se appartenesse alla nostra galassia e fosse diretta nel verso giusto, l'atmosfera farebbe ben poco...

    Cara Giorgia,
    direi che valgono due considerazioni. Quando una stella ha già perso la maggior parte della sua atmosfera prima del collasso, la supernova diventa più visibile alle alte energie. In ogni modo, i GRB sono talmente lontani che la parte visibile non riesce spesso a essere rivelata. Vi sono molti tipi di supernova o, meglio, di collasso di stelle molto massicce. e vi è un graduale passaggio anche nelle modalità di esplosione. certi giganti perdono talmente tanta massa PRIMA che non riescono nemmeno a diventare buchi neri e si disgregano letteralmente.

  4. Lampo

    Ciao Enzo! Sicuramente l'avrai già spiegato in qualche tuo libro e sicuramente l'avró anche già letto..ma non riesco a ricordarmi...sorry! Come mai meno elementi pesanti nel nucleo significa meno vento solare...? :oops:

    Grazie!

  5. no, Lampo... mi sembra proprio di no... Acci, un'altra cosa da fare! :mrgreen:
    Ma quando mi farete andare in pensione???' :twisted:

  6. Lampo

    ooooops... :roll:

  7. AlexanderG

    Caro Enzo,
    una domanda: come ha fatto una stella così grande a "sopravvivere" così a lungo?
    Essendo molto massiccia, non avrebbe dovuto "bruciare" velocemente?

  8. ottima domanda Alex!
    In realtà esistono zone intere che possono essere considerate "isole perdute" in cui sono sopravvissuti i dinosauri... vedi Loch Ness o cose del genere. Per quei bestioni sono solo leggende, ma per le stelle no. Si assume che in certe galassie si siano create zone di instabilità tali da preservare gas primordiale dove far nascere stelle di Pop.III anche dopo miliardi di anni, fregandosene bellamente dell'evoluzione cosmica... Almeno, così dicono... :roll:

  9. AlexanderG

    OK chiarissimo :)

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