SUPERNOVAE
ASTROFILO
l’
Acquisendo un grande quantitativo di idro-
geno, la compagna inevitabilmente cresce di
massa e di temperatura, con la conseguenza
che aumenta l'efficienza con cui trasforma
l'idrogeno superficiale in elio, trasforman-
dosi in una cosiddetta “super-hot helium
star”. Un meccanismo alternativo
che porta le stelle più massicce
(oltre 30 masse solari) a perdere
parte delle loro riserve di idrogeno
senza l'intervento di una stella
compagna è quello che vede in
azione potentissimi venti stellari,
capaci di propagarsi dalle superfici
trascinandosi dietro l'inviluppo
gassoso più esterno, che finisce poi
disperso nello spazio. I modelli in-
dicano però che solo una piccolis-
sima percentuale di tali stelle può
perdere in quel modo abbastanza
massa da risultare quasi priva di
idrogeno (da 0,01 a 0,5 masse so-
lari) nel momento dell'esplosione.
Quindi il modello che prevede l'esi-
stenza di una stella compagna è
nettamente preferibile.
Per verificare come stanno real-
mente le cose bisognerebbe riu-
scire a osservare una di quelle stelle
compagne (o quanto meno dimo-
strare indirettamente la sua pre-
senza) nel punto in cui è esplosa
una supernova di Tipo
II
b. Questo
è molto più facile a dirsi che a farsi,
dal momento che non manifestan-
dosi in modo chiaro supernovae
nella nostra galassia da 410 anni,
quel tipo di ricerca va condotta ne-
cessariamente in altre galassie,
quindi a distanze che anche nei
casi più favorevoli sono comunque
ragguardevoli. Ma non è tutto, in-
fatti affinché la ricerca abbia suffi-
cienti probabilità di successo è utile
conoscere le caratteristiche essen-
ziali dei progenitori, il che significa
avere misurazioni della loro luce
precedenti all'esplosione (vale a
dire dati spettrofotometrici di sin-
gole stelle di altre galassie).
Ad oggi sono solamente 4 le super-
novae di Tipo
II
b per le quali sono
stati direttamente identificati i progenitori
su immagini acquisite prima della loro esplo-
sione: la SN 1993J, la SN 2008ax, la SN
2011dh e la SN 2013df. Poiché devono inevi-
tabilmente passare diversi anni prima che il
bagliore della supernova e del suo residuo
P
iccolissima
porzione del
braccio spirale di
M81 in cui sta
espandendosi il
residuo della SN
1993J, visibile al
centro dell’imma-
gine. All’interno
di quel bozzolo
di luce gli astro-
nomi hanno rico-
nosciuto la pre-
senza della stella
compagna del
progenitore.
[NASA, ESA, and
O. Fox (Univer-
sity of California,
Berkeley) et al.]
A
destra, un’im-
magine della
SN 1993J ai tempi
dell’esplosione,
ottenuta nei rag-
gi X dall’Advan-
ced Satellite for
Cosmology and
Astrophysics
(ASCA). L’elevata
risoluzione spa-
ziale ha consen-
tito di distinguere
il contributo della
supernova da
quello di altre
sorgenti. [JAXA]
