Astronomia gamma
Nucleosintesi Regioni dove avviene la nucleosintesi La supernova 1987ARegione dove avviene la nucleosintesi - Il caso delle supernovae
Le regioni in cui avvengono i processi di nucleosintesi presentano parametri fisici molto differenti perché le reazioni in gioco, avvengono in condizioni fisiche molto diverse tra loro. Ad esempio la temperatura può variare di 3 ordini di grandezza: dai 106 °K del bruciamento dell’idrogeno a densità di 100 g/cm3 a temperature di 109 °K con densità di 1012 g/cm3 necessari per la sintesi del Ferro mediante fusione di nuclei di silicio . Durante la normale attività stellare queste reazioni producono fotoni gamma che vengono assorbiti e riemessi con energia leggermente inferiore provocando il riscaldamento della materia attraversata.
Dal punto di vista dell’astronomia gamma assumono un interesse particolare le stelle con massa superiore alle 25 masse solari. In queste stelle il bruciamento dell’idrogeno dura qualche milione di anni per proseguire successivamente con il bruciamento degli elementi più pesanti.
Questi bruciamenti avvengono ad un ritmo molto più veloce e hanno una durata molto più breve di quella del bruciamento dell’idrogeno, ad esempio in una stella di 25 masse solari si esauriscono le scorte di carbonio in 600 anni e quelle di silicio in un solo giorno!
Nelle stelle supergiganti la fusione dell’idrogeno, dell’elio e del carbonio avvengono in gusci esterni mentre nel centro si verifica la fusione del magnesio. Questi gusci si arricchiscono di parecchi elementi pesanti, spesso si tratta di nuclei instabili e radioattivi.
Nelle supergiganti rosse l’isotopo 26Al è prodotto con elevata efficienza nei gusci interni dove avviene la fusione del magnesio. Moti convettivi possono portare rapidamente l’isotopo 26Al nei gusci più esterni della stella dove gli intensi venti stellari che caratterizzano le supergiganti rosse lo trascinano nel mezzo interstellare.
Gli eventi esplosivi di supernovae e novae sono i luoghi primari di nucleosintesi. Infatti queste esplosioni rilasciano una grande quantità di energia sotto forma di particelle accelerate. Mentre il nucleo di queste stelle, composto da Ferro, collassa fino al raggiungimento della situazione limite di stella di neutroni o di buco nero, gli strati più esterni vengono espulsi a velocità superiori ad un decimo della velocità della luce.
Gli eventi esplosivi di supernovae e novae sono i luoghi primari di nucleosintesi. Infatti queste esplosioni rilasciano una grande quantità di energia sotto forma di particelle accelerate. Mentre il nucleo di queste stelle, composto da Ferro, collassa fino al raggiungimento della situazione limite di stella di neutroni o di buco nero, gli strati più esterni vengono espulsi a velocità superiori ad un decimo della velocità della luce.
Nel nucleo un decadimento b inverso compatta protoni ed elettroni nei neutroni producendo anche in grandi quantità particelle neutre e di massa quasi nulla chiamate neutrini. A quelle densità i neutrini hanno una grossa probabilità di interagire con la materia producendo un’onda d’urto di compressione, in questo fronte d’onda la nucleosintesi di elementi pesanti avviene ad un tasso elevato tramite processi di cattura neutronica veloce. Il fronte d’onda creatosi è in grado di fornire energia cinetica a sufficienza ai gusci sovrastanti scaraventarli tutti nel mezzo interstellare con una violenta esplosione.
In questi gusci durante l’esplosione possono prodursi isotopi radioattivi del 56Ni e 44Ti.
Il 56Ni è anche responsabile della luminosità delle supernovae settimane e mesi dopo l’esplosione (esponenziale per quanto riguarda la potenza emesse perché la scala delle magnitudini è una scala logaritmica).
Quali sono allora le emissioni gamma dai resti di supernovae? Gli isotopi più appariscenti sono il 56Ni e 57Ni che forniscono una prima mappa morfologica del resto di supernova. L’emissione gamma del 44Ti invece proviene da gas espulso da strati più profondi e fornisce un’importante indicazione sul moto in espansione dei gusci di supernova espulsi. Queste emissioni non si rendono visibili durante l’esplosione ma soltanto qualche mese più tardi quando l’inviluppo in cui sono stati prodotti gli isotopi radioattivi diventa trasparente alle emissioni di fotoni gamma.
Il caso delle novae
La nova è prodotta da un evento di fusione termonucleare che avviene sulla superficie di una stella collassata, generalmente una nana bianca, appartenente ad un sistema binario stretto. L’evento non è distruttivo come quello di supernova, quindi non bisogna aspettarsi di osservare nei residui emissione gamma di elementi pesanti. Tuttavia si producono isotopi relativamente leggeri che sono radioattivi e possono emettere fotoni gamma come 19F, 15N e 13C. Osservazioni spettroscopiche degli inviluppi di novae hanno messo in evidenza la riga in emissione a 511 keV dell’annichilazione elettrone-positrone, segno che successivamente all’esplosione superficiale avvengono alcune reazioni caratterizzate da decadimento b. La teoria ci dice che dovrebbero esiste due tipi di novae, quelle legate a nane bianche composte da elementi relativamente leggeri come Carbonio e Ossigeno e quelle composte da elementi più pesanti come il Sodio. L’osservazione gamma è uno strumento eccezionale per discriminare le due classi. Le novae associate a nane bianche al sodio produrrebbero infatti 22Na, un isotopo radioattivo gamma con tempo caratteristico di 3,8 anni. Questo è uno dei compiti di INTEGRAL.
La supernova 1987A
