Un lampo gamma simulato al PC?

Recentemente è stato compiuto un altro passo nella ricerca di prove a favore dell'ipotesi di associazione delle supernovae Ic con i lampi gamma. Si tratta di un passo teorico supportato da osservazioni. Quando una stella massiccia ( da 10 a 100 volte la massa del nostro Sole) termina il combustibile nucleare nel suo nucleo va incontro ad una morte violenta che produrrà un astro collassato: l'esplosione di una supernova.

Storicamente si è pensato all'esplosione di supernova come un fenomeno a simmetria sferica, soltanto negli ultimi 10 anni si sono raccolte prove a favore di un fenomeno asimmetrico. In realtà ci sono di due categorie di supernovae prodotte dall'esplosione di una stella massiccia che ha terminato il proprio combustibile nucleare, le supernovae di tipo Ic e le supernovae di tipo II. Le stelle progenitrici sono caratterizzate da una struttura a cipolla, ogni guscio è separato in due regioni: una regione più esterna in cui il gas trasferisce l'energia agli strati più esterni e una regione più interna che è sede di reazioni nucleari. La composizione di queste stelle dipende dai gusci che vengono presi in considerazione, nei gusci più esterni sono presenti idrogeno ed elio, nelle regioni più interne sono invece presenti gusci di Azoto, Ossigeno, Carbonio e procedendo verso l'interno si hanno gusci di Neon, Silicio e Ferro. Le supernove Ic si distinguono dalle supernove di tipo II per alcune condizioni fisiche: sono prodotte da stelle più massicce e quindi sono più luminose, spesso appartengono a sistemi binari.

La supernova 2003JDSono le supernove Ic appartenenti a sistemi binari ad essere interessanti, infatti durante la lenta agonia che precede l'esplosione di supernova, queste stelle vengono spogliate dai gusci di idrogeno ed elio, che essendo opachi alla radiazione ci impediscono di studiare i moti degli strati più interni e di costruire un modello matematico realistico. Queste stelle espongono direttamente gli strati interni, il loro moto durante l'esplosione non può essere studiato a causa dell'enorme luminosità del fenomeno che sovrasta le righe spettrali dell'ossigeno e del ferro. Dopo circa un anno però è possibile studiare il profilo spettrale delle righe in emissione presenti nello spettro di queste stelle.

Il lavoro del gruppo di Mazzali è, in realtà, costituito da un importante contributo teorico; le enormi distanze attribuite ai lampi gamma li rendono delle sorgenti di elevata potenza. Poiché è piuttosto difficile trovare un modello teorico di una qualsiasi sorgente celeste in grado di produrre, in un breve lasso di tempo, una quantità di energia così elevata, sono nati modelli alternativi che prevedevano l'emissione dei lampi gamma lungo due fasci collimati.

simulazione numerica dell'esplosione di supernovaIl gruppo di Mazzali, partendo da alcune osservazioni delle righe del Ferro ionizzato e dell'Ossigeno neutro osservate in supornovae extragalattiche, si accorse che per tutte le esplosioni stellari il profilo della riga del ferro era più largo di quelle dell'ossigeno. Ciò fece supporre che le velocità di espulsione del ferro fossero maggiori di quelle dell'ossigeno, in particolare il modello proposto da Mazzali prevede che il ferro venga espulso lungo i due fasci collimati (che causano il lampo gamma) mentre l'ossigeno si disperde lungo il piano equatoriale della stella progenitrice. Mazzali, ben conscio che le righe del ferro sono nascoste nella maggior parte delle supernovae, concentro il proprio lavoro sulle righe dell'ossigeno. Il gruppo di ricercatori ha prodotto una simulazione dinamica del modello da loro proposto, il ferro in espansione appare in blu e verde mentre l'ossigeno è rosso. Il gruppo di Mazzali calcolo un profilo sintetico delle righe dell'ossigeno sia in direzione dei fasci collimati che in direzione perpendicolari ad essi; lo scopo era quello di poter confrontare le previsioni del loro modello con le osservazioni. I due profili calcolati (in rosso) coincidevano con i profili osservati, per la sn1998bw, una supernova coincidente con un lampo gamma. Il profilo osservato si adatta molto bene a quello che avrebbe osservato un osservatore posto con la linea di vista lungo i fasci collimati. Il profilo della sn2003jd invece presentava due picchi caratteristici di una nube in avvicinamento e di una nube in allontanamento, questo profilo veniva riprodotto molto bene nel caso le condizioni di osservazioni prevedessero un osservatore in direzione di 90° rispetto al fascio collimato.

Questo risultato costituisce un altro anello che lega le supernovae ai lampi gamma, inoltre l'osservazione di sn2003jd costituisce un forte indizio del fatto che molte supernove comuni ci appaiono semplici supernovae perché il loro asse di emissione non è orientato lungo la nostra linea di vista.

 

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