Il meraviglioso spettacolo di una stella che muore

Chi d’estate non si è mai seduto per terra, in giardino, o affacciato al balcone di casa per osservare il cielo stellato?

Magari lo avete fatto dopo una lunga giornata passata a lavorare o studiare, per cercare un po’ di tranquillità e di pace.

D’altronde, il cielo sembra un posto così tranquillo, dove tutto è immobile, quieto, mentre qui sulla Terra ci affanniamo ogni giorno per correre al lavoro, per portare a termine i settemila impegni che ci siamo presi, sempre pieni di preoccupazioni.

Eppure, l’Universo è tutt’altro che quieto e immobile.

Ogni giorno avvengono eventi sconvolgenti, avvenimenti al cui confronto una bomba nucleare è il lancio di un sasso in uno stagno.

Ma noi non ce ne accorgiamo… NOI!

Eh sì, perché in realtà lassù, in orbita intorno alla Terra, ci sono satelliti-sentinella che si accorgono di (quasi) tutto, che registrano tutto e ci avvisano.

E molto spesso capita che questi satelliti si accorgano di lampi di luce (nella regione dei raggi gamma, quindi non nel visibile) provenienti da zone molto distanti dell’Universo: si tratta dei Gamma Ray Bursts (GRB), o “Lampi di raggi gamma” in italiano.

Iniziamo quindi col vedere cos’è questo fenomeno e come si può classificare.

Un GRB è un lampo di raggi gamma causato da un’immane esplosione che può liberare in un secondo un quantitativo di energia pari a quello prodotto dal Sole in tutta la sua vita.

Tale esplosione può essere dovuta a due diversi fattori e ciò porta alla distinzione di due differenti tipi di GRBs: short GRBs (con fase iniziale che dura meno di 2 secondi), associati alla formazione di un buco nero a partire da due stelle di neutroni che si fondono, e long GRBs (con fase iniziale che dura più di 2 secondi), associati alla formazione di un buco nero a partire da una stella massiccia che collassa.

La vita di una stella è caratterizzata dall’equilibrio tra due forze contrastanti: la forza di gravità, che tende a farla collassare, e le forze di pressione, che la sostengono.

Ora, la pressione generata dal gas è dovuta al materiale nelle stelle che, contraendosi, si scalda, esercitando così una maggior pressione. La pressione di radiazione, generata dai fotoni prodotti nelle reazioni di fusione nucleare nel nucleo delle stelle, contribuisce in piccola parte a sostenere la stella.

Tuttavia, il materiale a disposizione non è infinito. Quindi, quando i gas non hanno sufficiente forza per mantenere l’equilibrio e i processi di fusione rallentano, la forza di gravità prevale e fa collassare la stella.

Tutto questo, nel caso di stelle molto massicce (con massa superiore a circa 50 masse solari), si manifesta in potentissime esplosioni in cui l’enorme energia gravitazionale della stella morente è parzialmente convertita in radiazione, incanalata in due getti diametralmente opposti.

La materia che collassa causa una rotazione più veloce della stella morente (conservazione del momento angolare). Così facendo, le linee di campo magnetico sono distorte e la materia e l’energia espulse sono incanalate in questi due getti lungo l’asse di rotazione, come mostrato in figura 1.

Il meccanismo per cui una grande quantità di energia è trasformata così rapidamente in radiazione risulta essere, al momento, una questione aperta.

I GRBs che osserviamo sono quelli i cui getti puntano verso la Terra. Ovviamente non sono i soli esistenti. Si stima infatti che, per ogni GRB che osserviamo, ne esistano altri 200.

In un evento di GRB si susseguono due fasi.

La prima, detta fase di prompt, dura pochissimi secondi e la comprensione esatta di ciò che avviene in questo periodo non è ancora chiara.

Infatti, gli spettri ottenuti dall’analisi delle fasi di prompt in GRBs presentano un’ enorme variabilità, difficilmente associabile a un semplice modello di emissione.

Tuttavia, negli ultimi anni, grazie soprattutto ai satelliti Swift e Fermi, si sono fatti notevoli progressi nello studio di questa fase.

In questa fase si raggiungono energie dell’ordine del MeV (Mega elettronVolt).

In seguito, l’interazione di questo getto, prodotto nella fase di prompt, con il mezzo interstellare (ossia la materia e la radiazione presenti tra le stelle nella galassia) dà luogo alla fase di afterglow, ossia una fase in cui un bagliore residuo rimane per qualche mese.

In questo secondo periodo si raggiungono energie dell’ordine del GeV e, come recentemente scoperto grazie a MAGIC con il GRB190114C, superiori (fino al TeV nel caso del GRB in questione).

La radiazione responsabile di questo bagliore è prodotta dal fenomeno di sincrotrone, ossia da particelle cariche (tipicamente elettroni) che, accelerando attorno alle linee di campo magnetico, emettono radiazione (ricordiamo infatti che particelle cariche accelerate emettono radiazione).

Tuttavia, a spiegare le fasi di afterglow più energetiche, contribuisce anche il processo di Compton inverso, con il quale un fotone, collidendo con un elettrone, acquista ulteriore energia.

Quindi, la prossima volta che vi metterete in giardino a osservare il cielo stellato in una calda notte d’estate, pensate che lassù, in qualche angolo remoto dell’Universo, qualche evento catastrofico estremamente potente sta avvenendo, sprigionando enormi quantità di energia e radiazione che, vagando nello spazio e nel tempo, raggiunge i nostri satelliti.

E noi possiamo ricostruire tutto ciò a partire da un segnale.

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Andrea Marangoni
Laurea Magistrale in Fisica con una tesi sui dischi circumstellari presso l’Università degli Studi di Padova.Appassionato di scienza fin da bambino, tifoso della Juventus, nel tempo libero mi piace dedicarmi all’attività fisica.“I’m just a mad man in a box”.

Fonti:

• sito INAF con una semplice spiegazione dei GRBs;
• A. Pe’er, “Physics of Gamma-Ray Bursts Prompt Emission”, Advances in Astronomy, 2015;
• breve video realizzato da INAF con descrizione dell’osservazione di GRB190114C;
• articolo di Bar Scienza sullo spettro elettromagnetico e le sue applicazioni in astrofisica;
• pagina Web ufficiale dei telescopi MAGIC.