Buonasera. Vorrei chiedere all'esperto se è vero il fatto che una supernova emette (in termini di rilascio energetico) lo 0,1% di luce e il 99,9% di neutrini? Innanzitutto, se i neutrini sono così impercettibili e schivi, come si fa ad affermare ciò con tanta sicurezza? In secondo luogo, quale processo interviene affinché vi sia una produzione così eclatante di tali particelle?
Caro lettore,
le supernovae hanno da sempre suscitato interesse nell’uomo, per la loro intensa ed improvvisa luminosità, che le fa apparire come “nuove” stelle nel cielo. In poche settimane una supernova può emettere l’energia che il Sole emette in tutta la sua esistenza.
Avvistamenti di supernovae risalgono ai primi secoli dopo Cristo. Il loro studio scientifico sistematico inizia invece negli anni ‘30 del 900, soprattutto per merito dell’astronomo svizzero Fritz Zwicky, che conia inoltre il termine “supernova”.
L’ultima supernova scoppiata nella nostra Galassia si chiama SN1604, ed è stata visibile a occhio nudo per più di un anno, tra il 1604 e il 1605, nella costellazione di Ofiuco, con una luminosità pari a quella di Venere.
Oggi sappiamo che la supernova è uno dei possibili stati terminali dell’evoluzione di una stella, uno stato altamente instabile che prevede l’emissione di una grande quantità di materia ed energia nello spazio. Ciò è generalmente dovuto alla perdita di equilibro tra l’energia potenziale gravitazionale e l’energia cinetica del plasma di cui è costituita la stella.
La quantità e il tipo di neutrini emessi da una supernova dipendono fortemente dai processi che la originano. Ne esistono fondamentalmente due: l’accrescimento di nana bianca e il collasso del nucleo.
Nel primo caso abbiamo le supernovae di tipo Ia. Una nana bianca è una stella di massa inferiore a 1,44 masse solari. Al termine della sua evoluzione, quando il combustibile nucleare è esaurito, questa si mantiene in equilibrio grazie alla pressione degli elettroni degeneri causata dal Principio di Esclusione di Pauli, che non permette a queste particelle di avere esattamente la stessa energia. Le nane bianche sono costituite generalmente da ossigeno e carbonio, elementi pesanti che producono attraverso la fusione di nuclei di idrogeno ed elio. Può accadere che una nana bianca orbiti vicino a una compagna di grande massa alla quale sottrae materia per attrazione gravitazionale. Quando la massa della nana bianca accresce oltre il valore critico di 1,44 masse solari la degenerazione degli elettroni non è più sufficiente a mantenerne l’equilibrio. L’aumento di densità e temperatura del nucleo causano una violenta fusione del carbonio e dell’ossigeno che culmina con la catastrofica esplosione della stella e l’espulsione dell’intera massa nello spazio. L’80% dell’energia viene usata nella nucleosintesi di elementi pesanti, soprattutto nichel e silicio, e nell’accelerazione della materia espulsa. Solo il 5% viene emesso sotto forma di neutrini, generati dal decadimento beta del nichel-56 in cobalto-56.
Un aspetto molto interessante di queste supernovae è che esse possono essere utilizzate in astronomia come “candele standard”. Poiché le condizioni iniziali da cui si originano sono sempre simili, tutte le supernovae di tipo Ia hanno la stessa luminosità assoluta, pari a 5 miliardi di volte la luminosità del Sole. Quando osserviamo con i telescopi le supernovae in cielo ovviamente la loro luminosità è apparente, poiché dipende dalla distanza a cui si trovano. Conoscere la luminosità assoluta ci permette di stimare la loro distanza. È proprio studiando le supernovae di tipo Ia che nel 1998 abbiamo scoperto che quelle più lontane hanno una velocità di regressione non proporzionale alla loro distanza, portando a ipotizzare l’espansione accelerata dell’universo e l’esistenza dell’energia oscura.
L’altra famiglia di supernovae sono quelle prodotte dal collasso stellare. Queste si originano a partire da una stella di almeno 9 volte la massa solare. Stelle così grandi riescono a sintetizzare nei loro strati interni tutti gli elementi pesanti fino al ferro. Il nucleo di ferro-56 è il punto di arrivo di tutti i processi di nucleosintesi, poiché ha la minima massa per nucleone. Ciò significa che sintetizzare nuclei più pesanti del ferro non libera alcuna energia. Quindi una stella che arriva a produrre ferro nel suo nucleo non può più sostenere il suo peso con l’energia della fusione nucleare e i suoi strati più esterni collassano sotto la forza di gravità. Se il nucleo di ferro ha una massa minore del limite critico di 1,44 masse solari, la materia rimbalza e all’implosione segue una violenta esplosione della stella: abbiamo una supernova. Se invece il nucleo di ferro è molto massiccio, la forza di gravità impedisce l’esplosione, e tutta la materia stellare cade verso il centro: abbiamo una stella di neutroni o un buco nero.
L’energia rilasciata da una supernova derivante dal collasso del nucleo è circa 100 volte superiore a quella di una supernova di tipo Ia, ma la sua luminosità è generalmente inferiore, poiché quasi il 100% dell’energia viene prodotto sotto forma di neutrini.
Conosciamo due processi principali che generano neutrini durante il collasso del nucleo. Nelle prime fasi la densità della stella aumenta sotto il suo peso e gli elettroni vengono catturati dai protoni, creando neutroni e neutrini elettronici, secondo la reazione:
La densità del nucleo in questa fase è così alta che i neutrini rimangono intrappolati all’interno della stella a causa delle loro continue collisioni con la materia. Quando tutto il nucleo si è trasformato in neutroni le reazioni nucleari rallentano bruscamente causando l’onda d’urto di rimbalzo che crea la supernova e tutti i neutrini vengono espulsi in pochi decimi di millisecondo. È il cosiddetto “neutrino burst” osservato dai rivelatori di neutrini sulla Terra in seguito a esplosioni di supernovae.
Durante la fase di esplosione la temperatura del plasma stellare aumenta fino a 100 miliardi di gradi Kelvin. Tale temperatura corrisponde a un’energia termica così alta da rendere possibile la creazione di coppie elettrone-positrone, dalla cui annichilazione vengono generare coppie di neutrini:
A differenza dei neutrini prodotti dalla cattura elettronica, qui abbiamo sia neutrini che antineutrini, di tutti e 3 i sapori: elettronici, muonici e tauonici.
I neutrini sono sicuramente le particelle più sfuggenti che conosciamo, essendo sensibili alla sola interazione debole. Per fermare un singolo neutrino occorrerebbe uno strato di piombo dello spessore di qualche anno-luce. Ciononostante, nel 1956 siamo riusciti a rivelarli sperimentalmente e da allora abbiamo realizzato molti apparati che hanno studiato in dettaglio queste particelle e le loro reazioni, compresi i neutrini provenienti dalle supernovae.
La maggior parte dei rivelatori di neutrini sfrutta il processo del decadimento beta inverso, in cui un neutrino (o un antineutrino) viene catturato da un protone e produce un neutrone e un cosiddetto leptone carico: elettrone, muone o tau. Il neutrone rimane legato all’interno del nucleo al quale apparteneva il protone, mentre il leptone carico viene espulso dal nucleo con un’energia cinetica pari a quella del neutrino, lasciando un segnale all’interno del rivelatore che permette di risalire alla presenza del neutrino. C’è una correlazione strettissima tra la carica elettrica del leptone carico, il suo sapore e il tipo di neutrino all’origine della reazione:
Misurando la carica e il tipo di leptone sappiamo se abbiamo rivelato un neutrino o un antineutrino, e se era di tipo elettronico, muonico o tauonico.
Oggi esistono decine di rivelatori di neutrini, con i quali abbiamo studiato neutrini provenienti dal Sole, dal nucleo terrestre, dalla Via Lattea e anche da altre galassie. Abbiamo studiato neutrini emessi dalle supernovae e siamo pronti in futuro a rivelarne sempre di più, con apparati ancora più sofisticati.
Essendo generati all’interno delle stelle, i neutrini sono messaggeri importanti di informazioni riguardanti processi che ancora non conosciamo come vorremmo. Queste informazioni sono diverse e complementari a quelle fornite dalla radiazione elettromagnetica, dai raggi cosmici e dalle onde gravitazionali. L'osservazione coordinata di tutti questi segnali, chiamata “astronomia multi-messaggero", aumenterà la nostra comprensione della fisica alla base di molti eventi cosmologici ancora ignoti e sperabilmente del cosmo stesso.
Percorso "A caccia di neutrini"
SxT 321 Se una stella è esplosa perché ne vediamo ancora la luce?
Infografica La vita di una stella
Danilo Domenici, fisico