Dubbi sull’affidabilità delle supernovae Ia

Gli astronomi guidati da Maria Bergemann (Max-Planck-Institute for Astronomy) hanno eseguito misurazioni chimiche su stelle che potrebbero cambiare notevolmente il modo in cui i cosmologi misurano la costante di Hubble e determinare la quantità di energia oscura nel nostro universo.
Utilizzando modelli migliori di come la presenza di elementi chimici influisce sullo spettro di una stella, i ricercatori hanno scoperto che le cosiddette supernove di tipo Ia hanno proprietà diverse da come si pensasse in precedenza.
Basandosi sul presupposto della loro luminosità, i cosmologi hanno usato le supernovae Ia per misurare la storia di espansione dell’universo. Alla luce dei nuovi risultati, è ora probabile che tali ipotesi debbano essere riviste.

Negli ultimi dieci anni circa, quando Maria Bergemann, leader del gruppo di ricerca Lise Meitner presso il Max Planck Institute for Astronomy, ha sviluppato modi migliori per misurare le proprietà chimiche delle stelle, non sapeva che la sua ricerca un giorno avrebbe potuto influenzare il modo in cui gli astronomi misurano l’espansione cosmica, la costante di Hubble e la quantità di Energia Oscura nel nostro universo.

Dubbi sull'affidabilità delle supernovae Ia 1
Evidenziazione scientifica 03/2020: un pezzo di puzzle della chimica stellare potrebbe cambiare le nostre misurazioni dell’espansione cosmica

Ma attraverso una serie di connessioni impreviste, questo è ciò che sembra accadere proprio ora. Usando gli strumenti di analisi sviluppati da Bergemann, gli astronomi sono stati in grado di tracciare l’abbondanza degli elementi chimici manganese e ferro negli ultimi 13 miliardi di anni. Il loro (inaspettato) risultato pone dei vincoli sulle proprietà delle esplosioni stellari, le cosiddette Supernovae di Tipo Ia, necessarie per produrre l’elemento.

In precedenza, si credeva che la maggior parte delle supernovae di tipo Ia fosse causata da una stella nana bianca in orbita attorno a una stella ordinaria, succhiando l’idrogeno dagli strati esterni della stella. Le abbondanze di stelle al manganese nella nostra Via Lattea mostrano che, al contrario, tre di queste esplosioni su quattro derivano da altri tipi di supernove di tipo Ia.

Uno di questi potrebbe essere uno scenario in cui due stelle nane bianche orbitano l’una attorno all’altra.

L’altro scenario coinvolge una nana bianca, che accresce l’elio da un compagno e sperimenta detonazioni sequenziali “fuori-dentro”.

La differenza tra lo scenario standard e i meccanismi di esplosione alternativi per SN Ia può avere conseguenze fondamentali sulla relazione tra il massimo della luminosità, il modo in cui la luminosità cambia nel tempo e la scala temporale complessiva di queste esplosioni di supernova. Che a sua volta è importante per alcune delle osservazioni più elementari della cosmologia.

Queste osservazioni usano supernova di tipo Ia come “candele standard”, cioè come sorgenti luminose la cui luminosità intrinseca può essere determinata dalle osservazioni. Il confronto tra la luminosità intrinseca di una sorgente e la sua luminosità osservata consente agli astronomi di determinare la distanza della sorgente da noi.

I rilevamenti della cosiddetta Energia Oscura ritenuti responsabili di circa il 70% della densità totale di energia del nostro universo risalgono a osservazioni di questo tipo, così come le misurazioni della costante di Hubble che specifica l’attuale tasso di espansione del nostro universo.

Questo, a sua volta, può avere ricadute non trascurabili per la cosmologia, visto che molte osservazioni usano le supernove di tipo Ia come candele standard. È chiaro che, se le supernove non sono candele standard di uno stesso tipo, ma sono invece di almeno due tipi diversi, con proprietà intrinseche sistematicamente diverse, le deduzioni cosmologiche potrebbero dover essere riviste.

Immagine Chandra di G299 

Per alcuni elementi, in particolare il ferro, i nuovi metodi basati su teorie delle atmosfere stellari che non assumono un equilibrio termodinamico locale (“modelli Non-Lte”) producono lo stesso risultato dei loro precursori semplificati.

Ma per altri ci sono notevoli differenze. Bergemann e il suo team, tra cui Andrew GallagherCamilla Juul Hansen e Philipp Eitner, ne hanno trovato un esempio tracciando l’evoluzione chimica dell’elemento manganese.

Gallagher è riuscito a migliorare notevolmente le prestazioni del codice 3d Non Lte; Hansen ha fornito dati osservativi di alta qualità riguardanti le regioni spettrali essenziali per le osservazioni, che si trovano nel vicino ultravioletto; Eitner ha elaborato un solido contesto per applicare la teoria Non-Lte alla modellazione degli spettri stellari, estendendo tale analisi ai casi in cui non possiamo osservare uno spettro per le stelle separate, ma solo per la luce combinata delle numerose stelle in un ammasso stellare.

Analizzando 42 stelle, gli astronomi sono stati in grado di ricostruire la storia della produzione di manganese all’interno della nostra galassia. Dal punto di vista chimico, l’universo ha avuto origine in modo molto semplice, con nient’altro che idrogeno ed elio formatisi poco dopo il Big Bang, circa 13.8 miliardi di anni fa.

Una grande frazione di elementi più pesanti sono stati prodotti successivamente, all’interno delle stelle. Altri elementi – come il manganese e il ferro – sono stati prodotti (e vengono tuttora prodotti) nelle violente esplosioni di supernova che segnano la fine della vita di certe stelle.

Le supernove disperdono la materia della stella che esplode, diffondendo nell’ambiente circostante gli elementi più pesanti. Quando le stelle delle generazioni successive si formeranno, incorporeranno questi elementi più pesanti.

Tracce spettrali di questi elementi sono osservabili nelle atmosfere delle stelle. Tra l’altro, gli elementi più pesanti nel disco di gas attorno alla stella neonata sono la base chimica per la formazione di pianeti e, nel caso del Sistema solare, per la formazione della vita su uno di quei pianeti, la Terra.

In una stella, l’abbondanza di elementi come il ferro nella sua atmosfera è un indicatore diretto del tempo di vita della stella stessa. Usando spettri stellari ad alta risoluzione ottenuti con telescopi da 8-10 metri – sia il Very Large Telescope dell’Eso che l’Osservatorio Keck – Bergemann e i suoi colleghi hanno misurato l’abbondanza di ferro e manganese per 42 stelle, alcune vecchie 13 miliardi di anni.

Usando l’abbondanza del ferro come indicatore dell’età di ogni stella rispetto alle altre, sono stati in grado di ricostruire la storia della produzione di manganese nella nostra galassia. Con loro notevole sorpresa, l’analisi ha mostrato che il rapporto tra manganese e ferro è abbastanza costante per quel lungo periodo.

Precedenti studi meno raffinati avevano trovato una tendenza nella produzione di manganese in costante aumento negli ultimi 13 miliardi di anni di storia della galassia. Ancora più sorprendentemente, gli astronomi hanno trovato lo stesso rapporto costante tra manganese e ferro in tutte le diverse regioni della nostra galassia, e anche nelle galassie vicine del gruppo locale. Almeno nel nostro vicinato cosmico, il rapporto tra manganese e ferro sembra essere una costante chimica universale.

Ed è qui che entrano in gioco le supernove. Il manganese ha bisogno della straordinaria energia liberata nelle esplosioni di supernova per formarsi. Diversi tipi di supernova producono ferro e manganese in diversi rapporti.

Con le precedenti misurazioni meno accurate di manganese, gli astronomi avevano concluso che una frazione significativa di supernove di tipo Ia avviene in seguito a una nana bianca che divora idrogeno da una stella compagna gigante.

Ma per spiegare perché il rapporto manganese-ferro è stato costante nella storia galattica, le cose devono essere andate diversamente. Esistono molti altri modi per produrre una supernova di tipo Ia: coppie di nane bianche in orbita strettissima, nane bianche che sviluppano una doppia detonazione oppure sistemi di due nane bianche che sperimentano doppie detonazioni.

Per gli osservatori che misurano la curva della luce dell’esplosione, ovvero il modo in cui la sua luminosità cambia nel tempo, questi scenari sono indistinguibili dallo scenario che vede coinvolte una nana bianca e una stella gigante.

Questa non è una buona notizia per i cosmologi che, per misurare l’accelerazione dell’espansione cosmica, fanno affidamento sulle candele standard supernova Ia, dove tali esplosioni dovrebbero avere una luminosità intrinseca uniforme e ben definita.

Ciò che è ancora peggio è che, per spiegare il rapporto costante osservato tra manganese e ferro, Bergemann e i suoi colleghi hanno dovuto supporre che tre quarti di tutte le esplosioni di supernova Ia nella nostra galassia siano dovute a compatte esplosioni binarie di nane bianche o a doppie detonazioni. Quindi, parrebbe che le supernove Ia “non standard” siano la regola, non l’eccezione.

L’apporto di Cescutti al lavoro è stato fondamentale e Media Inaf lo ha raggiunto per avere un commento sui risultati ottenuti e sul suo contributo. «Recenti estese osservazioni di scoppi di supernove Ia hanno rilevato l’esistenza di una diversità fra di loro.

Questo ha portato alla proposta dell’esistenza di diverse classi di supernova Ia. Il manganese nelle stelle della nostra galassia può quantificare il ruolo di questi diversi tipi di supernove Ia», spiega Cescutti. «Ci si potrebbe chiedere, perché proprio il manganese?

Il manganese è un elemento mono isotopico (ovvero ha un solo isotopo stabile, il Mn55) del picco del ferro, e anche per questo è molto sensibile al tipo di esplosione, come evidenziato da studi teorici. Grazie ai dettagliati modelli di evoluzione chimica che ho sviluppato all’Inaf di Trieste, ho potuto quantificare l’impatto dei due diversi channels di supernove Ia accoppiando i miei modelli alle nuove misure di manganese ottenute a Heidelberg dal gruppo di Maria Bergemann».

Non c’è dubbio che altri gruppi metteranno alla prova i risultati di Bergemann e dei suoi colleghi. Già adesso un gruppo di astronomi del California Institute of Technology ha trovato risultati simili per un numero di galassie nane.

Il prossimo rilascio di dati (Dr3) del satellite Gaia dell’Esa, previsto per il 2021, potrebbe fornire ulteriori dati sulla prevalenza dei sistemi binari di nane bianche, rafforzando il caso per il nuovo tipo di supernova Ia. Successivamente, Lisa (Laser Interferometer Space Antenna) – il cui lancio è previsto nel 2034 – sarà in grado di rilevare le fusioni di onde gravitazionali dei sistemi binari di nane bianche a grandi distanze, consentendo un controllo diretto delle previsioni di Bergemann e dei suoi colleghi.

Nel frattempo, i cosmologi saranno impegnati a verificare quali conseguenze potrebbe avere il nuovo tipo di supernova per le loro deduzioni che riguardano l’universo nel suo insieme. Le correzioni potrebbero anche portare a una riduzione della discrepanza nel valore della costante di Hubble misurato usando le supernova di tipo Ia e quello misurato usando il fondo cosmico a microonde.

I nuovi risultati sulle supernove Ia potrebbero aiutarci a rendere più coerenti gli attuali modelli e le osservazioni cosmologiche. Questo lavoro rappresenta un’impressionante dimostrazione dell’interconnessione della ricerca astronomica: sviluppa un nuovo metodo per analizzare la chimica delle stelle e potrebbe finire per portare a un cambiamento nella nostra visione dell’universo nel suo insieme.

Candele standard. Cosa sono?

Una candela standard è un oggetto astronomico per cui è facile risalire alla distanza. Deve quindi avere una luminosità calcolabile fisicamente. Conoscere la luminosità di un oggetto è spesso fondamentale per poter trovare le distanze degli oggetti nell’astronomia extragalattica e nella cosmologia.

Confrontando questa luminosità conosciuta (o la sua quantità logaritmica equivalente, la magnitudine assoluta) con la luminosità osservata (la magnitudine apparente), la distanza dell’oggetto può essere calcolata come:

dove D è la distanza espressa in Kpc (kiloparsec, 103 parsec, ≈ 3.261,47086 anni luce), m è la magnitudine apparente e M è la magnitudine assoluta (entrambe nella stessa banda spettrale e a riposo). Ricordiamo inoltre che il logaritmo è espresso in base 10.

Per distanze relativamente piccole le migliori e più precise candele standard sono le variabili Cefeidi, stelle giganti pulsanti la cui luminosità cambia in modo ben preciso nel corso di alcuni giorni, e osservabili fino ad una distanza di migliaia di anni luce (con piccoli telescopi) o anche parecchi milioni di anni luce (con grandi telescopi professionali e con il telescopio spaziale Hubble).

Per distanze più grandi possono essere usati molti oggetti diversi, alcuni più precisi degli altri. Al momento, gli oggetti migliori per le distanze più grandi sono le supernovae di tipo Ia, che hanno una luminosità massima ben determinata (come funzione della forma della loro curva di luce) e sono visibili a miliardi di anni luce di distanza, ma che sono inoltre relativamente rare.

Spettri e curve di luce delle supernovae Ia

Le supernovae di tipo Ia possiedono delle caratteristiche curve di luce, vale a dire dei grafici che mostrano il variare della luminosità in funzione del tempo trascorso dall’esplosione. In corrispondenza del massimo di luminosità, lo spettro mostra le linee degli elementi di massa intermedia compresi tra l’ossigeno e il calcio, che sono i principali costituenti degli strati più esterni della nana bianca.

supernova di tipo Ia
La caratteristica curva di luce di una supernova di tipo Ia. Il picco è principalmente dovuto al decadimento del nichel (Ni), mentre la fase successiva è potenziata dal cobalto (Co).

Diversi mesi dopo l’esplosione, quando questi strati si sono espansi fino a divenire trasparenti, lo spettro è dominato dalle linee degli elementi presenti in profondità, sintetizzati durante l’esplosione, per la gran parte isotopi di massa atomica 56 e numero atomico differente (appartenenti al picco del ferro), che vanno incontro a decadimento radioattivo.

Il decadimento del nichel-56 in cobalto-56 e di quest’ultimo in ferro-56 produce fotoni ad alta energia che dominano l’emissione energetica del materiale espulso per scale temporali medio-lunghe.

 

 

supernova di tipo Ia
Lo spettro di SN1998aq, una supernova di tipo Ia, un giorno dopo il massimo di luminosità nella banda B

 

La somiglianza nei profili di luminosità assoluta di quasi tutte le supernovae di tipo Ia conosciute le rende utilizzabili come candele standard secondarie. La causa di tale uniformità nella curva luminosa è oggetto di speculazioni.

Fu proprio l’osservazione di alcune supernovae di tipo Ia distanti, nel 1998, a mostrare che, sorprendentemente, l’universo sembrava soggetto ad un’espansione accelerata.

 

 

E le Cefeidi?

Nel 2012 gli astronomi trovarono la prima prova diretta in base alla quale le cosiddette “candele standard”, di tipo Cefeidi, subiscono una variazione della propria massa e ciò fa sì che esse non siano più considerate come corpi celesti di riferimento per la misura delle distanze. Grazie ai dati del telescopio spaziale Spitzer, tale scoperta permise di eseguire misure più precise delle dimensioni, dell’età e del tasso di espansione dell’Universo.

In dettaglio le osservazioni condotte con il telescopio spaziale Spitzer hanno messo in evidenza un fenomeno importante:

le Cefeidi tendono a perdere massa o, in altre parole, si ‘restringono’ e ciò influenza le misure della loro distanza. “Abbiamo dimostrato che queste particolari stelle sono consumate dai loro venti stellari” spiega Massimo Marengo dell’Iowa State University.

Quando consideriamo le Cefeidi come candele standard, dobbiamo state molto attenti dato che, come le vere candele, esse si consumano una volta che bruciano“. In particolare, la ricerca si è concentrata su Delta Cephei che rappresenta il prototipo della classe. Le stelle di massa intermedia possono diventare Cefeidi quando esse sono ancora giovani, perciò esse pulsano con un ritmo regolare che è correlato, a sua volta, con la loro luminosità.

cosmologia
Questa immagine mostra come il telescopio spaziale Spitzer è stato in grado di mostrarci che una candela standard, utilizzata per misurare le distanze cosmologiche, si sta ‘restringendo’, un fenomeno che influenza la determinazione dell’età, delle dimensioni e del tasso di espansione dell’Universo. Credit: NASA/JPL-Caltech/Iowa State

Studiando la variazione di luminosità è possibile determinare quanto intrinsecamente esse sono brillanti o quanto brillanti sarebbero se ci trovassimo nelle immediate vicinanze. Dunque, misurando la loro luminosità apparente e confrontandola con quella intrinseca, si può ricavare la loro distanza.

Queste misure furono condotte negli anni ’20 da Edwin Hubble per misurare lavelocità di recessione delle galassie e scoprire così l’espansione dell’Universo. Ulteriori osservazioni condotte su altre Cefeidi, utilizzando sempre il telescopio spaziale Spitzer, hanno mostrato che il 25% di esse stanno perdendo massa. Queste scoperte aiuteranno gli astronomi a studiare ancora meglio questa classe di stelle e ad utilizzarle con maggiore precisione come candele standard.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Leggi il preprint dell’articolo in uscita su Astronomy & Astrophysics “Observational constraints on the origin of the elements III. Evidence for the dominant role of sub-Chandrasekhar SN Ia in the chemical evolution of Mn and Fe in the Galaxy“, di Eitner, M. Bergemann, C. J. Hansen, G. Cescutti, I. R. Seitenzahl, S. Larsen e B. Plez
  2. Galactic Cepheids with Spitzer: II. Search for Extended Infrared Emission – P. Barmby1,2, M. Marengo3,2, N.R. Evans2, G. Bono4,5, D. Huelsman2,6, K.Y.L. Su7
    Welch8, G.G. Fazio2
  3. S. A. Colgate, Supernovae as a standard candle for cosmology, in Astrophysical Journal, vol. 232, nº 1, 1979, pp. 404–408, Bibcode:1979ApJ…232..404CDOI:10.1086/157300.
  4. Carroll and Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 2007.
  5. Stephen Webb, Measuring the Universe The Cosmological Distance Ladder, 2001.
  6. Pasachoff and Filippenko, The Cosmos, 2007.
  7. Ostriker and Gnedin, The Globular Cluster Luminosity Function as a Distance Indicator: Dynamical Effects, The Astrophysical Journal, May 5, 1997.
  8. Amici della Scienza

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