Come i Modelli Scientifici Stanno Rivoluzionando lo Studio delle Supernove

INTRODUZIONE

Nell’articolo l’autore esplora come i modelli scientifici tridimensionali (3D) stiano rivoluzionando lo studio delle supernove, con particolare enfasi sulle supernove a collasso del nucleo (cc-SNe). Queste esplosioni stellari, tra gli eventi più energetici dell’universo, giocano un ruolo cruciale nell’evoluzione delle galassie, contribuendo alla distribuzione degli elementi chimici necessari alla formazione di nuove stelle e pianeti. Tuttavia, la comprensione dei processi fisici che guidano queste esplosioni è estremamente complessa a causa della loro imprevedibilità e della difficoltà di osservare direttamente le fasi che precedono e seguono immediatamente il collasso del nucleo.

Gli scienziati affrontano queste sfide utilizzando modelli 3D avanzati che, grazie alla potenza dei supercomputer, permettono di simulare dettagliatamente l’evoluzione delle supernove dal collasso del nucleo fino alla propagazione dell’onda d’urto attraverso l’ambiente circostante. Questi modelli non solo riproducono le condizioni fisiche e chimiche delle stelle progenitrici, ma consentono anche di collegare le strutture osservate nei resti di supernova ai processi fisici che le hanno generate.

Un caso di studio significativo è rappresentato dalla supernova SN 1987A, la cui esplosione è stata modellata in 3D, rivelando dettagli cruciali sulla sua asimmetria e sulla stella progenitrice.

Le Sfide per la Comprensione delle Supernove

Nonostante il ruolo cruciale che le supernove rivestono in numerosi campi dell’astrofisica, comprenderne i processi fisici è una sfida estremamente complessa. Gli eventi catastrofici, caratterizzati da esplosioni violente, sono infatti difficilmente prevedibili: non possiamo mai sapere con esattezza quando e dove si verificheranno e l’incertezza ci impedisce di catturare con precisione

i momenti più cruciali, sia immediatamente prima che subito dopo l’esplosione.
Inoltre, i processi che avvengono all’interno di una supernova sono nascosti dagli strati esterni della stella, rendendo impossibile osservare direttamente le fasi che portano al collasso del nucleo e allo sviluppo dell’esplosione. Un limite che condiziona fortemente la nostra capacità di cogliere quei dettagli fondamentali che potrebbero svelarci i segreti più profondi di questi straordinari fenomeni.
Come se non bastasse, le supernove sono anche eventi rari nella nostra galassia e, negli ultimi quattro secoli, non ne abbiamo osservate direttamente. Per studiarle, dobbiamo quindi rivolgere lo sguardo a galassie lontane, dove queste esplosioni appaiono come minuscoli punti di luce distanti, impossibili da risolvere nei dettagli (Figura 2). Siamo perciò costretti ad estrarre informazioni cruciali da ciò che possiamo osservare, come le curve di luce che descrivono l’evoluzione della luminosità o gli spettri elettromagnetici che forniscono indizi sulle proprietà fisiche e chimiche del materiale che emette la radiazione. Tuttavia, interpretare questi dati è un compito complesso, e non sempre porta a risultati definitivi.
Insomma non mancano difficoltà ci privano quindi di informazioni essenziali per comprendere i meccanismi dell’esplosione e la natura della stella progenitrice. Infatti i giorni e le settimane immediatamente successivi a una supernova sono un periodo di straordinaria importanza: in quel momento, i suoi detriti conservano ancora in modo nitido le tracce della stella che è esplosa e dei processi che ne hanno guidato l’esplosione, offrendo una rara opportunità per studiarne la natura in profondità.

Le Informazioni Codificate nei Resti delle Supernove

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Ma c’è speranza: anche se non possiamo osservare nel dettagli o le complesse fasi di evoluzione delle supernove, i loro resti, noti come resti di supernova (indicati con l’acronimo SNR), ci raccontano una storia affascinante e dettagliata, anche centinaia o migliaia di anni dopo l’esplosione. Gli SNR appaiono come splendide sorgenti nebulose visibili in diverse bande spettrali, dal radio al visibile fino alla banda X, rivelando una natura complessa e intricata (Figura 3). Utilizzando tecniche avanzate come la spettroscopia, gli astronomi possono analizzarne le strutture e svelare informazioni sulle proprietà fisiche e chimiche del materiale espulso e del mezzo circostante investito dall’esplosione.

Una parte della complessità osservata nei resti delle supernove a collasso del nucleo deriva da strutture interne che si sono sviluppate a seguito dell’esplosione. Esse nascono da instabilità idrodinamiche e magnetoidrodinamiche, causate da processi caotici (stocastici in linguaggio scientifico) che governano l’evoluzione dell’esplosione e la propagazione dell’onda d’urto attraverso l’interno della stella. Un esempio emblematico è il resto di supernova Cassiopea A, uno dei più studiati nella nostra Galassia, con un’età stimata di circa 350 anni (Figura 3a). La sua morfologia, caratterizzata da asimmetrie (o anisotropie) su grande scala e un tasso di espansione irregolare, suggerisce che l’esplosione non è stata un evento simmetrico, ma un processo dinamico e caotico che ha lasciato un’impronta indelebile nella sua struttura.
Le fasi finali della vita di una stella sono un periodo turbolento e poco compreso, ma i resti di supernova possono aiutarci a svelarne i segreti. Studi recenti hanno mostrato che la geometria delle anisotropie post-esplosione è strettamente legata alla struttura di densità della stella prima del collasso. Ciò significa che osservando come si distribuiscono i detriti dell’esplosione, possiamo ricostruire la struttura in densità che aveva la stella al momento del collasso e risalire alla sua stessa natura.
Le interazioni tra i resti di supernova e il mezzo circostante offrono inoltre preziose informazioni sull’evoluzione delle stelle progenitrici e sul loro impatto sull’ambiente galattico. Un esempio straordinario è rappresentato dalla supernova osservata nel febbraio del 1987 nella Grande Nube di Magellano, una piccola galassia satellite della nostra. Questa supernova, nota come SN 1987A, è stata un’opportunità unica per gli astronomi, poiché la sua relativa vicinanza ci ha permesso di seguire nel dettaglio la trasformazione di una supernova in un resto interagente con il mezzo circostante (Figura 3b). Le osservazioni di SN 1987A hanno rivelato strutture ad anello spettacolari, formate dall’interazione dell’esplosione con il mezzo circumstellare costituito da una densa regione HII composta di gas e polveri e modellata dai potenti venti stellari nei millenni precedenti l’esplosione. Sono quindi indizi fondamentali sulla storia della stella progenitrice.

In altri resti di supernova, come la Nebulosa Velo (o Cygnus Loop), che secondo le stime del satellite Gaia ha un’età di circa 20,000 anni, le osservazioni hanno rivelato chiari segni dell’interazione dell’onda d’urto con dense nubi interstellari (Figura 3c). In resti di supernova maturi come la Nebulosa Veloquesti dettagli offrono quindi un’opportunità unica per ricostruire la struttura del mezzo interstellare circostante la stella esplosa, altrimenti invisibile ai nostri telescopi. Quando invece questi dettagli emergono nei resti di supernova più giovani, che interagiscono con le disomogeneità del mezzo circumstellare come SN 1987A, ci permettono di ricostruire la complessa storia della perdita di massa della stella progenitrice e di ottenere una comprensione più approfondita delle ultime fasi della sua vita.
I resti di supernova quindi sono veri e propri scrigni di preziose informazioni. Studiarli ci consente di comprendere meglio i complessi processi che portano una stella massiccia a esplodere in una supernova, offrendoci informazioni cruciali su come queste esplosioni plasmino l’ambiente interstellare e influenzino l’evoluzione delle galassie. In un Universo dove tutto è connesso, queste esplosioni sono i motori che guidano il ciclo di evoluzione delle stelle, con un profondo impatto sulla struttura del mezzo interstellare e sulla dinamica e l’energetica della Galassia.

Come Estrarre Informazioni dalle Supernove e dai loro Resti

Studiare le supernove e i loro resti è quindi come intraprendere un affascinante viaggio nel tempo e nello spazio, esplorando eventi catastrofici che modellano la struttura delle galassie. Ma come possiamo ottenere informazioni dettagliate su questi fenomeni esplosivi e sulle stelle che li hanno generati? È qui che entrano in gioco i modelli scientifici tridimensionali (3D), strumenti che ci permettono di creare, con l’ausilio di supercomputer, simulazioni straordinarie e svelare i segreti di queste esplosioni stellari e delle stelle da cui hanno avuto origine.
Le osservazioni astronomiche sono il nostro primo contatto diretto con le supernove (Figura 3). Grazie a immagini spettacolari in diverse lunghezze d’onda, come raggi X, onde radio e luce visibile, insieme a dati che rivelano la luminosità, la dinamica e la composizione chimica del materiale espulso, possiamo osservare l’evoluzione di una supernova e i detriti che lascia dietro di sé. A partire da queste osservazioni, vengono sviluppati modelli scientifici che, attraverso la risoluzione di complessi sistemi di equazioni, descrivono i processi fisici e le loro interazioni responsabili del fenomeno in esame.
Fino a circa dieci anni fa, i modelli scientifici per descrivere le supernove erano limitati e non riuscivano a seguire l’intera sequenza di eventi in modo autoconsistente, dal collasso del nucleo della stella fino alla propagazione dell’onda d’urto attraverso il mezzo circumstellare e interstellare.

Nel corso degli anni, diversi modelli si sono specializzati in specifiche fasi dell’esplosione: alcuni si concentravano sul collasso del nucleo, altri sull’evoluzione della luminosità della supernova (nota come curva di luce), e altri ancora sulla propagazione dell’onda d’urto nell’ambiente circostante, basandosi però su ipotesi arbitrarie riguardo alla struttura iniziale del materiale espulso. I modelli, non essendo integrati tra loro, rendevano difficile confrontare i risultati con le osservazioni reali, limitando così la nostra capacità di collegare le strutture osservate nei resti di supernova alla proprietà delle supernove che li hanno generati e agli stadi finali della vita di una stella di grande massa.

Oggi, grazie ai progressi nella modellistica e alla potenza dei supercomputer raggiunti negli ultimi dieci anni, siamo finalmente in grado di costruire simulazioni 3D che seguono ogni fase dell’esplosione, dal collasso iniziale del nucleo fino all’espansione dei detriti stellari attraverso il mezzo circostante. In alcuni casi, è persino possibile collegare l’evoluzione della supernova e del suo resto all’evoluzione della stella progenitrice (Figura 4). I nuovi modelli integrati ci permettono di confrontare direttamente le simulazioni con le osservazioni, svelando i misteri nascosti dietro questi eventi titanici e consentendoci di collegare le caratteristiche osservate nei resti di supernova ai processi fisici che guidano l’esplosione di una supernova, alla natura della stella progenitrice e alla struttura del mezzo circumstellare, che riflette le fasi finali dell’evoluzione della stella stessa.

Un Nuovo Approccio per Modellare le Supernove in 3D

Circa dieci anni fa, è stato introdotto un nuovo approccio rivoluzionario per lo sviluppo di modelli 3D che riescono a integrare e unificare gran parte delle informazioni disponibili sulle supernove e i loro resti. Grazie all’uso di potenti supercomputer, composti da migliaia di processori che lavorano in parallelo, gli scienziati sono riusciti a creare modelli fisici 3D che ricostruiscono l’ambiente fortemente dinamico e turbolento della stella nei periodi precedenti al collasso del nucleo (Figura 5a), l’intero processo di esplosione della supernova (Figura 5b) e l’espansione successiva dei detriti stellari attraverso il mezzo circostante disomogeneo e magnetizzato (Figura 5c-d).
Alcuni di questi modelli sono in grado di seguire l’intera evoluzione di una stella massiccia, dalla sua formazione iniziale, attraverso le fasi di supergigante rossa o blu, fino al collasso del nucleo che innesca la supernova. Sebbene queste simulazioni siano attualmente possibili solo in una dimensione a causa della complessità dei calcoli, esse offrono comunque un livello di dettaglio senza precedenti, tenendo conto di variabili fondamentali come la distribuzione della densità, la pressione, la velocità di rotazione e la composizione chimica della stella. Tali modelli di evoluzione stellare servono a descrivere le condizioni fisiche in cui si trova la stella al momento del collasso.

Una volta descritto il collasso del nucleo, i modelli 3D si concentrano sulle fasi successive dell’esplosione, simulando in dettaglio i moti turbolenti, la formazione di nuovi elementi attraverso la nucleosintesi esplosiva, la propagazione dell’onda d’urto attraverso l’interno della stella e, infine, le interazioni del materiale espulso a seguito dell’esplosione con l’ambiente circumstellare ed interstellare. Sono modelli complessi che tengono conto di fenomeni specifici come il decadimento radioattivo, la formazione di instabilità idrodinamiche e magnetoidrodinamiche causa delle asimmetrie osservate nei resti di supernova.
Un altro aspetto affascinante di questi modelli è la loro capacità di descrivere in dettaglio l’espansione dei resti di supernova in ambienti non uniformi ed influenzati dal campo magnetico, come il mezzo circumstellare o interstellare. I processi tengono conto di fenomeni che influenzano la radiazione emessa dal plasma, come il decadimento radioattivo degli isotopi, le interazioni con i campi magnetici e gli effetti causati dall’accelerazione di raggi cosmici ai fronti d’urto delle supernove.

Una volta sviluppati, i modelli 3D vengono attentamente confrontati con osservazioni reali. Gli scienziati regolano i parametri fisici dei modelli per far sì che le simulazioni rispecchino il più fedelmente possibile le osservazioni, permettendo di interpretare con maggiore precisione le caratteristiche osservate nei resti. La forza di un simile approccio risiede quindi nella capacità di identificare i processi fisici responsabili della formazione delle strutture osservate nei resti di supernova e nella possibilità di fare previsioni da verificare con future osservazioni. Un processo di raffinamento essenziale per approfondire la nostra comprensione dei fenomeni coinvolti, dalla variazione di luminosità delle supernove fino alla distribuzione della materia nei loro resti. Grazie a queste simulazioni, possiamo ottenere preziose informazioni su come e perché una supernova esplode, sulla storia evolutiva della stella progenitrice, sui meccanismi che causano la perdita di massa nelle fasi che precedono l’esplosione, e su come gli elementi chimici prodotti si diffondono nell’Universo.
Un esempio significativo dell’efficacia di questo approccio è rappresentato dagli studi recenti sulla supernova SN 1987A (Figura 6). Utilizzando un avanzato modello 3D che traccia l’intero percorso evolutivo dalla stella progenitrice, passando per il collasso del nucleo, fino all’interazione dei detriti della supernova con l’ambiente circostante, gli scienziati sono riusciti a decodificare l’enorme quantità di dati raccolti fin dai primi momenti successivi all’esplosione.

In un certo senso, il loro lavoro è paragonabile a quello di un archeologo che, grazie a strumenti come la Stele di Rosetta, riesce a decifrare complessi geroglifici per rivelare storie antiche. Così, utilizzando il modello, gli astronomi sono riusciti a ricostruire gran parte della storia della stella progenitrice e delle fasi successive al collasso del suo nucleo. Il modello ha permesso di confermare che la stella progenitrice era il risultato della fusione di due stelle massicce, avvenuta circa 20,000 anni prima del collasso. Inoltre, il modello ha permesso di determinare con precisione le proprietà fisiche e geometriche della supernova, rivelando un’esplosione fortemente asimmetrica e fornendo preziosi indizi sui processi fisici che l’hanno guidata. È stato possibile anche ricostruire la geometria e la distribuzione della densità del mezzo circumstellare, chiarendo il processo di perdita di massa della stella nei millenni precedenti l’esplosione.

Infine, questi modelli hanno portato all’identificazione di un oggetto compatto al centro del resto di supernova: una stella di neutroni, il residuo compatto della stella che è esplosa.
La modellistica 3D sta dunque aprendo nuove frontiere nella comprensione delle supernove, delle loro stelle progenitrici e dell’impatto di questi eventi sull’Universo.

La Collaborazione Internazionale e gli Strumenti Usati

Lo sviluppo della nuova metodologia è frutto di un’importante collaborazione internazionale tra alcuni dei più prestigiosi istituti di ricerca situati in Europa, Stati Uniti e Asia. L’Italia, con l’INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) e l’Università degli Studi di Palermo, ha giocato un ruolo chiave, insieme alla Germania, rappresentata dal Max-Planck-Institut fürAstrophysik, e al Giappone, con l’istituto per la ricerca scientifica nazionale RIKEN. Al centro di questa rete globale c’è l’INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo, promotore e coordinatore dell’intero progetto.
Ma cosa rende questo lavoro così straordinario? Le simulazioni numeriche necessarie per comprendere le esplosioni stellari sono tra le più complesse mai realizzate, richiedendo milioni di ore di calcolo su supercomputer dotati di decine di migliaia di processori. Questi calcoli titanici sono possibili solo grazie a infrastrutture internazionali di calcolo ad alte prestazioni (HPC), come quelle fornite sino a qualche anno fa dalla Partnership for Advanced Computing in Europe (PRACE). Si tratta di un programma europeo che unisce la potenza di calcolo di 25 paesi, e attraverso di esso, l’INAF di Palermo ha ottenuto circa 60 milioni di ore di calcolo su due dei più potenti supercomputer: il Mare Nostrum in Spagna presso il Barcelona Supercomputing Center, e il Marconi in Italia presso il CINECA (Figura 7). Grazie a queste risorse, è stato possibile per la prima volta descrivere in modo dettagliato e coerente l’evoluzione del materiale espulso da due delle supernove più famose: la 1987A e quella che ha originato il resto di supernova Cassiopea A. Simulazioni pionieristiche che non solo hanno permesso di comprendere meglio l’interazione tra il materiale stellare e il mezzo circumstellare, ma hanno anche aperto la strada a nuovi sviluppi nella ricerca astrofisica.

Nel corso degli anni, altri centri di calcolo HPC sono stati coinvolti nel progetto (Figura 7). Tra questi i supercomputer giapponesi XC40 (YITP, Università di Kyoto), Cray XC50 (Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan) e HOKUSAI (RIKEN), oltre ai sistemi HPC Cobra e Draco del Max Planck Computing and Data Facility (MPCDF, Germania), i quali hanno consentito, negli ultimi anni, di completare il grosso del lavoro di accoppiamento tra i modelli delle stelle progenitrici, delle supernove e dei loro. Ora, si è passati ad applicare i modelli per interpretare le osservazioni astronomiche, offrendo nuove e preziose informazioni sulla fisica delle supernove e sulle fasi finali di evoluzione delle stelle di grande massa. E la ricerca continua: gli scienziati stanno lavorando su obiettivi ambiziosi, come la creazione di modelli 3D dettagliati delle stelle progenitrici e la simulazione accurata del mezzo circumstellare creato in modo coerente dalle progenitrici, senza dimenticare l’importanza di descrivere con precisione i processi radiativi ed emissivi che avvengono durante e dopo l’esplosione.
Alcuni dei codici numerici utilizzati in questo progetto sono open source e accessibili a tutta la comunità scientifica internazionale. Tra questi, spiccano il codice PLUTO made in Italy per la simulazione dei plasmi astrofisici, sviluppato dall’Università di Torino in collaborazione con l’INAF di Torino e il CINECA (ancora una volta l’Italia protagonista); il codice SNEC, che descrive le fasi successive al collasso del nucleo di una stella; e MESA, un codice che traccia l’intera evoluzione di una stella dalla nascita fino al collasso. Per chi fosse interessato, alla fine di questo articolo nei riferimenti è disponibile il link per il download di tali strumenti un modo per cimentarsi nella modellazione di una stella, una supernova o l’interazione dell’esplosione con il mezzo ambiente.

Conclusione

In conclusione si tratta di un lavoro che richiede uno sforzo immenso da parte dei ricercatori, sia nello sviluppo dei modelli che nell’implementazione di nuovi moduli fisici per migliorarli. È un processo lungo e meticoloso, che richiede anni e che comprende lo sviluppo, il test e la validazione dei codici e dei modelli. Inoltre, le risorse computazionali necessarie per le simulazioni vengono acquisite attraverso bandi competitivi, che si tengono solitamente un paio di volte l’anno. Se la proposta viene accettata da un comitato scientifico internazionale, i ricercatori hanno circa un anno di tempo per usare le risorse acquisite e completare il progetto. In media, dal momento della presentazione della proposta fino alla conclusione delle simulazioni e della loro analisi, possono passare da due a quattro anni.
Così, grazie a una collaborazione che abbraccia il globo e a strumenti all’avanguardia, stiamo imparando a conoscere meglio le supernove, svelando i segreti nascosti nelle stelle più massicce dell’Universo.

Uno Sguardo al Futuro

Alla luce dei risultati che si sono ottenuti, possiamo dire che i modelli scientifici 3D non solo ci stanno aiutando a comprendere meglio le supernove e le stelle che le hanno generate, ma rappresentano anche strumenti potentissimi per l’analisi e l’interpretazione dei dati. In un’epoca in cui l’acquisizione di dati di alta qualità è in continua espansione, grazie a strumenti all’avanguardia come il James Webb Space Telescope (JWST) e il satellite per l’osservazione in raggi X XRISM, e alle future infrastrutture come lo Square Kilometre Array (SKA), il Cherenkov Telescope Array (CTA), il Line Emission Mapper (LEM) e il telescopio in raggi X Athena, l’utilizzo di modelli avanzati diventa essenziale. Questi modelli sono indispensabili per l’analisi e l’interpretazione dei dati astronomici, colmando così il divario tra ciò che osserviamo e ciò che possiamo comprendere.
In più siamo ora in grado di formulare previsioni su eventi ancora da venire. Ad esempio, possiamo ipotizzare come le future supernove interagiranno con il mezzo circumstellare della stella progenitrice, come appariranno i resti di una supernova tra decine o centinaia di anni, o come l’esplosione potrebbe influenzare la formazione di nuove stelle nelle vicinanze. In pratica, i modelli 3D ci offrono una finestra unica per esplorare la complessa fisica delle supernove, trasformando dati intricati in conoscenza approfondita. Infine, questo approccio ci permette di ricostruire la storia delle stelle che terminano la loro vita con una supernova, aiutandoci a svelare alcuni dei misteri più affascinanti dell’Universo.

Approfondimenti

– Modelli scientifici interattivi di resti di supernova
https://saorlando4.artstation.com/albums/10358073

– Documentario sul legame tra stelle massicce, supernove e loro resti(30 minuti)
https://www.youtube.com/watch?v=YOvSKE5yiko

– Articoli scientifici per approfondimento
– Miceli, M., Orlando, S., Burrows, D. N., et al. 2019, NatAs, 3, 236
– Orlando, S., Miceli, M., Pumo, M. L., & Bocchino, F. 2015, ApJ, 810, 168
– Orlando, S., Ono, M., Nagataki, S., et al. 2020, A&A, 636, A22
– Orlando, S., Wongwathanarat, A., Janka, H. T., et al. 2021, A&A, 645, A66
– Greco, E., Miceli, M., Orlando, S., et al. 2021, ApJL, 908, L45
– Greco, E., Miceli, M., Orlando, S., et al. 2022, ApJ, 931, 132
– Ustamujic, S., Orlando, S., Greco, E., et al. 2021, A&A, 649, A14

– Codici numerici per simulazioni astrofisiche
– Codice PLUTO per plasmi astrofisici: https://plutocode.ph.unito.it
– Codice SNEC per simulare supernove: https://stellarcollapse.org/index.php/SNEC.html
– Codice MESA per evoluzione stellare: https://docs.mesastar.org/en/24.08.1/

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L’articolo è pubblicato in COELUM 270 VERSIONE CARTACEA