In attesa della probabile esplosione di T Coronae Borealis
continuiamo gli approfondimenti sulla tipologia di oggetto che potremo osservare e le tecniche investigative messe in atto anche dalla ricerca.

Introduzione

Da più di mezzo secolo l’astronomia osservativa si serve dei risultati ottenuti con metodi di spettroscopia nucleare, inviati da telescopi alloggiati in satelliti o dalla stazione spaziale internazionale. La radiazione cosmica o quella proveniente da corpi celesti viene studiata attraverso metodologie di analisi caratteristiche della fisica nucleare la quali consentono di monitorare lo stato attuale dell’universo, vicino o profondo, migliorarne le informazioni già in possesso, esplorare il passato e l’evoluzione futura dello spazio.
In questo campo una sfida di nicchia estremamente curiosa coinvolge alcuni centri di ricerca, principalmente europei, ed è relativa alle novæ. Queste infatti vengono studiate attraverso l’analisi di spettri di emissione gamma di prodotti di reazioni nucleari e permettono di caratterizzare singole novæ e di confermare le teorie che ne spiegano la natura.

Con il termine nova si intende l’insieme dei fenomeni di fusione nucleare e di conseguenti emissioni di energia da parte di una nana bianca di un sistema binario.

Scoperte alla fine del XVIII secolo, le nane, dette bianche per il loro spettro [1], sono state osservate nel corso dell’‘800 [2, 3] e poi studiate sistematicamente. Sulla base delle considerazioni relative alle prime tre osservate, Sirio A, Sirio B e il Cucciolo, si poté presto affermare che queste stelle possiedono un’elevata temperatura superficiale attorno ai 9000 K [4], una massa ridotta e un’elevata densità. Una volta appurata l’esistenza delle nane bianche, Sir Arthur Stanley Eddington, astrofisico inglese vissuto a cavallo tra ‘800 e ‘900, concepì per primo un’ipotesi relativa alla loro struttura. Eddington immaginò che, data la loro massa elevata e la loro dimensione modesta, le nane dovessero essere costituite da materia fortemente addensata, ossia non da atomi o molecole, ma da uno stato di plasma, dove protoni e neutroni potevano addensarsi e muoversi liberamente [5]. Fu da subito evidente che le pressioni a cui le cariche sono sottoposte possono confinare masse relativamente ridotte, cosa che determinò una corsa alla valutazione della massa limite per una nana bianca. Successivamente ai lavori di Anderson e Stoner della fine degli anni ’20, fu il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar a formalizzare l’idea di un valore limite per la massa di una nana bianca non rotante, fissato in 1,44 masse solari e detto limite di Chandrasekhar.

Lo stato di nana bianca è spesso quello finale di una stella. Il destino di una stella dipende infatti dal valore della sua massa m e dà questi esiti:

– nane bianche piccole (per stelle di massa m, m<0,5 M 1): dette nane all’elio, sono lo stato finale di stelle di massa m<0,5 M in cui i processi di fusione degli elementi successivi all’elio sono resi impossibili dalla temperatura che raggiunge la stella al termine della sintesi dell’elio;
– nane bianche medie (per stelle di massa m, 0,5M <m<8 M ): tra le più diffuse, sono lo stato finale di stelle di massa intermedia; sono dette nane al carbonio-ossigeno e la massa della stella è sufficientemente elevata per proseguire la sintesi degli elementi leggeri, fino all’ossigeno2;
– oltre le nane medie (per stelle di massa m, m>8 M ): per queste stelle non è prevista un’evoluzione in nana bianca e la loro massa è sufficientemente elevata per permettere reazioni di fusione nucleare che consentono la formazione di elementi pesanti fino al ferro. Queste stelle terminano il loro corso in una supernova che darà vita principalmente a una stella di neutroni o a un buco nero.
Le supernove, che esplodono per fusioni che avvengono all’interno della stella, non vanno però confuse con le novæ.

Il contributo della fisica nucleare allo studio delle novæ in anni recentissimi ha suscitato interesse e dato vita a aspettative che potranno essere confermate solo nei prossimi anni.

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Mentre una supernova rappresenta lo stadio finale di una stella massiccia, il fenomeno della nova è completamente diverso e richiede la presenza di una nana bianca accoppiata in genere a una gigante rossa in un sistema binario [Fig. 1]. Si può quindi parlare di nova per questi sistemi a doppia stella quando sulla superficie della nana bianca si hanno reazioni nucleari di fusione di elementi leggeri. In questo sistema, infatti, la nana bianca, per effetto della forte gravità attrae verso di sé materia dalla sua compagna, in particolare grandi quantità di idrogeno che sulla superficie della nana danno vita a reazioni di fusione nucleare e a generazione di nuovi nuclei.
In questo quadro le novæ classiche, una delle categorie in cui le novæ sono tradizionalmente classificate [6], sono di particolare interesse per l’astrofisica nucleare.

La principale caratteristica di una nova risiede nella sua potente emissione di luce. Le novæ classiche sono infatti note per i loro lampi di intensa luminosità, spesso di breve durata, anche solo di qualche giorno. In questa fase la magnitudine di una nova può variare anche oltre un ordine di grandezza. A seconda della velocità con cui la luminosità aumenta le novæ classiche vengono ulteriormente suddivise in veloci, lente e molto lente. Il fenomeno della nova per un sistema binario non è necessariamente unico. Infatti, nonostante l’osservazione di una nova classica non sia frequente, va ricordato che le novæ lente e quelle molto lente possono presentare fenomeni luminosi ricorrenti, con periodicità che vanno da circa un anno a decine di anni e può perciò capitare di osservarle ripetutamente3. Si parla in questo caso di novæ ricorrenti, piuttosto rare4, come nel caso della T CrB (T Corona Borealis), di cui si è trattato in questa rivista nel numero 269 di Coelum Astronomia. Questa è l’unica delle diecinovæ ricorrenti della nostra Galassia di cui si attende una imminente esplosione. Come illustrato nell’articolo citato, ci si attende la prossima esplosione della T CrB.

L’emissione di luce visibile da parte di una nova classica è solo una parte degli effetti delle fusioni termonucleari che si verificano sulla superficie della nana bianca del sistema binario da cui la nova ha origine. Alla forte emissione di luce, sono infatti associate anche propagazioni di componenti dello spettro elettromagnetico altamente energetiche, tipicamente emissioni X o γ, rivelabili da telescopi come il LAT, equipaggiato sull’osservatorio Fermi, lanciato l’8 giugno 2008 dal NASA Kennedy Space Center e orbitante a una quota di 565 km rispetto alla superficie terrestre [7].

Esattamente mezzo secolo fa, uno studio pionieristico sulle novæ ipotizzava la produzione di elementi leggeri, ma non leggerissimi, nelle fusioni nucleari sulla superficie della nana bianca. In particolare, nei processi di fusione furono previste significative quantità di alluminio e sodio, più precisamente nella forma isotopica 1326Al e 1122Na [8]. Questi nuclei sono entrambi isotopi instabili e decadono seguendo gli schemi riportati rispettivamente in Figg. 2 e 3. Una rivelazione astronomica di questi nuclei è quindi la traccia di una nova, una sorta di impronta digitale, di orma, di marchio di fabbrica.
Nella Fig. 2 è rappresentato il decadimento dell’alluminio in magnesio. L’Alluminio 26, nei suoi due stati 0+ e 5+, si trasforma in Magnesio 26 con decadimenti beta di diversa probabilità o attraverso cattura elettronica5. Per via del suo lungo tempo di dimezzamento (τ=7,2×106 anni), il decadimento più interessante è quello che porta l’Alluminio 26 al più eccitato degli stati 2+ del magnesio 26.
Un tempo di dimezzamento così lungo ha permesso di rivelare il magnesio attraverso le sue emissioni γ (Fig. 2, transizioni in rosso) e quindi è stato possibile riconoscere in tutta la galassia l’Alluminio 26 come padre del Magnesio 26. Non è quindi difficile individuare questa prima impronta digitale delle novæ.

Del Sodio 22 non si ha invece alcuna traccia. Questo radioisotopo decade beta a causa del suo tempo di dimezzamento (τ=2,6 anni) si presterebbe a una facile identificazione in osservazioni con telescopi satellitari. Si potrebbe infatti rivelare senza difficoltà la riga di diseccitazione del Neon 22 (transizione dallo stato 2+ allo stato 0+ in Fig. 3), prodotto nel decadimento beta. Il nucleo di Neon 22, è prodotto nel suo stato eccitato 2+ che a sua volta decade gamma sullo stato fondamentale, emettendo un fotone da 1,27 MeV [9].
La diseccitazione gamma risulterebbe essere tanto utile, nella misura in cui consentirebbe un indubbio riconoscimento della nova sorgente, una sua facile localizzazione e uno studio delle sue proprietà (massa della nova, luminosità iniziale, velocità di crescita della luminosità).
Non è però tutto così semplice. Il processo di decadimento del Sodio 22 è spesso inibito da un’altra trasformazione che lo coinvolge, in cui il Sodio 22, catturando un protone, si trasforma in Magnesio 23 con emissione gamma, secondo la reazione:

1122Na+p -> 1223Mg+γ (1)

Questa reazione è stata recentemente studiata presso il GANIL (Grand Acélérateur National d’Ions Lourds), a Caen in Francia, con metodologie di spettroscopia VAMOS, SPIDER e AGATA. I risultati ottenuti hanno confermato la reazione di cattura protonica (1) da parte del sodio, senza però che questa ne abbatta il decadimento beta previsto nella nova [10]. Ciò significherebbe che la produzione di Sodio 22 nelle nove, misurabile dai γ di decadimento del Neon 22 non è stata ancora confermata solo per limiti della tecnologia attuale. Nel grafico di Fig. 4 sono rappresentati i limiti di sensibilità della strumentazione in uso (linea verde e blu) e quelli previsti per i futuri telescopi satellitari (linea nera, al di sotto delle rette verde e blu).

Se guardiamo il futuro prossimo, ci sono comunque all’orizzonte novità in cui sperare. Molto probabilmente sarà possibile rivelare il Sodio 22 attraverso misurazione di radiazione gamma, grazie all’avvento di miglioramenti della tecnologia delle facilities di rivelazione. Molti nuclearisti impegnati nella ricerca di base e nell’astrofisica nucleare credono infatti che AGATA (in Fig. 4 indicato con INDIRECT), uno dei progetti più interessanti della fisica nucleare di base, permetterà nell’immediato futuro di compiere misure di radiazione gamma, attualmente non ottenibili perché al di sotto dei limiti di rivelabilità. Ciò consentirebbe di ottenere un’informazioni sulle novæ che è tuttora mancante, la seconda impronta digitale.
AGATA è un sofisticato strumento ad alta efficienza e sensibilità, che può esplorare la struttura di nuclei particolati che si vengono a formare nelle sintesi stellari, prodotti in laboratorio tramite collisioni tra ioni pesanti. È costituito da un apparato di rivelazione modulare che a partire dall’analisi della forma dei segnali elettrici forniti dai rivelatori, permette di effettuare misure con una risoluzione spaziale dell’ordine di qualche millimetro. I laboratori di Legnaro (PD) ospitano attualmente AGATA e sono chiamati in prima linea a esplorare il campo dell’astrofisica nucleare.
I risultati ottenuti da AGATA andranno confrontati con quelli relativi alla radiazione rivelata dai telescopi orbitanti, in particolare quelli di ultima generazione, come COSI6, telescopio a raggi gamma ad ampio spettro o e-ASTROGAM “enhanced ASTROGAM”, a cui partecipa l’ESA , per osservazioni di fotoni in uno spettro di energia da 0,3 MeV a 3GeV, che permetterà di analizzare anche sorgenti cosmiche non termiche, come appunto le novæ, le supernove o la composizione chimica delle diverse regioni della nostra galassia.

1. 1. Il simbolo M indica il valore della massa solare, M =1,989 x 1030 Kg.
2. Da queste stelle evapora in forma di vento stellare una buona parte della materia ottenuta dai processi di fusione, fino a un valore del 40%.
3. L’ultima nova ricorrente della nostra galassia, la U Scorpii osservata nel 2022, ha una periodicità di 11 anni ed ha infatti dato vita a esplosioni anche nel 2010, 1999, 1987, e così a ritroso
4. Nella nostra galassia si contano una decina di novæ ricorrenti: nove di queste hanno dato esplosioni osservate negli ultimi 50 anni.
5. Il processo di cattura elettronica prevede che un nucleo con numero atomico Z investito da un elettrone si trasformi in un nucleo isobaro con numero atomico Z-1, con emissione di un neutrino elettronico.
6. COSI nasce dalla collaborazione tra lo Space Sciences Laboratory dell’Università della California, Berkeley, l’Università della California, San Diego, il Naval Research Laboratory, il Goddard Space Flight Center della NASA e Northrop Grumman
   
   BIBLIOGRAFIA

[1] Adams, W. S. (1914). 61. The Discovery of White Dwarf Stars An A-Type Star of Very Low Luminosity. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 26, 198.
[2] Van Den Bos, W. H. (1926). The orbit and the masses of 40 Eridani BC. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, Vol. 3, p. 128, 3, 128.
[3] Heintz, W. D. (1974). Astrometric study of four visual binaries. Astronomical Journal, Vol. 79, p. 819-825, 79, 819-825.
[4] Adams, W. S. (1915). The spectrum of the companion of Sirius. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 27(161), 236-237.
[5] Eddington, A. S., & Vogt, H. (1924). 46. The Mass-Luminosity Relation for Stars On the Relation between the Masses and Luminosities of the Stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 84, 308-332.
[6] Downes, R. A., & Shara, M. M. (1993). A catalog and atlas of cataclysmic variables. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 105, 127-245.
[7] www6.slac.stanford.edu/news/2017-05-10-fermi-satellite-observes-billionth-gamma-ray-lat-instrument
[8] Hoyle, F., & Clayton, D. D. (1974). Nucelosynthesis in White-Dwarf Atmospheres. The Astrophysical Journal.
[9] Fougères, C., de Oliveira Santos, F., José, J., Michelagnoli, C., Clément, E., Kim, Y. H., … & Zielińska, M. (2023). Search for 22Na in novae supported by a novel method for measuring femtosecond nuclear lifetimes. Nature communications, 14(1), 4536.
[10] Fougeres, C., de Oliveira Santos, F., Smirnova, N. A., & Michelagnoli, C. (2023). Understanding the cosmic abundance of 22Na: lifetime measurements in 23Mg. In EPJ Web of Conferences (Vol. 279, p. 09001). EDP Sciences.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 271 VERSIONE CARTACEA