Esplosioni di supernova da stelle LBV. Lo studio: “Modeling the remnants of core-collapse supernovae from luminous blue variable stars” di S. Ustamujic (INAF-OAPA) pubblicato su Astronomy & Astrophysics
Le stelle LBV (Luminous Blue Variable) sono stelle massicce, instabili, e caratterizzate da importanti perdite di massa, sia dovute ad intensi venti stellari che a sporadici eventi di espulsione di grandi quantità di gas. A causa della loro instabilità, le stelle LBV sono sorgenti variabili, con variazioni quasi-periodiche della loro luminosità dell’ordine di 0.5-2 magnitudini. Esempi tipici di stelle di questa classe sono: la supergigante S Doradus nella Grande Nube di Magellano, una delle stelle più luminose conosciute; la stella Eta Carinae, circondata dalla nebulosa Omuncolo formata da un’intensa espulsione di massa avvenuta circa 7500 anni fa; e la supergigante blu ζ Scorpii, visibile nella costellazione dello Scorpione nei nostri cieli estivi.
Secondo i modelli di evoluzione delle stelle massicce comunemente accettati, le stelle LBV costituiscono una fase transiente che porta alla formazione delle stelle di Wolf-Rayet (WR), stelle di grande massa molto calde (con temperature efficaci maggiori di 30000 gradi) che hanno espulso gli strati esterni ricchi di idrogeno. Modelli recenti indicano però che alcune stelle LBV possano esplodere come supernove a collasso del nucleo prima di raggiungere la fase di stelle di WR. Questa ipotesi è stata suggerita per spiegare l’esistenza di resti di supernova, come SN 2005gl osservata nella galassia a spirale NGC266, dove l’onda d’urto sembra propagarsi in mezzi circumstellari particolarmente densi ed asimmetrici, tipicamente prodotti dalle stelle LBV.
Nel suo ultimo studio, l’astronoma S. Ustamujic (INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo) ha sviluppato un modello idrodinamico tridimensionale che segue l’evoluzione del materiale espulso (gli ejecta) dall’esplosione di una supernova prodotta dal collasso del nucleo di una stella LBV. Lo scopo delle simulazioni è identificare eventuali caratteristiche chimiche e morfologiche che possano permettere di identificare i resti di supernova prodotti da esplosioni di stelle LBV. Il modello è basato sulle proprietà della stella LBV Gal 026.47+0.02, situata a circa 21000 anni luce di distanza da noi, milioni di volte più luminosa del Sole e con una temperatura di circa 17000 gradi. La stella espelle gas al ritmo di circa 0.0001 masse solari per anno, ed osservazioni in banda radio ed infrarosse hanno evidenziato l’esistenza attorno la stella di due densi involucri (shells) a forma di toro (una figura geometrica a forma di ciambella). Il modello ha riprodotto l’interazione tra l’onda d’urto in espansione prodotta nell’esplosione ed i due involucri di mezzo circumstellare, e la conseguente formazione di strutture elongate lungo l’asse perpendicolare al piano dei tori. Inoltre, in funzione dell’energia dell’esplosione (compresa tra 1 e 12×1051 erg), è possibile che il resto di supernova presenti delle caratteristiche disomogeneità chimiche, con gli ejecta interni più ricchi di ferro e le strutture elongate più abbondanti in silicio. Queste caratteristiche sono comuni in alcuni resti di supernova noti (come W50, SNR G309.2-00.6, SNR W44, e SNR S 147), che potrebbero quindi essere esempi di resti di supernova formati dall’esplosione di stelle LBV. Lo studio è descritto nell’articolo: “Modeling the remnants of core-collapse supernovae from luminous blue variable stars“, recentemente pubblicato dalla rivista Astronomy & Astrophysics. Lo studio è frutto di una collaborazione all’interno dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, avendo come coautori astronomi dell’Osservatorio Astronomico di Palermo (S. Orlando e F. Bocchino), Osservatorio Astronomico di Roma (M. Limongi), Osservatorio Astrofisico di Catania (C. Trigilio, G. Umana, F. Bufano, A. Ingallinera), e INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (A. Chieffi), più gli astronomi associati INAF G. Peres e M. Miceli (Università degli Studi di Palermo).
La figura (cliccare qui per visualizzare l’immagine interamente) mostra la morfologia degli ejecta ricchi in ferro (arancione), silicio (verde) ed ossigeno (blu) previsti dal modello in cui l’energia rilasciata durante l’esplosione è pari a 12×1051 erg. Ogni pannello rappresenta un diverso momento dell’evoluzione del resto di supernova, col tempo che aumento dai pannelli in alto verso quelli in basso. Ogni colonna raffigura la morfologia del resto di supernova ottenuto assumendo le 4 combinazioni tra due valori di massa della stella esplosa (60 e 80 masse solari) e di velocità iniziale (0 e 300 km/s). La superficie semitrasparente mostra la posizione dell’onda d’urto, la superficie gialla mostra la posizione dell’onda d’urto inversa.
Mario Giuseppe Guarcello ( segui mguarce) ( youtube)
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