Sebbene le Supernovae di tipo Ia (SNa Ia) siano considerate uno strumento unico per sondare la struttura dell’Universo e definirne il rate di espansione, alcuni loro aspetti sono ancora largamente incerti. Le osservazioni indicano chiaramente come le SNe Ia siano prodotte da Nane Bianche (White Dwarfs –WDs) di Carbonio e Ossigeno (CO) che accrescono massa dalla stella compagna in sistemi binari. Se la massa della WD aumenta fino al limite di Chandrasekhar (MCh), la combustione del Carbonio viene innescata al centro in condizioni di elevata degenerazione elettronica e si verifica l’evento Supernova. Finora, comunque, non è stato possibile definire in modo unico la natura della compagna che deposita massa sulla WD. Ad oggi sono stati proposti due scenari evolutivi, nei quali l’accrettore è rappresentato o da una stella normale con un inviluppo ricco di H (scenario Singolo-Degenere –SD) o un’altra WD di CO (scenario Doppio-Degenere –DD). È importante rimarcare come l’elaborazione di uno scenario completo che descriva consistentemente sia l’evoluzione fino all’innesco dell’esplosione sia i dettagli dell’esplosione stessa sia una necessità inderogabile, in quanto solo in questo modo sarà possibile stabilire se le SNe Ia rappresentino dei buoni indicatori di distanza anche su scala cosmologica.

Nel corso degli anni ’90 all’Osservatorio Astronomico di Teramo abbiamo intrapreso lo studio del problema del trasferimento di massa in sistemi binari interagenti al fine di determinare il progenitore stellare delle SNe Ia.

Possibili sistemi finali di WDs che accrescono materia ricca di Idrogeno.
Figura 1: Possibili sistemi finali di WDs che accrescono materia ricca di Idrogeno.

In una serie di lavori [1,2,3,4], abbiamo studiato la risposta termica di una WD di CO che accresce materia ricca di Idrogeno ed abbiamo definito i possibili sistemi finali. Dalla nostra analisi è emerso (si veda Figura 1) come sia altamente improbabile che una WD che accresca materia ricca di H possa raggiungere MCh. Infatti, per bassi valori del rate di trasferimento di massa, si verificano episodi esplosivi di tipo Nova, che determinano l’espulsione di tutta la materia accresciuta e, in alcuni casi, anche di parte della WD iniziale. Invece per valori medio’alti del tasso di trasferimento di massa l’idrogeno accresciuto viene processato nuclearmente o mediante combustione quiescente o mediante flash non dinamici, depositando cosí un buffer ricco di Elio sulla WD di CO. Dati i valori a cui tale zona viene accresciuta, la combustione dell’Elio viene innescata mediante un potente flash non dinamico che causa l’espansione degli strati esterni della WD. In questo caso la WD riempie il proprio lobo di Roche e, quindi, parte (in alcuni casi tutta) della materia accresciuta viene persa dal sistema binario. Ne segue che il rate effettivo a cui la WD può aumentare la sua massa è molto basso e, quindi, il numero di sistemi SD in cui la WD possa raggiungere il limite di Chandrasekar è modlto esiguo e non permette di spiegare la frequenza osservata di SNe Ia. Abbiamo altresì trovato che in alcuni casi lo strato ricco di elio prodotto mediante combustione dell’idrogeno diventa così massivo che la combustione dell’ellio avviene mediante un flash dinamico. In questo caso viene prodotto un evento esplosivo che libera un’energia confrontabile a quella di una SN Ia, sebbene la nucleosintesi prodotta e la luminosità associata non riproducano i dati osservativi.

Figura 2: Segnale atteso nel piano Frequenza-Ampiezza per emissione di onde gravitazionali da WD di CO con massa totale maggiore di M<sub>Ch</sub>.
Figura 2: Segnale atteso nel piano Frequenza-Ampiezza per emissione di onde gravitazionali da WD di CO con massa totale maggiore di MCh.

Nei sistemi DD, l’emissione di onde gravitazionali causa l’avvicinamento delle due WD, fino a quando la meno massiccia, che è anche la più espansa, riempie il proprio lobo di Roche e da vita ad un trasferimento di massa dinamico; la stella si distrugge completamente, formando un disco di accrescimento intorno alla componente più massiccia. Pertanto, nei sistemi DD materia ricca di CO viene accresciuta direttamente cosicché tutti i problemi precedentemente descritti, legati al burning nucleare di idrogeno ed elio, vengono a cadere. D’altrocanto, in caso di merging ci si aspetta che il rate di trasferimento di massa sulla WD siano particolarmente alti, cosicché la combustione del carbonio viene innescata fuori centro negli strati accresciuti, producendo così una WD di ONeMg e non una esplosione di Supernova.

Negli ultimi anni, abbiamo dimostrato che l’evoluzione dei sistemi DD è determinata dalla rotazione, che regola il rate a cui la materia viene accresciuta, impedendo di fatto l’innesco fuori-centro del Carbonio e permettendo alla WD di aumentare la propria massa fino ed oltre il valore standard di MCh (DD Rotante – [5,6]). Sulla base dei nostri risultati abbiamo altresì dimostrato che l’esplosione non avviene alla fine della fase di accrescimento. Infatti la rotazione rende le strutture stabili impedendone la compressione, cosicché l’esplosione risulta ritardata di almeno qualche milione di anni. Ciò fa sì che sia praticamente impossibile trovare traccia della stella donatrice nei frame precedenti l’esplosione della stessa zona dove si è poi verificata una SN Ia. Pertanto, abbiamo individuato l’emissione di onde gravitazionali quale tratto caratteristico dei sistemi DD Rotanti in accrescimento di massa ed abbiamo determinato il segnale atteso per tutte le sorgenti galattiche. I nostri risultati mostrano che tale segnale potrà essere registrato abbastanza facilmente dalla prossima generazione di interferometri spaziali [7]. È importante ricordare come la rotazione possa rivestire un ruolo importante anche nell’evoluzione dei sistemi SD mentre è un elemento fondamentale nello scenario Core Degenerate proposto [8]. Quindi, se la rotazione è il parametro guida a determinare l’evoluzione dei fino all’esplosione, è praticamente impossibile trovare in frame di archivio la traccia dei progenitori stellari delle SNe Ia. Abbiamo studiato le proprietà osservative dei progenitori stellari delle SNe Ia dopo la fine della fase di trasferimento di massa e fino all’esplosione. I nostri risultati dimostrano come i sistemi rotanti, indipendentemente dallo scenario considerato, mostrano una forte emissione nella banda soft-X (0.5-2 keV) totalmente mancante in sistemi non rotanti. Tale feature potrà essere utilizzata per acclarare il ruolo della rotazione nell’evoluzione dei progenitori delle SNe Ia [9].

Recentemente è stato suggerito che sistemi binari costituiti da una WD di CO e da una compagna di puro He possano rappresentare i “veri” progenitori delle SNe Ia. In questi sistemi la WD diventerebbe molto massiva (MWD>0.9 Mʘ) e finirebbe per esplodere o per detonazione dell’He accresciuto o a causa di un merging violento con la propria compagna. I nostri risultati, ottenuti in collaborazione con colleghi dell’Istituto di Astronomia di Mosca, mostrano come questo scenario possa produrre degli eventi esplosivi simili ad una tipica Supernova termonucleare, anche se la frequenza attesa dei sistemi progenitori è troppo bassa per poter spiegare il rate Galattico delle SNe Ia. Infatti lo spazio dei parametri nel piano rate di accrescimento-massa iniziale della WD per questo tipo di eventi è molto esiguo [10,11].

Figura 3: Modalità di trasferimento di materiale ricco di He e possibili risultati finali del processo di accrescimento
Figura 3: Modalità di trasferimento di materiale ricco di He e possibili risultati finali del processo di accrescimento

Abbiamo altresì analizzato l’evoluzione e le proprietà fisiche dei sistemi AM Canes Venaticorum (AM CVn) la cui stella donatrice sia una WD di He. I nostri modelli sono stati calcolati per la prima volta in modo autoconsistente, considerando contemporaneamente l’evoluzione temporale dei sistemi binari guidata dall’emissione di onde gravitazionali, che determina il rate di trasferimento di massa, e la risposta termica della WD di CO. I nostri risultati hanno dimostrato che nei sistemi AM CVn esplosioni di SN Ia per detonazione dell’elio o eventi di SN .Ia (fenomeni rari meno luminosi di una normale Supernova di tipo Ia) sono molto meno probabili di quanto finora creduto [12].

In collaborazione don colleghi dell’UPC (Barcellona,Spagna), dell’UGR (Granada, Spagna) e del TUD (Darmstadt, Germania) abbiamo analizzato la variazione attesa delle proprietà osservative delle SNe Ia dovuta all’incertezza nella sezione d’urto 12C+12C e agli effetti della rotazione [13,14]. Inoltre abbiamo calcolato modelli autoconsistenti di WD in accrescimento di materia durante la fase di simmering. Per effettuare il calcolo di tali modelli abbiamo dovuto modificare il nostro codice di evoluzione FUNs in modo da risolvere contemporaneamente sia le equazioni che descrivono la struttura fisica sia quelle che forniscono l’evoluzione temporale delle specie chimiche, determinate dal burning nucleare e dalla convezione. Grazie ad un trattamento accurato dei processi URCA che caratterizzano questa fase, abbiamo dimostrato come le determinazione di neutronizzazione derivate per i remnant galattici di SNe Ia sulla base delle abbondanze osservate di Mn e Cr siano compatibili con la metallicità media della popolazione di appartenza del progenitore stellare [15]. Infatti, a differenza di ttui gli swtudi effettuati precedentemente, i nostri modelli mostrano come la neutronizzazione prodotta durante la fase di simmering dipenda fortemente dalla metallicità iniziale del progenitore stellare.

Figura 4: Neutronizzazione media al momento dell’esplosione di una SN Ia in funzione della metallicità iniziale del suo progenitore stellare.

Figura 4: Neutronizzazione media al momento dell’esplosione di una SN Ia in funzione della metallicità iniziale del suo progenitore stellare.

Bibliografia:

[1] Cassisi S., Iben, I.Jr, Tornambé A., 1998, ApJ, 496, 376

[2] Piersanti L., Cassisi S., Iben I.Jr, Tornambé A., 1999, ApJ, 521, L59

[3] Piersanti L., Cassisi S., Iben I.Jr, Tornambé A., 2000, ApJ, 535, 932

[4] Piersanti L., Cassisi S., Iben I.Jr, Tornambé A., 2002, AIP Conference Proceedings, 637, 99

[5] Piersanti L., Gagliardi S., Iben, I.Jr, Tornambé A., 2003, ApJ, 583, 885

[6] Piersanti L., Gagliardi S., Iben, I.Jr, Tornambé A., 2003, ApJ, 598, 1229

[7] Tornambé A., Piersanti L., 2013, MNRAS, 431, 1812

[8] Ilkov M., Soker N., 2012, MNRAS, 419, 1695

[9] Tornambé A., Piersanti L., Raimondo G., Del Grande R., 2017, to be submitted to MNRAS

[10] Piersanti L., Tornambé A., Yungelson L., Straniero O., 2013, IAUS, 281, 209

[11] Piersanti L., Tornambé A., Yungelson L., 2014, MNRAS, 445, 3239

[12] Piersanti L., Tornambé A., Yungelson L., 2015, MNRAS, 452, 2897

[13] Domìnguez I., Piersanti L., Bravo E., Tornambé A., Straniero O., Gagliardi S., 2006, ApJ, 644, 21

[14] Bravo E., Domìnguez I., Badenes C., Piersanti L., Straniero O., 2010, ApJ, 711, L66

[15] Piersanti L., Bravo E., Cristallo S., Domínguez I., Straniero O., Tornambé A., Martínez-Pinedo G., ApJ, 836, L9