La grande supernova 1987A

Il collasso seguito da un esplosione di una stella di grande massa è uno degli spettacoli più imponenti della natura. Dal punto di vista della potenza non ha rivali: nei primi 10 secondi del fenomeno, quando la stella implode per dare origine a una stella di neutroni,  viene emessa da una regione centrale del diametro di una trentina di km, un energia pari a quella di tutte le altre stelle e galassie dell'universo visibile messe insieme. In altre parole, l'energia di quel lampo di dieci secondi è  100 volte maggiore di quella che il sole emetterà in tutti i suoi 10 miliardi di anni di vita: un exploit che mette a dura prova anche l'immaginazione ben allenata degli astronomi. Eppure l'esplosione di una supernova è qualcosa  di più di un lontano spettacolo; le supernove sintetizzano e spargono ovunque i semi della vita. Nella sfera di fuoco primordiale del big bang infatti, si formarono solo gli elementi più leggeri, idrogeno ed elio; quasi tutti gli elementi di peso atomico maggiore, come il carbonio che è il fondamento della chimica dei viventi, il ferro contenuto nell'emoglobina e l'ossigeno che respiriamo, sono stati <<forgiati>> nelle supernove molto tempo prima che il sistema solare prendesse forma. Nonostante la loro importanza, sono poche le supernove che sono state <<viste da vicino>>, l'ultima nella Via Lattea esplose nel 1604, poco prima dell'invenzione del telescopio e Keplero, che la osservò riuscì solo a registrarne la luminosità e la durata. In assenza di avvenimenti vicini, l'interpretazione di molte caratteristiche delle supernove si è basata per lo più su considerazioni teoriche. Per la verità i telescopi ci mostrano una decina di esplosioni di supernova all'anno in galassie lontane e l'attento studio di alcuni di questi eventi ha permesso di mettere alla prova gli aspetti più generali della teoria; ma nessuna supernova osservata era abbastanza vicina da consentire alla congerie di moderni strumenti a terra e nello spazio di fornirci una cronaca particolareggiata del fenomeno. A partire dalla notte del 23 febbraio 1987 tutto questo è cambiato: la Terra fu raggiunta da un lampo di luce e da un fiotto di quelle elusive particelle che sono i neutrini, entrambi provenienti  dalla supernova più luminosa degli ultimi 383 anni. La luce emessa dall'esplosione avvenuta a 160000 anni luce di distanza nella Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della nostra, era visibile solo dall'emisfero australe. Le prime foto furono scattate entro un ora dal probabile arrivo della prima emissione luminosa, una tempestività che fa onore all'attenzione con cui astronomi dilettanti e professionisti sorvegliano il cielo australe, anche se lo scopritore, Robert McNaught di Siding Spring, in Australia si rese conto dell'importanza delle sue riprese solo in un secondo momento. Circa 20 ore dopo la prima fotografia di McNaught, Ian Shelton dell'Osservatorio di Las Campanas, in Cile, stava fotografando la Grande Nube di Magellano quando, confrontando una fotografia scattata quella notte con una della notte precedente, scoprì sulla più recente un oggetto di aspetto stellare. L'immagine era molto luminosa, tanto che doveva essere visibile anche a occhio nudo... Shelton uscì dall'osservatorio e guardò in alto: così venne scoperta la supernova 1987 A (la lettera indica l'ordine di scoperta della supernova nell'anno, a prescindere dalla sua luminosità). Nel giro di un giorno chi avesse a disposizione uno strumento astronomico nell'emisfero australe stava ammirando meravigliato la stella. Nei mesi che seguirono, dell'arsenale di strumenti puntati sulla supernova vennero a far parte telescopi e sensori a bordo di palloni sonda, di razzi, di satelliti e di un aeroplano, oltre che di strumenti a terra dei tipi più svariati. A tutt'oggi è stata studiata a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, ed è la prima sorgente astronomica di neutrini rilevata oltre al Sole. Nel complesso queste osservazioni danno un quadro coerente del grandioso avvenimento, un quadro che ha reso giustizia alle attuali teorie ma ha anche riservato alcune sorprese. Le caratteristiche di una supernova risultano determinate da quelle della sua progenitrice. In termini generici, SN 1987A rientra nella categoria delle supernove di tipo II, che traggono la propria energia dal collasso gravitazionale del nucleo di una stella, una catastrofe che si verifica soltanto nelle stelle di grande massa. ( Si ritiene che le supernove di tipo I, a cui appartiene quella del 1604, siano causate dall'esplosione termonucleare di stelle nane bianche che abbiano inglobato una certa massa critica di materia). Per interpretare le osservazioni della supernova è opportuno partire dalla storia della stella. La ricostruzione che segue  si basa su simulazioni al calcolatore sviluppate da noi e da altri (tra i quali: Ken'ichi Nomoto e colleghi dell'Università di Tokyo e W. David Arnett dell'Università dell'Arizona). Dopo l'esplosione si è rielaborato il modello per prendere in considerazione le caratteristiche particolari della stella che, prima del 23 febbraio 1987, si chiamava Sanduelak -69° 202, dal nome dell'astronomo Nicholas Sanduelak che la catalogò una ventina di anni prima Circa 11 milioni di anni fa in una regione della Grande nube di Magellano, ricca di gas nella nebulosa Tarantola, nasce una stella con una massa pari a 18 volte quella del nostro sole. Per altri dieci milioni di anni questa stella, come quasi tutte le altre, produsse enrgia con la fusione dell'Idrogeno in Elio. Data l'entità della sua massa, la stella doveva mantenere una temperatura e una pressione molto alte nel nucleo per evitare il collasso, quindi era molto più luminosa del sole e consumava con grande rapidità il proprio combustibile nucleare. Quando nel 30% più interno della stella tutto l'idrogeno si fu trasformato in elio., le regioni centrali cominciarono a contrarsi gradualmente. Comprimendosi, nell'arco di decine di migliaia di anni, da una densità di 6 grammi x cm cubo a una di 1100 grammi x cm cubo, il nucleo si riscaldò e la temperatura salì da circa 40 a 190 milioni  Kelvin. L'aumento della temperatura e della pressione innescò la fusione di un combustibile nucleare più pesante, l'elio. Nel contempo, gli strati esterni della stella, composti sopratutto da idrogeno non ancora bruciato, reagirono all'aumento della intensità di radiazione provenienti dal nucleo, espandendosi fino a un raggio di 300 milioni di Km, pari a circa il doppio della distanza fra la terra e il sole: la stella era diventata una gigante rossa. La riserva di elio nel nucleo si esaurì in meno di un milione di anni, trasformandosi tutta in carbonio e ossigeno. Nelle poche migliaia di anni di vita che ancora restavano alla stella la sequenza di contrazione del nucleo, riscaldamento e quindi ignizione di un nuovo e più pesante combustibile nucleare (la <<cenere>> del ciclo di fusione precedente) si ripetè più volte. Il primo a bruciare fu il carbonio, quando la temperatura del nucleo raggiunse 740 milioni di Kelvin e la densità 240000 grammi per cm cubo; le reazioni produssero una miscela di neon, magnesio e sodio, poi venne il turno del neon, a 1,6 miliardi di Kelvin e 7,4 milioni di grammi per cm cubo, seguito dall'ossigeno(a 2,1 miliardi di Kelvin e 16 milioni di grammi per cm cubo) e infine dal silicio e dallo zolfo alla temperatura di 3,4 miliardi di Kelvin e dalla densità di 50 milioni di grammi per cm cubo. Dato che l'ignizione di elementi via via più pesanti avveniva proprio nel nucleo mentre i combustibili precedenti  continuavano a bruciare nelle regioni soprastanti, relativamente meno dense, l'interno della stella assunse una struttura <<a cipolla>> , con gli elementi stratificati  in ordine di peso atomico crescente verso il centro. Il nucleo della stella percorse queste fasi successive di fusione sempre più rapidamente: mentre la fusione dell'elio era durata quasi un milione di anni, quella del carbonio durò 12000 anni, quella del neon una decina d'anni circa, quella dell'ossigeno 4 anni e quella del silicio una settimana appena. Ciascuna di queste riserve di combustibile nucleare liberava circa la stessa quantità di energia totale, ma a temperature del nucleo superiori a circa 500 milioni di Kelvin (a partire quindi dalla fusione del carbonio) la stella trovò un nuovo sistema, molto più efficace per spendere il proprio capitale energetico: passando vicino ai nuclei atomici i fotoni gamma di altissima energia, abbandonati a queste temperature, si trasformavano in coppie particella-antiparticella costituite da un elettrone e da un positrone. Le particelle, annichilendosi subito l'una con l'altra, producevano in genere raggi gamma, ma a volte davano invece origine a neutrini. I neutrini non interagiscono quasi con la materia; quelli così prodotti sfuggivano quindi alla stella più facilmente di quanto non facessero i raggi gamma originari, sottraendole energia. Già durante la fase di fusione del carbonio la perdita di energia dovuta alla produzione dei neutrini superava quella legata all'emissione di radiazione. Al crescere della temperatura del nucleo, durante le ultime fasi dell'evoluzione della stella, la luminosità neutrinica crebbe esponenzialmente trasformandosi in una emorragia energetica fatale che affrettò la fine della stella. Queste fasi evolutive del nucleo si svolsero troppo rapidamente per sortire qualche effetto sul grande involucro di idrogeno; tuttavia anche questo involucro si era evoluto dopo la trasformazione della stella in supergigante rossa. Quando riuscirono a identificare la stella scomparsa nell'esplosione, infatti,i ricercatori ebbero la sorpresa di scoprire che la progenitrice non era una supergigante rossa, come avevano previsto quasi tutti i modelli dell'evoluzione stellare per le supernove di tipo II, ma una supergigante blu, cioè una stella più piccola e calda. Evidentemente non si era contratto solo il nucleo della stella, ma anche il suo involucro, a partire forse da 40.000 anni prima dell'esplosione, dopo l'esaurimento dell'elio che aveva alimentato la fase di supergigante rossa. I teorici stanno discutendo le cause del fenomeno.  I modelli al calcolatore inducono a ritenere che un basso contenuto primordiale di ossigeno potrebbe imprimere alle fasi iniziali dell'evoluzione di una stella di grande massa, modifiche piccole ma tali da portare, alla fine, a una supergigante blu invece che a una rossa. Le dimensioni ridotte della stella progenitrice avrebbero avuto conseguenze molto importanti più tardi, al momento dell'esplosione, ma non ebbero la minima influenza sul rivolgimento che stava per verificarsi nel nucleo. Al termine della settimana in cui erano bruciati con estrema violenza il silicio e lo zolfo, la stella  si ritrovò  con un nucleo costituito da ferro e altri elementi di transizione: nichel cromo, titanio, vanadio, cobalto e manganese. La fortissima emissione di neutrini continuava inarrestabile a causa dell'elevata temperatura ma, giunto al ferro, il nucleo non disponeva più di <<valuta nucleare>> per pagare il proprio debito di energia: il ferro infatti occupa il punto più basso della curva delle energie di legame e quindi occorre fornire energia sia per fonderlo in elementi più pesanti sia per scinderlo in nuclei di massa minore. La fusione si bloccò e temperatura e pressione non furono più in grado di mantenere il nucleo in equilibrio. Dopo 11 milioni di anni la gravità vinceva finalmente la partita e il nucleo cominciava a collassare.  Durante la compressione il nucleo si riscaldò, certo, ma non tanto da fermare la contrazione. Anzi, due instabilità (discusse da William Fowler del California Institute of Technology e da Fred Hoyle, allora all'università di Cambridge, nei loro studi pioneristici sulla teoria di supernove agli inizi degli anni sessanta) accettarono il collasso. In uno dei processi, la fotodisintegrazione, fotoni ad alta energia frantumano nuclei di ferro in elementi più leggeri, sopratutto in elio, invertendo in pratica le reazioni di fusione che avevano caratterizzato tutta la storia precedente della stella. Nel secondo processo, la cattura elettronica, gli elettroni liberi vengono <<schiacciati>> contro i nuclei, dove si combinano con i protoni e formano isotopi ad alto contenuto di neutroni. Entrambi i fenomeni si svolsero nella stella e consumarono energia, compromettendo ulteriormente le riserve che sostenevano il nucleo stellare; in più la cattura faceva scomparire alcuni degli elettroni liberi che contribuivano alla pressione in maniera importante.  In una frazione di secondo il nucleo della stella, di massa paria a 1,4 volte quella del Sole e raggio pari a metà di quello terrestre collassò formando una sfera di materia nucleare di circa 100 km di raggio. Quando il centro di questa stella di neutroni in nuce superò la densità di un nucleo atomico (270 bilioni di grammi per cm3), il 40% più interno del nucleo rimbalzò all'unisono verso l'esterno. Il nucleo esterno, che stava ancora precipitando verso il centro a una velocità vicina al 25% di quella della luce, cozzò contro quello interno che se ne allontanava e cominciò a rimbalzare a sua volta. Era nata un onda d'urto, che in un centesimo di secondo circa risalì fulmineamente attraverso la materia in caduta giungendo al confine del nucleo. Da molti anni gli studiosi che avevano elaborato modelli delle supernove speravano che una simile onda d'urto fosse in grado di proseguire verso l'esterno attraverso i numerosi strati della stella, riscaldandola e facendola esplodere. Purtroppo però gli ultimi calcoli per una stella delle dimensioni di Sk -69° 202 compiuti da vari ricercatori tra cui Sidney Bludman ed Eric Myra dell'Università della Pennsylvania, Stephen Bruenn della Florida Atlantic University, Edward Baron della State University of New York a Stony Brook e Ron Mayle e James R. Wilson del Lawrence Livermore National Laboratory inducono a ritenere che in SN 1987A l'onda d'urto non sia riuscita a uscire dal nucleo con le sue forze. L'onda era partita portando una enorme quantità di energia, circa 10 volte maggiore di quanta alla fine sarebbe stata impartita ai frammenti scagliati dall'esplosione, ma ne perse gran parte risalendo la corrente di materia che stava cadendo verso il centro. Inoltre la fotodisintegrazione e l'emissione di neutrini raffreddarono il materiale riscaldato dall'onda d'urto, frenandone lo slancio. Quando l'onda d'urto giunse al confine del nucleo di ferro, il materiale che l'accompagnava aveva una velocità netta verso l'esterno uguale a zero. L'onda si fermò trasformandosi in un onda d'urto di accrescimento, attraverso la quale la materia continuava a fluire verso l'interno. Se questa situazione senza sbocco fosse perdurata, il nucleo avrebbe inghiottito l'intera stella dando origine a un buco nero e non a una supernova. [...] Questa volta, però i neutrini, non fluirono immediatamente attraverso la materia, perché la densità del nucleo impegnato nel collasso era tanto elevata da riuscire a ostacolarli. I neutrini quindi diffusero gradualmente all'esterno del nucleo, nell'arco di diversi secondi e non di qualche millisecondo, rallentando la contrazione della stella. Anche in questa situazione la potenza irradiata dalla stella di neutroni in contrazione era impressionante, superiore a quella di tutto il resto dell'universo visibile. L'energia totale emessa nel lampo di neutrini, durato 10 s, fu da 200 a 300 volte maggiore di quella dell'esplosione della materia della supernova, e ben 30.000 volte maggiore della sua emissione totale sotto forma di radiazione luminosa. Oggi è opinione comune che una piccola percentuale dell'energia di neutrini sia andata a << rianimare>> l'onda d'urto bloccata e a indurre l'esplosione. Sviluppando un'idea fondamentale proposta verso la metà degli anni 60 da Stirling Clgate, che oggi lavora presso il Los Alamos National Lab, Mayle e Wilson hanno compiuto negli ultimi tempi una serie di calcoli che dimostrano proprio un effetto di questo genere.
Riscaldando e facendo espandere la stella, e scatenando una nuova ondata di reazioni nucleari interno stratificato, non del tutto rianimata provocò la manifestazione visibile della supernova. L'effetto venne ritardato di un paio d'ore: l'onda d'urto, che viaggiava forse a un cinquantesimo della velocità della luce, dovette attraversare tutta la stella prima che apparissero i primi bagliori. I neutrini emessi dal nucleo in contrazione la distanziarono facilmente e, attraversando tutta la stella a velocità molto prossima a quella della luce, furono il primo segnale a uscire dalla supernova. Circa 160.000 anni dopo, conservando un vantaggio di alcune ore sul fronte luminoso, i neutrini raggiunsero la Terra e vennero rilevati. Nel tentativo di individuare fenomeni subatomici estremamente rari, come il decadimento del protone, sono stati costruiti rivelatori nelle profondità di miniere e sotto catene montuose, perché fossero schermati dall'interferenza dei raggi cosmici. Questi rivelatori sono costituiti di norma da un serbatoio d'acqua delle dimensioni di una piscina, sulle cui pareti si trovano batterie di fotorivelatori capaci di percepire i deboli lampi di luce che costituirebbero il segnale del decadimento di uno qualsiasi dei circa 10^32 protoni contenuti nell'acqua del serbatoio. Fino a oggi non è stato osservato il decadimento di alcun protone, ma i rivelatori risultano sensibili anche a un altro fenomeno raro di alta energia, la cattura di un neutrino da parte di un protone. Il 23 febbraio alle 7:36 (tempo universale) il rivelatore Kamiokande II, nella miniera di piombo di Kamioka, in Giappone, e il rivelatore IMB (così chiamato dal nome degli enti che collaborano alla sua conduzione, l'Università della California a Irvine, l'Università del Michigan ad Ann Arbor e il Brookhaven National Laboratory) situato nella miniera di sale di Morton Thiokol, vicino a Cleveland (Ohio), hanno registrato simultaneamente una serie di fenomeni in seguito interpretati come eventi di cattura neutrinica. Anche un rivelatore di diversa concezione a Baksan, in unione sovietica, ha registrato eventi anomali nello stesso momento. Provenendo dal cielo australe, l'onda di neutrini emessi dalla supernova aveva attraversato la terra (il nostro pianeta è infatti assai più trasparente a queste particelle, che interagiscono molto debolmente, di quanto non lo sia alla luce di una lastra sottile del vetro più limpido) ed emergendo nell'emisfero boreale aveva lasciato una traccia appena percettibile del proprio passaggio nei rivelatori. Dal punto di vista teorico l'osservazione dei neutrini è significativa. I rivelatori Kamiokande e IMB hanno la massima sensibilità a una piccola componente del lampo dei neutrini, quella costituita dagli antineutrini elettronici. La fugace osservazione del lampo di neutrini dimostra quindi che, come aveva previsto la teoria, in una supernova di tipo II si forma una stella di neutroni. Più precisamente, tale osservazione è indicativa del fatto che i modelli al calcolatore della formazione e del collasso di stelle di grande massa sono sulla strada giusta, perché avevano previsto con precisione la massa del nucleo interessato dall'implosione. L'energia media di neutrini rilevati conferma inoltre le previsioni teoriche sulla temperatura di una protostella di neutroni in collasso. Per di più il lampo è durato diversi secondi: i neutrini sono stati davvero costretti a farsi strada attraverso la densa materia del nucleo collassato. Ancor più significativo è il fatto che i neutrini sono arrivati in gruppo serrato qualche ora prima del lampo di luce, pur dopo un viaggio di 160.000 anni. È infatti opinione comune che l'universo contenga molta più massa di quella visibile, e alcuni hanno avanzato l'ipotesi che i portatori di questa <<massa mancante>> siano i neutrini. Il fatto che i neutrini abbiano viaggiato a una velocità così vicina a quella della luce pone però limiti molto restrittivi alla loro massa: particelle di massa notevole in moto a una velocità tanto alta avrebbero dovuto avere un'energia molto superiore a quella rilevata. Inoltre neutrini di energie molto diverse sono arrivati a distanza di pochi secondi gli uni dagli altri, mentre gli arrivi di particelle di massa rilevante avrebbero dovuto essere scaglionati in ordine di energia decrescente. Il lampo di neutrini annunciava in modo eloquente il collasso del nucleo, ma forniva ben poche informazioni sulle modalità con le quali l'onda d'urto prodotta da collasso era uscita dal nucleo. La ripresa dell'onda a opera dell'energia portata dai neutrini resta una speculazione strettamente teorica. Nonostante ciò è inevitabile ammettere che il 23 febbraio 1987 (160.000 anni) un'onda d'urto di grande potenza si è propagata attraverso Sk -69° 202, dato che l'esplosione di supernova è effettivamente avvenuta. Due ore a dopo l'individuazione dei neutrini da parte dei rivelatori Kamiokande e IMB (della quale nessuno sapeva ancora nulla, naturalmente), Albert Jones,1 astronomo dilettante e neozelandese, si trovò per caso a osservare il punto esatto del cielo e quale sarebbe apparsa la supernova, e non vide nulla di strano. Un'ora più tardi, in Australia, McNaught realizzò le due lastre che, una volta sviluppate dopo l'annuncio della scoperta da parte di Shelton, mostrarono una prima emissione luminosa registrata della supernova. In un momento compreso tra le due osservazioni, forse proprio mentre Jones stava guardando in quella zona, l'onda d'urto proruppe dalla superficie della stella originando un lampo di radiazioni ultraviolette dure (di alta frequenza) che lasciò ben presto il passo alla luce visibile. Il fatto che siano occorse solo due ore circa dopo il collasso del nucleo stellare perché l'onda d'urto arrivasse alla superficie della stella e desse il via alla manifestazione visibile ha contribuito a fugare il dubbio iniziale che fosse stata davvero la stella blu Sk -69° 202 a esplodere. L'arrivo della radiazione luminosa in un tempo così breve escludeva l'eventualità che la progenitrice della supernova fosse una supergigante rossa: anche un onda d'urto molto veloce, infatti, impiegherebbe quasi una giornata per percorrere interamente in una stella di quest'ultimo tipo. Oltre a ciò gli astronomi hanno potuto osservare indirettamente il lampo ultravioletto alcuni mesi più tardi, quando il satellite IUE ha rilevato l'emissione di un guscio di gas intorno alla supernova, alla distanza di circa un anno luce. Il gas, presumibilmente materiale espulso a opera del vento stellare durante la fase di supergigante rossa iniziata 40.000 anni prima, venne ionizzato quando il lampo di radiazione ultravioletta lo raggiunse.  Basandosi sull'osservazione di questa radiazione secondaria Claus Fransson dell'Università di Stoccolma ha desunto che la prima emissione luminosa della supernova proveniva da materia alla temperatura di circa mezzo milione di kelvin. Temperature così alte, e la conseguente emissione di radiazione ultravioletta molto dura, possono verificarsi quando un'onda d'urto di grande potenza erompe dalla superficie di una stella di dimensioni relativamente limitate. Avendo a disposizione una superficie più ridotta sulla quale distribuire la propria energia, infatti, l'onda d'urto genera una temperatura più elevata e inoltre accelera la materia a velocità maggiori. Lo spostamento Doppler delle righe spettrali nei primi spettri ultravioletti e ottici indicava che tale materia era stata espulsa dalla stella a una velocità pari a circa 1/10 di quella della luce. L'espansione raffreddò gli strati esterni della giovane supernova e l'emissione predominante si spostò rapidamente dal ultravioletto alle lunghezze d'onda del visibile registrate nelle prime fotografie, che corrispondono a temperature più basse. In questa fase iniziale e la luminosità bolometrica (cioè l'emissione totale in tutte le lunghezze d'onda, dall'infrarosso all'ultravioletto) calava molto rapidamente ma quella visibile aumentava, facendo della supernova uno spettacolo sempre più notevole del cielo notturno. Dopo circa un mese, a quanto ne indicano i calcoli, tutta l'energia depositata dall'onda d'urto era sfuggita sotto forma di radiazione pur era stata impiegata per accelerare la materia espulsa, eppure la supernova diventava sempre più brillante alle lunghezze d'onda del visibile. A questo punto, giunti ormai ad aprile, era un'altra fonte di energia a provocare gran parte dell'emissione luminosa: il decadimento degli isotopi radioattivi prodotti nell'esplosione. Quasi tutti i teorici avevano previsto la formazione di questi ultimi in una supernova di tipo II, ma erano impazienti di vedere quanti ne erano stati prodotti in SN 1987A, e che effetto avrebbero avuto. Per varie settimane dopo il raggiungimento del massimo di luminosità non fu possibile vedere direttamente materiale radioattivo. In agosto, però, i frammenti in espansione si erano rarefatti a sufficienza da permettere a parte della radiazione generata dal decadimento di sfuggire senza subire diffusione. Prima il satellite giapponese Ginga e poco dopo gli strumenti sulla stazione spaziale sovietica Mir rilevarono raggi X alle energie che Philip A. Pinto dell'Università della California a Santa Cruz, Rashid  Sunyaev e S.A.Grebenev dell'Istituto Sovietico di ricerche spaziali e altri ricercatori avevano previsto come risultato della diffusione dei raggi gamma dovuti a decadimento del cobalto 56. Una volta individuati i raggi X, i raggi gamma stessi non potevano tardare; l'annuncio della loro scoperta, sulla base dei dati di un rivelatore a bordo del satellite Solar Maximum Mission, giunse a dicembre, seguito poco dopo da una conferma ottenuta con rivelatori a bordo di palloni sonda lanciati dall'Australia e dall'Antartide. Donald D. Clayton della Rice University e i collaboratori avevano previsto già diversi anni fa che una supernova dovesse produrre raggi gamma alle energie e poi osservate, ma il momento preciso della loro comparsa rappresentò una sorpresa: i teorici avevano ipotizzato che in una supernova di tipo II gli strati della stella esplosa si espandessero con simmetria radiale, nel qual caso i raggi X avrebbero dovuto rimanere nascosti fino a 100 giorni circa più tardi di quanto non siano stati osservati in realtà. La loro comparsa così precoce significava che il nucleo della stella si era rimescolato, cioè il materiale proveniente dagli strati interni era stato scagliato nell'involucro di elio sovrastante o forse addirittura in quello di idrogeno, ancora più esterno. In effetti, l'allargamento Doppler delle righe dello spettro gamma ha dimostrato che parte del cobalto si muoveva a ben 300 km al secondo,1 velocità sufficiente a sorpassare il materiale più lento alla base dell'involucro di idrogeno.
Più o meno contemporaneamente alla comparsa del cobalto, le emissioni provenienti dalle regioni più profonde della supernova hanno evidenziato la presenza di altri elementi pesanti. I raggi gamma e X prodotti nel nucleo della stella erano ancora soggetti a diffusione, mentre un addensamento di righe spettrali atomiche in assorbimento bloccava le emissioni visibili e ultraviolette: è stat l'emissione nell'infrarosso a offrire la prima immagine degli elementi pesanti che la supernova stava disperdendo nello spazio. Quasi tutta la radiazione infrarossa viene assorbita dall'atmosfera terrestre, ma alcune frequenze riescono a raggiungere il suolo; perciò L'Anglo-Australian Telescope di Coonabarabran, i Mount Stromlo and Siding Spring Observatories di Woden (due località australiane) e il Cerro Tololo Inter-American Observatory in Cile hanno cominciato a studiare queste frequenze subito dopo l'esplosione della supernova. E' stato però il Kuiper Airborne Infrared Telescope della NASA in volo a bordo di un aereo alla quota di 12000 metri, a raccogliere dati più completi dall'autunno 1987.
All'inizio del 1989 a due anni dall'esplosione, la luminosità della supernova stava ancora diminuendo regolarmente, in conformità con il decadimento esponenziale del cobalto 56 radioattivo (a parte il mancato contributo di quella frazione dei raggi X e gamma che ora riusciva a sfuggire direttamente e quindi non contribuiva alla curva di luce). L'assenza di tracce di altre fonti di energia oltre al decadimento radioattivo cominciava a stupirei teorici: il lampo di neutrini aveva infatti annunciato la nascita di una stella di neutroni, ma queste stelle di solito, emettono una gran quantità di radiazioni, o per riscaldamento della materia che cade su di esse o agendo come pulsar. (Una pulsar e una stella di neutroni in rapida rotazione dotata di un intenso campo magnetico che produce un fascio rotante di radiazione). Ma dov'era la stella di neutroni di SN 1987A? Si era forse formata in un primo tempo per poi svanire trasformandosi in un buco nero? Tuttavia se un buco nero avesse avuto origine dei primissimi secondi dell'evento, il lampo di neutrini sarebbe stato troncato e comunque la massa del solo nucleo di ferro coinvolto nel collasso era inferiore al limite minimo di circa due masse solari necessario per formare un buco nero se una massa sufficiente a raggiungere tale limite fosse caduta in seguito sulla stella di neutroni, tutto il nichel radioattivo sarebbe scomparso e la supernova sarebbe risultata molto più debole.
Il destino della stella di neutroni non è il solo mistero che accompagna lo studio di SN 1987 A. abbiamo già sottolineato il successo delle previsioni teoriche e la splendida complementarità tra le osservazioni; tuttavia anche prima della comparsa dell'ipotetica pulsar si erano manifestate anomalie. Quattro ore prima della individuazioni di neutrini al Kamiokande all'IMB, un rivelatore nel traforo del Monte Bianco aveva registrato un lampo di neutrini ben distinto, e sembra che anche due rivelatori di onde gravitazionali (sensibili a fortissime emissioni di energia gravitazionale) situati a Roma e nel Maryland abbiamo registrato segnali coincidenti con l'arrivo di questi primi neutrini. A che cosa potrebbe essere dovuto questo straordinario lampo di energia quattro ore prima del collasso del nucleo? Ancora una volta non si conosce la risposta. Diversi mesi dopo l'esplosione si è palesato un altro mistero: è apparsa una seconda sorgente luminosa pari a circa 1/10 di quella della supernova e distinguibile dalla sorgente principale solo mediante una tecnica indiretta, l'interferometria a macchie. Nel giugno 1987 la seconda misteriosa sorgente era ormai scomparsa per non riapparire mai più. I dubbi su queste osservazioni e le controversie sulla loro interpretazione evidenziano un altro aspetto importante dello studio della supernova: in gran parte delle discipline scientifiche un risultato viene accettato solo se è riproducibile, nel caso di SN 1987 A siamo di fronte a un avvenimento che potrebbe non ripetersi per secoli a distanza utile per l'osservazione. Quando la nostra capacità interpretativa viene a mancare, il meglio che si possa fare è registrare e archiviare attentamente tutti i dati sperando che qualche scienziato del futuro possa giungere a capirli. Anche con queste ombre, gli ultimi anni hanno portato a progressi notevolissimi nello studio di supernove di tipo II.
Per noi e per le centinaia di altri astronomi che hanno collaborato per documentare uno dei fenomeni celesti più imponenti mai verificatisi, è stato un periodo di entusiasmo, collaborazione scientifica e gratificazione intellettuale senza pari, un avvenimento assolutamente irripetibile.