La scoperta della supernova SN 2024bch nella galassia NGC 3206 ha messo alla prova i modelli classici dell’evoluzione stellare. Nonostante le righe spettrali rivelino la presenza di materiale in rapida espansione, la particolarità di questa supernova sembra risiedere in un meccanismo fisico che non richiede violente collisioni. Un risultato che ridefinisce i criteri di ricerca per l’astronomia multimessaggera.
Il 29 gennaio 2024, il cielo sopra la costellazione dell’Orsa maggiore ha rivelato un nuovo, violento sussulto cosmico. L’astronomo amatoriale e “cacciatore” di supernove Patrick Wiggins, scrutando la vicina galassia a spirale NGC 3206 (distante circa 65 milioni di anni luce), ha individuato un bagliore improvviso, poi denominato SN 2024bch. L’evento è stato immediatamente segnalato alla comunità scientifica internazionale, dando il via a una delle campagne di osservazione più dettagliate degli ultimi anni per una supernova di tipo II.
Le supernovae di tipo II rappresentano l’atto finale di stelle massicce che, esaurito il combustibile nucleare, crollano sotto il proprio peso per poi rimbalzare in un’esplosione cataclismica. Tuttavia, SN 2024bch ha mostrato fin da subito un carattere singolare. Nei suoi primi spettri apparivano righe di emissione strette e ad alta ionizzazione, una firma che solitamente gli astronomi associano a una “supernova interagente”: un’esplosione in cui i detriti urtano violentemente contro un guscio denso di materiale espulso dalla stella negli anni precedenti la sua morte. Ma, come spesso accade in astrofisica, le apparenze possono ingannare.
Alla pagina precedente: rappresentazione artistica di SN 2023ixf, una delle supernovae di tipo II più vicine dell’ultimo decennio, e a oggi tra le più brillanti. Crediti: M. Weiss
LA FORZA DEI DATI
Per decifrare l’enigma di SN 2024bch, il team guidato dai ricercatori dell’Istituto nazionale di astrofisica, principalmente dell’Osservatorio astronomico d’Abruzzo e da quello di Padova, ha messo in campo una vera e propria flotta di strumenti. La tempestività è stata fondamentale. Grazie all’utilizzo del telescopio Schmidt da 67/92 cm e del telescopio Copernico da 1,82 metri situati presso l’osservatorio di Asiago (Cima Ekar), è stato possibile ottenere una copertura fotometrica e spettroscopica quasi quotidiana nelle prime fasi dell’evento. A questo si è aggiunto il contributo fondamentale del telescopio Wot (Wide-field Optical Telescope) di Campo Imperatore. Questa sinergia tra osservatori italiani ha garantito un dataset di altissima qualità, permettendo di misurare con estrema accuratezza come la luminosità della supernova variasse nel tempo e quali elementi chimici venissero forgiati ed espulsi nel caos dell’esplosione.
UNA FISICA SENZA URTI
L’analisi dei dati ha rivelato una realtà sorprendente. Tradizionalmente, la presenza di righe spettrali strette nelle supernovae viene spiegata attraverso l’urto tra gli ejecta (i detriti dell’esplosione) e il mezzo circumstellare (Csm). In questo processo, parte dell’energia cinetica degli ejecta viene convertita in luce, aggiungendo un contributo di luminosità supplementare rispetto alle classiche supernove. Tuttavia, per SN 2024bch, i modelli teorici applicati dal team hanno mostrato che la curva di luce poteva essere modellata perfettamente senza ipotizzare alcuno scontro violento.
L’energia che alimenta il bagliore di questa supernova proviene “semplicemente” dal decadimento radioattivo del nichel-56 prodotto durante l’esplosione e dalla ricombinazione dell’idrogeno negli strati esterni. Il grosso della massa espulsa dalla stella è di circa cinque volte la massa del Sole, ed è circondata da un inviluppo esteso ma estremamente rarefatto di appena 0,2 masse solari. È un comportamento “asociale”: la stella muore circondata dai suoi stessi resti, ma senza interagire con essi in modo distruttivo.
Di fianco: la near-infrared camera del telescopio spaziale James Webb mostra il guscio di materiale in espansione che si scontra con il gas espulso dalla stella prima che esploda. Crediti: Nasa/Esa/Csa/STScI/D.
RIGHE IN MOVIMENTO
Un dettaglio cruciale a supporto di questa interpretazione proviene dall’analisi spettroscopica e in particolare dallo studio delle righe strette visibili nei primi giorni dell’evento. Infatti, se il guscio di gas circumstellare si trova sufficientemente vicino alla sorgente luminosa, la luce della supernova esercita una costante pressione su di esso, causando un progressivo aumento della sua velocità. Questo fenomeno, già osservato in altre supernove (per esempio SN 2023ixf) è noto come accelerazione radiativa. Tuttavia, in SN 2024bch è stata osservata un’evoluzione opposta: i picchi delle righe strette, inizialmente spostati verso il blu di circa 240 km/s, sono progressivamente tornati verso le loro lunghezze d’onda a riposo, stabilizzandosi su un blueshift di soli 30 km/s.
Questo fenomeno è stato interpretato come un effetto geometrico simile a un’eco di luce. Analizzando il tempo di percorrenza impiegato dai fotoni necessari per raggiungere il picco di luminosità di queste righe (avvenuto circa 3,4 giorni dopo l’esplosione), i ricercatori hanno stimato che il guscio di idrogeno si trovi a ben 44 miliardi di chilometri dalla stella che lo ha prodotto. In SN 2024bch, l’interazione tra i detriti della supernova e il mezzo circumstellare non ha contribuito alla luminosità iniziale semplicemente perché gli ejecta erano ancora troppo lontani dal gas circostante.
LA SPALLA BLU
La conferma definitiva di questa “distanza di sicurezza” è arrivata 69 giorni dopo l’esplosione. Solo a quel punto i detriti scagliati dall’esplosione, a velocità di quasi 10mila km/s, hanno finalmente raggiunto il materiale circumstellare. La prova fisica di questo contatto è la comparsa di una “spalla blu” (blue shoulder) nel profilo della riga H-alfa, un segnale inequivocabile dell’inizio dell’interazione fisica tra ejecta e Csm. Tuttavia, anche in questa fase, la conversione di energia cinetica in radiazione è rimasta marginale, non influenzando in modo significativo la luminosità totale della supernova.
L’ILLUSIONE DELLA FLUORESCENZA
Se non c’è interazione dinamica tra ejecta e materiale circumstellare, come si spiegano quelle righe spettrali così energetiche nelle prime fasi dell’esplosione? La risposta è da ricercare in un peculiare fenomeno fisico: la fluorescenza di Bowen. Nei primi istanti dopo l’esplosione, un flash intensissimo di radiazione ultravioletta (lo shock breakout) investe il gas circostante. Questi fotoni estremamente energetici eccitano e ionizzano gli atomi di elio, azoto e ossigeno presenti nel guscio di gas esterno, costringendoli a emettere luce a frequenze specifiche: è un’emissione indotta dall’irraggiamento, non per collisione.
L’IDENTIDENTIK DEL PROGENITORE
Analizzando la fase nebulare – ovvero quando i detriti diventano abbastanza trasparenti da permetterci di vedere nelle viscere dell’esplosione, dove la materia è stata sottoposta a vari cicli di bruciamenti nucleari – il team ha potuto stimare la massa di ossigeno prodotta dall’evento: tra 0,8 e 1,4 masse solari. Questi valori sono la “pistola fumante” che ci permette di risalire alla massa originaria della stella prima che morisse. Il “colpevole” è una stella massiccia, un colosso con una massa iniziale compresa tra le 15 e le 20 masse solari. Negli ultimi anni della sua vita, questa stella ha subito una perdita di massa significativa ma non catastrofica, creando quel guscio leggero che ha tratto in inganno gli osservatori iniziali. SN 2024bch appartiene dunque alla classe di supernove di tipo II a declino veloce, oggetti che rappresentano un anello di congiunzione fondamentale per capire come le stelle più grandi dell’universo perdono i loro strati esterni prima di collassare.
Illustrazione della perdita di massa di una stella progenitrice di supernova di tipo II, prima che avvenga la sua esplosione. Crediti: M. Weiss/CfA
I FALSI CANDIDATI
La scoperta di SN 2024bch non è solo un successo dell’astronomia ottica, ma lancia un monito cruciale a tutto il settore dell’astronomia multimessaggera. Oggi la comunità scientifica investe enormi risorse in esperimenti come KM3NeT, il gigantesco telescopio per neutrini in costruzione nelle profondità del mar Mediterraneo, o IceCube in Antartide. L’obiettivo è captare i neutrini ad alta energia, particelle elusive che dovrebbero essere generate proprio negli urti violentissimi tra supernovae e mezzo circumstellare.
Spesso, l’osservazione di righe spettrali ad alta ionizzazione (la cosiddetta flash spectroscopy) viene interpretata come il segnale inequivocabile di un’interazione in corso, rendendo l’evento un candidato perfetto per la ricerca di neutrini. Tuttavia, il caso di SN 2024bch dimostra che questa deduzione può rivelarsi fallace. Se il meccanismo dominante è la fluorescenza e non l’urto cinematico, vengono a mancare le condizioni fisiche per l’accelerazione di particelle, necessarie alla produzione di flussi misurabili di neutrini.
In un’epoca in cui la caccia alla scoperta del secolo e la ricerca di visibilità mediatica possono spingere a conclusioni affrettate, lo studio rigoroso dell’Inaf su SN 2024bch ci ricorda l’importanza di un’analisi fisica profonda. Non tutto ciò che brilla intensamente è una sorgente multimessaggera. Distinguere tra interazioni dinamiche reali e fenomeni radiativi diventa quindi fondamentale, soprattutto in un’epoca in cui grandi infrastrutture dedicate all’astronomia multimessaggera richiedono strategie osservative mirate ed efficienti. Episodi come SN 2024bch invitano a mantenere un approccio cauto e rigoroso nell’identificazione delle sorgenti più promettenti, così da valorizzare al meglio le risorse scientifiche disponibili.
SN 2024bch nella galassia NGC 3206 e osservata nel febbraio 2024. Crediti: M. Marchini/G. Masi