Ispirati dalla foto di Mauro Bachini abbiamo deciso di provare a fotografare una supernova, quella in NGC4647.
Non che avessimo grandi aspettative, la strumentazione della cupola degli Astrofili Pisani – Associazione Astrofili Galileo Galilei, non è pensata per questo, ma nell’attesa dell’arrivo della notte astronomica, perché non provare?
E…con molto stupore, ci siamo riusciti! La nostra prima supernova!
E’ la stellina (nemmeno tanto piccola) indicata nella freccia. I fotoni hanno fatto un bel viaggetto per arrivare fin qui, 63 milioni di anni, secondo più secondo meno.
Non solo: la supernova è stata scoperta il 16 aprile da Koichi Itagaki ma ancora il 19 Giugno, un mese dopo, è ancora luminosissima. Ricco di galassie il campo stellare, come sempre nella zona della costellazione della Vergine. Accanto ad NGC4647 “svetta” la galassia M60, più grande e luminosa, con cui NGC4647 ha cominciato ad interagire.
Ma cosa abbiamo fotografato di preciso?
La descrizione del nostro socio Marco Monaci ci aiuta a comprendere meglio il fenomeno.
“Le supernovae di tipo Ia sono il “prodotto” finale di un sistema binario costituito da una nana bianca e da una stella non degenere (una gigante rossa tipicamente).
La nana bianca, costituita essenzialmente da carbonio e ossigeno, è il risultato di una precedente evoluzione stellare di una stella di media massa.
Per capire bene il processo, è necessario sapere che la nana bianca di C-O è una stella degenere, ovvero il collasso gravitazionale è controbilanciato dalla pressione di degenerazione degli elettroni (un fenomeno puramente quantistico). La nana bianca accumula materiale sulla sua superficie, prendendo tale materiale dalla stella compagna. Il materiale accumulato sulla superficie aumenta sia la pressione che la temperatura della nana bianca, che si avvicina al limite di Chandrasekhar (superato il quale la stella collassa diventando una stella di neutroni). Una volta che questo limite viene raggiunto (o comunque ci si avvicina molto) la nana bianca raggiunge le condizioni di temperatura e pressione per innescare la fusione nucleare del carbonio (prima) e dell’ossigeno (dopo).
In una stella “normale” le reazioni nucleari sono autoregolate dall’espansione del gas: se le reazioni aumentano, la stella si espande, si raffredda e le reazioni rallentano, riportando la stella in equilibrio. Nel caso di una stella degenere, la pressione degli elettroni è indipendente dalla temperatura, quindi anche se le reazioni procedono sempre più rapidamente la stella non si espande, e non si raffredda. Poiché le reazioni nucleari sono regolate dalla temperatura (più la temperatura è alta e più le reazioni sono efficienti) la nana bianca incappa in un thermonuclear runaway, ovvero una esplosione termonucleare violenta, data di fatto dalla detonazione rapidissima del carbonio.
La stella quindi esplode come supernova.
Poiché l’esplosione avviene sempre più o meno allo stesso momento (al limite di Chandrasekhar), la luminosità assoluta è pressoché costante, rendendo le supernovae di tipo Ia delle candele standard.”
Scheda tecnica
Pose: Scatto singolo
Integrazione: 7 minuti senza dark, flat o bias
Telescopio o obiettivo di acquisizione: Vixen ed115s – Apertura 115 mm – Focal Length 890 mm f/7,7
Camera di acquisizione: ZWO294MC Pro
Montatura: Celestron CGEM-DX
Telescopio o obiettivo guida: Orion 80mm Short Tube
Camera di guida: Starlight Xpress Lodestar x2
Kit Software:
Luoghi: Osservatorio remoto di proprietà dell’Associazione Astrofili Galileo Galilei Pisa presso l’Astronomical Center Lajatico
Data: Giugno 2022
Autore: Luigi Gargiulo
