Non si può certo dire che il nuovo anno sia iniziato sotto tono per quanto concerne le scoperte di SNe.
Il 5 gennaio, il gruppo del L.O.S.S. ( col telescopio KAIT dell’oss. Lick, a Berkeley in California) ha individuato, nella parte orientale della famosa spirale NGC 7331 (Peg), la SN 2014 C (tipo Ib) che, da allora, è salita quasi fino alla mag.+14,7 nel visuale; da notare che nella stessa galassia, solo 8 mesi prima, era apparsa un’altra SN discretamente brillante, la 2013 bu, scoperta dall’astrofilo giapponese K. Itagaki.
Passati alcuni giorni, il 14 fa capolino nella parte W di NGC 3448 (UMa) la SN 2014 G, del raro tipo IIpec., scoperta anche questa da Itagaki, un evento che ha suscitato molto interesse da parte dei professionisti, essendo diventato discretamente luminoso (mag.+14,5).
Ma il pezzo da novanta arriva una settimana dopo: nella prima parte della notte del 21, esattamente il 21,81 (T.U.), viene scoperta dal Prof. Steve Fossey, e dal suo gruppo di studenti dell’osservatorio dell’Università di Londra, una brillante SN di mag.+11,7 (+10,5 in R) nella “vicina” galassia peculiare NGC 3034 (M82), utilizzando un riflettore di 35 cm. di diametro.
M82 è certamente una galassia molto fotogenica, a causa della sua struttura particolare (è classificata come S Irr), testimone di una precedente interazione mareale con un altro membro del suo gruppo e, per la sua bellezza, ogni notte è il soggetto di svariate immagini, sia di professionisti che di amatori, tanto che non c’è da meravigliarsi che siano state realizzate svariate foto prima della scoperta.
Stranamente, questa stella ospite non è però stata individuata nei giorni precedenti quando era gia’ visibile alla mag.+15,6 circa (Itagaki) o di +16,3 (L.O.S.S.), forse a causa del denso affollamento di sorgenti luminose presenti nell’area. M82 ha infatti una brillanza superficiale molto elevata, e i programmi automatici di riconoscimento degli eventi transienti possono fallire, come può accadere persino all’occhio allenato di una bravo ricercatore come Itagaki (che non l’ha rilevata in ben 5 immagini antecedenti alla scoperta, ottenute con cadenza giornaliera!).
A causa della sua breve distanza, di circa 3,6 Megaparsec (Mpc), equivalenti a quasi 11,7 milioni di anni luce, è prevedibile che questo evento possa diventare molto luminoso, anche più della magnitudine apparente +10, e quindi osservabile anche con piccoli telescopi; ciò la renderebbe la più brillante SN degli ultimi 27 anni (dall’ormai lontano febbraio del 1987, quando apparve la 1987 A in LMC), riuscendo anche probabilmente ad eguagliare la SN2011fe in NGC 5457 (M101 in UMa), che raggiunse la mag.+9,8.
Naturalmente, dopo la scoperta del 21, una nutrita schiera di telescopi, sia a terra che nello spazio, si è buttata a studiare questa stella in esplosione, per non parlare dell’esercito di astrofili, da ogni parte del globo, che ha riempito i siti internet dedicati, con immagini e report osservativi (oltre un centinaio).
Vediamo allora in dettaglio la breve, ma già intensa storia di questa SN così importante per la moderna astrofisica. La galassia M82, fino agli inizi del 2004, non aveva mostrato esplosioni stellari, fatto alquanto strano per una “starburst “ galaxy quale è. Poi, finalmente, il 5 marzo del 2004 il gruppo del L.O.S.S. vi ha scoperto la SN 2004 am, di mag.+17,0.
Probabilmente per il solito motivo di trovarsi annidata in una densa regione nebulare HII, l’oggetto non era stato individuato in immagini d’archivio ottenute in precedenza, nonostante fosse già visibile alla mag.+16,.0 il 21/11/ 2003. L’analisi spettrale la classificò di tipo II, con forte arrossamento dovuto all’elevata presenza di polveri interstellari nella zona d’origine (si rilevarono ben 5 magnitudini di estinzione nel visuale!).
Dopo poco più di 2 anni e mezzo, M82 fece riaccendere i riflettori su di sé per la scoperta di un significativo flusso radio proveniente dal suo centro (con un picco di circa 120 mJy), avvenuto tra il 29/10/2007 ed il 24/3/2008 (data di scoperta del radiotelescopio VLA in New Mexico). Anche se direttamente non venne ottenuta l’immagine ottica dell’evento esplosivo, la spiegazione più ovvia, per un simile transiente durevole, parve essere l’esplosione di una radio SN, probabilmente di tipo core collapse; di conseguenza, le venne assegnata la denominazione ufficiale SN 2008 iz dal CBAT di Boston.
Ma non è finita: dopo poco più di un anno, sempre tramite il grande radiotelescopio VLA, venne scoperto un altro transiente ottico tra l’1 e il 5 maggio del 2009, con caratteristiche spettrali simili al precedente. Indagini spettroscopiche nel vicino infrarosso col grande riflettore “Gemini Nord” (dell’11 giugno) non evidenziarono alcun evento esplosivo dopo gli inizi di maggio, e neanche un eventuale progenitore in immagini d’archivio di mesi precedenti l’eventuale esplosione (ammesso che il tipo di SN fosse anche qui II o I b/c). Come per la precedente SN 2008 iz, anche per questa probabile SN radio non è stato possibile associare la sua posizione, entro un errore di 1/3 di sec. d’arco, con le innumerevoli sorgenti presenti nelle immagini X del telescopio spaziale Chandra, a causa del denso affollamento di simili sorgenti nel nucleo di M82 (per lo più resti di SNe o binarie X). Per questo evento più incerto non è mai stata assegnata una denominazione ufficiale.
Riassumendo, abbiamo almeno 3 eventi esplosivi nell’arco di soli 5 anni (2004 – 2009) e, con l’ultima scoperta, arriviamo a 4 SNe in circa 10 anni: non male per una galassia con una popolazione stellare decisamente minore della nostra Via Lattea, o della compagna M81. Ma, naturalmente, dato il brevissimo intervallo di tempo considerato, non è certo possibile dire che in M82 appaia una SN ogni circa 2 anni! Il lungo digiuno di circa 1 secolo precedente al 2004 lo testimonia…
Fino a pochi giorni fa M82 aveva prodotto solo SNe di tipo II (o eventualmente I b/c), cioè SNe originate dal collasso del core stellare: sono gli eventi più frequenti, specialmente in una galassia “starburst” con popolazione stellare giovane. Ma ogni tanto spuntano alla ribalta anche oggetti di natura diversa come le SNe di tipo Ia, e, guarda caso, quest’ultima SN appartiene proprio a questa categoria specifica. Per questo evento si può disporre, fortunatamente, di varie stime di magnitudini su immagini precedenti la scoperta del 21 gennaio, ovvia conseguenza del fatto, come si è già detto, che una galassia così famosa e spettacolare, ogni notte è tenuta sotto controllo da molti osservatori, anche occasionali, che ne realizzano immagini anche per il solo fine estetico, e non a scopi di ricerca. Le varie comunicazioni pervenute al noto sito gestito da D. Bishop, il “Latest Supernovae”, lo confermano:
K. Itagaki 2014/01/15.570 +14.4 (V) Antartic Survey Tel. 15.827 +14.38 (U) L.O.S.S. 16.38 +13.3 (V) K. Itagaki 16.64 +13.9 (V) K.Itagaki 17.61 +13.3 (V) Antartic Survey Tel. 17.69 +13.1 (U) K.Itagaki 19.62 +12.2 (V) MASTER – Tunka 19.74 +11.8 (V) Antartic Survey Tel. 19.83 +11.97 (U) K. Itagaki 20.62 +11.9 (V) MASTER – Tunka 20.68 +11.6 (V)
Interessante notare la curva di luce provvisoria che il gruppo del L.O.S.S. ha pubblicato in rete, dove si può dedurre parte della veloce salita fotometrica dell’evento dopo l’esplosione iniziale.
CURVA DI LUCE DEL L.O.S.S.
La prima immagine in assoluto è perciò quella di Itagaki, esattamente del 15.57. L’indagine specifica degli astronomi non si fa attendere molto; dal 21 gennaio, come un virus in rete, si diffonde subito la notizia dell’apparizione di una brillante SN in uno degli oggetti più belli del catalogo di Messier.
Il primo spettro proviene dal riflettore ARC di 3.5 m. di diametro, all’Osservatorio di Apache Point ( New Mex), il 22.305: sono ben evidenti le righe in emissione del Si II, con v = 20.000 Km./sec. circa, nonché le righe del Na D in assorbimento; è la classica firma delle Ia. Poche ore dopo, il 22.400, un secondo spettro ottenuto dall’Osservatorio Higashi di Hiroshima, col riflettore Tanaka di 1.5 m. , rivela una velocità di espansione delle righe del Si II di circa 15.000 Km./sec., confermando il tipo Ia (ad alta velocità), una settimana circa prima del massimo. Il primo report fotometrico nell’infrarosso è del 22.760 e fornisce i valori di: J = 9,94 +/-0,06 ; H = 9,83 +/-0,06; K = 9,80 +/-0,08.
Nel dominio X anche le più accurate analisi profonde dell’area, eseguite col telescopio spaziale Chandra, non evidenziano alcun segnale associato alla nana bianca in fase finale di accrescimento pre esplosivo. Il 23.30 le indagini profonde si spostano nel campo delle frequenze radio/millimetriche (VLA e CARMA); a queste lunghezze d’onda la palla di fuoco dell’esplosione non si mostra affatto, è perciò deducibile una bassa densità del mezzo interstellare entro un raggio di circa 10 miliardi di km (confrontabile con le dimensioni del diametro dell’orbita di Nettuno) attorno alla posizione della SN. Identico risultato, poche ore dopo, col grande telescopio radio GMRT il 23.78.
In una simile caccia al progenitore non potevano rimanere esclusi i colossali telescopi ottici dell’ultima generazione: il Large Binocular Telescope (LBT) fornisce un limite superiore di mag. apparente nella zona dell’esplosione, su immagini del 4 gennaio, corrispondente a +24,3 R (con 3 sigma), che equivalgono, a quella distanza, a una sorgente di mag. assoluta M = -3,4 .
Ulteriori spettri, realizzati con i telescopi “I. Newton” di 2,5 m alle Canarie e “G.D. Cassini” di 1,5 m all’Osservatorio di Loiano (Bo), confermano il forte arrossamento di questa SN, stimabile in B-V = 1,2.
E il telescopio spaziale Hubble (HST)? Non ha certo continuato le sue osservazioni di altri oggetti, ma anche lui si è concentrato sulla ricerca di un eventuale progenitore che, in caso di risultato positivo, diverrebbe una scoperta epocale dato che mai, in precedenza, nessun altro strumento era riuscito nell’impresa (le nane bianche, e le loro compagne di tipo solare/sub gigante nel sistema binario, non sono certo stelle luminose da potersi osservare in galassie esterne).
Determinata con elevata precisione la posizione della 2014 J, sono state esaminate 3 immagini (a 435, 555 e 814 nm) ottenute il 27/3/2006: ma, anche in questo caso, non sono emersi alla luce candidati progenitori, sia nei dati della ACS (Advance Camera for Survey) sia della WFC (Wide Field Camera).
Il team dell’HST (Atel N.5824 del 28 gen.) conclude sottolineando che, nonostante la ricerca abbia fissato dei limiti superiori di mag. apparente +23,3 a 435nm, +23,4 a 555 nm e +24,5 a 814 nm, in linea con le precedenti ricerche del LBT, si può pensare alla possibilità che il progenitore di 2014 J sia del tipo nova classica (come per esempio U Sco = nana bianca + secondaria sub gigante), o anche nova ricorrente (RS Oph / T CrB = nana bianca + gigante rossa), e che questi limiti non possano escludere del tutto la possibilità che tali sistemi doppi siano i potenziali progenitori di SNe Ia.
Rimane però un fatto: recenti osservazioni, proprio dell’HST, alla ricerca di progenitori di SNe Ia, nei residui gassosi delle esplosioni storiche avvenute nella nostra galassia, non hanno sortito alcun risultato, cioè non sono stati individuati eventuali compagni di tipo: gigante rossa, sub gigante o stella tipo solare, entro distanze di alcuni anni luce dal centro del residuo (Cas A = SN Ia del 1667 / Lup A = SN Ia del 1006).
Dai risultati di queste ricerche sembra venire messo in discussione il modello classico della singola degenere, accettato da decenni dalla comunità scientifica, con conseguente riconsiderazione del modello alternativo della doppia degenere (2 nane bianche legate in un sistema binario stretto che si fondono, per perdita di momento angolare, con conseguente esplosione termonucleare).
Ritorniamo, dopo queste interessanti considerazioni astrofisiche, al comportamento della nostra stella ospite. Il 25 gennaio anche il grande telescopio Herschel, di 4,2 m all’Osservatorio di La Palma (Canarie), realizza spettri ad alta risoluzione ottenendo valori di v = 13.400 km/sec per le righe del Si II, confermando un sensibile rallentamento del guscio gassoso in espansione. Ulteriori stime fotometriche (del 25.87) vengono ottenute al telescopio dell’ Università “N. Copernicus” in Polonia, e sembrano mostrare l’inizio della fase di massimo della curva di luce.
Un altro aspetto interessante di questa brillante SN viene evidenziato dalle analisi spettro polarimetriche (del 28.16) col riflettore di 2,2 m all’Osservatorio di Calar Alto (Spagna), che mostrano una marcata polarizzazione del continuo spettrale, dal 6,5% (B) al 2% (R), da cui si può dedurre che i grani di polvere interstellare e intergalattica, lungo la linea di vista tra noi e la SN, hanno dimensioni minori di quelli tipici del disco della nostra galassia (M82 si trova infatti lontano dal piano della Via Lattea).
Il 28.13, sempre col riflettore Herschel, si deducono i valori: riga del Si II (635,5 nm) con v = 12.600 km/sec, riga del C II (658 nm) con v = 13.700 km/sec , riga del S II (546.8 nm.) con v = 12.150 km/sec, che mostrano un basso gradiente di diminuzione della velocità di espansione. In questa fase, circa 20 giorni dopo l’esplosione iniziale (data plausibile 14 gennaio?), il residuo gassoso ha già percorso oltre 25 miliardi di km, alla spaventosa velocità media di circa 14.000 km/sec! Dal 27 gennaio la fase di crescita fotometrica si è praticamente conclusa, e l’evento si assesta nel massimo largo della curva di luce; alcune stime di osservatori non professionisti riportano la mag.+10,6 costante (dal 27 al 31 gen.), probabile max.(V).
Rimane comunque un fatto importantissimo: anche se questa SN non eguaglierà la luminosità apparente della recente 2011 fe in M110, è la più vicina Ia degli ultimi 42 anni, da quando, il 15 maggio 1972, l’astronomo C. Kowal scoprì la 1972 E in NGC 5253 (Cen), distante circa 10 mil. di anni luce, che raggiunse la mag.+7,2! …e che divenne, per svariati anni seguenti, la SN Ia di riferimento principale. E se non avesse sofferto di oltre 1 magnitudine di estinzione, 2014 J avrebbe potuto raggiungere la +9.5 (V) circa, corrispondente ad una M = -18,2 , valore sensibilmente inferiore alla mag. assoluta di una Ia tipica (-19,0), fatto che implicherebbe una estinzione un po’ più elevata di quanto finora indicato.
Dopo una sosta di oltre 2 settimane nella fase di max., quindi dalla metà di febbraio, la sua luminosità (in V) subirà una prima veloce diminuzione (di circa 2,5 mag. in una trentina di giorni), seguita da un più lento calo per almeno un anno (di oltre 5 mag.), a causa della sensibile diminuzione della densità dei gas espulsi, che diverranno sempre più trasparenti e freddi. Alla fine di quest’anno, la 2014 J si porterà perciò fuori della portata anche dei maggiori strumenti amatoriali, e resteranno visibili, per parecchi anni, solo le ceneri della sua potente esplosione con i più grandi telescopi professionali.
Si ringrazia il Dott. Andrea Pastorello (Osservatorio Astronomico di Padova) per la gentile supervisione.
Giancarlo Cortini (Presidente del “Gruppo Ricerca SNe Fritz Zwicky”)
