Immaginate di uscire di casa indossando una t-shirt bianca, e di vederla cambiare colore mentre percorrete il tragitto che vi porta al lavoro. Quando giungete a destinazione, diventa blu. Una situazione decisamente surreale, penserete. Non per i neutrini, leggerissime particelle elementari che interagiscono molto debolmente con la materia e sono solite cambiare “sapore” (così chiamano i fisici il loro “colore”) man mano che attraversano l’universo. Così facendo, cambiano il modo in cui interagiscono con la materia. E possono persino determinare il destino di alcune stelle.
È quanto affermano due ricercatrici del Niels Bohr Institute dell’Università di Copenaghen, Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra, in un articolo pubblicato il mese scorso su Physical Review D. Le loro simulazioni hanno infatti dimostrato che, cambiando sapore, i neutrini possono determinare se una stella massiccia al termine della propria vita esploda come supernova (lasciando dietro di sé un nucleo compatto fatto di neutroni e noto come stella di neutroni) o collassi in un buco nero. Per capire meglio come, Media Inaf ha intervistato la seconda autrice dello studio, Irene Tamborra, originaria della provincia di Bari e da dieci anni professoressa al Niels Bohr Institute, dove dirige il gruppo di ricerca di astrofisica delle particelle. Tamborra è tra i più giovani full professors dell’università di Copenaghen, l’equivalente di professoressa ordinaria nelle università italiane, e la sua ricerca unisce l’astrofisica alla fisica delle particelle.
Irene Tamborra è docente presso l’Istituto Niels Bohr e responsabile del Gruppo di astrofisica delle particelle. È inoltre Mercator Fellow (equivalente a professore ospite) presso il Max Planck di fisica e astrofisica di Garching, in Germania. La sua attività di ricerca si colloca all’intersezione tra astrofisica e fisica delle particelle. Il suo lavoro si concentra sull’universo violento, in particolare sulle esplosioni stellari e sugli eventi astrofisici transitori, con l’obiettivo di svelare ciò che si può apprendere utilizzando neutrini, fotoni e onde gravitazionali come messaggeri per la fisica di queste sorgenti. Si interessa inoltre alla modellizzazione del trasporto (quantistico) delle particelle e dell’accelerazione delle particelle negli outflows, nonché alla nucleosintesi degli elementi pesanti
Cosa significa lavorare all’intersezione fra astrofisica e fisica delle particelle?
«Gli eventi cosmici traggono la loro origine dalle leggi dell’infinitamente piccolo: così come la biologia del nostro corpo è orchestrata dalle cellule, le dinamiche dell’universo sono scritte nel comportamento delle particelle elementari. La nostra ricerca ha come obiettivo quello di capire e simulare come diversi tipi di particelle vengono prodotti e come si comportano all’interno di corpi celesti, e come possiamo combinare e interpretare i segnali dei messaggeri cosmici (cioè neutrini, fotoni, raggi cosmici e onde gravitazionali) che sono emessi da questi eventi cosmici e che captiamo sulla Terra. Ad esempio, ci occupiamo di modellare l’emissione di fotoni e neutrini ad alta energia, proprio quelli captati dall’osservatorio di neutrini IceCube per il quale è stato conferito oggi il premio Nobel a Francis Halzen. Queste particelle sono emesse dalle sorgenti astrofisiche più energetiche dell’universo, che fungono da acceleratori cosmici naturali. Di recente, abbiamo modellato la produzione di neutrini durante tutto il ciclo di vita di stelle di qualunque massa nella nostra galassia. Quando studiamo il destino di stelle massicce come quelle che esploderanno come supernove, più che sulla produzione di neutrini ci concentriamo su come questi vengono trasportati all’interno della materia, come interagiscono con questa e se cambiano il loro sapore».
Ecco, il sapore dei neutrini: che cos’è e in che modo può cambiare?
«I neutrini esistono in tre famiglie: neutrino elettronico, muonico, tauonico – e le loro rispettive antiparticelle, gli antineutrini. Mentre si propagano, queste particelle hanno la capacità di passare da una forma all’altra, da un sapore all’altro, appunto. Per esempio, nascono come neutrini elettronici e poi, durante il loro tragitto all’interno della supernova, diventano muonici o tauonici. Cambiare sapore significa proprio cambiare identità e, di conseguenza, cambiare modalità di interazione con la materia. Non solo: talvolta sono proprio le interazioni con la materia, e fra i neutrini stessi, che aumentano la probabilità che i neutrini cambino sapore».
Ed è proprio questa proprietà dei neutrini la chiave del vostro studio, giusto?
«Che i neutrini possano cambiare sapore è noto da molto tempo. Però i modelli attuali di collasso stellare non tengono conto di questa proprietà dei neutrini a causa della sua complessità e perché fino a qualche anno fa si riteneva che non fosse importante per capire come esplodono le supernove. Quello che abbiamo scoperto noi è che il cambiamento di sapore dei neutrini può essere determinante nel processo di esplosione di una supernova. In pratica, le nostre ricerche suggeriscono che la fisica dei neutrini ha un ruolo chiave nel decidere quali stelle esplodono come supernove e quali invece collassano in un buco nero».
Facciamo un passo indietro. Pensavo che fosse la massa il fattore determinante nel destino di una stella.
«Allora, per poter avere l’esplosione di una supernova c’è bisogno di una stella che sia almeno otto volte più pesante del Sole. In passato, intorno agli anni 2000, si pensava che sopra questa soglia ed entro le 40 masse solari il destino più comune di una stella fosse la sua esplosione come supernova e la formazione di una stella di neutroni come “resto” stellare compatto (letteralmente “compact remnant” in inglese, ndr). Oltre le 40 masse solari, invece, si pensava che avvenisse il collasso gravitazionale con la formazione diretta di un buco nero».
Questa è la storia che si studia anche in aula, in effetti.
«Esatto. Negli ultimi anni, però, grazie allo sviluppo di modelli più sofisticati, ci si è resi conto che non c’è un vero e proprio “bivio” stabilito dalla massa, ma esistono le cosiddette “islands of explodability” nella distribuzione di massa delle stelle fra 8 e 125 masse solari e all’interno delle quali ci sarebbero le condizioni per cui esploda una supernova. Significa, in sostanza, che ci sono stelle più massicce di 40 masse solari che ci aspettiamo che esplodano come supernove, e stelle meno massicce che possono collassare come buchi neri».
Può spiegare brevemente cosa succede quando una stella esplode come supernova?
«Il punto di partenza, come dicevamo, è una stella massiccia. Il processo di fusione nucleare che ne ha garantito la stabilità nel corso di tutta la sua vita – e quindi per milioni di anni – si arresta quando al centro si forma un nucleo di ferro. A questo punto tutto avviene in pochissimi secondi. La stella inizia a collassare su sé stessa sotto il proprio peso. La materia nel nucleo della stella diventa così densa da respingere la materia che sta precipitando dall’esterno, creando un’onda d’urto che si propaga verso l’esterno. Quest’onda d’urto però tende a perdere energia mentre si propaga, fino ad esaurirla completamente. E qui possono succedere due cose: o interviene un altro processo, che fornisce nuova energia, fa riprendere vigore all’onda d’urto e innesca l’esplosione della supernova, oppure il collasso diventa inarrestabile e si forma un buco nero».
Un’immagine ad alta definizione ripresa dalla NirCam (Near-Infrared Camera) del telescopio spaziale James Webb della Nasa mostra i dettagli del resto di supernova Cassiopeia A (Cas A), in cui il guscio di materiale in espansione si scontra con il gas emesso dalla stella prima dell’esplosione. Crediti: Nasa, Esa, Csa, Stsci, Danny Milisavljevic (Purdue University), Ilse De Looze (UGhent), Tea Temim (Princeton University)
Di quale processo si tratta?
«Si chiama delayed neutrino-driven explosion mechanism, e come dice il nome chiama in causa i neutrini. In particolare, i neutrini elettronici e le loro antiparticelle. Subito dopo il collasso, la neonata stella di neutroni è incredibilmente densa e calda. Per raffreddarsi emette un numero colossale di neutrini. La densità di materia dietro l’onda d’urto è così elevata che una piccola percentuale di questi neutrini viene assorbita efficientemente da protoni e neutroni liberi, nonostante il fatto che i neutrini interagiscano molto debolmente. Questo processo riscalda e aumenta drasticamente la pressione del gas sottostante l’onda d’urto. In una frazione di secondo, l’energia accumulata grazie al riscaldamento dei neutrini diventa sufficiente a superare la gravità della materia sovrastante. Così l’onda d’urto che era bloccata viene rinvigorita e spinta con forza verso l’esterno, squarciando gli strati esterni della stella e dando il via all’esplosione della supernova. Questo meccanismo è stato elaborato tra gli anni Sessanta e Ottanta e si pensa che sia il principale responsabile delle esplosioni di supernove cosiddette “core collapse”, ovvero quelle che si formano nella fase finale della vita di una stella».
Quindi, se capisco bene, è il numero di neutrini e antineutrini elettronici a essere determinante.
«Esatto. Prima del nostro lavoro si riteneva che, data una certa quantità di neutrini e antineutrini elettronici prodotti nel nucleo della stella, si potesse determinare con sicurezza il destino della stella. Ora sappiamo che il numero di neutrini e antineutrini elettronici può variare».
Se questi decidono di cambiare sapore, mentre interagiscono con la materia?
«Sì. Nel nostro lavoro abbiamo dimostrato che i neutrini possono cambiare sapore nel nucleo della stella, all’interno dell’onda d’urto, mentre prima si riteneva che questo processo cominciasse ad avvenire al di fuori di questa, e che quindi non avesse alcun potere sulla sorte della stella».
E come avete fatto a capire che questo poteva avvenire?
«Abbiamo agito contemporaneamente su due fronti. Da un lato abbiamo sviluppato dei modelli quantistici di trasporto dei neutrini estremamente avanzati per capire se e dove, all’interno di una stella, ci sono le condizioni per cui i neutrini cambino sapore. Dall’altra, abbiamo sviluppato dei modelli che, al variare del sapore dei neutrini, mostrino l’evoluzione finale di una stella massiccia determinando se esplode come supernova o forma un buco nero. E la cosa interessante è che i nostri risultati mostrano che, come conseguenza del cambiamento di sapore dei neutrini, è molto più probabile formare un buco nero. Molto più di quanto si pensasse».
I vostri risultati possono essere verificati dal punto di vista osservativo?
«Sì, perché neutrini di sapore diverso interagiscono in maniera diversa con la materia e generano quindi osservabili diversi. Di conseguenza, ci aspettiamo che l’impulso di neutrini e onde gravitazionali emesso durante l’esplosione di una supernova, e captato sulla Terra, risulti diverso da quello previsto dai modelli tradizionali di collasso stellare. La cosa interessante del nostro risultato è che potrebbe contribuire a risolvere il problema del “supernova rate”, cioè il fatto che il numero di supernove osservate è molto inferiore rispetto al numero di supernove che, secondo la teoria, dovrebbero esplodere. Se a causa della variazione nel sapore dei neutrini si formassero più buchi neri, come troviamo nel nostro studio, questa questione dibattuta da decenni potrebbe trovare risposta. Inoltre, questa fisica dei neutrini potrebbe anche alleviare il “problema delle supergiganti rosse”, cioè il fatto che i modelli teorici prevedono che le stelle con massa tra 8 e 25-30 masse solari debbano terminare la loro vita come supergiganti rosse e esplodere come supernove. Tuttavia, gli astronomi hanno trovato che la maggioranza delle supergiganti rosse associate a supernove ha massa inferiore a 16-18 masse solari: le supergiganti rosse più grandi e luminose sembrano “scomparse” probabilmente perché si è formato un buco nero. Il nostro studio suggerisce che il cambiamento di sapore dei neutrini favorisce la formazione di stelle di neutroni più leggere, a supporto delle misure più recenti della distribuzione di massa delle stelle di neutroni che vanno in questa direzione. Questa fisica associata ai neutrini ci si aspetta che abbia anche un ruolo fondamentale nel determinare il tipo e la quantità di elementi più pesanti del ferro che si possono formare nell’esplosione di una supernova e anche nella fusione delle stelle di neutroni, influenzando il colore della kilonova osservata nel secondo caso».
Cosa mancherebbe al vostro lavoro per “affermarsi” come nuovo paradigma di evoluzione stellare?
«Da un lato, occorre sviluppare modelli più accurati. Al momento siamo limitati dalla potenza di calcolo perché la fisica che caratterizza questo problema è molto complicata e implementarla in maniera precisa è troppo costoso dal punto di vista computazionale. Dall’altro dobbiamo continuare a lavorare assieme agli astronomi affinché trovino un riscontro osservativo delle nostre teorie nei messaggeri cosmici che captano sulla Terra».
Per saperne di più:
- Leggi su Physical Review D l’articolo “Neutrino flavor conversion shapes the rate of failed core-collapse supernovae“, di Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra