Le stelle non hanno tutte in sorte il medesimo destino. La maggior parte di esse godrà di una lunghissima vecchiaia, trascorsa a dissipare pian piano il calore che è rimasto al loro interno dopo che si sono trasformate in nane bianche.
Per alcune elette, invece, la fine è piuttosto spettacolare e le vede protagoniste di quei fuochi d'artificio cosmici che gli astronomi chiamano supernovae (il nome venne coniato nel 1931 da Walter Baade e Fritz Zwicky).
Non tutte le supernovae, però, sono uguali, tanto che gli astronomi, studiando il loro spettro e valutando la presenza o meno di idrogeno, hanno ben presto imparato a suddividerle in due grosse categorie: le supernovae di tipo II (con idrogeno) e quelle di tipo I (senza idrogeno). Sembra una distinzione quasi banale, ma nasconde in realtà due scenari completamente differenti. Semplificando al massimo, potremmo dire che, per esplodere, le supernovae di tipo II fanno tutto quanto da sole, mentre quelle di tipo I hanno bisogno di un aiutino esterno.
Non è ovviamente questa la sede per entrare nei dettagli, ma un tipo particolare di supernovae di tipo I - quelle definite di tipo Ia - sono particolarmente care ai cosmologi. Poiché all'origine di queste supernovae vi è una nana bianca che, accumulando materia, supera quel limite di massa che ne assicura la stabilità (il cosiddetto limite di Chandrasekhar), si ha la garanzia che l'esplosione che ne scaturisce sia pressoché identica per ogni supernova. Non è proprio così, però è possibile apportare alcuni fattori correttivi che permettono di aggiustare il tiro in modo estremamente affidabile.
Al punto che queste esplosioni possono essere utilizzate quali candele campione per misurare le distanze cosmiche. E' stato grazie a misurazioni basate su questo tipo di supernovae che Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess dimostrarono che l'espansione dell'Universo sta accelerando e per questa scoperta ricevettero nel 2011 il Nobel per la Fisica.
Lo scenario che viene generalmente proposto per spiegare le supernovae di tipo Ia prevede un sistema stellare doppio in cui una nana bianca sottrae materia alla stella compagna. Quando il suo famelico appetito la porta a superare il famigerato limite di Chandrasekhar si innescano particolari reazioni nucleari che portano l'intera stella a detonare come un gigantesco ordigno.
Esplosione che distrugge completamente l'astro, lasciando al suo posto un involucro di gas incandescente in violenta espansione. Ci sarebbe anche un secondo scenario, che prevede due nane bianche che collidono e si uniscono, ma è sempre stato considerato meno probabile dell'altro.

Dopo questa lunga - ma necessaria - introduzione, veniamo ai fatti. Il 21 gennaio scorso, l'astronomo Steve Fossey (University College London) era impegnato con un gruppo di studenti in una sessione osservativa di prova. L'obiettivo era quello di prendere dimestichezza con le tecniche osservative. Riprendendo un'immagine della galassia M82 - nota come Galassia Sigaro - Fossey rileva la possibile presenza di una supernova. La scoperta viene confermata dall'IAU, che assegna alla supernova il nome di SN2014J. Le immediate osservazioni spettroscopiche effettuate in New Mexico permettono di scoprire che la supernova è di Tipo Ia. La relativa vicinanza dell'evento - M82 dista da noi meno di 12 milioni di anni luce - rende la scoperta davvero ghiotta: per incontrare una supernova di questo tipo più vicina al nostro pianeta dobbiamo infatti risalire al 1972.
Tra i primi obiettivi degli astronomi, ovviamente, c'è la ricerca della stella compagna responsabile di aver passato alla nana bianca il materiale che l'ha portata a quella fine pirotecnica e qualche volta, scartabellando tra immagini d'archivio, si riesce nell'intento. Con SN2014J gli astronomi non sono così fortunati. Ma il team di Raffaella Margutti (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) non si dà per vinto e ci prova ricorrendo alle osservazioni di Chandra, il telescopio spaziale per la radiazione X. La prova della presenza di una stella compagna può infatti essere fornita dalla presenza di una intensa emissione X dovuta alla interazione tra il guscio di gas da cui attingeva la nana bianca e il materiale della supernova in violenta espansione. Nello studio, pubblicato a metà luglio su Astrophysical Journal (da questo link si può giungere al paper originale), si evidenzia come la vista acuta di Chandra non sia riuscita a scorgere nulla. I dintorni della ex nana bianca appaiono dunque svuotati di materiale, una circostanza che obbliga gli astronomi a pensare che lo scenario standard non sia applicabile al caso di SN2014J.
Dei dintorni della supernova si occupa anche il team di Miguel Angel Pérez-Torres (Instituto de Astrofísica de Andalucía), che sceglie di indagare nel dominio radio e pubblica i risultati sul numero di metà agosto di Astrophysical Journal (a questo link lo studio completo). Con i dati raccolti grazie ai sette radiotelescopi della rete e-MERLIN e alla più estesa rete europea EVN, i radioastronomi mettono a confronto SN2014J con altre supernovae e analizzano la tenuta dei modelli astrofisici. La conclusione alla quale giungono è che lo scenario più plausibile per descrivere la supernova della Galassia Sigaro non è quello classico di una nana bianca che acquisisce materia dalla compagna, bensì quello che prevede la fusione di due nane bianche.

La scoperta di cosa potrebbe aver innescato SN2014J è sicuramente un ottimo risultato, ma porta con sé una domanda piuttosto spinosa. Viene infatti naturale chiedersi se la tanto decantata regolarità dell'emissione luminosa delle supernovae di tipo Ia venga mantenuta anche nel caso dello scenario della fusione di due nane bianche. In altre parole: queste preziose candele standard sono ancora tali? Se la collisione di due nane bianche comporta per la supernova una massa maggiore, questo non potrebbe sfociare in una sua maggiore luminosità e quindi in un errore nella stima della distanza? Problemi che, se non risolti, rischiano di compromettere l'impiego cosmologico di questi indicatori di distanze.
Curiosamente, nel marzo scorso, Richard Scalzo (Australian National University) e un nutrito gruppo di ricercatori del Nearby Supernova Factory pubblicavano su MNRAS una accurata ricerca in cui individuavano una strettissima relazione tra l'evoluzione luminosa della supernova e la massa totale coinvolta nell'esplosione (a questo link il paper pubblicato in arXiv). Una conclusione che contrasta con l'idea corrente, che vuole come principale - se non unica - responsabile della curva di luce la quantità di nickel-56. E' evidente che da un simile contrasto nasca l'esigenza di costruire nuovi modelli che integrino elementi finora ritenuti secondari, primo fra tutti la possibile esistenza di supernovae di massa differente.

Guai a pensare, però, che gli attuali modelli siano tutta carta straccia! La riprova ci viene ancora dalla SN2014J e dallo studio che ne ha fatto il team di Eugene Churazov (Max Planck Institute for Astrophysics) ricorrendo ai dati raccolti dal satellite INTEGRAL. La ricerca, pubblicata a fine agosto su Nature, ha confermato come la sequenza dei decadimenti di alcuni elementi (dal nickel-56 al cobalto-56 e da quest'ultimo al ferro-56) che è stata suggerita per decenni è assolutamente corretta. Molto istruttivo a tal proposito il commento di Patrizia Caraveo apparso su Media INAF.
Con la supernova della Galassia Sigaro, insomma, non si sono accesi solamente dubbi. Sicuramente devono essere ripensati e ampliati gli scenari che descrivono le tappe che portano all'innesco di quelle gigantesche detonazioni termonucleari, ma per quanto succede in seguito sembra proprio che le idee correnti siano quelle giuste.