La vedova nera
Uno studio basato su osservazioni compiute con il radiotelescopio francese di Nançay descrive un sistema binario formato da una pulsar a millisecondi, orbitata da una compagna di massa inferiore a 0,05 masse solari, cannibalizzata dalla pulsar
Le stelle di neutroni sono gli oggetti più estremi dell’universo visibile. Con raggi di appena 10–12 km e masse pari ad almeno 1,4 volte quella del Sole, questi resti stellari incredibilmente densi e compatti sono ciò che rimane dopo l’esplosione di supernova di stelle molto più massicce del Sole.
Le stelle di neutroni appena formate ruotano in genere a velocità elevatissime, perché ereditano il momento angolare della stella progenitrice, avendo però, a causa del loro raggio ridotto, un momento d’inerzia enormemente minore. Per via della straordinaria concentrazione di massa in un volume minuscolo, possiedono una gravità superficiale elevatissima, con velocità di fuga intorno a 1/3 della velocità della luce (per confronto, la velocità di fuga dalla superficie terrestre è poco più di 11 km al secondo). Hanno infine campi magnetici estremamente potenti, che, nelle cosiddette magnetar, possono arrivare fino a 10¹⁵ gauss, cioè milioni di miliardi di gauss.
L’alta velocità di rotazione e l’intensità del campo magnetico, combinate insieme, producono fasci di radiazione ad alta energia, emessi dai poli magnetici della stella. Quando i poli magnetici sono disallineati rispetto all’asse di rotazione, i fasci di radiazione appaiono a un osservatore terrestre come la luce intermittente di un faro, che si accende ogni volta che, ruotando, la stella di neutroni rivolge uno dei fasci verso la Terra. Si tratta di una pulsazione captabile nelle onde radio ma anche in altre regioni dello spettro come i raggi gamma, un segnale che si ripete all’infinito, preciso come il ticchettio di un orologio atomico. Una stella di neutroni che emette questo tipo di radiazione intermittente è detta pulsar.
Dopo la prima pulsar scoperta nel 1967 (scambiata inizialmente per un possibile messaggio intelligente di origine aliena), molte altre sono state scoperte nei decenni successivi. Formano una “famiglia” complessa di oggetti celesti, della quale fanno parte stelle di neutroni dalla rotazione velocissima — le cosiddette pulsar a millisecondi — e altre che ruotano a ritmi più blandi; vi sono pulsar solitarie e altre che appartengono a sistemi binari, in cui la compagna può essere una stella di sequenza principale come il Sole, una nana bianca o anche un’altra pulsar.
Date le caratteristiche estreme di questi oggetti, la compagna binaria di una pulsar di solito non ha vita facile. Se sopravvive all’esplosione di supernova che forma la stella di neutroni (esplosione che, con la sua spinta, può disgregare il sistema binario), la compagna può trovarsi esposta ai devastanti fasci di radiazione emessi dai poli magnetici della pulsar. Quanto più piccolo è il raggio dell’orbita, tanto più la compagna binaria subisce il “carattere” violento della pulsar.
Una testimonianza impressionante di questa violenza è data dai sistemi binari che contengono vedove nere. La prima vedova nera fu scoperta nel 1988 da Fruchter, Stinebring e Taylor. Da allora ne sono state individuate circa una quarantina, situate in parte nel disco galattico e in parte all’interno di ammassi globulari. Una vedova nera è sostanzialmente una pulsar che cannibalizza la sua compagna binaria, sottraendole massa fin quasi a farla scomparire. Ciò che si osserva in un sistema di questo tipo è una pulsar a millisecondi con una compagna binaria in orbita ravvicinata, con un periodo di poche ore. Gli elementi che indicano che la pulsar è una vedova nera sono generalmente tre: 1) la compagna è una stella leggerissima, con una massa che è solo una piccola frazione di quella solare; 2) la pulsar subisce eclissi periodiche e 3) il suo periodo è soggetto a variazioni.
Tutte e tre le caratteristiche sono presenti nel sistema formato dalla pulsar PSR J2055+3829 e dalla sua compagna binaria, descritto in uno studio apparso su arXiv.org il 23 luglio, in attesa della pubblicazione ufficiale su Astronomy & Astrophysics.
Questa esotica coppia stellare, scoperta sulla base di una serie di osservazioni compiute a partire dal 2013 con il radiotelescopio francese di Nançay, si trova nella costellazione del Cigno, a una distanza dalla Terra stimata in circa 4,6 kiloparsec, cioè 15.000 anni luce (con un’incertezza del 20%). A causa della lontananza, né la pulsar né la debole compagna sono visibili nelle frequenze ottiche. Probabilmente per la stessa ragione, non ci sono tracce della pulsar neppure nei raggi gamma, nonostante i ricercatori abbiano esaminato oltre dieci anni di dati di archivio del telescopio spaziale Fermi. Tutto ciò che sappiamo di questo sistema binario è stato ricavato dalle numerose osservazioni nelle onde radio, compiute con il radiotelescopio di Nançay alla frequenza di 1,4 GHz.
La pulsar ha un periodo di 2,089 millisecondi: vuol dire che compie 478,6 rotazioni sul suo asse ogni secondo! Ponendo per PSR J2055+3829 una massa canonica di 1,4 masse solari, per la compagna binaria si ricavano valori compresi tra 0,023 e 0,053 masse solari: è un intervallo che equivale a 24−55 masse gioviane, tipico di una nana bruna più che di una stella vera e propria. Questo peso superleggero orbita intorno alla pulsar in 3,1 ore, a una distanza media di 1,2 raggi solari (835.000 km), sicuramente bloccata in rotazione sincrona.
I dati ottenuti dalle osservazioni nelle onde radio indicano che il periodo della pulsar è soggetto a variazioni piuttosto frequenti e, soprattutto, che la pulsazione subisce un’eclissi ad ogni orbita della compagna binaria, presso la congiunzione superiore, per circa 19 minuti, cioè per il 10% del periodo orbitale.
I freddi dati nascondono uno scenario apocalittico, che giustifica il nome di vedova nera dato a questo tipo di pulsar (la vedova nera è uno dei ragni più velenosi esistenti in natura, con un morso che può essere letale). Immaginate una sfera di materia degenere, supercompatta, piccolissima, con un raggio di 10–12 km, nella quale è racchiusa quasi una volta e mezza la massa del Sole. Questa sfera infernale, dotata di un campo magnetico con un’intensità superficiale di 42.000.000 di gauss, ruota su se stessa freneticamente, quasi 500 volte al secondo. Ad ogni rotazione, dirige il suo fascio di radiazioni ad alta energia, emesso dai poli magnetici, verso la vicinissima compagna binaria. Il fascio è come un raggio della morte, che fa gradualmente a pezzi la sfortunata compagna: è un processo simile nei suoi effetti all’ablazione laser.
La materia strappata alla stella si disperde nello spazio circumstellare, formando un disomogeneo ma spesso “cuscino” di plasma, che blocca ad ogni orbita la radiazione della pulsar diretta verso la Terra, causando l’eclissi osservata nelle onde radio. Ma quella stessa materia finisce poi per ricadere sulla pulsar, che possiede una gravità immensamente maggiore rispetto alla compagna. La pulsar “ingrassa”, così, a spese della compagna binaria, diventando una pulsar “riciclata”: il suo periodo di rotazione diminuisce, in conseguenza del trasferimento di momento angolare proveniente dalla materia strappata all’altra stella.
La piccolissima massa di quest’ultima è, in sostanza, la testimonianza di una forma di cannibalismo stellare che prosegue da chissà quanto tempo. Non sappiamo quale fosse la massa iniziale della compagna della pulsar, ma sicuramente era molto maggiore della massa attuale. Non sappiamo neppure se intorno a questo esotico sistema binario orbitino dei pianeti. Se vi sono, e se sono sopravvissuti all’esplosione di supernova che creò la pulsar, certo non si trovano in un ambiente favorevole, esposti come sono alle micidiali radiazioni provenienti dalla stella di neutroni.
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