Una gravità bestiale (4/4)
L’evoluzione del sistema
I dati ricavati dallo studio dell’esotico sistema binario formato da una stella di neutroni da 2 masse solari e da una nana bianca in orbita strettissima hanno permesso agli astronomi di ricostruire entro certi limiti la storia passata di questi due residui stellari e di prevedere quale sarà il loro destino futuro.
Quando approdarono alla sequenza principale le due stelle erano di sicuro molto differenti l’una dall’altra. La progenitrice della stella di neutroni era un colosso da 20–25 masse solari, molto calda e brillante e destinata a una vita relativamente breve. Quella che sarebbe diventata una nana bianca era invece una stella decisamente più comune, di massa non troppo superiore a quella del Sole.
La stella più massiccia esaurì ben presto l’idrogeno nel nucleo e cominciò gradualmente a espandersi, riducendo sempre più la distanza che la separava dalla compagna binaria. A un certo punto la stella minore cominciò a succhiare materia dalla stella espansa, che aveva nel frattempo saturato il proprio lobo di Roche.
In una fase successiva, la stella morente crebbe ancora di dimensioni fino a diventare una supergigante. La compagna finì così per trovarsi a orbitare completamente annegata negli strati esterni della stella espansa: è la fase del cosiddetto involucro comune.
Giunse poi un momento cruciale in cui la supergigante esplose come supernova, disperdendo nello spazio circostante il suo involucro esterno e lasciando un residuo ultracompatto: una stella di neutroni. Questa aveva alla nascita una massa probabilmente inferiore, sia pure di poco, a quella rilevata nello studio di Antoniadis e colleghi pubblicato su Science.
La compagna binaria, sopravvissuta all’esplosione di supernova, subisce la gravità soverchiante della stella di neutroni e finisce nella situazione opposta a quella sperimentata in precedenza: diventa a sua volta donatrice di materia, che fuoriesce dal suo lobo di Roche e finisce in un disco di accrescimento che alimenta la stella di neutroni, innalzandone gradualmente la massa fino a oltre due masse solari. È la fase della cosiddetta stella binaria a raggi X; il trasferimento di materia dalla stella di sequenza principale alla stella di neutroni determina il violento rilascio di energia potenziale gravitazionale, che avviene sotto forma di raggi X, cioè fotoni ad alta energia.
In realtà, non è facile descrivere in modo dettagliato l’evoluzione di questo sistema binario sulla base delle sole informazioni di cui siamo in possesso. Il gruppo di ricercatori guidato da Antoniadis propose pertanto due diversi modelli evolutivi, peraltro piuttosto simili. Uno in cui la donatrice, cioè l’attuale nana bianca, abbia avuto una massa compresa tra 1,6 e 2,2 masse solari: se questa ipotesi è corretta, allora il sistema è un cosiddetto LMXB (dall’inglese low mass x-rays binary), cioè una binaria a raggi X di piccola massa. L’altro modello propone, invece, che la donatrice sia stata una stella di massa intermedia, compresa tra 2,2 e 5 masse solari. In tal caso il sistema binario sarebbe un IMXB, cioè un intermediate mass x-rays binary.
La differenza tra i due modelli sta nel fatto che, se è vera l’ipotesi IMXB, allora c’è stata una nuova fase di involucro comune, ma a parti rovesciate. La progenitrice della nana bianca, cioè, raggiunse a sua volta la fine della sequenza principale e si espanse al punto da inglobare completamente nel suo involucro esterno la stella di neutroni.
Quale che sia stata la dinamica esatta degli eventi, la compagna binaria trasferì certamente massa alla stella di neutroni e diventò infine una nana bianca, cioè il residuo compatto di una stella molto meno massiccia della progenitrice della pulsar.
È durante questa transizione finale che la stella di neutroni acquisì dalla compagna il momento angolare che determina la sua natura di pulsar. Tutto ciò però non è avvenuto ieri. Secondo gli autori della ricerca sono trascorsi ben 2,6 miliardi di anni dalla fine della fase di binaria a raggi X di piccola massa (o di massa intermedia). È probabile, dunque, che il periodo di rotazione della pulsar fosse inizialmente molto minore dei 39 millisecondi attuali, forse di un solo millisecondo.
In futuro, il sistema evolverà verso un inesorabile avvicinamento tra la pulsar e la nana bianca. Il rilascio di onde gravitazionali farà accorciare lentamente il periodo orbitale. Quando dalle 2,46 ore attuali il periodo si sarà ridotto a soli 23 minuti, la nana bianca riempirà il suo lobo di Roche e comincerà a trasferire materia verso la stella di neutroni (per la seconda volta nella sua esistenza). Avremo allora quello che si definisce tecnicamente un sistema binario a raggi X ultra-compatto o UCXB, da Ultra-compact X-ray binary.
A questo punto potranno accadere due cose: la nana bianca scomparirà, lasciando dietro di sé solo un piccolo residuo, una sorta di pianeta in orbita strettissima intorno alla stella di neutroni; oppure quest’ultima, avendo superato con l’ultimo trasferimento di materia dalla nana bianca il suo limite di massa, collasserà in un buco nero, producendo un GRB o gamma-ray burst, cioè un potentissimo e letale lampo di raggi gamma. Tutto ciò dovrebbe avvenire, se i calcoli degli astronomi sono corretti, fra circa 400 milioni di anni.
Viene da chiedersi, infine, se intorno a questo strano sistema binario sia mai esistito anche un sistema planetario. Se c’è, o c’è stato, è stato testimone nel corso degli ultimi miliardi di anni di alcuni degli eventi più estremi che l’astrofisica conosca: una stella inglobata in una supergigante, un’esplosione di supernova, la formazione di una stella di neutroni, più fasi di trasferimento di materia in binarie a raggi X, forse la formazione finale di un buco nero. Difficile immaginare che, da quelle parti, anche la più elementare forma di vita possa avere avuto il tempo o la possibilità di evolvere.
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