L’anello mancante

Le pulsar altro non sono che stelle di neutroni, ossia quanto rimane di stelle primordiali molto massicce dopo che sono esplose come supernova. Un’enorme massa (superiore a quella del Sole) concentrata nelle dimensioni di un piccolo asteroide. Spesso il campo magnetico fortissimo che è associato a questi residui stellari emette fasci di luce e soprattutto onde radio, concentrate in un getto che ruota con la stella facendola assomigliare ad un faro cosmico (vedi filmato a fianco). Visto da terra sembra quindi che l’oggetto pulsi. La rotazione è velocissima andando da decine fino a centinaia di giri al secondo. Ma mentre le prime rotazioni sono comprensibili, le seconde necessitano di un qualche aiuto per velocizzarsi in tal modo. L’idea a lungo ipotizzata era che una compagna “normale”, riempiendo il suo lobo di Roche (ricordate?), cominciasse a regalare materia alla pulsar e questo flusso continuo aumentasse di molto la velocità angolare del corpo supermassiccio. Tuttavia mancava l’$anello$ mancante, ossia non si erano mai visti sistemi doppi di questo tipo con una pulsar ultrarapida. La spiegazione teorica diceva: mentre il materiale della stella normale cade sulla pulsar si crea il tipico disco di accrescimento e questo blocca il fascio del faro cosmico. Ma nessuna prova osservativa era a disposizione. Oggi finalmente abbiamo visto il fenomeno in diretta!

A circa 4000 anni luce da noi vi è una pulsar ultraveloce (592 giri al secondo!), scoperta nel 2007 attraverso il radio telescopio della West Virginia (NRAO) e chiamata J1023. Una ricerca accurata su vecchie osservazioni ha però mostrato che lo stesso oggetto era già stato osservato nel 1999 mostrando solo una stella simile al Sole. Nel 2000, improvvisamente, si osservò un disco di materia ruotante intorno ad una stella a neutroni, ma senza segni di pulsazione. Nel 2002 il disco scomparve del tutto ed oggi ecco una bella pulsar ultrarapida! In altre parole, abbiamo assistito alla fase in cui il fascio radio era nascosto e poi alla sua dissolvenza fino all’apparizione del fascio radio.

Vale la pena ricordare un po’ più dettagliatamente cosa sono i lobi di Roche di un sistema doppio quasi a contatto. Per far ciò utilizziamo una figura “matematica”, gli ovali di Cassini, che vengono definiti come il luogo dei punti per cui il prodotto delle distanze da due punti fissi detti fuochi rimane costante (figura 1)

Figura 1. Gli ovali di Cassini rappresentano molto bene ciò che succede attorno a due stelle S1 e S2 (in questo caso di massa uguale). Intorno a S1 o S2 vi sono dapprima curve quasi circolari che poi si trasformano in una specie di 8 ed infine diventano delle ellissi che avvolgono entrambi gli oggetti. Queste curve rappresentano le superfici equipotenziali del campo gravitazionale. All’interno dell’8 i punti risentono soltanto della gravità di S1 oppure di quella di S2. Al di fuori dell’8 i punti risentono della gravità di entrambe le stelle. L’8 descrive una condizione limite ed è l’unica curva che permette il passaggio da una all’altra stella. Infatti se S1 riempisse tutto il suo pezzo di 8 il gas comincerebbe a scorrere verso S2. E’ così che le stelle si scambiano materia. L’8 prende il nome di Lobi di Roche del sistema doppio. Se le masse fossero diverse, l’8 si deformerebbe ed una parte sarebbe più grande dell’altra.

La figura 2 mostra una simulazione del sistema formato da una stella di neutroni (molto più piccola, ma molto più massiccia) e della sua compagna simile al Sole, che ha riempito il proprio Lobo di Roche. La materia esce e comincia a spiraleggiare verso l’altra creando un disco di accrescimento. Questo disco tende a velocizzare la rotazione della stella neutroni, il cui campo magnetico estremamente intenso potrebbe scagliare il getto radio verso l’esterno e diventare osservabile una volta che la materia del disco scomparisse. E’ nata una pulsar.

Figura 2. La pulsar J1023 a sinistra. Alla sua destra vi è una stella di tipo solare che riempie completamente il suo Lobo di Roche e scarica il suo gas verso la compagna, piccolissima, ma estremamente massiccia. Questa materia ruota attorno alla stella di neutroni e forma il disco di accrescimento. Quando la materia finisce di scorrere, il disco sparisce e il fascio radio si rende osservabile.

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