Astronomia gamma
Approfondimento sulle Pulsar
Come emette una stella di neutroni Osservazioni di stelle di neutroni nei raggi gamma Come si forma una PULSAR Dipoli rotanti Pulsazioni nel cielo Stelle di neutroni in sistemi binari con compagna normale Stelle di neutroni in sistemi binari con stelle di neutroni
Stelle di neutroni in sistemi binari con un’altra stella di neutroni
Correva l’anno 1974 e di pulsar ne erano già state scoperte un centinaio. Benchè non si fosse ancora interamente capita la fisica dei processi di emissione, si era sicuri che si trattasse di stelle di neutroni isolate rapidamente rotanti. Che fossero isolate nessuno dubitava, visto che la presenza di una qualsivoglia stella compagna avrebbe introdotto delle variazioni periodiche facilmente rivelabili nel segnale pulsato che i radioastronomi sono in grado di misurare con precisione inferiore ai 100 microsecondi. Per fissare le idee, pensiamo che la presenza della terra, che si muove con la sua ben nota orbita ellittica ,causa una spostamento del centro di massa del Sole di ben 1500 microsecondi. Se il sole fosse una pulsar, un ipotetico osservatore sarebbe perciò in grado di rivelare la presenza di tutti i pianeti.
La scoperta di una pulsar in un sistema binario fu una sorpresa. Tutti i grandi radiotelescopi del mondo scandagliavano il cielo nella ricerca di nuove pulsar. Il grande radiotelescopio di Arecibo era (ed è) lo strumento d’elezione del gruppo di Taylor a Princeton. Scopo della ricerca era trovare nuove pulsar da aggiungere alla lista La rivelazione di PSR 1913+16 non fu senza problemi, poiché rivelato con un certo valore del periodo, spariva nelle osservazioni successive che andavano automaticamente a cercare gli oggetti già rivelati assumendo che emettessero con periodo costante. Sospettato che fosse un pulsar in un sistema binario, si andò a misurare il suo periodo istantaneo e si scoprì che variava rapidamente a causa dell’effetto Doppler introdotto dal moto orbitale. Si costruì così la curva della velocità radiale la cui forma non sinusoidale denunciò che il pulsar si muoveva con velocità che raggiungeva l’1 per mille della velocità della luce su un’orbita eccentrica con periodo di 7 ore e tre quarti e dimensioni minori di quelle del nostro Sole. Sono i parametri kepleriani per calcolare la funzione di massa del sistema che risulta di circa 0.13 masse solari. Fissando la massa della pulsar al valore canonico di 1,4 masse solari otteniamo che la massa della stella compagna può variare tra 1 e 2 masse solari, in funzione dell’inclinazione dell’orbita del sistema.
Visto le dimensioni ridottissime dell’orbita, la compagna non può certo essere una stella normale, occorre che sia un’altra stella di neutroni. Fino a qui i risultati delle prime osservazioni, i premiati capirono subito che un’orbita del genere doveva mostrate in modo macroscopico alcuni effetti di relatività speciale e generale. Effetti che, però, sarebbero stati difficili da misurare se PSR 1913+16 fosse stato un pulsar "turbolento" con irregolarità nel periodo o un forte tasso di rallentamento. Fortunatamente PSR 1913+16 è un ottimo orologio ha un periodo corto (circa 59 msec) e stabile ed il suo tasso di rallentamento è molto piccolo. Le due caratteristiche combinate permettono di raggiungere accuratezza di 50 microsecondi per osservazioni mediate su 5 minuti. In effetti, sette anni di osservazioni continue hanno mantenuto le promesse fornendo il valore dell’avanzamento del periastro, la misura precisa della massa delle due componenti e la prova indiretta dell’esistenza delle onde gravitazionali attraverso la misura del decadimento dell’orbita. La misura dell’avanzamento del periastro di Mercurio è stato il primo test della teoria della relatività generale.
La magnitudine dell’effetto dipende dal valore del campo gravitazionale lungo l’orbita. Mentre per Mercurio l’avanzamento è di 43 arcosecondi al secolo, per PSR1913+16, appartenente ad un sistema molto più compatto e massivo, è di 4.2° per anno. Questa misura è molto importante poiché nel caso l’avanzamento dipenda solo dalle masse in gioco e non ci siano effetti di marea, difficili da immaginare in un sistema formato da due stelle supercompatte, fornisce una misura della massa totale del sistema binario che risulta 2.8 masse solari. Un effetto Doppler del secondo ordine, legato alle velocità trasverse ed al redshift gravitazionale, permette di calcolare precisamente le masse delle due componenti che risultano 1,43 + 1,40 con un errore di 0.07 masse solari ciascuno.
La relatività generale predice che un sistema di questo tipo emetta energia sotto forme di onde gravitazionali. La perdita di energia viene compensata con un rimpicciolimento dell’orbita, con conseguente diminuzione del periodo. Avendo in mano tutti i parametri orbitali e le masse delle componenti del sistema binario, possiamo calcolare il tasso di decadimento dell’orbita dovuto all’emissione di onde gravitazionali. Il valore previsto è -2,38±0.02 10-12 sec/sec ed il valore misurato è -2.1±0,4 a conferma che il sistema perde energia attraverso onde gravitazionali. Questo si traduce in uno spostamento della fase orbitale, misurata nell’ipotesi che il periodo orbitale sia costante. É la prova più tangibile che abbiamo fino ad ora dell’esistenza delle onde gravitazionali.
Vuoi saperne di più? Scarica l’articolo di A. Possenti pubblicato sul numero di marzo 2004 della rivista "Le Stelle" (Per gentile concessione dell’autore e della redazione della rivista "Le Stelle" - file PDF)
Filmato dell’evoluzione delle pulsar binarie
Filmato delle pulsar binarie
