Coelum Astronomia 218 - 2018 - Page 92

Le stelle di neutroni sono i resti del collasso (accompagnato dall’esplosione di supernova) del nucleo di stelle almeno dieci volte più massicce del Sole. Poiché buona parte delle stelle massicce si trovano in sistemi binari, dopo che entrambe sono esplose come supernovae restano due stelle di neutroni dotate di rapida rotazione intrinseca (spin) e moto orbitale (se il sistema binario non si disgrega in seguito a una delle due esplosioni di supernova!). Questo moto produce onde gravitazionali di frequenza doppia rispetto a quella orbitale. Sia la frequenza che l'ampiezza delle onde gravitazionali dipendono direttamente dalle masse dei corpi coinvolti e inversamente dalla loro distanza reciproca. La perdita di energia di questo sistema binario tramite onde

gravitazionali ne riduce l'orbita, sicchè dopo alcune decine o centinaia di milioni di anni le due stelle di neutroni si trovano a ruotare vicinissime l’una all'altra, sempre più velocemente, arrivando a compiere più di mille orbite al secondo. Quando entrano in contatto, l'enorme energia rilasciata durante il loro incontro violento genera un oggetto più massiccio, probabilmente un buco nero rotante. Questo fenomeno viene accompagnato da un'esplosione, in cui una frazione del materiale di cui le due stelle di neutroni erano composte viene espulsa.

L'ultima fase della vita di un sistema binario di stelle di neutroni è critica per la rivelazione di onde gravitazionali. Quando le due stelle si trovano a una distanza molto maggiore della somma dei loro raggi, l'ampiezza delle onde gravitazionali prodotte è troppo piccola e la frequenza troppo bassa per essere rivelate dagli attuali interferometri gravitazionali Advanced LIGO e Virgo, è solo in prossimità della coalescenza, quando cioè si avvicinano fino ad unirsi, che frequenza e ampiezza dell'onda gravitazionale superano la soglia di

rivelabilità. Tuttavia questa circostanza è rara e quindi richiede che gli interferometri siano sensibili a segnali provenienti da galassie esterne alla nostra. Tutte le galassie ospitano sistemi binari di stelle di neutroni e si stima che in tutto l'universo avvenga una coalescenza al secondo. Nell'universo locale, cioè entro poche centinaia di milioni di anni luce dalla Via Lattea, che è la distanza massima entro cui i rivelatori di onde gravitazionali Advanced LIGO e Virgo sono sensibili, questo tasso è inferiore, ma ancora abbastanza alto da garantire la registrazione di qualche evento all'anno.

Sopra. Il giovane astrofisico Russell Hulse, della equipe di Joseph Taylor, nel 1974 scoprì ad Arecibo il primo esempio di pulsar binaria, poi denominata PSR 1913+16. Una scoperta che doveva rivelarsi di straordinaria importanza per lo studio delle onde gravitazionali, tanto che i due scienziati furono insigniti del premio Nobel per la fisica nel 1993, notizia accolta con grande entusiasmo come si può vedere dalla fotografia.

Il sistema binario è formato da una pulsar e probabilmente da un’altra stella a neutroni di massa molto simile (circa 1,4 masse solari). Le due stelle ruotano intorno ad un baricentro comune con un periodo di 7,75 ore, secondo un’orbita ellittica che li porta all’afastro ad una distanza di 3,1 milioni di chilometri e di 0,75 milioni al periastro. L’emissione di onde gravitazionali prevista dalla Relatività generale sottrae momento angolare al sistema, e i due oggetti tendono a ridurre la distanza (di circa 4 metri ogni anno) e a diminuire il loro periodo orbitale di meno di un decimillesimo di secondo all'anno!

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