Come gli astronomi pesano le stelle. La scoperta della pulsar piu’ massiccia di sempre: J0740+6620

Tra le dieci scoperte dell’ultimo decennio, alla POSIZIONE 5 troviamo J0740+6620: la pulsar piu’ massiccia mai trovata

Lo sapevate che nell’universo esistono delle vere e proprie bilance cosmiche? E lo sapevate che gli astronomi sahttps://amzn.to/3kXkyH0nno anche come usarle per misurare la massa delle stelle? Ebbene, e’ cosi! E c’e’ di piu’: una di queste bilance e’ stata usata appena un anno fa per misurare la massa di quella che, finora, risulta essere la pulsar piu’ massiccia conosciuta. Si tratta della pulsar nota come J0740+6620: 2.14 masse solari in poco piu’ di 30 km di diametro, per una densita’ media di 300 milioni di Kg per cm cubo, ovvero quasi 7 mila di tir a pieno carico per ogni cucchiaino di materiale.

Ma quale sarebbe lo strano tipo di bilancia in grado di pesare tali mostruosita’?

Vediamolo subito. Partiamo da una bilancia a noi molto familiare: la bilancia a due piatti. Nell’esempio in figura 1, per misurare la massa della mela, altro non dobbiamo fare che confrontarla con una massa nota posta sull’altro piatto. Assumendo che i due bracci abbiano ugual lunghezza, sara’ allora sufficiente cambiare la massa nota sull’apposito piatto fino ad ottenere una situazione di equilibrio, e tale massa sara’ anche la massa della mela che volevamo misurare. Alternativamente, potremmo sempre porre su un piatto una massa arbitraria, ma pur sempre nota, per poi modificare invece la lunghezza dei bracci della bilancia, ad esempio facendo scorrere il fulcro. Una volta trovata la posizione di equilibrio, stabiliremo l’equivalenza tra i due “momenti torcenti” delle forze-peso applicate ai piatti, ovvero

peso_mela x braccio1 = peso_noto x braccio_2

Dato che il peso della massa nota lo conosciamo, cosi’ come la lunghezza dei due bracci, per determinare la massa della mela sara’ sufficiente moltiplicare la massa nota per il rapporto dei due bracci della bilancia.

Ma spostiamoci ora nell’Universo. Le bilance cosmiche di cui vogliamo parlare, funzionano in verita’ in maniera molto simile alle bilance a bracci a noi familiari! In effetti, anche in questo caso parliamo di una massa nota con cui confrontare una seconda massa che vogliamo determinare. Ma non solo, anche nel caso delle bilance cosmiche parliamo di qualche sorta di bracci! Solo che non si tratta in questo caso di sbarre rigide, bensi’ di periodi e distanze orbitali, che visti nel contesto delle leggi di Keplero ci danno una miriade di informazioni riguardo le masse delle stelle in gioco.

La massa della pulsar J0740+6620

Questa pulsar si trova in un sistema binario, dove la sua compagna e’ un’altra stella molto compatta, una nana bianca: un oggetto di massa paragonabile a quella del Sole, ma tutta concentrata in un volume paragonabile a quello della Terra, con densita’ interne dell’ordine di 100 mila Kg per centimetro cubo! Bene, la nana bianca in questione funge come la massa nota nell’esempio della bilancia prima discusso… ma come? Semplice! (Si, come no… si fa per dire!). Per determinare la massa della nana bianca ci viene in aiuto il caro vecchio Albert Einstein. Sappiamo infatti, in base a una proprieta’ del campo gravitazionale ben nota tramite la Relativita’ Generale, che la luce passando in prossimita’ di una stella seguira’ le deformazioni dello spazio-tempo causate dalla massa del corpo celeste. Piu’ una stella e’ massiccia, piu’ tale deformazione sara’ marcata. Vediamo meglio quali sono le conseguenze di tutto cio’ in figura 2: se una stella che invia un segnale luminoso verso la Terra e’ posta dietro ad una seconda stella, la sua luce percorrera’ una distanza effettiva maggiore rispetto al caso in cui il percorso e’ sgombro da deformazioni gravitazionali, mettendoci di conseguenza un tempo leggermente maggiore per giungere a Terra.

Consideriamo ora il sistema binario in questione, con la pulsar J0740+6620 e la sua compagna nana bianca in orbita l’una intorno all’altra in figura 3. Ora, le pulsar hanno una importante proprieta’ ben nota. Sono una sorta di fari cosmici, che mandano verso la terra un segnale radio pulsato ad altissima regolarita’, dell’ordine di un pulso ogni millesimo di secondo. Quando la pulsar si trova “a lato” della nana bianca vista da Terra (caso illustrato verso il lato destro dell’immagine), il suo segnale ci arrivera’ essenzialmente senza distorsioni. Ma intanto le due stelle intanto proseguiranno nella loro orbita l’una intorno all’altra, ad esempio la nana bianca comincera’ a spostarsi sempre piu’ davanti alla pulsar. Man mano che questo avviene, il segnale della pulsar verra’ sempre piu’ distorto dal campo di gravita’ della nana bianca. Come potete vedere dalla figura, per via della distorsione stavolta il percorso della luce della pulsar risultera’ piu’ lungo di prima! (per lo stesso motivo per cui, andando in macchina, un percorso in linea retta sara’ sempre piu’ corto di un percorso che prevede una rotanda nel mezzo, pur magari connettendo gli stessi due punti di partenza e arrivo). Come risultato osserveremo che l’intervallo tra due segnali della pulsar diverra’ sempre piu’ lungo, fino ad arrivare a un massimo nel momento in cui la pulsar si trova esattamente dietra la nana bianca, condizione in cui la distorsione gravitazionale subita dal segnale e’ massima, per poi diminuire di nuovo man mano che le due stelle, viste da Terra, tornano di nuovo a separarsi visualmente, fino a misurare di nuovo il ritmo normale dei della pulsar in questione.

Come menzionato prima, maggiore la massa di un corpo celeste, maggiore la distorsione che causera’ allo spazio-tempo, e di conseguenza maggiore il ritardo nei segnali della pulsar che ci aspetteremmo. In questo caso, gli astronomi misurarono un ritardo di ben 10 microsecondi rispetto al periodo “non distorto” della pulsar, una differenza relativa dell’ordine dell’1%, abbastanza per essere rilevata con ottima precisione! Tale ritardo, noto come “Ritardo di Shapiro”, dal nome del fisico Irwin Shapiro che lo scopri’, permise di determinare con grande precisione la massa della nana bianca, che risulto’ essere pari a 0.26 masse solari. Abbiamo cosi’ la nostra massa nota su uno dei piatti della bilancia!! Ci manca solo conoscere qualcosa di equivalente ai bracci della bilancia per arrivare cosi’ a conoscere la massa della pulsar che tanto ci interessa. Bene, tale informazione la possiamo ricavare misurando i semiassi maggiori delle orbite delle due stelle, ovvero la loro distanza orbitale dal baricentro comune (Rb ed Ra nella quarta figura). Una volta misurate le orbite della due stelle, ed avendo gia‘ misurato la massa di una delle due, il gioco e‘ fatto! Abbiamo infatti:

massa_nana_bianca x Rb = massa_pulsar x Ra

Notate la straordinaria somiglianza di questa equazione con quella relativa alla bilancia a due piatti discussa a inizio articolo… non e‘ dunque un‘esagerazione parlare di bilance cosmiche! La massa della pulsar sara‘ infatti anche in questo caso facilmente calcolabile, e gli astrofisici Cromartie e collaboratori, a Gennaio 2020, ottennero una incredibile massa della pulsar pari a 2.14 masse solari!

Un peso massimo misurato ad alta precisione!

Se da un lato e’ vero che l’esistenza di stelle di neutroni con massa maggiore e’stato riportato nel periodo 2010 – 2020, dall’altro anche le incertezze di tali misure risultarono molto piu’ alte. J0740+6620 si attesta infatti come la stella di neutroni piu’ massiccia con un’incertezza inferiore al 5%! Si tratta di un passo in avanti importantissimo verso la conferma osservativa del limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, ovvero la massa limite che sancisce la transizione tra le stelle di neutroni piu’ massicce e i buchi neri stellari meno massicci in natura, oltre che fornire preziosi dati sul comportamento della materia a densita’ estreme, impossibili da riprodurre in un laboratorio.

In sintesi, una scoperta davvero grande, a mio parere la piu’ grande di questo 2020 che volge alla conclusione, e che apre cosi’ la notra “TOP 5” delle piu’ grandi scoperte dell’ultimo decennio.

Fonti:

Cromartie et al.; Nature Astronomy, Volume 4, p. 72-76

Immagine di copertina: Credits –> physicstoday.scitation.org