pùlsar

Definizione

sm. o f. inv. [sec. XX; a cronia dell'inglese Pulsating Radiosource, propr. radiosorgente pulsante]. Corpo celeste caratterizzato da impulsi elettromagnetici, in particolare nel dominio radio, emessi a intervalli di estrema regolarità. Si tratta di astri del diametro di solo alcune decine di km, ma di massa superiore al valore di 1.4 M§ che è il cosiddetto limite di Chandrasekar al di sotto del quale non è possibile l'esistenza di un pulsar. In pratica tali astri, di densità nucleari, sono formati da un fluido degenere di soli neutroni (stella a neutroni) e sono animati da una rotazione assiale pari al periodo di pulsazione.

Caratteristiche

I pulsar sono i residui dell'esplosione di una supernova, sebbene le difficoltà nell'individuazione (una stella a neutroni si manifesta come pulsar soltanto se è verificato l'allineamento fra il suo asse magnetico-rotazionale e la Terra) e la breve durata della visibilità di un residuo di supernova (poche decine di migliaia di anni) non consentono una semplice verifica empirica di questa assunzione teorica. Gli impulsi che essi emettono sono localizzabili in varie bande elettromagnetiche – microonde, visibili per i pulsar PSR 0532 nella Crab Nebula e PSR 0833-45 nella Vela, radiazioni X – e sono di natura sincrotronica, prodotti nell'interazione di una corona elettronica con il campo magnetico estremamente intenso che è associato a tali astri. È noto un solo pulsar (Geminga) che non sembra emettere nella banda radio. L'esistenza di questi oggetti venne predetta nel 1932 dal sovietico L. Landau su basi puramente teoriche: la scoperta effettiva risale al 1967, a seguito di ricerche effettuate al radiotelescopio di Cambridge da A. Hewish e J. Bell-Burnell. Si conoscono più di 1000 pulsar (metà dei quali identificati con un progetto su vasta scala svolto mediante il radiotelescopio di 64 metri di Parkes – Australia) con periodi impulsivi (e di rotazione) compresi fra 1,5 millesimi di secondo e la decina di secondi. La durata di ciascun impulso si estende per 0,01-0,1 parti del periodo; quest'ultimo, con lo scorrere del tempo, tende ad accrescersi permettendo, di conseguenza, di valutare l'età dell'oggetto stesso. Gli impulsi, di evidente natura non termica, sarebbero originati dall'interazione delle particelle cariche emesse a velocità relativistica con l'intensissimo campo magnetico posseduto dalle pulsar. Nei confronti degli impulsi in radiofrequenza, va rilevato che l'inframmissione di materia interstellare fra il pulsar e l'osservatore produce uno slittamento tipico nei tempi di arrivo fra le basse frequenze e le alte, con queste in anticipo su quelle. Tale circostanza si è rivelata utile, in molti casi, per stabilire la distanza del pulsar. Nel 1998 è stato osservato il prima pulsar “riciclato”, ovvero un pulsar molto vecchio, con un basso campo magnetico che emette solamente in virtù della rapidissima rotazione (migliaia di volte al secondo). Questa apparente contraddizione di pulsar vecchio ma rapidamente ruotante è stata risolta in via teorica immaginando che la stella abbia accelerato la rotazione, sottraendo momento angolare a una stella compagna tramite attrazione di materia verso di sé. Anche se la fase di accrescimento in cui la stella accelera fosse molto breve, è possibile aspettarsi una forte emissione da parte del gas in caduta verso la stella di neutroni: questa emissione, secondo calcoli teorici, sarebbe dovuta cadere nel dominio dei raggi X e infatti il primo oggetto di questo tipo è stato scoperto studiando la sorgente X, XTE J1808-369. A partire dal 1974 sono stati scoperti alcuni pulsar binari, riconoscibili a causa della periodica variazione di frequenza dei loro impulsi a seguito di effetto Doppler connesso alle velocità orbitali che ne animano i componenti; tra questi il sistema doppio PSR 1913+16, a 1500 anni luce nella costellazione dell'Aquila, è divenuto celebre poiché le masse che lo costituiscono (due stelle a neutroni separate da 1 milione di km) rivoluiscono in sole 7^ah 45´ intorno al comune baricentro, dando origine a vistosi effetti di tipo relativistico (onde gravitazionali, precessione rapida delle orbite, decremento del periodo orbitale, ecc.) "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 2 pp 246-251" "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 2 pp 246-251" .

Pulsar anomale

Tra gli oltre 1000 pulsar conosciuti vi sono meno di una ventina di oggetti peculiari: i) un gruppo di Anomalous X-Ray Pulsar, o AXP, che presentano pulsazioni nei raggi X, di periodo compreso tra i 5 e i 12 secondi; ii) un secondo gruppo di Soft Gamma Repeaters (SGR) ha come caratteristica particolare il fatto di emettere improvvisamente impulsi γ di brevissima durata (0.1 secondi) e ha appena quattro membri sicuri; iii) alcuni corpi, infine, che non manifestano attività di tipo pulsar, ma solo emissione in raggi X e che, probabilmente, sono stelle di neutroni quiescenti immerse in residui di supernovae. Una possibilità per inquadrare almeno le prime due classi di queste (anomale) stelle di neutroni in un'unica teoria, è data dal modello delle magnetar, sviluppato dagli astronomi C. Thompson e R. C. Duncan. Le magnetar sono stelle di neutroni dotate di un fortissimo campo magnetico (almeno 10¹⁴ Gauss, cento volte più forte del più intenso campo di un pulsar normale) e da un periodo di rivoluzione relativamente lungo (dell'ordine di 10 secondi). Secondo questa teoria, gli SGR sono delle magnetar molto giovani la cui emissione è spiegabile mediante l'esistenza di "stellamoti", veri e propri terremoti superficiali di ridottissime dimensioni, meno di un millimetro e della durata di un decimo di secondo. Tali "stellamoti" sono il risultato del cambiamento di velocità di rotazione della stella, che diviene meno oblata: in questo modo, la sottile crosta di nuclei di ferro si frattura, e questo immette energia direttamente nella sfera di plasma intorno alla stella. In effetti, immediatamente dopo un SGR si nota un glitche (letteralmente "piccolo guasto"), uno strano e improvviso cambio del periodo di rotazione. L'asimmetria generata fa oscillare la stella e disallinea ulteriormente i due assi rotazionale e magnetico: a seconda dell'intensità del campo magnetico e del moto relativo tra crosta e interno della stella è possibile spiegare tutte le anomalie riscontrate nell'andamento del periodo delle stelle di neutroni. La rottura della crosta, inoltre, accoppia il campo gravitazionale e quello magnetico permettendo lo scambio di energia tra i due. Tenuto conto del fortissimo campo gravitazionale, il sollevamento della superficie della stella anche di un solo millimetro e per un brevissimo tempo, rende conto della spesa di una grandissima quantità di energia (un terremoto di questo tipo è più energetico di tutti i terremoti avvenuti sulla Terra). L'energia in gioco è confrontabile con quella misurata per gli SGR e questa è l'evidenza sperimentale più importante a favore della teoria delle magnetar. Sempre secondo questo modello l'attività impulsiva, con il continuo rallentamento della rotazione, cessa probabilmente dopo circa 10.000 anni, dopodiché la magnetar, vista dalla Terra, si presenta come un'AXP, fase nella quale rimane circa 30-100 mila anni: in particolare le AXP emettono non in virtù della loro rotazione, che è piuttosto lenta, ma grazie al decadimento del campo magnetico. Al termine di questo stadio, infine, la stella di neutroni diventa pressoché invisibile, presentando solo un'emissione termica. Considerando che le prime due fasi sono molto brevi, meno di 150.000 anni in totale, è possibile che ci siano nella galassia un buon numero di magnetar "morte" non facilmente individuabili, colmando, così, la discrepanza notata tra il tasso osservato di supernove e il numero di pulsar conosciute. Importante per verificare l'esistenza delle magnetar è la misura del campo magnetico delle SGR o delle AXP. Nel 1998, un gruppo americano è riuscito a ottenere, per la prima volta, la misura del campo magnetico di una pulsar anomala, sfruttando l'idea che il rallentamento dipenda solamente dal campo magnetico. La prima stella di neutroni per la quale è stato misurato un campo magnetico sufficientemente elevato da classificarla come magnetar è stata la SGR 1806-20, un SGR per il quale è stata scoperta una pulsazione X con un periodo di 7.47 secondi e con tasso di rallentamento compatibile con un campo magnetico di 8^.10¹⁴ Gauss. Non tutti gli astronomi, in ogni caso, sono d'accordo con l'esistenza delle magnetar. D. Marsden, R. E. Rothschild e R. E. Lingenfelter dell'Università di California (San Diego, USA) hanno evidenziato molti problemi nella misura del campo magnetico di SGR 1806-20. In particolare esiste la possibilità che l'ipotesi di base della misura sia non corretta, cioè che il campo magnetico sia l'unico responsabile del rallentamento della stella: se il rallentamento fosse dovuto anche a un vento stellare relativistico, non sarebbe necessario un campo magnetico così forte e la stella non sarebbe una magnetar.

A. Hewish, Pulsars, in “Annual Review of Astronomy and Astrophysics”, VIII, 1970; H. Y. Chiu, Les Pulsars, radiophares de l'espace, in “La Recherche”, 8, 1971; E. J. Blum, Les Radiotéléscopes, Parigi, 1972; J. S. Hey, The Evolution of Radio Astronomy, Londra, 1972; J. R. Percy, Stelle pulsanti, in “Le Scienze”, 86, 1975; F. Delattre, Les Pulsars, Parigi, 1982.