PSR J0108–1431 è una delle pulsar più vecchie e più vicine che si conoscano: una stella di neutroni che ruota su se stessa poco più di una volta al secondo, a circa $700$ anni luce da noi, con un’età stimata intorno ai $200$ milioni di anni. È vicina alla fine della sua vita di pulsar, eppure trasforma in raggi X una frazione della propria energia di rotazione maggiore della maggior parte delle altre pulsar. Nel 2016 il telescopio spaziale Hubble ne colse forse la debolissima luce ultravioletta: se la scoperta sarà confermata, si tratterà della stella di neutroni più fredda di cui sia mai stata misurata la temperatura, ma comunque più calda di quanto dovrebbe essere una stella così vecchia.
Fari cosmici#
Una stella di neutroni è il residuo compatto e ultradenso di una stella massiccia esplosa come supernova. Conserva il momento angolare della stella progenitrice, ma, a causa delle minuscole dimensioni (circa $20$ km di diametro), la sua velocità di rotazione iniziale è elevatissima. Un’altra conseguenza della nascita di una stella di neutroni è la formazione di un potentissimo campo magnetico, dell’ordine di milioni o anche miliardi di tesla1, che ruota insieme con la stella.
Lungo l’asse magnetico, il campo accelera particelle cariche che emettono due fasci di radiazione in direzioni opposte. Se l’asse magnetico non coincide con quello di rotazione, i fasci spazzano lo spazio come la luce di un faro. Un osservatore che si trovi per caso sulla loro traiettoria riceve un impulso a ogni giro, con estrema regolarità. Una pulsar, forma contratta di pulsating radio star, è dunque una stella di neutroni fortemente magnetica, che ruota su se stessa ad alta velocità emettendo fasci di radiazione.
Una pulsar vicina alla linea della morte#
Il periodo di rotazione è un indicatore dell’età di una pulsar. Le pulsar appena nate possono ruotare anche decine di volte al secondo2. Ma la costante conversione di parte dell’energia rotazionale in energia elettromagnetica finisce col rallentare progressivamente la rotazione. C’è una «linea della morte» per le pulsar: quando la rotazione è diventata troppo lenta e il campo magnetico troppo debole, il meccanismo che alimenta il radiofaro si esaurisce e la pulsar smette di essere tale. Rimane solo un’invisibile, compattissima stella di neutroni.
Una pulsar non lontana dalla linea della morte è PSR J0108–1431, che da ora in poi, per brevità, chiameremo solo J0108. La scoprì un gruppo guidato da Thomas Tauris durante una ricerca di pulsar deboli in tutto il cielo meridionale, condotta con il radiotelescopio australiano Parkes, un’antenna di $64$ metri di diametro. Il segnale fu notato nell’aprile del 1992, ma era così debole e così instabile, a causa della scintillazione interstellare3, che la conferma arrivò solo un anno dopo. Nel 1994 Tauris e colleghi annunciarono la scoperta con un titolo che era anche una domanda: «la stella di neutroni più vicina conosciuta?».
La domanda nasceva dalla misura di dispersione4 della pulsar, la più bassa nota all’epoca e ancora oggi la più bassa fra quelle registrate nel catalogo delle pulsar dell’ATNF, da cui gli autori stimarono una distanza di appena $85$ parsec5. A quella distanza, la debolezza del segnale implicava una luminosità radio più bassa di oltre un ordine di grandezza rispetto a quella di qualunque altra pulsar nota. J0108 ha un periodo di rotazione di $0{,}808$ secondi, lunghissimo in confronto a quello delle pulsar giovani. Già nel 1994 i suoi scopritori la proposero come banco di prova: osservarla nei raggi X avrebbe permesso di capire quanto fosse davvero vecchia e quanto in fretta decadano i campi magnetici delle stelle di neutroni.
I raggi X di una pulsar ancora arzilla#
Una pulsar così vecchia e così poco energetica non sembrava un bersaglio promettente per i telescopi a raggi X. Eppure, nel 2007, il telescopio spaziale Chandra la vide. Un gruppo guidato da George Pavlov della Penn State University pubblicò all’inizio del 2009 l’analisi di quell’osservazione: appena una cinquantina di fotoni X raccolti in poco più di otto ore, sufficienti però a stabilire che quella debole sorgente era proprio la pulsar.
J0108 diventava così, fra le pulsar non riciclate, la più vecchia e la meno energetica mai rilevata nei raggi X. I due primati appartenevano fino ad allora a due pulsar diverse: PSR B1133+16 era quella che perdeva meno energia di rotazione, ma pur sempre a un ritmo quindici volte maggiore di J0108, mentre PSR B0950+08 era la più vecchia, ma con un’età caratteristica6 nove volte e mezzo minore. E c’era una particolarità: questa pulsar isolata, cioè non appartenente a un sistema binario, emetteva raggi X con un’efficienza7 dello $0{,}4\%$, superiore a quella di gran parte delle pulsar giovani. Confrontando la posizione X con le posizioni radio precedenti, Pavlov e colleghi misurarono anche, per la prima volta, il movimento della pulsar nel cielo8.
Più lontana e più vecchia#
Pochi mesi dopo, Adam Deller, allora alla Swinburne University of Technology in Australia, misurò con il suo gruppo di lavoro la parallasse di sette pulsar dell’emisfero australe, J0108 compresa. Usarono l’interferometria a base molto lunga9, che combina i segnali di radiotelescopi distanti fra loro centinaia o migliaia di chilometri. Il risultato fu che J0108 era parecchio più lontana e più vecchia di quanto creduto fino a quel momento. Ottennero, infatti, una distanza di circa $240$ parsec, cioè circa $780$ anni luce, mentre i modelli della distribuzione degli elettroni nella Galassia davano $130$ parsec e, nella versione più recente, $184$ parsec.
La misura del moto della pulsar nel cielo permise anche di correggere la misura del suo rallentamento, eliminando dai calcoli l’interferenza di un effetto prospettico10 che faceva sembrare quel rallentamento più rapido di quanto fosse davvero. Corretta la stima, l’età della pulsar salì da $166$ a circa $200$ milioni di anni, davvero vicina alla linea della morte.
La maggiore distanza significava che la pulsar era più luminosa di quanto stimato da Pavlov. Deller ricalcolò così l’efficienza nei raggi X: circa l’$1{,}5\%$, il valore più alto mai trovato per una pulsar. E rifece i conti anche per una debolissima sorgente ottica che, come vedremo, poteva essere la controparte visibile della pulsar. Se quella luce veniva dalla superficie della stella di neutroni, quella superficie doveva avere una temperatura di circa $290\,000\,\text{K}$. Anche alla distanza minima compatibile con le misure, la temperatura non poteva scendere sotto gli $85\,000\,\text{K}$: molto più dei $30\,000\,\text{K}$ che, secondo i modelli di raffreddamento di allora, poteva avere al massimo una stella di neutroni isolata vecchia di $200$ milioni di anni. Per raggiungere una temperatura simile senza invocare un riscaldamento interno, J0108 avrebbe dovuto avere non più di $10$ milioni di anni. Ma per spiegare l’attuale rallentamento con un’età così bassa, la pulsar sarebbe dovuta nascere girando in modo insolitamente lento, con un periodo di almeno $770$ millisecondi. Deller concluse che i dati sostenevano piuttosto l’esistenza di un significativo riscaldamento delle stelle di neutroni vecchie e isolate, pur raccomandando nuove osservazioni ottiche.
Con questi due record, l’efficienza nei raggi X e la temperatura, J0108 divenne nel 2009 un caso clamoroso. Le osservazioni successive li avrebbero ridimensionati entrambi, ma in modi molto diversi.
Un faro che pulsa anche nei raggi X#
Nel 2012 Bettina Posselt e colleghi pubblicarono i risultati di un’osservazione molto più lunga, condotta con il telescopio spaziale europeo XMM-Newton. Per la prima volta i raggi X della pulsar mostravano le stesse pulsazioni del segnale radio, con un periodo di $0{,}808$ secondi. Il profilo dell’impulso X era asimmetrico e il suo picco cadeva molto vicino a quello radio.
La maggiore quantità di fotoni permise di studiare meglio lo spettro. I dati si spiegavano bene con due componenti: una non termica, prodotta dalle particelle accelerate nella magnetosfera11, e una termica, con una temperatura di circa $1{,}3$ milioni di gradi. Secondo gli autori, quest’ultima veniva dalle calotte polari12, piccole regioni attorno ai poli magnetici scaldate dalle particelle che ricadono sulla superficie. L’area che emette questa radiazione risultò però una quindicina di volte più piccola di quella prevista per una calotta polare in un campo magnetico semplice, a due poli.
Nel frattempo Joris Verbiest e colleghi avevano rivisto la distanza della pulsar a $210$ parsec, circa $685$ anni luce, con un’analisi statistica che combinava la parallasse misurata da Deller con la distribuzione delle pulsar nella Galassia e con la loro luminosità radio. Con questa distanza Posselt e colleghi ricalcolarono anche l’efficienza nei raggi X. Il risultato fu dello $0{,}3\%$ con il modello più semplice e dello $0{,}6\%$ per la sola componente magnetosferica del modello a due componenti, a cui si aggiunge un altro $0{,}6\%$ trasformato in calore dalle calotte polari, che lo irraggiano a loro volta sotto forma di raggi X. Queste cifre si riferiscono alla banda di energia usata di solito per confrontare le pulsar fra loro e non si possono confrontare direttamente con l’$1{,}5\%$ di Deller, calcolato su un intervallo di energia più ampio. Bastano però a ridimensionare il primato del 2009: secondo Posselt e colleghi, l’efficienza di J0108 è più alta di quella della maggior parte delle pulsar rilevate nei raggi X, ma non di tutte. Resta comunque una pulsar che, per la sua età avanzata, emette nei raggi X con un’efficienza fuori dal comune, superiore a quella di gran parte delle pulsar giovani. Nel 2014 Shota Kisaka e Shuta Tanaka mostrarono che il meccanismo di emissione più comune, il sincrotrone delle particelle che spiraleggiano attorno alle linee di forza magnetiche, non era sufficiente a spiegare i raggi X di una pulsar con così poca energia a disposizione: servivano altri processi.
L’asimmetria dell’impulso offrì un altro indizio. Nel 2019 Prakash Arumugasamy e Dipanjan Mitra separarono i fotoni X secondo la fase della rotazione della pulsar e trovarono che la componente termica raggiunge il massimo in un momento diverso rispetto a quello dell’impulso radio. Se il campo magnetico fosse un semplice dipolo, come quello di una calamita, la calotta polare calda e la sorgente del fascio radio dovrebbero trovarsi sulla stessa linea e i due picchi dovrebbero coincidere. Lo sfasamento indica invece, secondo gli autori, che vicino alla superficie il campo magnetico di J0108 ha una struttura più complessa, multipolare, con più poli magnetici di piccola scala.
Anche il segnale radio ha qualcosa di insolito. Le onde radio delle pulsar sono in genere polarizzate13, ma in misura molto diversa da una pulsar all’altra. Nel 2008 Patrick Weltevrede e Simon Johnston scoprirono che il grado di polarizzazione è legato all’energia che le pulsar perdono rallentando: le pulsar giovani ed energetiche emettono impulsi fortemente polarizzati, quelle anziane e poco energetiche impulsi molto meno polarizzati. Perché esista questo legame non è ancora chiaro, così come resta in parte oscura l’origine stessa della polarizzazione degli impulsi radio. J0108 fa eccezione alla regola: a $1{,}4$ GHz la sua polarizzazione lineare raggiunge circa il $77\%$. Nel 2018 Johnston e Matthew Kerr studiarono la polarizzazione di $600$ pulsar osservate con il radiotelescopio Parkes e, fra quelle che perdono così poca energia, ne trovarono soltanto tre con una polarizzazione lineare superiore al $55\%$. J0108 era una di queste. Il suo impulso radio, inoltre, è stretto: secondo Simon Johnston e colleghi, che nel 2023 analizzarono con il radiotelescopio sudafricano MeerKAT la geometria dei fasci di oltre ottocento pulsar, la nostra linea di vista sfiora soltanto il bordo del fascio di J0108 oppure l’emissione viene da una zona isolata lontana dall’asse magnetico.
La caccia alla controparte ottica#
Torniamo alla debole sorgente ottica da cui Deller aveva ricavato la temperatura di $290\,000\,\text{K}$. La sua storia è un piccolo giallo astronomico durato vent’anni.
Nel 2000 Roberto Mignani e colleghi osservarono il campo della pulsar con uno dei telescopi da $8$ metri del VLT (Very Large Telescope) dell’ESO, in Cile. Nell’immagine ripresa nella banda U, al confine fra il violetto e l’ultravioletto, notarono un debolissimo addensamento di luce vicino alla posizione radio, al bordo di una galassia di sfondo, ma conclusero che probabilmente non si trattava di una sorgente reale e riportarono solo limiti superiori alla luminosità di J0108. Quando Chandra rivelò il movimento della pulsar nel cielo, Mignani, Pavlov e Oleg Kargaltsev notarono nel 2008 che, riportando la stella di neutroni indietro nel tempo fino alla data dell’osservazione VLT, la sua posizione cadeva proprio su quell’addensamento. Lo proposero quindi come candidata controparte ottica e ricavarono una prima stima della temperatura superficiale, circa $90\,000\,\text{K}$ alla distanza allora accettata. La misura di Deller rafforzò l’identificazione, perché la posizione calcolata con il moto proprio dal VLBI coincideva con quella dell’oggetto.
Per avere una conferma, il VLT tornò nel 2009 a osservare il campo con esposizioni due volte più lunghe. Ma il seeing14 era quasi il doppio di quello del 2000 e la pulsar non fu vista in quella che sarebbe dovuta essere la sua nuova posizione. I limiti ottenuti non smentivano però la candidata: era semplicemente troppo debole per quelle condizioni. Mignani e colleghi suggerirono di cercarla con il telescopio spaziale Hubble, nell’ultravioletto, più adatto sia per lo spettro molto blu della sorgente sia per la vicinanza prospettica di una galassia vista di taglio.
Hubble osservò J0108 nell’agosto del 2016, con quattro filtri dal blu al lontano ultravioletto15. Nel 2021 Vadim Abramkin, Yuriy Shibanov, Roberto Mignani e George Pavlov pubblicarono i risultati. Nei tre filtri del blu e del vicino ultravioletto, Hubble non vide nulla alla posizione della pulsar. Nel lontano ultravioletto, invece, comparve una debolissima sorgente puntiforme proprio dove doveva trovarsi J0108. Il segnale era però al limite della rilevabilità, con una significatività di appena tre sigma16: anche perché delle due orbite di osservazione previste in quel filtro una andò perduta, dato che i sensori di guida del telescopio non riuscirono ad agganciare le stelle di riferimento. Per una conferma solida sarebbero servite tre orbite.
Gli autori rielaborarono anche i vecchi dati del VLT con una calibrazione della posizione molto più precisa e confermarono, con una significatività di tre sigma, la presenza di un oggetto debolissimo nella posizione occupata allora da J0108. Nelle immagini di Hubble, in quel punto del cielo non c’era più nulla: l’oggetto si era spostato o era scomparso, quindi non era una stella o una galassia fissa del campo. Il comportamento è proprio quello che ci si aspetta da una pulsar in movimento. Alla posizione occupata da J0108 nel 2016, invece, i limiti di Hubble erano paragonabili alla luminosità misurata dal VLT. Secondo gli autori, la pulsar avrebbe potuto essere vista anche nei filtri del blu e del vicino ultravioletto con esposizioni appena una volta e mezza più lunghe. La candidata del 2000, dunque, potrebbe ancora essere la nostra stella di neutroni. Ma vent’anni dopo la prima osservazione, l’identificazione resta da confermare.
Fredda, ma non abbastanza#
Il risultato più importante dello studio del 2021 riguarda la temperatura della pulsar. Abramkin e colleghi mostrarono che se la luce vista dal VLT fosse stata emissione termica dell’intera superficie della stella di neutroni, Hubble avrebbe dovuto vedere nel lontano ultravioletto un segnale molto più intenso di quello che registrò, qualunque fossero la temperatura e le dimensioni ragionevoli della stella. La stima termica del 2008 è quindi esclusa e con essa cadono anche i $290\,000\,\text{K}$ attribuiti da Deller, che derivavano da un semplice ricalcolo della temperatura in base alla nuova distanza. Secondo gli autori, la luce ottica di J0108, se è davvero sua, ha un’origine non termica: viene dalla magnetosfera, come i raggi X più energetici.
Anche così, la pulsar conserva un primato. Secondo gli autori, J0108 trasforma in luce ottica e ultravioletta una frazione della sua energia di rotazione più alta di qualunque altra pulsar osservata in queste bande. Sommando l’emissione non termica dall’ottico ai raggi X, l’efficienza complessiva arriva intorno all’$1\%$, un valore record: citando un vecchio detto popolare, si potrebbe dire che gallina vecchia fa buon brodo.
E la superficie? Se la debole sorgente ultravioletta è reale e la sua luce è emissione termica proveniente dalla superficie, la temperatura vista da lontano17 risulta di circa $31\,000\,\text{K}$, in un intervallo compreso fra $27\,000$ e $55\,000\,\text{K}$ a seconda della distanza e delle dimensioni della stella. Se invece quel segnale fosse solo una fluttuazione, i dati di Hubble porrebbero comunque un limite superiore di $59\,000\,\text{K}$. In ogni caso, J0108 è molto più fredda di quanto si pensasse nel 2009. Se la rilevazione sarà confermata, sarà la stella di neutroni più fredda di cui sia mai stata misurata la temperatura.
Eppure, una pulsar vecchia di $200$ milioni di anni dovrebbe essere ancora più fredda di così. Secondo i modelli di raffreddamento passivo, una stella di neutroni isolata scende in meno di $10$ milioni di anni sotto i $10\,000\,\text{K}$, una temperatura che nessun telescopio potrebbe rilevare18. Se il segnale ultravioletto è davvero termico, la superficie di J0108 è quindi insolitamente calda per la sua età: qualcosa, al suo interno, deve continuare a produrre calore.
Che cosa riscalda una vecchia stella di neutroni?#
J0108 è uno dei pochissimi oggetti che permettono di mettere alla prova questa ipotesi. Gli altri sono la pulsar B0950+08, di circa $17$ milioni di anni, la cui superficie raggiunge i $100\,000$-$300\,000\,\text{K}$, due pulsar riciclate vecchie di miliardi di anni e la pulsar J2144–3933, ancora più vecchia di J0108, che Hubble non ha visto e la cui superficie deve quindi avere meno di $30\,000\,\text{K}$.
Nel 2010 due astrofisici della Pontificia Università Cattolica del Cile, Gonzalez e Reisenegger, confrontarono i diversi meccanismi proposti per riscaldare dall’interno le stelle di neutroni vecchie. Conclusero che il decadimento del campo magnetico, la cattura di materia oscura19 e le fratture della crosta non producono un riscaldamento rilevabile. Restavano in gara due candidati.
Il primo è il riscaldamento rotochimico20. Man mano che la pulsar rallenta, la forza centrifuga diminuisce e la stella si contrae leggermente. La materia del nucleo viene compressa e si allontana dal suo equilibrio chimico fra neutroni, protoni ed elettroni. Le reazioni nucleari che cercano di ristabilire l’equilibrio liberano energia sotto forma di calore. Il secondo è lo scorrimento dei vortici21: nella crosta interna i neutroni formano un superfluido, che ruota attraverso una fitta rete di minuscoli vortici. Quando la crosta rallenta, il superfluido non riesce a seguirla subito e continua a ruotare un po’ più velocemente. I vortici, scivolando lentamente verso l’esterno, gli fanno perdere la rotazione in eccesso e dissipano energia per attrito.
Secondo Abramkin e colleghi, il limite superiore di temperatura di J0108 è compatibile con i modelli di riscaldamento rotochimico di Gonzalez e Reisenegger. Se invece la debole luce ultravioletta è davvero emissione termica, la temperatura di J0108 cade un po’ sotto quelle previste da quei modelli: lo scorrimento dei vortici, in particolare, sarebbe meno efficace che in B0950+08.
I due studi più recenti, pubblicati nel 2026 da Luis Rodríguez, Andreas Reisenegger e colleghi, hanno messo tutte queste pulsar a confronto con i modelli. Nel primo hanno calcolato l’evoluzione termica di ciascuna di esse tenendo conto di diversi meccanismi di riscaldamento e trattando la temperatura di J0108 come un limite superiore. Nessun meccanismo preso da solo spiega tutte le osservazioni. Le spiega invece un modello che combina il riscaldamento rotochimico, in presenza di una forte superfluidità della materia del nucleo, con lo scorrimento dei vortici. Questo modello prevede che la temperatura di J0108 sia vicina al limite superiore misurato da Hubble: secondo gli autori, il debole segnale ultravioletto dovrebbe quindi avere una componente termica importante. Nel secondo hanno aggiunto al quadro il campo magnetico intrappolato nel nucleo superconduttore e hanno trovato che il solo riscaldamento rotochimico basta a spiegare le osservazioni, a condizione che i protoni del nucleo abbiano una forte tendenza ad accoppiarsi e i neutroni una tendenza debole o nulla.22
Così, la temperatura di una pulsar vecchia, quasi invisibile e lontana settecento anni luce diventa un modo per sondare il comportamento della materia nucleare a densità irraggiungibili in qualunque laboratorio terrestre. Stelle di neutroni vecchie come J0108 potrebbero perfino rivelare la materia oscura, se si scoprisse che a mantenere la loro superficie a qualche migliaio di gradi è l’energia liberata nel nucleo dall’annichilazione di queste particelle finora mai osservate. Nel 2019 Koichi Hamaguchi, Natsumi Nagata e Keisuke Yanagi mostrarono che tale debole traccia di calore resterebbe riconoscibile nelle pulsar ordinarie vecchie, mentre nelle pulsar riciclate verrebbe nascosta dal riscaldamento rotochimico. Per decidere fra le diverse ipotesi, però, servono osservazioni ultraviolette più profonde, di J0108 e di altre pulsar vecchie e vicine.
In viaggio verso il polo sud galattico#
J0108 si trova a una latitudine galattica di quasi $77°$ sud, cioè in una zona del cielo molto lontana dal piano della Via Lattea, vicino al polo sud galattico. Per questo il campo che la circonda è pieno di galassie lontane, visibili attraverso il velo sottile delle stelle della nostra galassia.
La pulsar si sposta nel cielo di $0{,}17$ secondi d’arco all’anno, in direzione sud-sudest, allontanandosi ulteriormente dal piano galattico. Alla distanza di $210$ parsec, il moto proprio corrisponde a una velocità perpendicolare alla nostra linea di vista di circa $170\,\text{km/s}$, oltre $600\,000\,\text{km/h}$, un valore un po’ più basso della media delle pulsar. Non conosciamo però la sua velocità lungo la linea di vista, perché nello spettro di una pulsar non ci sono righe da cui ricavarla: la sua traiettoria completa nella Galassia resta quindi incerta.
La carta d’identità di PSR J0108–1431#
J0108 è un oggetto fuori dal comune sotto molti aspetti. È una delle stelle di neutroni più vicine alla Terra e una delle pulsar non riciclate più vecchie che si conoscano, ormai prossima alla linea della morte. Fra le pulsar non riciclate rilevate nei raggi X è la più vecchia e quella che perde meno energia di rotazione, eppure converte in raggi X una frazione di quell’energia più alta della maggior parte delle altre pulsar. Fra le pulsar poco energetiche è una delle pochissime con impulsi radio fortemente polarizzati. Detiene un primato di efficienza nella luce ottica e ultravioletta e potrebbe essere la stella di neutroni più fredda di cui sia mai stata misurata la temperatura, pur restando, in quel caso, più calda di quanto dovrebbe essere alla sua età. La tabella seguente riporta i parametri principali di questo enigmatico oggetto.
| Parametro | Valore | Fonte |
|---|---|---|
| ascensione retta (J2000, epoca 2007,0) | $01^\text{h}\,08^\text{m}\,08{,}347^\text{s}$ | Deller et al. 2009 |
| declinazione (J2000, epoca 2007,0) | $-14°\,31'\,50{,}19''$ | Deller et al. 2009 |
| coordinate galattiche | $l = 140{,}93°$, $b = -76{,}82°$ | catalogo ATNF |
| parallasse | $4{,}17 \pm 1{,}42\,\text{mas}$ | Deller et al. 2009 |
| distanza | $210^{+90}_{-50}\,\text{pc}$ (circa $685$ anni luce) | Verbiest et al. 2012 |
| moto proprio | $170\,\text{mas/anno}$ verso sud-sudest (componenti: $+75{,}05 \pm 2{,}26$ in ascensione retta, $-152{,}54 \pm 1{,}65$ in declinazione) | Deller et al. 2009 |
| velocità trasversale | circa $170\,\text{km/s}$ a $210\,\text{pc}$ | catalogo ATNF |
| periodo di rotazione | $0{,}8075646\,\text{s}$ | catalogo ATNF |
| derivata del periodo | $7{,}70 \times 10^{-17}\,\text{s/s}$ osservata; $6{,}51 \times 10^{-17}\,\text{s/s}$ corretta per l’effetto Shklovskii | Deller et al. 2009; Abramkin et al. 2021 |
| età caratteristica | circa $196$ milioni di anni | Abramkin et al. 2021 |
| campo magnetico superficiale | $2{,}3 \times 10^{11}\,\text{G}$ ($2{,}3 \times 10^{7}\,\text{T}$) | Abramkin et al. 2021 |
| energia di rotazione persa | $5{,}1 \times 10^{30}\,\text{erg/s}$ ($5{,}1 \times 10^{23}\,\text{W}$) | Abramkin et al. 2021 |
| misura di dispersione | $1{,}99 \pm 0{,}03\,\text{pc/cm}^3$ | catalogo ATNF |
| polarizzazione lineare a $1{,}4\,\text{GHz}$ | $76{,}7\%$ | Johnston & Kerr 2018 |
| efficienza nei raggi X ($1$–$10\,\text{keV}$) | circa $0{,}3$–$0{,}6\%$ | Posselt et al. 2012 |
| temperatura delle calotte polari | circa $1{,}3$ milioni di K | Posselt et al. 2012 |
| temperatura della superficie (vista da lontano) | meno di $59\,000\,\text{K}$; $27\,000$–$55\,000\,\text{K}$ se il segnale ultravioletto è termico | Abramkin et al. 2021 |
La derivata del periodo indica di quanto si allunga il periodo di rotazione per ogni secondo che passa e si misura quindi in secondi al secondo ($\text{s/s}$). Per sapere di quanto cresce il periodo di J0108 in un anno basta moltiplicare il valore osservato per il numero di secondi in un anno, circa $3{,}156 \times 10^{7}$:
$$\Delta P = 7{,}70 \times 10^{-17}\ \text{s/s} \times 3{,}156 \times 10^{7}\ \text{s} \approx 2{,}4 \times 10^{-9}\ \text{s}$$cioè circa $2{,}4$ miliardesimi di secondo all’anno. A questo ritmo, in un milione di anni il periodo passerebbe da $0{,}808$ a circa $0{,}810$ secondi.
Il raggio del cilindro della luce di J0108, cioè la distanza dall’asse di rotazione alla quale un punto che ruotasse insieme alla stella dovrebbe muoversi alla velocità della luce, si ottiene dividendo la velocità della luce per la velocità angolare della stella, $2\pi/P$:
$$R_{LC} = \frac{c\,P}{2\pi} = \frac{3{,}00 \times 10^{5}\ \text{km/s} \times 0{,}8076\ \text{s}}{2\pi} \approx 3{,}86 \times 10^{4}\ \text{km}$$È circa un decimo della distanza fra la Terra e la Luna e alcune migliaia di volte il raggio della stella di neutroni.
Il tesla (simbolo $\text{T}$) è l’unità di misura dell’intensità del campo magnetico, più precisamente dell’induzione magnetica, nel Sistema Internazionale. Prende il nome dall’inventore e ingegnere serbo-americano Nikola Tesla. Un tesla equivale a diecimila gauss, l’unità del sistema CGS ancora molto usata in astrofisica. È un’unità grande per i campi dell’esperienza comune: il campo magnetico terrestre, in superficie, vale fra $25$ e $65$ milionesimi di tesla, mentre i magneti delle macchine per la risonanza magnetica negli ospedali producono di solito da $1{,}5$ a $3$ tesla. I campi continui più intensi ottenuti in laboratorio superano di poco i $45$ tesla. ↩︎
Esistono anche pulsar che ruotano centinaia di volte al secondo, con periodi di pochi millisecondi. Non sono però pulsar giovani: sono stelle di neutroni vecchie di miliardi di anni, che una stella compagna ha fatto tornare a girare velocemente cedendo loro materia e momento angolare. Per questo si chiamano pulsar riciclate. ↩︎
Le onde radio di una sorgente lontana e puntiforme, attraversando zone di gas ionizzato interstellare di densità diversa, giungono a terra con un’intensità che fluttua nel tempo, come la luce delle stelle che tremola attraversando l’atmosfera. È la scintillazione interstellare. Per una pulsar debole può significare che il segnale, visibile un giorno, scompare in quello successivo. ↩︎
Le onde radio di una pulsar attraversano il gas ionizzato che si trova fra le stelle. Gli elettroni liberi di questo gas rallentano le onde di frequenza più bassa più di quelle di frequenza più alta, così ogni impulso arriva prima alle frequenze alte e un po’ dopo a quelle basse. La misura di dispersione esprime quanti elettroni liberi l’impulso ha incontrato lungo il percorso. Conoscendo la densità media degli elettroni nella Galassia, si ricava una stima della distanza, che però può essere molto imprecisa. ↩︎
Il parsec è un’unità di misura delle distanze usata in astronomia e corrisponde a circa $3{,}26$ anni luce. $85$ parsec sono quindi circa $280$ anni luce. ↩︎
L’età di una pulsar si stima dal rapporto fra il periodo di rotazione e la rapidità con cui esso si allunga, assumendo che la pulsar sia nata girando molto più velocemente di oggi e che il campo magnetico sia rimasto costante. Si chiama età caratteristica ed è una stima, non una misura: se il campo magnetico si fosse indebolito nel tempo, l’età vera potrebbe essere molto minore. ↩︎
Una pulsar perde a ogni istante una piccola parte della sua energia di rotazione, rallentando. L’efficienza di emissione in una certa banda dello spettro è il rapporto fra la luminosità della pulsar in quella banda e l’energia di rotazione che perde nello stesso tempo. L’efficienza dello $0{,}4\%$ calcolata da Pavlov e colleghi per J0108 significa che quattro millesimi dell’energia persa dalla sua rotazione escono sotto forma di raggi X. ↩︎
Le stelle si spostano lentamente le une rispetto alle altre sulla volta celeste. Questo spostamento apparente, misurato in secondi d’arco (o millesimi di secondo d’arco) all’anno, si chiama moto proprio. Conoscendo la distanza, dal moto proprio si ricava la velocità della stella perpendicolare alla nostra linea di vista. ↩︎
L’interferometria a base molto lunga (VLBI, Very Long Baseline Interferometry) combina le osservazioni simultanee di radiotelescopi anche molto lontani fra loro. Il risultato equivale, per la capacità di distinguere i dettagli, a un’unica antenna grande quanto la distanza che separa i telescopi. Permette di misurare la posizione di una radiosorgente con una precisione di pochi millesimi di secondo d’arco e di seguirne gli spostamenti nel corso degli anni. ↩︎
Quando una stella si muove rapidamente nel cielo, la sua distanza da noi cambia nel tempo anche se non si muove lungo la linea di vista. Per una pulsar questo produce un allungamento apparente del periodo, che si somma al rallentamento vero: è l’effetto Shklovskii, dal nome dell’astrofisico sovietico Iosif Shklovskij che lo descrisse nel 1970. Per J0108 rappresenta circa il $15\%$ del rallentamento osservato. ↩︎
La magnetosfera di una pulsar è la regione attorno alla stella di neutroni dominata dal suo campo magnetico e riempita di plasma, cioè di particelle cariche. Vi si generano i campi elettrici che accelerano elettroni e positroni a velocità prossime a quella della luce: sono queste particelle a produrre il fascio radio e gran parte della radiazione ad alta energia. ↩︎
Le calotte polari di una pulsar sono le regioni della superficie attorno ai poli magnetici da cui partono le linee del campo che si aprono verso lo spazio. Una parte delle particelle accelerate nella magnetosfera torna indietro lungo queste linee e colpisce la superficie, scaldandola fino a milioni di gradi. Il resto della superficie, molto più vasto, è invece molto meno caldo. ↩︎
La luce e le onde radio sono oscillazioni del campo elettrico e del campo magnetico, che avvengono sempre perpendicolarmente alla direzione in cui la radiazione si propaga. Nella radiazione emessa dalla maggior parte delle sorgenti, come la luce del Sole o di una lampadina, l’orientamento di queste oscillazioni cambia continuamente e a caso, così che nel complesso i campi oscillano in tutte le direzioni attorno alla direzione di propagazione (ma sempre perpendicolarmente): la radiazione si dice allora non polarizzata. Quando invece il campo elettrico oscilla sempre nello stesso piano, la radiazione si dice polarizzata linearmente. La percentuale di polarizzazione lineare indica quanta parte della radiazione ricevuta ha questa proprietà. ↩︎
Il seeing è la sfocatura delle immagini astronomiche prodotta dalla turbolenza dell’atmosfera terrestre. Si misura con il diametro apparente, in secondi d’arco, a cui viene allargata l’immagine di una stella puntiforme. Più è alto, meno nitide sono le immagini e più è difficile distinguere sorgenti deboli vicine a oggetti brillanti. ↩︎
Il lontano ultravioletto è la parte dello spettro elettromagnetico con lunghezze d’onda comprese all’incirca fra $100$ e $200$ nanometri, più corte di quelle della luce visibile e del vicino ultravioletto. L’atmosfera terrestre assorbe completamente la radiazione nel lontano ultravioletto. A queste lunghezze d’onda, le osservazioni possono perciò essere fatte solo dallo spazio. Il filtro usato da Hubble per J0108 era centrato su circa $153$ nanometri. ↩︎
In astronomia la significatività di una rilevazione si esprime spesso in «sigma», cioè confrontando il segnale con le fluttuazioni casuali del fondo. Un segnale a tre sigma ha una probabilità piccola, ma non trascurabile, di essere una fluttuazione casuale; per parlare di scoperta sicura si chiedono di solito almeno cinque sigma. ↩︎
La gravità di una stella di neutroni è così intensa che la radiazione perde energia nell’allontanarsi dalla superficie: è il redshift gravitazionale, previsto dalla relatività generale. Un osservatore lontano misura perciò una temperatura più bassa di quella che si misurerebbe sulla superficie stessa. Per J0108, ai circa $31\,000\,\text{K}$ visti da lontano corrispondono circa $38\,000\,\text{K}$ alla superficie. ↩︎
Una stella di neutroni ha un raggio di poco più di $10$ km. A $10\,000\,\text{K}$ una superficie così piccola emette pochissima luce, con il massimo nel vicino ultravioletto. Anche alla distanza di J0108, una delle stelle di neutroni più vicine, apparirebbe decine di volte più debole delle sorgenti più fioche mai fotografate dai telescopi spaziali. Nel lontano ultravioletto, dove Hubble ha forse visto la pulsar, sarebbe centinaia di volte più debole della candidata controparte, che era già al limite della rilevabilità. ↩︎
La materia oscura è una forma di materia che non emette né assorbe luce e che si rivela solo attraverso i suoi effetti gravitazionali: la rotazione delle galassie, i moti delle galassie negli ammassi, la deviazione della luce delle sorgenti lontane. La sua natura è ignota e nessuna particella di materia oscura è mai stata rilevata direttamente. Le osservazioni degli ammassi di galassie in collisione, come il Bullet Cluster, mostrano che queste ipotetiche particelle non possono interagire in modo intenso con la materia ordinaria, ma non escludono un’interazione molto debole. Una stella di neutroni è il luogo ideale per metterla alla prova: è così densa che anche una particella con un’interazione debolissima avrebbe buone probabilità di urtare un neutrone, perdere energia e restare intrappolata. Accumulandosi nella stella e annichilandosi fra loro, le particelle catturate la scalderebbero. Se invece la materia oscura interagisse solo attraverso la gravità, non verrebbe catturata e non produrrebbe alcun riscaldamento. Misurare la temperatura delle stelle di neutroni vecchie permette così di escludere alcune ipotesi sulla sua natura. ↩︎
Nel nucleo di una stella di neutroni le particelle si trasformano continuamente le une nelle altre: i neutroni in protoni ed elettroni e viceversa, attraverso reazioni chiamate processi Urca. In equilibrio, le trasformazioni in un senso e nell’altro si bilanciano. Se la densità cambia, come accade quando la stella si contrae rallentando, l’equilibrio si rompe e le reazioni procedono prevalentemente in un solo verso, liberando calore e neutrini. Il riscaldamento rotochimico è il calore prodotto in questo modo, alimentato in ultima analisi dall’energia di rotazione della stella. ↩︎
Un superfluido è uno stato della materia in cui questa forma un fluido che scorre senza alcuna viscosità. Non può ruotare come un corpo rigido: per seguire la rotazione della stella si riempie di minuscoli vortici paralleli all’asse di rotazione e ruota tanto più velocemente quanto più i vortici sono fitti. Quando la stella rallenta, i vortici dovrebbero allontanarsi gli uni dagli altri, ma nella crosta restano in parte agganciati ai nuclei atomici. Il superfluido continua così a ruotare un po’ più velocemente della crosta. I vortici però si sganciano di tanto in tanto e scivolano lentamente verso l’esterno: è questo lo scorrimento dei vortici. Nello scivolamento il superfluido cede momento angolare alla crosta e una parte della sua energia di rotazione si trasforma in calore, come per attrito. ↩︎
Nel nucleo della stella i protoni possono unirsi in coppie fra loro e diventare superconduttori. Allo stesso modo i neutroni, accoppiandosi fra loro, possono diventare superfluidi. Per spezzare una coppia serve un minimo di energia: le reazioni Urca restano allora quasi bloccate finché lo squilibrio chimico prodotto dal rallentamento non supera quella soglia (cioè l’energia necessaria a spezzare le coppie coinvolte). Lo squilibrio si accumula a lungo e l’energia immagazzinata viene liberata più tardi, sotto forma di calore, quando la stella è già vecchia. Secondo i modelli, l’accoppiamento è favorito per i protoni, che nel nucleo sono pochi e si muovono relativamente piano, e sfavorito per i neutroni, molto più numerosi e veloci, per i quali la forza nucleare che forma le coppie è più debole e assai incerta. Rodríguez e colleghi hanno mostrato che è proprio questa la combinazione che funziona per entrambi i tipi di pulsar vecchie. Le pulsar riciclate rallentano a poco a poco per miliardi di anni e, per accumulare abbastanza squilibrio, hanno bisogno di un forte accoppiamento di almeno una delle due specie di particelle, protoni o neutroni. Le pulsar non riciclate come J0108, invece, hanno compiuto quasi tutto il loro rallentamento da giovani: un forte accoppiamento dei neutroni bloccherebbe del tutto le reazioni e la stella non si scalderebbe. L’unica combinazione compatibile con entrambi i casi è un accoppiamento forte per i protoni e debole o nullo per i neutroni. ↩︎