Anatomia di una magnetar

Una nascita violenta: il collasso di una stella enorme#

La lunga ricerca della distanza di SGR 1806-20 ci ha lasciato con più di un’incertezza, ma un dato è emerso in modo solido: quella sorgente che il 27 dicembre 2004 colpì la Terra con un lampo gamma di potenza senza precedenti si trova, come minimo, ad alcune decine di migliaia di anni luce dalla Terra. Quindi, dato che l’energia misurata scala con il quadrato della distanza, si tratta senza ombra di dubbio di un oggetto in grado di produrre fenomeni di una potenza inconcepibile per le scale a cui siamo abituati sulla Terra. È tempo, dunque, di conoscere meglio la natura di quest’oggetto strano, invisibile ai telescopi ottici, lontano e dalle caratteristiche estreme.

Che cos’è, fisicamente, una magnetar? Qual è la sua origine, di che cosa è fatta, e perché un campo magnetico può bastare da solo a rendere una stella minuscola uno degli oggetti più violenti dell’universo? Sono le domande a cui proveremo a rispondere in questo capitolo, costruendo pezzo per pezzo il ritratto a cui agganciare, più avanti, le teorie sul brillamento gigante.

Una magnetar nasce come nasce qualunque stella di neutroni: il nucleo di ferro di una stella molto più massiccia del Sole non riesce più a sostenere la propria gravità, collassa in una manciata di decimi di secondo fino a raggiungere la densità della materia nucleare, quindi rimbalza generando un’onda d’urto che i neutrini, nella frazione di secondo successiva, trasformano nell’esplosione di supernova.

Nel giro di pochi secondi viene dissipata un’energia pari a circa $2\text{-}4\times10^{53}\,\text{erg}$, per il $99\%$ sotto forma di neutrini: è da $170$ a $330$ volte l’energia che il Sole produrrà in tutti i dieci miliardi di anni della sua permanenza sulla sequenza principale. Il resto dell’energia della supernova, una frazione minore dell’$1\%$, pari a $10^{51}\,\text{erg}$, viene depositato come energia cinetica nel materiale che formava gli strati esterni della stella, espulso ad altissima velocità. Solo l’$1\%$ di questo $1\%$, cioè $10^{49}\,\text{erg}$ (comunque una quantità immensa di energia) viene emesso sotto forma di radiazione: una luce così potente da eguagliare per qualche tempo la luce combinata di milioni o miliardi di stelle. Tutto ciò che resta di quest’immane catastrofe è una sfera di una decina di chilometri di raggio: la magnetar.

Le associazioni tra magnetar e ammassi giovani di stelle massicce permettono di fissare un limite alla massa della stella madre: se la magnetar è nata in un certo ammasso stellare, la sua progenitrice deve essere esplosa prima di tutte le stelle che nell’ammasso si vedono ancora. Ciò vuol dire che era una stella più massiccia di loro¹. Per SGR 1806-20, il cui ammasso ha un’età tra i $3$ e i $5$ milioni di anni, il calcolo - presentato da Bibby et al. nel 2008 - dà una progenitrice di almeno $\sim 48^{+20}_{-8}\,M_\odot$, tipico di una stella di grande massa, probabilmente simile alla progenitrice di un’altra magnetar, scoperta nell’ammasso Westerlund 1². È un dato che comporta una tensione tuttora irrisolta: la teoria standard dell’evoluzione stellare prevede che una stella di quella massa collassi in un buco nero, non in una stella di neutroni. È possibile che la progenitrice abbia perso molta massa attraverso il vento stellare prima di esplodere come supernova o che appartenesse a un sistema binario. Resta in ogni caso un problema aperto.³

Sull’origine del campo magnetico - l’elemento più caratteristico di una magnetar - la partita è ancora più aperta, dato che le cose sono cambiate radicalmente negli ultimi anni. Lo scenario proposto da Duncan e Thompson nel 1992⁴ resta il punto di partenza concettuale, ma le sue due previsioni verificabili non hanno retto alla prova dei dati: le magnetar note non sembrano essere nate con le velocità di rinculo estreme che il modello richiederebbe e i resti di supernova che le contengono non mostrano l’energia in eccesso che una nascita così rapida dovrebbe lasciare.

Il quadro attuale è perciò plurale. Un primo canale di formazione resta la dinamo classica, valida per una minoranza di casi. Un secondo è il campo fossile: il campo magnetico della stella progenitrice, semplicemente compresso e amplificato dal collasso gravitazionale che precede l’esplosione di supernova. Questo è lo scenario che l’ammasso di SGR 1806-20, con le sue stelle eccezionalmente massicce, tende a favorire. Un terzo canale, proposto solo nel 2025, è la dinamo di Tayler-Spruit⁵: funziona anche con periodi di nascita più ordinari, di sei millisecondi o più, e produce un campo prevalentemente interno e avvolto su sé stesso (un campo toroidale), con un dipolo esterno relativamente debole. È un meccanismo che, come vedremo, aiuta a capire perché ciò che misuriamo dall’esterno di una magnetar sia solo una frazione del suo campo reale.

Una sfera di densità inconcepibile. E il mistero di cosa ci sia dentro#

I numeri di base di una magnetar sono, in teoria, presto detti: un raggio di $10$-$12\,\text{km}$, una massa attorno a $1{,}4\,M_\odot$⁶, una densità media dell’ordine di $10^{14}$-$10^{15}\,\text{g/cm}^3$, superiore alla densità di saturazione nucleare⁷. Solo la crosta, sottile, è molto meno densa. C’è un’analogia che non invecchia mai per dare un’idea di una simile densità: un cucchiaino da tè di materia di una stella di neutroni peserebbe, sulla Terra, quanto una intera montagna.

Ma qui va detto con chiarezza che nessuno ha mai misurato direttamente la massa o il raggio di SGR 1806-20 né di nessun’altra magnetar. Le masse delle stelle di neutroni si misurano quasi sempre osservando l’orbita di una compagna e le magnetar non hanno compagne: sono isolate. Dal 2019 esiste, tuttavia, anche un metodo che fa a meno della compagna. Il telescopio a raggi X NICER ricava massa e raggio dalla forma degli impulsi prodotti dalle zone calde sulla superficie di una stella di neutroni mentre ruota, perché la sua gravità piega la luce in un modo che dipende da questi due parametri. Così sono stati stimati massa e raggio di PSR J0030+0451, una pulsar isolata che compie circa $205$ giri al secondo. Finora, però, il metodo è stato applicato soltanto a pulsar molto veloci e mai a una magnetar.

Pertanto, ogni volta che un calcolo richiede massa e raggio di una magnetar, li si assume semplicemente uguali ai valori canonici. L’unica misura realmente concreta che esista su questo tipo di oggetto viene, curiosamente, da un fenomeno che riguarda proprio SGR 1806-20 e che racconteremo più avanti: le oscillazioni sismiche rilevate nella coda del brillamento del 2004. Confrontando le frequenze di due di questi modi di vibrazione, Strohmayer e Watts stimarono nel 2006 lo spessore della crosta solida in $\Delta R/R \approx 0{,}10$-$0{,}127$: vale a dire una crosta spessa circa $1$-$1{,}3\,\text{km}$ su una stella di $10\,\text{km}$ di raggio. Anche questo risultato, però, dipende dai modelli assunti come base di partenza. C’è insomma ancora molto di congetturale in ciò che sappiamo delle magnetar.

Ed è proprio qui il problema centrale, quello che vale più di ogni singolo numero: non sappiamo con certezza di che cosa sia fatto l’interno di queste stelle, perché non sappiamo come si comporti la materia a densità superiori a quella nucleare e nessun laboratorio terrestre può riprodurre condizioni simili. È il problema dell’equazione di stato⁸ della materia nucleare, uno dei grandi temi aperti della fisica contemporanea.

Il quadro che si può disegnare, strato per strato, è più una mappa di ipotesi che una fotografia: un’atmosfera sottilissima, spessa meno di un metro, dove si forma lo spettro termico che osserviamo nei raggi X; una crosta esterna fatta da un reticolo cristallino di nuclei di atomi pesanti immersi in un mare di elettroni degeneri⁹; una crosta interna, dove compaiono neutroni liberi in uno stato superfluido¹⁰; un nucleo esterno di neutroni, protoni ed elettroni, in cui neutroni e protoni possono diventare rispettivamente superfluidi e superconduttori quando la stella si è raffreddata abbastanza; e, forse, un nucleo più interno fatto di materia ancora più esotica - iperoni, quark deconfinati, condensati di mesoni - su cui la fisica teorica discute da decenni senza un consenso. Fra le sonde indirette di cui disponiamo oggi vi sono l’astrosismologia di eventi come il brillamento gigante di SGR 1806-20 nel 2004 e, in tempi più recenti, le onde gravitazionali emesse dalla fusione di stelle di neutroni: due finestre che si affacciano, da lontano, su un interno che resta, in gran parte, inaccessibile e misterioso.

La temperatura di una magnetar evolve nel tempo. Nei suoi primi cento anni di vita, quando il campo magnetico interno supera $10^{16}\,\text{G}$, la diffusione lenta di quel campo, detta diffusione ambipolare¹¹, mantiene l’interno della stella a una temperatura di equilibrio quasi-stazionaria attorno a $1{,}5\times10^9\,\text{K}$: un forno che nessuna stella di neutroni ordinaria della stessa età potrebbe sostenere. La temperatura superficiale in questo periodo iniziale è nell’ordine di $3\,\text{-}\,7\times10^6\,\text{K}$ fino a circa $10^7\,\text{K}$.

Più avanti, nella fase adulta e quiescente, fra un episodio di attività e l’altro, la superficie si stabilizza su temperature di qualche milione di kelvin. Negli spettri X di molte magnetar, comprese SGR 1806-20 e SGR 1900+14, si osserva una componente termica molle con $kT \approx 0{,}5\,\text{keV}$, cioè circa $5{,}8\times10^6\,\text{K}$ (circa mille volte la temperatura della fotosfera solare). Tuttavia, le magnetar rimangono, a parità di età, sempre più calde delle stelle di neutroni per via della lenta dissipazione del campo magnetico gigante nascosto al loro interno. Lo spiega Mereghetti nell’articolo del 2008 linkato poco sopra: «Questa fonte di calore interno produce una temperatura superficiale più alta di quella di una stella di neutroni in via di raffreddamento, della stessa età e con un campo magnetico minore»¹². È il campo magnetico, insomma, e non solo l’età, a decidere quanto una stella di neutroni resti calda.

Un milione di miliardi di volte il campo magnetico terrestre: immaginare l’inimmaginabile#

I numeri da soli non bastano a trasmettere che cosa significhi un campo magnetico di $10^{14}$-$10^{15}\,\text{G}$¹³. Forse qualche confronto con oggetti della nostra esperienza quotidiana può aiutare a formarsi un’intuizione dell’eccezionalità del campo magnetico di una magnetar.

Il campo magnetico terrestre, quello che orienta gli aghi delle bussole, vale circa $0{,}25$-$0{,}65\,\text{G}$. Sembra un valore molto piccolo, ma è sufficiente per proteggere la Terra dal vento solare e dai raggi cosmici, consentendo alla vita di prosperare sul nostro pianeta. Le tipiche calamite da frigorifero hanno magneti da $10\,\text{-}\,100\,\text{G}$. Un elettromagnete industriale per il sollevamento di carichi di ferro pesanti arriva a circa $10\,000\,\text{G}$: può interferire fatalmente con i pacemaker, cancellare istantaneamente carte di credito o dischi rigidi e attirare oggetti ferrosi vicini con una violenza tale da trasformarli in proiettili. Una macchina per la risonanza magnetica (MRI) ospedaliera ha un campo ancora più potente, tra i $15\,000$ e i $30\,000\,\text{G}$, a seconda dei modelli. Il campo magnetico più intenso mai prodotto in laboratorio in modo controllato, frutto di un esperimento realizzato nel 2018 in Giappone, raggiunse i $12\,000\,000\,\text{G}$ ($1{,}2\times10^7\,\text{G}$) e durò solo $40$ microsecondi, prima di distruggere il cilindro e la bobina in cui si era sviluppato il campo, oltre alla porta di sicurezza della camera che conteneva l’apparato sperimentale¹⁴.

L’esito di questo esperimento dà un’idea di come il potere distruttivo di un campo magnetico cresca con la sua intensità. Ma esistono campi magnetici enormemente più potenti che hanno effetto sulla fisica stessa delle particelle: ad esempio, la soglia di campo atomico critico, che vale $B_0\approx2{,}35\times10^9$ gauss. Da questo punto in poi il magnetismo comincia a “litigare” con l’elettricità per il controllo del moto degli elettroni dentro l’atomo. L’atomo smette di essere libero di assumere la sua forma abituale e inizia a stirarsi lungo la direzione del campo. A $B_0$ il fenomeno è appena in grado di farsi sentire, ma quando il campo magnetico arriva a intensità dell’ordine di $10^{12}\,\text{G}$, cioè circa $400$ volte $B_0$, la deformazione degli atomi diventa drammatica: la nuvola elettronica assume la forma di un sigaro o di un ago.

C’è poi un’ulteriore soglia critica da attraversare, mentre saliamo gradualmente verso il campo magnetico di una magnetar. È la soglia dell’elettrodinamica quantistica, $B_\text{QED} \approx 4{,}4\times10^{13}\,\text{G}$: un valore pari a circa $44$ mila miliardi di gauss (o $4{,}4$ miliardi di tesla). Si tratta di circa $3{,}7$ milioni di volte l’intensità del campo magnetico ottenuto nell’esperimento giapponese durato $40$ microsecondi di cui abbiamo parlato poco sopra.

Superata questa soglia, avvengono cambiamenti bizzarri. L’energia racchiusa nel campo magnetico diventa così concentrata da rivaleggiare, su scala subatomica, con l’energia della massa stessa dell’elettrone (la sua “energia a riposo”, secondo la celebre equazione $E=mc^2$ di Einstein). A quel punto cambiano le proprietà stesse dello spazio. Lo spazio vuoto intorno alla magnetar comincia a comportarsi come un mezzo fisico, capace di deviare e polarizzare¹⁵ la luce che lo attraversa. In un campo magnetico simile, la luce si propaga in modo diverso a seconda della direzione in cui vibra rispetto alle linee di campo, come se il vuoto avesse due indici di rifrazione, un effetto chiamato birifrangenza del vuoto. Questo effetto rimase una previsione teorica per quasi un secolo, fino a quando, di recente, il satellite IXPE non ha trovato quella che la NASA ha definito la prova osservativa più convincente mai raccolta, studiando proprio la luce polarizzata di una magnetar.

Il campo magnetico di SGR 1806-20, dedotto dal suo rallentamento nel 1998, vale $\sim 8\times10^{14}\,\text{G}$: è circa venti volte maggiore della soglia $B_\text{QED}$. Le misure successive, fatte quando il rallentamento era cresciuto, danno valori ancora più alti, fino a qualche $10^{15}\,\text{G}$. Dunque, in prossimità di questa magnetar il campo magnetico è in grado di alterare le proprietà stesse del vuoto.

E se il vuoto cambia comportamento, la materia ordinaria non se la cava meglio. In un campo di tale intensità, il moto degli elettroni perpendicolare alle linee di campo viene schiacciato con una violenza tale da deformare gli orbitali atomici: un atomo di idrogeno, a questi valori, risulterebbe circa seicento volte più stretto del normale. Legami chimici, angoli di legame, energie di legame: tutto ciò che tiene insieme una molecola dipende da quella geometria elettronica, e a queste intensità quella geometria cambia completamente.

A circa $700\text{-}900\,\text{km}$ dalla magnetar (che - ricordiamolo - è un oggetto di appena $10\,\text{km}$ di raggio) il campo magnetico sarebbe ancora così intenso da rendere la chimica della vita impossibile. Se, invece, la magnetar si trovasse alla distanza della Luna, il campo magnetico scenderebbe ad “appena” qualche decina di gauss¹⁶, ma avrebbe comunque conseguenze pratiche enormi e devastanti, anche se di natura sorprendentemente diversa da quella che si potrebbe immaginare pensando alla sola forza del magnetismo in sé.

Il primo punto è il confronto con il campo terrestre: la sua intensità, in superficie, è di appena $0{,}25\text{-}0{,}65$ gauss, come abbiamo ricordato più sopra. Un campo esterno di qualche decina di gauss sarebbe quindi da decine a un centinaio di volte più intenso del nostro. Il campo magnetico terrestre verrebbe letteralmente sopraffatto: le bussole non punterebbero più verso il polo nord magnetico terrestre, ma si allineerebbero con il campo della magnetar e la magnetosfera terrestre - la “bolla” che oggi ci protegge deviando il vento solare e i raggi cosmici - verrebbe completamente riconfigurata o distrutta come struttura protettiva, sostituita da quella, ben più aggressiva, della stella di neutroni.

Il secondo punto, probabilmente ancora più rilevante, riguarderebbe la rotazione della magnetar. Sappiamo con certezza che l’asse magnetico di queste stelle non è allineato con l’asse di rotazione: è proprio per questo che le osserviamo pulsare, con periodi in genere di qualche secondo. Ciò significa che il campo che investirebbe la Terra non sarebbe statico, ma ruoterebbe, spazzando la Terra con un’orientazione che cambia continuamente ogni pochi secondi. Un campo magnetico che cambia rapidamente induce correnti elettriche in qualunque conduttore esteso: è la stessa fisica delle tempeste geomagnetiche solari, che, pur essendo perturbazioni molto più deboli (in media $30$-$90$ volte più deboli del campo terrestre stesso), sono già in grado di mandare in blackout intere reti elettriche continentali. Il caso più noto è il blackout che colpì il Québec nel 1989.

La velocità con cui varierebbe un campo di qualche decina di gauss che si ribalta ogni pochi secondi produrrebbe effetti da decine a centinaia di migliaia di volte maggiori di quelli delle tempeste geomagnetiche più intense mai registrate. Le correnti indotte in linee elettriche, oleodotti, cavi sottomarini e qualunque infrastruttura con conduttori estesi sarebbero devastanti e continue, non un evento isolato: la rete elettrica, le comunicazioni satellitari e qualunque dispositivo elettronico collegato a conduttori lunghi diventerebbero semplicemente inutilizzabili. Si avrebbe il collasso totale dell’infrastruttura tecnologica e, quasi certamente, dell’intera magnetosfera terrestre.

Alla fine di questo lungo esperimento mentale, è però opportuno chiarire che non c’è bisogno di scomodare bussole o reti elettriche: una magnetar, infatti, ucciderebbe ogni essere umano ben prima che avesse a che fare direttamente, da vicino, con il suo campo magnetico. La luminosità di SGR 1806-20 in fase di quiescenza è stata calcolata in $L\approx 3{,}6\times10^{36}\,\text{erg/s}$ nella banda $1\text{-}200\,\text{keV}$, sulla base delle misurazioni del satellite INTEGRAL. Ciò significa che la radiazione X emessa dalla magnetar sarebbe letale per l’intera umanità con un solo secondo di esposizione già a $30$ unità astronomiche (la distanza di Nettuno dal Sole).

Se consideriamo il grande flare del 27 dicembre 2004, che ebbe un’energia stimata nell’ordine di $10^{46}\,\text{erg}$, la distanza alla quale l’esposizione alle radiazioni di SGR 1806-20 sarebbe stata letale per la vita umana sale a circa $2{,}4\times10^{14}\,\text{km}$: più di $25$ anni luce!

Quando il campo imprigiona la crosta: tensioni e fratture#

Dentro la stella, il campo magnetico non è distribuito in modo semplice. Esso si scompone sempre in due geometrie possibili: una componente poloidale, le cui linee corrono lungo i meridiani e in parte emergono da un polo, si inarcano nello spazio e rientrano dall’altro, come in una comune calamita; e una componente toroidale, con linee che corrono in cerchi chiusi attorno all’asse. Questa componente resta confinata sotto la crosta e si ritiene che sia più intensa dell’altra. Dall’esterno si misura soltanto il dipolo poloidale: la formula di spin-down che abbiamo già incontrato, e che per SGR 1806-20 dà $B \approx 8\times10^{14}\,\text{G}$, cattura soltanto il dipolo poloidale in superficie. È, per costruzione, un limite inferiore.

Il resto del campo, probabilmente la maggior parte, resta sepolto e invisibile, avvolto in configurazione toroidale. Quanto sia intenso si può soltanto dedurre indirettamente dal bilancio energetico: per alimentare brillamenti giganti ripetuti nel corso dei circa diecimila anni di vita attiva di una magnetar, il campo toroidale interno deve superare i $10^{16}\,\text{G}$¹⁷, cioè deve essere più di dieci volte più intenso del dipolo che misuriamo all’esterno. Ed esiste una ragione fisica precisa per cui la stella debba avere entrambe le componenti insieme: né una configurazione puramente poloidale né una puramente toroidale sono stabili nel tempo; solo una configurazione mista e avvolta su sé stessa, il cosiddetto twisted torus (toro attorcigliato), è stabile.

Un campo magnetico di simile grandezza e struttura diventa una vera e propria forza meccanica. Nel plasma e nella materia solida della crosta, le linee di campo sono “congelate”: non possono scorrere liberamente rispetto alle particelle cariche a cui sono “aggrappate”. Un campo interno che si contorce, si riorganizza o semplicemente preme contro la crosta solida esercita perciò delle forze reali - dette forze di Lorentz - che possono superare la resistenza meccanica della crosta stessa, deformandola e, quando la tensione accumulata supera il limite di rottura, fratturandola in veri e propri terremoti stellari (starquake). Non è un processo lineare e continuo: il campo magnetico decade lentamente nel tempo per dissipazione ohmica¹⁸ e per un meccanismo chiamato deriva di Hall¹⁹, che non dissipa energia direttamente ma redistribuisce il campo verso scale più piccole, accelerando la dissipazione stessa. È questo lento riassestamento, che secondo i diversi modelli si protrae per anni, decenni o anche secoli, a costruire le tensioni che, superato un certo limite di resistenza, si scaricano in frazioni di secondo, producendo eventi catastrofici come i brillamenti giganti.

La magnetosfera attorcigliata#

Fuori dalla stella, l’effetto di queste tensioni interne si propaga fino allo spazio circostante. Vicino alla superficie, il campo mantiene una struttura dipolare relativamente ordinata, che decresce con il cubo della distanza; ma la crosta, deformandosi sotto le tensioni del campo sepolto, trascina con sé le radici delle linee di campo che vi sono ancorate. Il risultato è che la magnetosfera esterna - che in una pulsar radio ordinaria avrebbe la forma pulita di un dipolo - si attorciglia, acquisendo essa stessa una componente toroidale. È il modello della “magnetosfera attorcigliata” (twisted magnetosphere), che permette di interpretare in modo unitario gran parte delle osservazioni delle magnetar.

Questa magnetosfera si estende fino a una distanza precisa, il cilindro della luce²⁰: il raggio al quale la velocità periferica di un punto che ruotasse rigidamente con la stella eguaglierebbe la velocità della luce. Oltre quella soglia le linee di campo non possono più restare “agganciate” alla rotazione: si aprono e il plasma che vi scorre viene scagliato via come un vento magnetizzato.

All’interno del cilindro della luce, però, una magnetosfera attorcigliata non può esistere nel vuoto: richiede imponenti correnti elettriche di elettroni relativistici, che scorrono lungo le linee di campo chiuse. Sono proprio queste correnti a spiegare uno dei tratti più caratteristici delle magnetar. I fotoni termici molli²¹ emessi dalla superficie, nel tentativo di sfuggire nello spazio, devono attraversare questi fasci di elettroni; quando l’energia di un fotone entra in risonanza con la frequenza di ciclotrone²² locale degli elettroni, si verifica un intenso scattering che trasferisce energia dagli elettroni al fotone (un fenomeno chiamato resonant cyclotron scattering, RCS). Il risultato è che lo spettro termico molle viene “indurito”, generando la coda di raggi X duri, fino a decine o centinaia di $\text{keV}$, che il satellite INTEGRAL scoprì essere una caratteristica comune a molte magnetar: una delle scoperte che, negli anni Duemila, smentì la vecchia definizione secondo cui questi oggetti avrebbero dovuto avere spettri esclusivamente molli.

Il freno magnetico e la vita di una magnetar#

Resta un’ultima domanda, forse quella che suscita più curiosità: perché una magnetar ruota così piano rispetto a una pulsar? Una stella di neutroni appena nata, per lo scenario a dinamo descritto più sopra, dovrebbe ruotare vorticosamente: un giro al millisecondo o poco più. Eppure SGR 1806-20 compiva un giro ogni $7{,}47$ secondi nel 1998. È lo stesso campo magnetico che l’ha resa una magnetar a spiegare anche questo apparente paradosso: un campo capace di generare l’attività magnetica più estrema che si conosca è anche un freno capace di dissipare la rotazione più in fretta.

Il meccanismo si chiama frenamento magnetico (magnetic braking) e agisce su due fronti che si sommano. Il primo è la semplice elettrodinamica classica: l’asse magnetico di una stella di neutroni è quasi sempre inclinato rispetto al suo asse di rotazione. Un dipolo magnetico che ruota irraggia energia elettromagnetica, portando con sé anche momento angolare. Il secondo, più efficace, è l’interazione con il proprio vento magnetosferico, oltre il cilindro della luce: il plasma che viene scagliato via porta con sé, letteralmente, parte dell’energia rotazionale della stella, come un getto che spinge in senso contrario. La coppia frenante complessiva cresce con il quadrato dell’intensità del campo magnetico: ecco perché una magnetar, che ha un campo da centinaia a migliaia di volte più intenso di quello di una pulsar radio ordinaria, passa da periodi di millisecondi a periodi di secondi in appena qualche migliaio di anni, mentre una pulsar ordinaria resta veloce per milioni di anni.

A questo punto, occorrono però due precisazioni, dato che gli effetti del frenamento magnetico possono risultare in qualche misura controintuitivi. La prima: quando il freno si affievolisce, perché il campo magnetico decade, la stella non comincia ad accelerare. Semplicemente rallenta sempre meno, fino a stabilizzarsi su una rotazione pressoché costante, perché per la conservazione del momento angolare una stella non può accelerare spontaneamente senza ricevere una spinta dall’esterno²³. La seconda: se il campo restasse costante, il rallentamento seguirebbe una curva asintotica²⁴: la coppia frenante, proporzionale al cubo della velocità angolare, si indebolisce sempre di più man mano che la rotazione rallenta e non basterebbe mai da sola a fermare del tutto la stella in un tempo finito.

Nella pratica, però, le magnetar non si avvicinano mai a questo limite teorico, perché il loro campo decade: la fase attiva, quella in cui il decadimento del campo magnetico alimenta l’emissione X anomala, i lampi e, occasionalmente, i brillamenti giganti, dura all’incirca diecimila anni, dopo i quali il campo si è ormai troppo indebolito per sostenere quel livello di violenza. La stella può allora sopravvivere come una stella di neutroni isolata, calda e silenziosa, forse un oggetto della stessa classe di quelli che furono chiamati i Magnifici Sette²⁵, oppure come una magnetar “a basso campo”, che conserva attività magnetica ma non più un dipolo estremo. Poiché la fase attiva è breve rispetto alla vita totale di una stella di neutroni, si stima che le magnetar ormai spente si contino a decine di milioni nella nostra sola galassia. Quelle che osserviamo attive, come SGR 1806-20, sono un’eccezione rara e temporanea.

Con i suoi $7{,}47$ secondi di rotazione, saliti a $7{,}56$ nella misura fatta durante il brillamento del 2004, SGR 1806-20 ha già consumato quasi tutta la sua energia di rotazione iniziale, pur essendo una delle magnetar più giovani conosciute: poche centinaia di anni, secondo le stime cinematiche e di rallentamento. Ciò che restava da consumare non era la rotazione, ma le tensioni accumulate per anni in un campo magnetico sepolto e attorcigliato, capace da solo - come vedremo - di produrre in mezzo secondo più energia di quanta il Sole ne emetta in almeno ottantamila anni.