Il colpo di scena finale: la trasmutazione della materia

La componente che nessuno sapeva spiegare#

Arriviamo così all’ultimo capitolo di questa storia, già anticipato in apertura: la scoperta che dentro il lampo del 27 dicembre 2004 si nascondeva la firma della nascita di elementi pesanti. Il punto di partenza è ancora l’articolo di Sandro Mereghetti e colleghi sulla curva di luce dell’anti-coincidenza dello spettrometro SPI¹, di cui abbiamo parlato a proposito dell’eco lunare del picco iniziale. Nello stesso lavoro gli autori notarono, in una parte diversa della curva, una gobba che a lungo restò senza spiegazione.

Dopo la fine della coda pulsata, intorno a $t = 400$ secondi, il conteggio dello scudo anti-coincidenza tornò a salire. Formò un largo massimo intorno a $600\text{-}800$ secondi (dieci-tredici minuti dopo il lampo) e poi decadde lentamente, tornando al livello del fondo tra i $3\,000$ e i $4\,000$ secondi. Il decadimento seguiva una legge di potenza, circa $t^{-0{,}85}$ nella stima originale di Mereghetti, $t^{-1{,}2 \pm 0{,}1}$ nella rianalisi di Patel et al. pubblicata nel 2025, che copre una finestra temporale più ampia, da $675$ a $12\,000$ secondi.

Mereghetti fece tutti i controlli del caso. Un aumento dei conteggi poteva essere prodotto anche da particelle cariche che colpivano il rivelatore, come i raggi cosmici o le particelle emesse dal Sole, non soltanto da fotoni. Ma la gobba non compariva nel rivelatore PSAC dello strumento SPI di INTEGRAL, che è sensibile alle particelle cariche e quasi cieco ai fotoni X duri. Non poteva, quindi, essere causata da particelle: doveva essere un segnale fatto di radiazione. Nessuna sorgente variabile nota era abbastanza brillante da produrla. Nel 2005 la interpretò, cautamente, come la prima possibile rilevazione di un afterglow X duro, associato a un brillamento gigante di SGR.

La componente fu confermata indipendentemente da Frederiks e colleghi nel 2007, usando i dati registrati dallo spettrometro a raggi gamma Konus a bordo del satellite Wind della NASA. Nell’intervallo tra $5\,000$ e $12\,000$ secondi, Konus misurò una fluenza di circa $2\times10^{-4}\,\text{erg/cm}^2$ nella banda $80\text{-}750\,\text{keV}$.

L’esistenza di quella componente fu confermata anche da RHESSI, un satellite progettato per studiare i brillamenti solari. La storia merita di essere raccontata. Il satellite ebbe una vista diretta della sorgente per $600$ secondi, subito dopo la fine della coda pulsata, prima di finire dietro la Terra: una finestra ideale per controllare in modo indipendente la scoperta di Mereghetti. Nella prima versione del loro lavoro, diffusa come preprint nel novembre 2006, Boggs e colleghi non trovarono nulla. Poterono soltanto fissare un limite superiore alla fluenza nella banda $3\text{-}200\,\text{keV}$, sessanta volte inferiore a quanto ci si sarebbe atteso se l’eccesso misurato dallo scudo anti-coincidenza di INTEGRAL fosse stato un segnale reale della magnetar. Ricordarono anche che si era pensato a un artefatto dello strumento, l’attivazione dei suoi cristalli di germanato di bismuto², senza però che questa spiegazione risultasse chiaramente compatibile con la curva di luce osservata.

Nella versione pubblicata nel 2007, dopo una nuova analisi sollecitata dallo stesso Mereghetti, il quadro cambiò. Gli autori notarono che quel limite non contraddiceva i dati di INTEGRAL se l’emissione era abbastanza dura, cioè concentrata sopra i $200\,\text{keV}$. Cercarono allora il segnale fra $80$ e $2\,600\,\text{keV}$, sfruttando il momento in cui la sorgente scomparve dietro il bordo della Terra: se il segnale era reale, i conteggi dovevano calare di colpo. Il calo ci fu e non compariva nelle orbite del giorno prima e del giorno dopo. Lo spettro si poteva descrivere come bremsstrahlung termica³ a $kT = 1{,}9 \pm 0{,}7\,\text{MeV}$⁴, con fotoni fino a $2{,}5\,\text{MeV}$. Restava un dubbio: il Sole era vicino a SGR 1806-20 nel cielo e il calo sembrava coincidere meglio con il suo tramonto dietro la Terra, avvenuto una cinquantina di secondi dopo quello della magnetar. Gli autori giudicarono però improbabile un’attività solare così dura, mai osservata prima.

La componente c’era, dunque. Restava però senza spiegazione e così rimase per vent’anni: una temperatura nell’ordine dei $\text{MeV}$, equivalente a miliardi di kelvin, ridicolmente alta per un afterglow, e nessuna pulsazione al periodo di rotazione, a differenza della coda.

La teoria (2024)#

Nel 2024 Jakub Cehula, Todd Thompson e Brian Metzger pubblicarono su MNRAS un lavoro che non parlava affatto di quella componente. Partiva da un’altra domanda: da dove venivano i barioni della nebulosa radio?

Essi svilupparono una proposta di spiegazione, basata su simulazioni idrodinamiche⁵: da un lato della magnetosfera della magnetar avviene una riconnessione o una forte dissipazione del campo magnetico. L’evento rilascia un’enorme quantità di energia, innescando un brillamento gigante. Il rilascio di energia produce al di sopra della superficie della stella una regione di alta pressione fatta di fotoni e coppie elettrone-positrone. È un meccanismo distinto dalla palla di fuoco intrappolata della coda pulsata, di cui abbiamo già parlato: si forma nell’arco di pochi microsecondi, non di minuti, ed è legato al solo spike iniziale. La sua pressione crea due onde d’urto: una verso l’esterno, che si espande a velocità ultra-relativistiche nel vuoto della magnetosfera, l’altra diretta verso l’interno, che scava nella crosta.

L’onda d’urto interna riscalda il materiale crostale e ne rende una parte non più legata gravitazionalmente. Le simulazioni davano, per campi dissipati dell’ordine di $10^{15{,}5}\text{-}10^{16}\,\text{gauss}$, una massa espulsa di $10^{25}\text{-}10^{26}$ grammi a velocità asintotiche tra $0{,}3$ e $0{,}6$ volte la velocità della luce, dello stesso ordine di grandezza di quelle dedotte da Granot e colleghi dall’afterglow radio quasi vent’anni prima.

Ma c’era di più. Gli autori notarono che la materia espulsa si trovava nelle condizioni fisiche giuste per un processo di natura diversa: dopo quello meccanico che l’aveva strappata alla crosta, uno nucleare, capace di costruire elementi pesanti.

Il materiale strappato dalla crosta aveva una frazione elettronica $Y_e \approx 0{,}40\text{-}0{,}46$ (cioè, per neutralità di carica, circa $40\text{-}46$ protoni ogni $100$ nucleoni⁶: era ricco di neutroni, ma non in misura estrema). Mentre si espandeva e si raffreddava, i nucleoni liberi cominciarono a ricombinarsi in particelle alfa, cioè nuclei di elio formati da due protoni e due neutroni. Da queste, per catture successive, possono formarsi nuclei più pesanti: i cosiddetti nuclei-seme, il punto di partenza per costruire elementi ancora più pesanti.

Qui entra in gioco la condizione decisiva. Gli ejecta⁷ furono scagliati via con alta entropia⁸ e si espansero in tempi brevissimi. Mentre si raffreddavano, le particelle alfa avrebbero dovuto unirsi in nuclei più pesanti, ma il primo passo di questa costruzione è difficile: richiede che tre particelle si incontrino quasi nello stesso istante⁹. In un plasma che si diluiva così velocemente, tali incontri divennero presto troppo rari e le reazioni che formavano i nuclei-seme si arrestarono. Le abbondanze restarono allora fissate ai valori raggiunti in quel momento: è ciò che i fisici chiamano freeze-out, cioè congelamento¹⁰. Poiché il congelamento avvenne quando gran parte della materia era ancora sotto forma di particelle alfa, si parla di alpha-rich freeze-out, congelamento ricco di alfa. Il risultato fu una materia con pochi nuclei-seme e, dato che il materiale della crosta di una magnetar è ricco di neutroni, con molti neutroni liberi. Il rapporto fra neutroni liberi e nuclei-seme era quindi molto alto. Era la condizione che serviva perché i pochi semi catturassero neutroni uno dopo l’altro, in rapida successione, prima di trasformarsi per decadimento beta¹¹.

È il processo r, la cattura neutronica rapida, il meccanismo con cui si forma circa la metà degli elementi più pesanti del ferro, oro e platino compresi. Fu proposto nel 1957, ma per sessant’anni nessuno riuscì a osservare se e dove avvenisse. La prima prova arrivò nel 2017 dalla kilonova¹² AT 2017gfo, che seguì la fusione di due stelle di neutroni rivelata nelle onde gravitazionali come GW170817. Nel 2023 il telescopio spaziale James Webb fornì una seconda prova: la kilonova del lampo gamma GRB 230307A.

Cehula e colleghi predissero anche una conseguenza osservabile: il decadimento radioattivo del materiale appena sintetizzato avrebbe dovuto alimentare, nei primi minuti, un transiente ottico/ultravioletto, cioè una kilonova in miniatura, che battezzarono nova brevis, con luminosità di picco intorno a $10^{39}\,\text{erg/s}$ e temperatura efficace di circa $20\,000\,\text{K}$. In assenza di assorbimento interstellare, a $15\,\text{kpc}$, simili caratteristiche corrisponderebbero a una magnitudine apparente in banda g di circa $7$ e, a $8{,}7\,\text{kpc}$, di circa $5{,}8$: qualcosa cioè di visibile con un binocolo o al limite persino a occhio nudo sotto un cielo scuro, se qualcuno avesse guardato nel punto giusto al momento giusto. Purtroppo nessuno vide niente quel 27 dicembre 2004; e per una buona ragione. La nova brevis prevista da Cehula e colleghi, un transiente della durata di pochi minuti, avrebbe dovuto attraversare l’estinzione interstellare che separa SGR 1806-20 dalla Terra, circa trenta magnitudini nel visibile e ancora di più nella banda g: con una magnitudine prevista tra $7$ e $6$ a seconda della distanza della sorgente, il lampo sarebbe arrivato da noi più debole della magnitudine $40$, troppo debole per qualunque telescopio. E nell’ultravioletto l’assorbimento della polvere interstellare è ancora maggiore.

La fonte di energia di questo bagliore non osservato sarebbe stata il decadimento beta dei nuclei appena sintetizzati, ancora troppo ricchi di neutroni per essere stabili. Mentre decadono verso configurazioni più legate, i nuclei rilasciano, infatti, la differenza di energia sotto forma di calore: sarebbe stato esattamente questo calore, non un residuo dell’energia del brillamento gigante, ad alimentare la nova brevis. Si tratta dello stesso principio che fa brillare per giorni interi le vere kilonove come AT 2017gfo, ma applicato su una scala molto più piccola.

La spiegazione più convincente (2025)#

Nell’aprile 2025 Anirudh Patel e altri autori si chiesero se la materia espulsa secondo il modello di Cehula potesse spiegare la gobba che Mereghetti e colleghi avevano notato vent’anni prima nella curva di luce di SPI.

Partirono dai calcoli eseguiti con SkyNet¹³ sul modello di Cehula, che indicavano strato per strato quali isotopi si erano formati nella materia espulsa e in quali abbondanze. Da lì, usando i dati di laboratorio sui livelli energetici e sui tempi di dimezzamento dei nuclei, predissero lo spettro di raggi gamma che il materiale in espansione avrebbe emesso mentre decadeva.

I risultati raccontavano una storia in due tempi.

Nei primi minuti il materiale espulso era ancora compatto e denso. I raggi gamma prodotti dal decadimento dei nuclei appena formati non riuscivano ad attraversarlo: urtavano di continuo gli elettroni e gli ioni del plasma e a ogni urto perdevano energia, finché non venivano assorbiti del tutto. La loro energia non andò perduta, ma scaldò il plasma. È ciò che i fisici chiamano termalizzazione¹⁴. Il plasma così riscaldato brillò nell’ultravioletto e nel visibile: è la nova brevis di cui si è detto.

Intanto la nube continuò a espandersi, diventando sempre più rarefatta. Dopo qualche minuto i raggi gamma iniziarono a trovare la strada libera e intorno a un quarto d’ora dall’espulsione la maggior parte di essi poteva attraversare il plasma senza ulteriori collisioni. Da quel momento in poi furono liberi di propagarsi in ogni direzione senza più perdere energia negli urti. Quelli diretti verso la Terra furono raccolti dai rivelatori dei nostri satelliti.

Molti nuclei instabili, quando decadono, emettono raggi gamma a energie specifiche, che ne costituiscono una sorta di firma. In laboratorio lo spettro di questa radiazione apparirebbe come una serie di righe strette, una per ogni transizione nucleare. Nell’espulsione di materia di SGR 1806-20 i nuclei radioattivi erano moltissimi e di tipi diversi, perciò le righe spettrali erano centinaia. La sorgente, ovvero la nube espulsa dalla magnetar, si muoveva inoltre rapidamente. La gran parte del materiale viaggiava a $0{,}1\text{-}0{,}2\,c$ e non avanzava in modo omogeneo rispetto a noi, ma si espandeva in più direzioni. Per effetto Doppler, i fotoni emessi dal plasma che si avvicinava alla Terra arrivavano con un’energia un po’ maggiore, quelli emessi dal plasma che si allontanava con un’energia un po’ minore. Ogni riga dello spettro gamma si allargava così in una banda e le bande di righe vicine si sovrapponevano fino a fondersi in un’unica emissione continua.

Questa emissione ha però una forma riconoscibile: raggiunge il massimo intorno a $1\,\text{MeV}$ e sopra quel valore crolla bruscamente. Secondo Patel e colleghi il picco e la caduta non dipendono dai dettagli del modello. Sono una proprietà statistica di un grande insieme di nuclei prodotti dal processo r: la gran parte delle loro righe gamma cade sotto $1\,\text{MeV}$ e pochissime lo superano. È questa forma, più delle singole righe ormai indistinguibili, a costituire la firma cercata.

Le velocità di $0{,}1\text{-}0{,}2\,c$ sono più basse di quelle ricavate dalla nebulosa radio, ma non le contraddicono. Nel modello proposto dal gruppo di Patel l’espulsione non ha una velocità unica: quasi tutta la massa si trova appena sopra una velocità minima caratteristica¹⁵ di $0{,}15\,c$, mentre una coda sottile di materiale arriva a velocità molto più alte. Il segnale gamma nasce dal decadimento radioattivo ed è quindi dominato dalla massa, cioè dal materiale più lento. La nebulosa radio si forma invece dove l’espulsione urta il mezzo esterno e il suo bordo segue gli strati più veloci, che portano molta energia e poca massa. C’è poi l’effetto della distanza. I valori vicini a $0{,}7\,c$ erano calcolati per $15\,\text{kpc}$. Alla distanza di $8{,}7\,\text{kpc}$ proposta da Bibby et al. nel 2008, scendono a circa $0{,}4\,c$, mentre l’espansione radio misurata da Gaensler e lo spostamento del centroide misurato da Taylor, che a $15\,\text{kpc}$ valevano $0{,}27\,c$ e $0{,}26\,c$, si riducono a circa $0{,}15\,c$, lo stesso valore del modello.

La curva di luce prevista per una massa espulsa di $1{,}2\times10^{-6}$ masse solari, di cui $7\times10^{-7}$ in elementi del processo r, con velocità minima caratteristica di $0{,}15\,c$, dà un massimo intorno a $1000$ secondi e una fluenza totale di circa $8\times10^{-4}\,\text{erg/cm}^2$. Curva di luce, fluenza e spettro sono in accordo con il segnale osservato da INTEGRAL, Konus-Wind e RHESSI: massimo a $600\text{-}800$ secondi, fluenza totale stimata circa $9\times10^{-4}\,\text{erg/cm}^2$.

Il segnale rimasto senza spiegazione per vent’anni poteva dunque essere la firma radioattiva di elementi pesanti appena nati.

I numeri della potenziale scoperta#

Una di queste cifre cambia il bilancio energetico dell’evento. Patel e colleghi stimano l’energia cinetica della materia espulsa in circa $10^{46}\,\text{erg}$ e la giudicano confrontabile con l’energia isotropa dello spike iniziale, che alla distanza di $8{,}7\,\text{kpc}$ è anch’essa dell’ordine di $10^{46}\,\text{erg}$. Quell’energia cinetica non divenne mai luce. Andò nel moto del materiale strappato alla crosta di SGR 1806-20 e quindi non compare nella fluenza misurata dai rivelatori gamma. Non è però l’unica voce da aggiungere. Prima di allontanarsi, la materia dovette sfuggire all’attrazione gravitazionale della stella di neutroni, che è enorme: secondo Bransgrove e colleghi, l’energia di legame della materia espulsa vale circa un decimo della sua energia di massa, $mc^2$. Applicata ai circa $2{,}4\times10^{27}$ grammi del modello di Patel, questa proporzione dà circa $2\times10^{47}\,\text{erg}$ (un’energia pari a quella che il Sole irradia in quasi due milioni di anni), una ventina di volte l’energia dello spike.

Se l’ipotesi dell’espulsione è corretta, l’energia complessiva liberata dalla magnetar fu dunque molto più alta di quella calcolata in base al solo lampo gamma arrivato sulla Terra il 27 dicembre 2004. Il valore preciso resta incerto, perché l’energia dello spike fu calcolata supponendo che la sorgente irradiasse allo stesso modo in tutte le direzioni e perché la massa espulsa è una stima ricavata da un modello. Una richiesta di energia così grande è difficile da soddisfare, se a strappare la materia fu un’onda d’urto nella crosta, come nel modello di Cehula e colleghi. Lo è meno nel quadro proposto da Bransgrove, Beloborodov e Levin, che abbiamo già incontrato nel capitolo 7: lì l’energia viene dal campo magnetico interno della stella, che risale verso la superficie trascinando con sé la materia.

Gli isotopi che dominano l’emissione sono nuclei del primo picco¹⁶ del processo r, attorno al numero di massa $A \approx 90$: elementi come lo stronzio, l’ittrio e lo zirconio. Fra i tanti isotopi radioattivi prodotti, alcuni contribuiscono in modo particolarmente riconoscibile allo spettro gamma previsto: il cripto-88 ($^{88}\text{Kr}$, emivita¹⁷ $10\,170\,\text{s}$, righe a $27{,}5$ e $196{,}3\,\text{keV}$), il rubidio-89 ($^{89}\text{Rb}$, $919\,\text{s}$; righe a $657{,}8$, $1031{,}9$ e $1248{,}1\,\text{keV}$), lo stronzio-92 ($^{92}\text{Sr}$, $9\,396\,\text{s}$; riga a $1383{,}9\,\text{keV}$, la più intensa in assoluto), l’ittrio-94 ($^{94}\text{Y}$, $1\,122\,\text{s}$; $918{,}7\,\text{keV}$), il tecnezio-101 ($^{101}\text{Tc}$, $852\,\text{s}$; $306{,}8\,\text{keV}$), il tecnezio-104 ($^{104}\text{Tc}$, $1\,098\,\text{s}$; $358{,}0\,\text{keV}$) e lo stagno-128 ($^{128}\text{Sn}$, $3\,544\,\text{s}$). Il modello produce un processo r robusto fino al secondo picco ($A \approx 130$) e una resa più modesta al terzo picco ($A \approx 190$, la regione dell’oro e del platino).

Che cosa cambia#

Le implicazioni, se il risultato regge, sono tre e vanno in direzioni diverse.

Sull’evoluzione chimica della Galassia#

Il team di Patel parte da una stima di Burns e colleghi del 2021: nella Via Lattea avviene un brillamento gigante energetico come quello del 2004 ogni $125$ anni circa, cioè con un tasso di circa $8\times10^{-3}$ all’anno, entro un margine di incertezza ampio. Moltiplicando questo tasso per la massa di elementi del processo r prodotta nel 2004 si ottiene una stima minima della produzione attuale delle magnetar. In passato però la Via Lattea formava più stelle di oggi, in media da quattro a sei volte tanto, e con esse nascevano più magnetar. Tenendo conto di ciò, gli autori ricavano una produzione media sull’intera storia della Galassia di $(0{,}4\text{-}6)\times10^{-8}$ masse solari all’anno: tra l’$1\%$ e il $10\%$ della produzione media necessaria a spiegare la quantità di elementi del processo r che oggi si trova nella Via Lattea. Non abbastanza per farne la sorgente principale, ruolo che secondo gli stessi autori spetta probabilmente alle fusioni di stelle di neutroni, più rare ma molto più produttive. Abbastanza, però, per contare.

Le magnetar hanno inoltre una caratteristica che le fusioni di stelle di neutroni non possiedono: sono tra gli oggetti compatti più giovani della Galassia e spesso si trovano ancora dentro il resto di supernova da cui sono nate. Si formano da stelle massicce che vivono pochi milioni di anni e possono quindi arricchire il mezzo interstellare poco dopo l’episodio di formazione stellare che ha generato le loro progenitrici. Le fusioni di stelle di neutroni, al contrario, avvengono in genere con ritardi molto più lunghi. Per Patel e colleghi, sorgenti frequenti e di bassa resa, attive già nelle prime fasi della Galassia, aiuterebbero a spiegare un fatto finora enigmatico: nelle stelle più povere di metalli, le abbondanze di ferro e di elementi del processo r cominciano a crescere insieme già a metallicità¹⁸ bassissime, circa un millesimo di quella del Sole.

Sui raggi cosmici pesanti#

Quando il materiale espulso da una magnetar urta il mezzo circostante, si forma anche un’onda d’urto che si propaga all’indietro attraverso il materiale stesso. È lo shock inverso, che secondo lo studio di Patel accelera una frazione dei nuclei del processo r fino a energie relativistiche. Il confronto con le supernove, che sono le sorgenti principali dei raggi cosmici della Galassia, è istruttivo. L’energia cinetica dell’espulsione, circa $10^{46}\,\text{erg}$, è centomila volte inferiore a quella di una supernova, ma la massa espulsa è dieci milioni di volte minore: l’energia media per particella risulta così un centinaio di volte più alta. C’è poi la composizione. Il materiale espulso da una magnetar è formato in prevalenza da nuclei del processo r, che nel modello adottato dal gruppo di Patel rappresentano circa sei decimi della massa. Invece, il materiale investito dalle onde d’urto delle supernove ne contiene in proporzione molto di meno: da una parte su centomila a una parte su dieci milioni, sempre ammesso che le supernove producano elementi del processo r, cosa sulla quale non vi è certezza. Poiché, inoltre, i brillamenti giganti delle SGR e le supernove avvengono con frequenze paragonabili, gli autori concludono che le magnetar potrebbero superare le supernove come sorgenti di raggi cosmici formati da nuclei pesanti del processo r.

Sulle osservazioni future#

La durata e la fluenza del segnale del 2004 sono simili a quelle dei lampi gamma lunghi più brillanti registrati da Swift/BAT e da Fermi/GBM, due osservatori a grande campo. Questi strumenti registrano lampi fino a fluenze molto più basse, intorno a $10^{-6}\,\text{erg/cm}^2$. Secondo Patel e colleghi potrebbero quindi rilevare un segnale analogo a quello del 2004 fino a una distanza circa dieci volte maggiore, cioè fino a circa $100\,\text{kpc}$. Il raggio include le Nubi di Magellano, mentre per i brillamenti in altre galassie la rilevazione resterebbe difficile. Per risolvere le singole righe di decadimento e quindi identificare gli isotopi uno per uno invece di dedurli da un continuo, serve però uno spettrometro gamma ad alta risoluzione. È il caso di COSI, il Compton Spectrometer and Imager della NASA, sensibile tra $0{,}2$ e $5\,\text{MeV}$ con una risoluzione in energia migliore dell’$1\%$, o delle missioni $\text{MeV}$ di prossima generazione. Per gli autori la possibilità di studiare isotopo per isotopo le prime fasi del processo r è un motivo in più per sviluppare e mettere in orbita strumenti sensibili ai $\text{MeV}$.

Una cautela doverosa#

Va detto chiaramente: questo è un risultato pubblicato nell’aprile 2025 e non è ancora stato messo alla prova da altri gruppi con dati indipendenti, per l’ottima ragione che dati indipendenti non ce ne sono. Il brillamento del 2004 è, a oggi, l’unica occasione mai avuta di osservare un simile segnale: il brillamento di SGR 1900+14 del 1998 fu pure osservato da Konus-Wind, ma l’alto fondo dovuto all’attività solare di quel periodo avrebbe impedito di rilevare una componente analoga.

Va anche detto che il modello di espulsione di Cehula e colleghi contiene una tensione riconosciuta dagli stessi autori. Per strappare alla crosta la massa indicata dall’afterglow radio serve una pressione molto alta sopra la superficie della stella. Se la regione ad alta pressione avesse lo spessore che gli autori considerano naturale, cioè quello su cui si distribuisce l’energia della magnetosfera, dell’ordine del chilometro, conterrebbe più di cento volte l’energia osservata nello spike. Per far tornare i conti bisognerebbe ridurla a una pellicola spessa meno di dieci metri, meno di un millesimo del raggio della stella, e ancora più sottile alla distanza oggi preferita di $8{,}7\,\text{kpc}$. Gli autori ammettono che tale risultato potrebbe indicare una tensione tra il modello e le osservazioni e propongono due vie d’uscita. Il bilancio energetico reale del brillamento potrebbe essere stato molto più alto dell’energia isotropa misurata oppure il deflusso potrebbe essere stato fortemente asferico: concentrare la stessa energia su una piccola parte della superficie aumenta la massa espulsa. Un deflusso asimmetrico è proprio ciò che, come abbiamo visto nel capitolo 10, l’afterglow radio suggerisce indipendentemente.

C’è poi una questione di massa. Le simulazioni del team di Cehula davano una massa espulsa compresa fra $10^{25}$ e $10^{26}$ grammi, mentre per riprodurre la fluenza osservata Patel e colleghi avevano bisogno di circa $2{,}4\times10^{27}$ grammi, da circa venticinque a oltre duecento volte di più. Bransgrove, Beloborodov e Levin diedero una misura della difficoltà: strappare alla stella tanta materia con un’onda d’urto nella crosta richiederebbe un’energia da cento a mille volte superiore a quella del brillamento osservato. Anche nel loro modello, però, la materia espulsa diventa inevitabilmente radioattiva e produce un lampo ritardato nei $\text{MeV}$. Il dibattito riguarda quindi il modo in cui la materia fu strappata alla stella, più che l’origine radioattiva del segnale.

La forma dello spettro, con il picco vicino a $1\,\text{MeV}$ e il taglio netto sopra, resta il punto più solido del lavoro di Patel e colleghi, proprio perché non dipende dai dettagli del modello di espulsione. Tutto il resto, però, poggia su un solo evento, osservato quasi per caso da strumenti che non erano stati progettati per quello scopo. Lo scudo anti-coincidenza di INTEGRAL forniva pochissime informazioni sull’energia dei fotoni e gli spettri di Konus-Wind e di RHESSI coprono solo alcune finestre di tempo. Da quei dati non si potranno mai estrarre le singole righe che permetterebbero di riconoscere gli isotopi uno per uno, quella che gli stessi autori chiamano la «prova schiacciante» (smoking gun) del processo r. Il quadro tracciato dal team di Patel resta quindi un’ipotesi: la spiegazione più convincente finora proposta per un segnale rimasto a lungo senza interpretazione, ma non una prova definitiva. Per confermarla servirà un altro brillamento gigante, abbastanza vicino da essere osservato da uno strumento come COSI (Compton Spectrometer and Imager), capace di separare le righe e leggere direttamente la firma degli elementi appena formati. Nella nostra galassia potrebbe volerci un secolo o più. Gli osservatori attuali, però, potrebbero cogliere un segnale simile anche nelle Nubi di Magellano e questo allarga un poco le possibilità.