Che cosa innescò il brillamento del 2004? Le teorie sul cedimento della magnetar

Il modello fondativo: il terremoto stellare (1989-2001)#

Abbiamo ricordato più volte l’immensa energia liberata da SGR 1806-20 nel lampo gigante arrivato sulla Terra il 27 dicembre 2004. Ma il dettaglio più difficile da spiegare non è la quantità di energia in sé: è la velocità con cui fu espulsa. I rivelatori di elettroni delle sonde Cluster e Double Star TC-2, pensate per studiare la magnetosfera terrestre, non certo per osservare le stelle, fortunatamente non rimasero “accecati” dal brillamento gigante della magnetar, come accadde invece a quasi tutti gli altri strumenti dedicati allo studio dei raggi gamma. I dati raccolti dai due satelliti permisero di isolare tre tempi caratteristici distinti nella salita iniziale del lampo: una salita ripidissima durata meno di $0{,}25$ millisecondi, seguita da una crescita esponenziale con tempo caratteristico di $4{,}9$ millisecondi, seguita a sua volta da una fase più lenta di $67\,\text{-}\,70$ millisecondi. Abbiamo elencato questi fatti nel capitolo dedicato alla ricostruzione delle osservazioni dell’evento.

Ognuna di queste tre scale temporali racconta una storia fisica diversa e il dibattito che ripercorreremo da qui in avanti è, in sostanza, il tentativo durato vent’anni di capire dove, nella stella o intorno a essa, si trovi l’origine di ciascuna delle tre scale. La domanda di fondo resta la stessa: che cosa fu a cedere nella magnetar? La crosta solida, spaccandosi come una faglia terrestre? La stessa crosta, ma scorrendo plasticamente invece di fratturarsi? Oppure il cedimento avvenne interamente nella magnetosfera, senza che la materia solida della stella subisse alcun trauma meccanico? O, come suggerisce l’ipotesi più recente, il vero motore è ancora più in profondità, nel nucleo liquido della stella? Questa sezione e le successive raggruppano le proposte per affinità di idee e non per data di pubblicazione.

La cornice teorica dentro cui si muovono quasi tutte le proposte teoriche nasce con l’articolo di Duncan & Thompson del 1992 che coniò il termine “magnetar”. I concetti presentati in quell’articolo furono sviluppati ulteriormente da Thompson & Duncan nel 1995 e in un successivo articolo del 2001. L’idea è semplice: la crosta solida è un guscio elastico¹, formato da un reticolo cristallino di nuclei atomici straordinariamente rigido, ancorato a un campo magnetico internamente attorcigliato che tende lentamente a raddrizzarsi. Finché la deformazione che il campo impone al reticolo resta sotto una soglia critica² (yield strain in inglese, $\theta_\text{crit}$ in simboli), la crosta si deforma elasticamente, come una lamina di metallo piegata di poco; quando la deformazione supera quella soglia, il reticolo cede, la frattura si propaga e l’energia elastica accumulata si libera di colpo: un vero terremoto stellare (starquake).

Curiosamente, il dilemma centrale di questo modello - se la rottura avvenga per frattura fragile³ o per scorrimento plastico - era già stato individuato tre anni prima che il termine “magnetar” esistesse. Blaes, Blandford, Goldreich & Madau proposero in un articolo del 1989 lo starquake come possibile origine dei lampi gamma cosmici in un contesto di campo magnetico ordinario. Ipotizzarono in quel caso che «il rilascio della tensione potrebbe avvenire per flusso plastico piuttosto che per frattura fragile» e anticiparono l’idea, che sarebbe stata sviluppata in seguito da altri in modo più rigoroso, che le onde sismiche generate da una frattura crostale possano restare in parte intrappolate sotto la superficie invece di propagarsi liberamente verso l’esterno.

Quando arrivò il flare del 2004, fu comunque l’ipotesi dello starquake a prevalere. Hurley e collaboratori, nell’articolo di scoperta su Nature (2005), scrissero che l’energia liberata «può essere spiegata da un’instabilità catastrofica che coinvolge il cedimento globale della crosta e la riconnessione magnetica» e fornirono una stima del tetto energetico raggiungibile attraverso la crosta:

$$ E_{\text{max}}\sim10^{46}\;\left(\frac{\theta_{\text{max}}}{10^{-2}}\right)^2\;B_{\text{P,15}}^{-2}\,\text{erg} $$

dove $\theta_{\text{max}}$ è lo sforzo di rottura e $B_{\text{P,15}}$ il campo magnetico dipolare in unità di $10^{15}$ gauss, considerato il valore tipico di una magnetar. Applicata al flare del 2004, quella formula richiedeva «uno sforzo di rottura relativamente grande» per rendere conto dei circa $2\times10^{46}\,\text{erg}$ stimati da Palmer et al. sempre nel 2005: un primo segnale che il bilancio tra energia richiesta e resistenza della crosta non sarebbe stato facile.

Una frattura crostale di 5 km (2005)#

Nei mesi successivi al flare, l’osservazione che sembrò dare ragione al modello del terremoto stellare fu proprio quella dei tre tempi caratteristici di salita ricordati più sopra.

Sempre nel 2005, Schwartz e collaboratori interpretarono il tempo intermedio di $4{,}9\,\text{ms}$ come il tempo necessario a una frattura per propagarsi di circa $5\,\text{km}$ nella crosta solida, secondo la relazione teorica stabilita da Thompson & Duncan nel 2001:

$$ \ell \approx 4\,\text{km} \times \left(\frac{t_{\text{rise}}}{4\,\text{ms}}\right) $$

Il tempo più rapido, quello di $0{,}25\,\text{ms}$, veniva attribuito a un processo diverso, la riconnessione delle linee di campo nella magnetosfera esterna, dove la bassa densità rende brevissimi i tempi di Alfvén; il terzo tempo, di $67\,\text{-}\,70\,\text{ms}$, al riassestamento su scala più larga del campo nella crosta profonda e nel nucleo. Gli autori non lessero i tre tempi come alternative in competizione: li considerarono tre aspetti di uno stesso scenario, senza precisare in che modo i processi fossero legati fra loro.

È significativo che in quell’articolo del 2005 gli autori prendessero già in esame, per scartarla come meno probabile, l’ipotesi che il flare fosse un fenomeno puramente magnetosferico: l’instabilità di tearing⁴. Questa spiegazione fu proposta da Maxim Lyutikov fin dal 2002, in un lavoro non ancora dedicato a SGR 1806-20 (che nel 2002 non aveva ancora prodotto il suo brillamento gigante), ma alla previsione di un’emissione radio coerente proveniente dai burst delle SGR. Lyutikov riprese poi il concetto in forma più matematica in un successivo articolo del 2003. Riguardo questo secondo articolo, Schwartz e colleghi notarono che lo stesso Lyutikov, pur sostenitore del modello magnetosferico, ammetteva che il modello a frattura crostale restava il più adatto a spiegare la fitta serie di brevi lampi che talvolta segue un flare gigante nelle settimane successive (un fenomeno collaterale, analogo alle scosse di assestamento di un terremoto terrestre, su una scala temporale di settimane, incomparabilmente più lunga della scala dei millisecondi coinvolta nel flare di SGR 1806-20 di dicembre 2004).

La crepa impossibile: dubbi sulla frattura fragile (2003-2014)#

Il primo colpo al modello del terremoto stellare non arrivò dall’astrofisica delle magnetar, ma da uno studio di Peter Jones dedicato alla natura stessa dei piani di faglia nella materia delle stelle di neutroni. Jones prese le mosse da come funziona davvero una frattura fragile sulla Terra. Perché una cricca⁵ si propaghi occorre che dietro la sua punta si formi un piccolo vuoto e questo è possibile solo se la pressione non è troppo alta rispetto alla rigidità del materiale. Alla profondità tipica di un terremoto crostale, quindici chilometri, la pressione è circa cento volte più piccola del modulo di taglio⁶ e le cricche possono propagarsi. Scendendo, il rapporto si rovescia: la pressione cresce, il materiale si avvicina alla propria temperatura di fusione, la formazione del vuoto viene inibita e sotto i venti chilometri circa la risposta della roccia diventa plastica. Non a caso, nella crosta continentale i terremoti non si trovano a quelle profondità.

Nella crosta di una stella di neutroni la situazione si rovescia in modo estremo. La pressione, per la precisione la componente dovuta agli elettroni e all’interazione di Coulomb⁷, supera di uno o due ordini di grandezza il modulo di taglio, con tre o quattro ordini di grandezza di differenza rispetto al caso terrestre. L’argomento decisivo di Jones, però, non è il confronto fra questi numeri, ma la durata del vuoto. I nuclei affacciati su un ipotetico vuoto non potrebbero restare in equilibrio stabile e si muoverebbero a velocità paragonabili a quella del suono nel mezzo, dissolvendolo in singole vacanze atomiche⁸ in un tempo dell’ordine di $10^{-19}$ secondi. Nessuna punta di cricca può reggersi su un vuoto che dura così poco e la conclusione di Jones fu netta: la materia solida di una stella di neutroni non può incorrere in fratture fragili a nessuna temperatura e a nessuna intensità di campo magnetico.

Quasi dieci anni dopo, nel 2012, Yuri Levin e Maxim Lyutikov aggiunsero un secondo ostacolo, che vale anche ammettendo per ipotesi che una sottile cricca riesca a formarsi. Il fortissimo campo magnetico che attraversa la crosta collega meccanicamente le due facce della frattura e ne frena quasi istantaneamente lo scorrimento reciproco. Lo scorrimento resta possibile solo se il piano della frattura è allineato con le superfici di flusso magnetico, cioè disposto parallelamente alle linee di campo, entro un millesimo di radiante. Il guaio è che le cricche indotte dal campo magnetico si formano proprio nella direzione opposta, perpendicolari alle linee di campo, che è esattamente la configurazione in cui la tensione magnetica blocca lo scivolamento e soffoca il rilascio di energia. Sono questi due argomenti, quello di Jones e quello di Levin e Lyutikov, che alcuni modelli successivi assumeranno come punto di partenza per ulteriori elaborazioni teoriche.

Il terzo argomento, quello più generale, venne formulato con rigore da Bennett Link nel 2014: qualunque energia meccanica generata da un rilassamento improvviso del campo magnetico - non solo da una frattura della crosta, ma anche da un evento nel nucleo della magnetar - deve attraversare la struttura interna della stella, ma, dove la crosta finisce e comincia la magnetosfera, s’incontrano due mezzi fisicamente troppo diversi tra loro. In quel punto di confine, le onde provenienti dall’interno vengono riflesse nuovamente verso l’interno, non passano nella magnetosfera, un po’ come il suono non passa dall’acqua all’aria.

Link calcolò che l’energia sismica intrappolata nella stella impiega a raggiungere la magnetosfera da secondi a minuti o, più probabilmente, da minuti a ore per una geometria realistica del campo magnetico: un tempo di gran lunga superiore a tutti e tre i tempi osservati dai satelliti nel 2004, che non superarono mai le poche decine di millisecondi. La sua conclusione fu inequivocabile e ben fondata fisicamente: «il cedimento della crosta non può rimuovere il fondamentale disadattamento di impedenza⁹ che limita il trasferimento di energia dal nucleo alla magnetosfera. L’energia che alimenta un flare deve essere immagazzinata nella magnetosfera». Quest’obiezione, a differenza delle prime due, non riguardava come ceda la crosta (attraverso una frattura fragile o uno scorrimento plastico), ma il fatto che, qualunque cosa succeda all’interno della magnetar, l’energia lì generata non potrebbe comunque emergere abbastanza in fretta.

Il “paradigma solare” di Lyutikov (2006)#

Nel 2006 Maxim Lyutikov pubblicò uno studio in cui propose un modello alternativo al terremoto stellare. Nel modello di Thompson & Duncan la crosta compie uno spostamento rotazionale grande e rapidissimo, della stessa scala temporale del flare, il che aumenta di colpo la torsione delle linee di campo magnetosferiche. L’alternativa che Lyutikov propose rovescia i tempi: il campo magnetico interno si svolge lentamente e torce le linee magnetosferiche in modo graduale, su scale temporali molto più lunghe della durata del brillamento, fino a quando la magnetosfera raggiunge una soglia di stabilità dinamica.

Superata quella soglia, la torsione accumulata si rilassa all’improvviso fuori dalla stella, con la dissipazione di energia e il cambiamento di topologia magnetica che producono il flare. Questo fenomeno - scrive Lyutikov - è analogo ai brillamenti solari e alle espulsioni di massa coronale¹⁰. Aggiunse poi un’osservazione importante: anche nel caso in cui l’energia fosse immagazzinata nella crosta, la dissipazione avverrebbe comunque nella magnetosfera e non nella crosta.

Secondo Lyutikov, il discrimine fra le due ipotesi (origine del flare nella crosta o nella magnetosfera) è il tempo di sviluppo del brillamento. Un cedimento crostale improvviso dovrebbe svolgersi in un tempo dell’ordine di quello di attraversamento della stella per onde di taglio o di Alfvén¹¹, cioè $0{,}2\,\text{-}\,0{,}5$ secondi, mentre un’instabilità magnetosferica può svilupparsi nel tempo di attraversamento di Alfvén della magnetosfera interna, circa $30$ microsecondi. Il tempo di salita osservato per il flare del 27 dicembre, circa $0{,}25$ millisecondi, sta incomparabilmente più vicino al secondo valore che al primo e punta quindi a un’origine magnetosferica.

Il “paradigma solare” di Lyutikov somiglia qualitativamente ai modelli dei brillamenti solari, ma con una differenza essenziale: il Sole ha una dinamo attiva che rigenera continuamente il campo magnetico, mentre in una magnetar la dinamo ha funzionato (forse) soltanto alla nascita della stella. L’energia che viene liberata in un flare è immagazzinata inizialmente nelle correnti elettriche che scorrono dentro la magnetar, generate alla sua nascita, e viene spinta lentamente verso l’esterno, nella magnetosfera. Questo travaso, come precisò Lyutikov, è «regolato da lente deformazioni plastiche della crosta della stella di neutroni».

Il risultato di questo lento travaso sono regioni magnetosferiche attive, che l’autore paragonò esplicitamente alle macchie solari. Ciascuna è fatta da una fila di archi di flusso magnetico deformati per scorrimento, circondati da strutture non potenziali¹². A mano a mano che nuove correnti vengono spinte fuori, la magnetosfera si adatta lentamente alle nuove condizioni, accumulando nel frattempo energia magnetica, finché raggiunge il punto in cui nessun equilibrio stabile è più possibile. A quel punto la configurazione cambia in un tempo dell’ordine di quello di attraversamento di Alfvén¹³, si formano strette lamine di corrente e comincia la dissipazione, un processo che la letteratura chiama anche “detonazione magnetica”. Le conseguenze sono due: una grande quantità di energia magnetica si converte in energia cinetica del plasma e in fotoni e il cambiamento di topologia genera un anello magnetico in espansione che finisce per staccarsi dalla stella.

A sostegno di questo quadro teorico, Lyutikov citò l’evidenza osservativa della torsione crescente prima del flare e decrescente dopo: nei mesi precedenti SGR 1806-20 mostrava un flusso persistente raddoppiato, uno spettro più duro e un rallentamento della rotazione più rapido, mentre due mesi dopo il flare la frazione pulsata e il tasso di rallentamento erano nettamente diminuiti e lo spettro si era ammorbidito, esattamente come era accaduto a SGR 1900+14 dopo il suo brillamento del 27 agosto 1998.

La crosta che scorre invece di rompersi (2014)#

Sempre Lyutikov pubblicò a dicembre 2014 uno studio che formulava un modello che, semplificando, possiamo chiamare dello scivolamento plastico. Il lavoro rispondeva a una domanda ben precisa: come può il campo magnetico interno della magnetar torcere la magnetosfera per anni senza mai fratturare la crosta?

La risposta è più sottile di quanto l’idea di scivolamento plastico lasci intendere. Nella crosta solidificata il campo magnetico non è ancorato al reticolo degli ioni, ma al fluido di elettroni, che resta libero di scorrere attraverso il reticolo: il campo evolve quindi seguendo la lentissima deriva degli elettroni¹⁴ e trasferisce gradualmente torsione e corrente ai tubi di flusso¹⁵ della magnetosfera ancorati alla superficie stellare. Lyutikov sottolineò che tutto ciò accadrebbe anche se la crosta fosse perfettamente rigida, il che significa che le proprietà meccaniche della crosta non sono ciò che determina l’attività della magnetar.

Il ruolo della deformazione plastica è un altro: è il modo in cui la crosta smaltisce lo sforzo che quella deriva le impone. I calcoli di Lyutikov mostrano che lo smaltimento è abbastanza efficace da mantenere la deformazione fra le trenta e le cento volte al di sotto della soglia di frattura fragile. Il terremoto stellare, in questo quadro, non viene escluso per un’impossibilità di principio: semplicemente non arriva mai a innescarsi, perché la crosta non accumula mai la tensione sufficiente. La gigantesca liberazione di energia di una SGR, che dalla Terra possiamo registrare come un lampo di raggi gamma, avviene nella magnetosfera, quando un tubo di flusso troppo torto diventa instabile e si scarica in una riconnessione magnetica improvvisa: un fenomeno analogo a quanto avviene nella corona solare dopo che i moti della fotosfera hanno attorcigliato le linee coronali¹⁶.

Un meccanismo intermedio: le onde termoplastiche (2014)#

Poche settimane prima che Lyutikov pubblicasse il proprio lavoro, un’idea complementare era stata proposta da Andrei Beloborodov e Yuri Levin: le onde termoplastiche. Il modello parte dalle stesse due obiezioni discusse più sopra e le accetta entrambe, sia quella secondo cui nella crosta le cricche sono impossibili a causa della pressione troppo alta (Jones 2003) sia quella per cui scorrimenti ampi della crosta sono impediti dall’intensità del campo magnetico (Levin & Lyutikov 2012). La via d’uscita che propongono Beloborodov e Levin non è un rimodellamento lento e diffuso, ma un fronte di deformazione rapido e molto sottile, spesso non più di un centinaio di metri.

Il meccanismo è un ciclo di retroazione positiva. Quando la deformazione impressa dal campo magnetico supera la soglia critica in un punto della crosta profonda, il reticolo di ioni comincia a scorrere plasticamente; lo scorrimento dissipa calore; il calore rende più mobili le dislocazioni del reticolo¹⁷ e abbassa quindi la soglia critica; il materiale scorre ancora di più. Il calore si propaga per conduzione alle zone vicine, dove abbassa la soglia a sua volta: il fronte avanza inesorabilmente. Beloborodov e Levin lo paragonarono esplicitamente a un fronte di deflagrazione¹⁸, cioè di combustione lenta. L’immagine che rende meglio l’idea è quella di un incendio che avanza in un bosco. Gli alberi che le fiamme non hanno ancora raggiunto sono il combustibile ancora disponibile; nel caso di una magnetar quel combustibile è la componente orizzontale del campo magnetico: davanti al fronte è ancora intatta, dietro è già stata consumata, cioè dissipata in calore dallo scorrimento plastico che il fronte stesso induce. L’instabilità non è però automatica: se il guadagno del ciclo non è abbastanza forte, la crosta si limita a uno scorrimento lento e continuo, senza che alcun fronte si inneschi.

La temperatura raggiungibile convertendo in calore l’energia magnetica è dell’ordine di $10^9\,\text{-}\,10^{10}$ kelvin (dal miliardo ai dieci miliardi di gradi) per un campo toroidale di $10^{15}$ gauss. Una simile temperatura può superare quella di fusione locale del reticolo cristallino. Gli autori ne ricavarono anche una previsione osservativa: il fronte potrebbe fondere la crosta e distruggere localmente la superfluidità dei neutroni, trasferendo momento angolare dal superfluido al reticolo e producendo un glitch di accelerazione della rotazione.

Il limite del modello è dichiarato dagli autori stessi: la velocità del fronte termoplastico, pur molto maggiore di quella di un lento scorrimento plastico, resta troppo bassa per spiegare la breve durata dei lampi ordinari delle magnetar, cioè le scariche ricorrenti di potenza media, che durano fra un decimo e tre decimi di secondo. La conclusione di Beloborodov e Levin fu che quei lampi devono essere innescati nella magnetosfera, come i brillamenti solari, oppure da un modo di cedimento della crosta più rapido, ancora tutto da identificare. Il ragionamento vale a maggior ragione per il brillamento gigante del 2004, che fu un evento assai più esigente: il suo picco iniziale durò anch’esso circa due decimi di secondo, ma vi arrivò con una salita inferiore al millisecondo. L’onda termoplastica, in altre parole, può spiegare come la crosta riesca a torcere il campo esterno abbastanza in fretta, ma non è la scintilla che accende i lampi ordinari né tantomeno quelli giganti.

Il modello venne poi messo alla prova nel 2016 da Xinyu Li, Yuri Levin e Andrei Beloborodov per mezzo di una simulazione numerica in una dimensione che segue il flusso plastico, il trasporto del calore, il raffreddamento della crosta per emissione di neutrini e l’accoppiamento fra il moto della crosta e la magnetosfera. Il risultato della simulazione fu che ogni cedimento locale del reticolo cristallino dovrebbe emettere un breve treno di onde di Hall¹⁹, corte e veloci, che si propagano nella crosta e provocano nuovi cedimenti altrove, innescando vere e proprie valanghe. Gli autori proposero che fossero queste valanghe a produrre gli outburst delle magnetar transienti, cioè di quelle magnetar che restano poco luminose per lunghi periodi e poi aumentano la propria emissione nei raggi X anche di mille volte, per mesi o anni. Sono eventi molto meno energetici del brillamento gigante del 2004, ma appartengono alla stessa famiglia concettuale.

La crosta della magnetar può davvero rompersi? (2015)#

Come abbiamo visto in una delle sezioni precedenti, l’ipotesi dello starquake, il terremoto crostale della magnetar, era stata messa seriamente in discussione. Jones nel 2003 aveva dubitato della possibilità stessa di una frattura fragile della crosta. Levin e Lyutikov nel 2012 avevano mostrato che, anche ammettendo che una frattura riesca a formarsi, il campo magnetico della magnetar ne bloccherebbe quasi all’istante lo scorrimento.

È in questo contesto che si colloca il lavoro di Lander, Andersson, Antonopoulou e Watts del 2015, che affrontò il problema da un’altra direzione. Gli autori partirono dalla storia della stella. La crosta di una stella di neutroni cristallizza nel corso del suo primo secolo di vita, quando il campo magnetico ha già raggiunto un equilibrio con la materia ancora fluida: si solidifica quindi attorno a quel campo in uno stato rilassato, privo di tensioni. Con il tempo, però, il campo perde energia e tende a riorganizzarsi in una nuova configurazione di equilibrio. Nel nucleo fluido questo riassetto può avvenire liberamente, mentre nella crosta solida, dove le linee di campo sono incastonate nel reticolo cristallino, incontra la resistenza del materiale. Si instaura così una sorta di tiro alla fune su scala stellare: da una parte il campo magnetico, attraverso la forza di Lorentz²⁰, spinge verso la nuova configurazione; dall’altra la crosta oppone la propria rigidità. Il campo non «strappa» la crosta in un colpo solo, ma la carica progressivamente come una molla, deformandola di taglio⁶ un poco alla volta.

Per stabilire dove e quando la crosta possa cedere, gli autori costruirono diversi modelli di equilibrio del campo magnetico. Confrontarono la configurazione presente al momento della solidificazione con quella successiva e calcolarono la deformazione accumulata in ogni punto della crosta. Una regione era considerata in cedimento quando la deformazione superava la deformazione di rottura (breaking strain), cioè la massima deformazione che il reticolo può sopportare continuando a rispondere in modo elastico. Poiché le simulazioni microscopiche di Horowitz e Kadau avevano indicato nel 2009 una crosta molto più resistente di quanto si pensasse, gli autori esplorarono sia un valore basso, pari a $0{,}001$, sia uno molto più alto, $0{,}1$, compatibile con una crosta estremamente resistente.

Il modello, tuttavia, non stabilisce come ceda la crosta. Lander e colleghi avevano in mente il cedimento collettivo di un’ampia regione, cioè una vera frattura, ma usarono «cedimento» e «rottura» come sinonimi: che la crosta si spezzi o che scorra plasticamente, secondo i loro calcoli libera la stessa quantità totale di energia, anche se forse con modalità e tempi diversi. È per questo che il loro approccio aggira almeno in parte l’obiezione di Jones: il risultato non richiede una classica frattura fragile e vale anche per un cedimento graduale o per uno scorrimento plastico. Quanto al modello di Levin e Lyutikov, il team di Lander riconobbe che il suo scenario sembrava contraddirne le conclusioni. Tuttavia, nel modello di Lander e colleghi le fratture sono prodotte proprio dalla forza di Lorentz e hanno quindi una geometria dettata dal campo magnetico, invece che ostacolata da esso. Del resto, lo stesso studio di Levin e Lyutikov riconosceva che, in alcune configurazioni, le forze magnetiche possono produrre di fatto una deformazione plastica della crosta quando lo sforzo supera il valore critico.

Il modello produsse anche una previsione sulla posizione del cedimento. In tutte le configurazioni esaminate, la crosta risultò più vulnerabile quando il campo possiede una forte componente toroidale, le cui linee avvolgono la stella attorno all’asse. In questo caso la regione più sollecitata, l’epicentro del terremoto stellare, è una fascia attorno all’equatore. Con un campo dominato dalla componente poloidale, invece, lo sforzo cresce più lentamente e si concentra attorno ai poli. È dunque la geometria del campo magnetico interno a disegnare la mappa delle possibili zone di cedimento.

Lander e colleghi calcolarono poi quanta energia libera il cedimento e trovarono un risultato in contrasto con le stime precedenti, come quella usata da Hurley et al. nel 2005: l’energia liberata non dipende dall’intensità del campo magnetico, ma solo dalle proprietà della crosta, cioè dalla profondità della regione che cede e dalla deformazione di rottura. La ragione è che gli sforzi, pur essendo prodotti dal campo, sono immagazzinati come energia elastica nel reticolo cristallino. Gli autori ricavarono comunque un valore caratteristico del campo locale associato al cedimento: circa $2{,}4\times10^{14}\,\text{G}$ per una deformazione di rottura di $0{,}001$ e circa $2{,}4\times10^{15}\,\text{G}$ per una di $0{,}1$.

Essi applicarono infine il loro risultato proprio al brillamento gigante di SGR 1806-20. Assumendo che i circa $2\times10^{46}\,\text{erg}$ stimati da Palmer e colleghi fossero stati liberati tutti dalla crosta, calcolarono che la deformazione di rottura doveva essere almeno di circa $0{,}065$, con un cedimento esteso fino alla base della crosta. È un valore inferiore a quello di circa $0{,}12$ ottenuto da Horowitz e Kadau: una crosta con la resistenza prevista da quelle simulazioni poteva dunque alimentare da sola il brillamento più energetico mai osservato. Lander e collaboratori osservarono anche che la stima del team di Palmer era probabilmente per eccesso, perché l’emissione del brillamento era con ogni probabilità anisotropa, cioè più intensa in alcune direzioni che in altre, mentre la stima presupponeva che fosse uguale in tutte le direzioni. Con una deformazione di rottura di $0{,}12$ fissarono poi un tetto: un brillamento alimentato soltanto dalla crosta non può superare circa $4\times10^{46}\,\text{erg}$. Se in futuro se ne osservasse uno più energetico, o la sua energia non verrebbe dalla crosta oppure l’emissione sarebbe fortemente anisotropa e le stime attuali dell’energia dei brillamenti sarebbero seriamente sbagliate.

In sintesi, sia Jones sia Levin e Lyutikov si erano chiesti se su una magnetar possa aprirsi una faglia simile a quella di un terremoto terrestre e avevano concluso che non era possibile. Lander e colleghi, senza negare le conclusioni a cui erano giunti quegli autori, si posero un’altra domanda: può l’evoluzione del campo magnetico portare una regione della crosta oltre la sua soglia di resistenza e liberare l’energia accumulata? La loro risposta fu un sostanziale sì.

È importante, tuttavia, non attribuire allo studio più di quanto effettivamente dimostri. Gli autori confrontarono configurazioni di equilibrio precedenti e successive al cedimento senza simulare la dinamica dell’evento, dichiarando esplicitamente di non poter simulare una frattura. Non mostrarono quindi che l’energia accumulata nella crosta raggiunga la magnetosfera nella frazione di secondo richiesta dal picco iniziale del brillamento. È un punto essenziale, perché nel 2004 l’emissione gamma salì in modo estremamente rapido, su una scala compatibile con la dinamica della magnetosfera e non con quella della crosta. Lander et al. si limitarono a notare che il cedimento collettivo su larga scala emerso dalle simulazioni di Horowitz e Kadau potrebbe accordarsi con un brillamento che raggiunge rapidamente il picco e poi decade. Come per altri studi citati in precedenza, anche qui ciò che avviene nella crosta può essere considerato l’innesco del brillamento, non la sua causa diretta.

Applicato al brillamento del 27 dicembre 2004, il quadro di Lander e colleghi suggerisce questa successione di eventi. Nel corso della sua breve vita, meno di mille anni secondo le stime di Tendulkar e altri riprese dagli stessi autori, il campo magnetico interno di SGR 1806-20 accumulò lentamente tensioni nella crosta. Quando la deformazione superò la soglia critica, un’ampia regione della crosta cedette. Le linee di campo che la attraversavano, non più trattenute dal reticolo di ioni, si spostarono di colpo verso una nuova configurazione di equilibrio. La perturbazione si trasmise alla magnetosfera, che si riconfigurò in modo estremamente rapido dando origine al brillamento.

Due inneschi possibili per un’attesa di 142 secondi (2010)#

Il brillamento del 27 dicembre 2004 non arrivò senza preavviso. Circa $142$ secondi prima del picco i satelliti registrarono un piccolo lampo della durata di un secondo, simile per energia ai comuni burst brevi che le magnetar emettono di continuo. Nel 2010 Ramandeep Gill e Jeremy Heyl partirono da quel dettaglio per porsi una domanda diversa da quella consueta: non che cosa avesse fornito l’energia al brillamento gigante, ma perché il brillamento fosse arrivato proprio in quel momento, dopo un’attesa lunga quel preciso numero di secondi. Che il precursore e il brillamento fossero legati lo sostennero su base statistica, mostrando quanto sarebbe improbabile che un burst ordinario capiti per caso pochi secondi o pochi minuti prima di un evento che si verifica una volta ogni chissà quanti decenni. Il problema divenne allora trovare un processo fisico che, una volta avviato dal precursore, impieghi proprio un paio di minuti a maturare. Gill e Heyl ne proposero due, uno interno alla stella e uno esterno, e li svilupparono in parallelo senza sceglierne uno.

Il primo meccanismo si svolge interamente dentro la stella. Il serbatoio di energia è il campo magnetico interno, avvolto strettamente su se stesso in un fascio di tubi di flusso, teso da un polo magnetico all’altro. Un fascio avvolto così strettamente è instabile e tenderebbe a rilassarsi, ma non può farlo perché i piedi dei tubi sono ancorati alla crosta solida. Il precursore serve proprio a sbloccare la situazione. Il suo ruolo non è fornire energia, dato che ne libera quanta un burst qualunque, ma arrivare nel momento giusto: il precursore coincide con il cedimento della crosta sotto le tensioni accumulate e da quel momento la crosta può deformarsi come materia plastica. A quel punto, i piedi dei tubi di flusso magnetico diventano liberi di spostarsi e i moti turbolenti che il precursore ha suscitato nel fluido interno della stella li trascinano in modo disordinato. I tubi si avvolgono l’uno sull’altro e si formano sottili lamine di corrente, cioè superfici lungo le quali il campo cambia bruscamente direzione e le linee possono riconnettersi. È questa la fase di accumulo, che secondo la stima degli autori dura circa $142$ secondi per valori plausibili dei parametri, la stessa durata della quiete osservata prima del lampo gigante. Superato un punto critico, il fascio si rilassa di colpo e libera l’energia accumulata nella torsione, che si dissipa scaldando la crosta.

Il secondo meccanismo si svolge invece fuori dalla stella, nella magnetosfera. Lo stesso moto dei piedi dei tubi deforma anche le linee di campo che si protendono all’esterno, e dove linee di verso opposto vengono spinte l’una contro l’altra si forma una lamina di corrente. In una lamina simile il campo può riconnettersi in due modi molto diversi: uno lento, che consuma energia poco per volta, e uno rapido, che la libera di colpo. La magnetosfera si trova all’inizio nel regime lento e qui interviene di nuovo il precursore, questa volta in modo materiale. Il calore che esso deposita sulla crosta fa evaporare uno strato sottilissimo di materia ordinaria, protoni, che sale nella magnetosfera. Quei protoni sono indispensabili, perché il regime rapido previsto dagli autori, detto riconnessione di Hall, nasce dal fatto che particelle pesanti e leggere smettono di muoversi insieme. In un plasma di soli elettroni e positroni, che hanno la stessa massa, questo non può accadere. Durante i minuti di quiete la riconnessione lenta prosegue e la lamina di corrente si assottiglia progressivamente, finché il suo spessore scende sotto la scala alla quale ioni ed elettroni smettono di muoversi insieme. A quel punto il regime rapido si accende²¹. Il tempo di assottigliamento calcolato dagli autori è di circa $130$ secondi, di nuovo molto vicino ai $142$ osservati, e la liberazione che ne segue avviene in circa tre decimi di millisecondo, in accordo con la salita fulminea del picco osservato, avvenuta in meno di un millisecondo.

Il secondo meccanismo ha il vantaggio di spiegare anche due cose che non erano il suo obiettivo. La riconnessione rapida accelera naturalmente le particelle e questo rende conto della componente non termica²² osservata mentre il brillamento decadeva; inoltre il processo espelle una bolla di plasma racchiusa nelle linee di campo e quella bolla è un buon candidato per l’origine dell’eco radio che si osservò nei giorni successivi.

Nessuno dei due meccanismi, però, arriva fino in fondo. Gli autori stessi definirono qualitativo il ragionamento su cui poggia quello interno e, soprattutto, non mostrarono come l’energia liberata dentro la stella avesse potuto alimentare il lampo di raggi gamma che fu osservato dalla Terra: l’articolo cercava di capire che cosa accese la miccia, non che cosa produsse la luce. Il meccanismo esterno, dal canto suo, avrebbe funzionato solo se il campo magnetico esterno fosse già stato deformato abbastanza da far nascere la lamina di corrente: in teoria avrebbe dovuto attivarsi dopo ogni burst sufficientemente energetico, il che impone che nella stragrande maggioranza dei casi non abbia portato a nulla.

È infine interessante notare che i due meccanismi non appartengono alla stessa famiglia: quello interno presuppone che la crosta abbia ceduto, mentre quello esterno non ha bisogno di toccarla. Quando Gill e Heyl misurarono le proprie previsioni confrontando il brillamento del 1998 con quello del 2004, fu il meccanismo interno, non quello magnetosferico, a cavarsela meglio.

Il salto di rotazione che non ci fu (2007)#

Se il brillamento gigante fu prodotto da una rottura della crosta, la stella avrebbe dovuto pagarlo in termini di rotazione. Un cedimento su larga scala riassesta la distribuzione della massa e può far cambiare bruscamente la velocità di rotazione, cioè produrre un glitch. Era successo nel 1998 a SGR 1900+14, nel cui caso il brillamento gigante fu accompagnato da un salto in diminuzione della frequenza di rotazione di circa una parte su diecimila. Woods e i suoi collaboratori provarono a cercare la stessa firma in SGR 1806−20.

Non trovarono nulla. Confrontando la rotazione misurata prima e dopo l’evento, la differenza risultò compatibile con zero: il limite superiore che riuscirono a porre su un eventuale salto fu di meno di cinque parti su un milione, cioè almeno venti volte più piccolo di quello osservato in SGR 1900+14. Gli autori considerarono anche la possibilità che un salto reale fosse stato mascherato dall’irregolarità intrinseca della rotazione delle magnetar (timing noise in inglese), che in questa sorgente è notoriamente forte, e la giudicarono altamente improbabile, perché avrebbe richiesto una variazione della frenata grande, brevissima e costruita su misura per cancellare esattamente l’effetto.

Il punto interessante è che questa assenza non era un semplice risultato negativo, ma un’informazione preziosa. Qualcosa il brillamento lo aveva certamente espulso: le osservazioni radio della nebulosa che si accese dopo l’evento avevano permesso di stimare la massa scagliata via dalla stella in circa cinque miliardi di miliardi di tonnellate, nonché la velocità iniziale di quel materiale, pari a circa sette decimi della velocità della luce²³. Materia espulsa da una stella in rotazione porta con sé momento angolare: avrebbe dovuto frenarla. Per stimare questo effetto, Woods e colleghi assunsero il campo magnetico superficiale che si ricava dalla rotazione della magnetar, circa $10^{15}\,\text{G}$ (un milione di miliardi di gauss), e calcolarono che il rallentamento atteso era circa dieci volte maggiore del limite che avevano appena misurato.

Per conciliare la discrepanza, occorreva che l’espulsione fosse avvenuta molto in fretta, nell’arco di un secondo, oppure che il materiale fosse uscito lungo l’asse di rotazione, dove la sua partenza non sottrae quasi nulla al momento angolare della stella. Le osservazioni radio mostrarono in effetti che il deflusso non fu sferico: assunse la forma di un getto ampio, ma emesso da un solo lato. Quel dato riguardava però la geometria e non la durata, e per di più vincolava l’orientamento del getto rispetto alla nostra linea di vista, non rispetto all’asse di rotazione della stella. Gli autori si limitarono perciò a osservare che una delle due condizioni, o entrambe, dovettero essere soddisfatte.

Lo studio di Woods e colleghi si concentrò inoltre anche sui mesi precedenti al brillamento del 2004. Mentre nell’istante del lampo gigante la rotazione della stella non subì alcun salto misurabile, nei mesi che precedettero il flare cambiarono sensibilmente sia la rotazione sia l’emissione. Non fu soltanto la frenata a culminare in anticipo: anche la frazione pulsata dell’emissione e la durezza dello spettro raggiunsero il proprio massimo mesi prima dell’evento e il ritmo dei lampi ordinari culminò circa due mesi prima del picco della frenata.

Quando arrivò il brillamento gigante, insomma, sembrava che la stella avesse già superato il culmine della propria crisi e che stesse in un certo senso riassestandosi. Preso da solo, nessuno dei parametri osservabili poteva essere considerato un segnale d’allarme nel momento in cui l’evento si produsse.

Nei mesi attorno al brillamento, l’emissione pulsata e il rallentamento della rotazione risultarono inoltre correlati fra loro. Per gli autori era il segno che l’emissione pulsata fosse modellata dalle stesse correnti che, nella magnetosfera esterna, governano il freno sulla rotazione, come nel modello della magnetosfera attorcigliata. Anche il ritmo dei lampi rientrava in quel quadro. Woods e colleghi scrivevano nel 2007, quando la frattura della crosta era ancora la spiegazione di riferimento per i lampi ordinari (anche se Jones ne aveva già messo in dubbio la possibilità). Per questo indicarono come inneschi possibili sia le fratture della crosta sia la riconnessione magnetica nella magnetosfera, senza scegliere fra le due: una crosta in torsione avrebbe moltiplicato gli uni o gli altri. Il ragionamento regge anche nei modelli successivi, in cui la crosta non si spezza ma scorre plasticamente, perché anche lì la deformazione lenta spinge correnti nella magnetosfera e prepara gli episodi di riconnessione. Woods e colleghi notarono che i lampi avevano raggiunto il massimo circa due mesi prima della frenata e suggerirono che quel ritardo potesse misurare il tempo impiegato dalla torsione a propagarsi dalla superficie della stella, dove presumibilmente nascono i lampi, fino al cilindro della luce, dove agisce sul freno magnetico.

Stabilire un legame solido, però, non era cosa semplice. L’indurimento dello spettro seguì di anni il cambiamento del tasso di rallentamento della rotazione avvenuto nel 2000, anziché procedere di pari passo con esso come era stato proposto in precedenza. Dopo il brillamento gigante, inoltre, il rallentamento della rotazione si ridusse fin quasi ai valori di prima del 2000 per poi risalire entro un anno, mentre la durezza dello spettro non recuperò affatto: un’asimmetria che gli autori descrissero come una forma di isteresi del sistema²⁴.

La conclusione che più interessa il problema dell’innesco nasce però da un’altra osservazione. Dopo i due brillamenti giganti di cui si era potuta seguire l’emissione X persistente, quello di SGR 1900+14 del 1998 e quello del 2004, il flusso di raggi X restò elevato a lungo e il profilo di pulsazione restò alterato invece di tornare alla forma che aveva prima. La magnetosfera, insomma, non si era affatto scaricata. Questo depone a favore dell’idea, già sostenuta da altri sulla base del bilancio energetico del brillamento, che la sorgente ultima di energia fosse interna alla stella e non il semplice effetto del rilassamento delle correnti esterne. La distinzione da tenere ferma è fra il luogo in cui l’energia era immagazzinata e quello in cui venne spesa: il serbatoio stava sotto la superficie, mentre la conversione in radiazione avvenne nella magnetosfera, come impone la rapidità con cui il lampo salì al massimo.

Quanto alla possibilità di prevedere un brillamento gigante, Woods e colleghi osservarono che l’unico segnale comune ai due brillamenti fu l’intensa attività di lampi nei mesi precedenti. Questo dato non può comunque essere considerato un segnale d’allarme decisivo, perché SGR 1806−20 aveva già attraversato fasi di attività intensa nel 1983 e nel 1996 senza che ne seguisse nulla di importante.

A queste incertezze, si aggiunge anche il dato che SGR 1806-20 manifestò dopo il brillamento un cambiamento nella forma del profilo di pulsazione, che divenne più complesso e restò alterato per mesi. È l’opposto di quanto era accaduto a SGR 1900+14, il cui profilo dopo il flare del 1998 rimase anch’esso alterato, e per almeno tre anni, ma nel verso di una progressiva semplificazione: segno - osservarono gli autori - che il brillamento può ridisegnare in un senso o nell’altro la distribuzione delle correnti nella magnetosfera.

Nel complesso, questi dati non escludono nessuno dei modelli discussi finora, perché nessuno richiede necessariamente un glitch osservabile. Pesa però a sfavore dell’immagine di un cedimento crostale “a blocco unico” su larghissima scala, che avrebbe sicuramente lasciato effetti sul periodo di rotazione.

La rottura più recente: il motore nascosto nel nucleo (2025-2026)#

Gli ultimi due lavori di questa raccolta di ipotesi teoriche chiudono la storia - almeno per il momento - da due lati diversi. Il primo abbandona un’assunzione che quasi tutti i modelli precedenti, in un modo o nell’altro, condividevano: che il processo che portò al brillamento gigante di SGR 1806-20 abbia avuto origine nella crosta solida, per frattura o per scorrimento plastico. Ashley Bransgrove, Andrei Beloborodov e Yuri Levin, in uno studio pubblicato ad aprile 2026, spostano il motore molto più in basso, nel nucleo liquido della stella.

Il punto di partenza è una magnetar appena nata con un campo interno dell’ordine di $10^{16}\,\text{G}$ (dieci milioni di miliardi di gauss), cioè almeno dieci volte più intenso di quello che si misura all’esterno delle magnetar conosciute. Un campo simile non resta fermo. Nella parte esterna del nucleo liquido si fa strada per diffusione ambipolare, cioè per il lento moto del plasma di protoni ed elettroni attraverso i neutroni, che costituiscono la gran parte della materia. L’attrito fra le due componenti frena il moto e ne fissa i tempi: il campo evolve su una scala di circa $10^9$ secondi (una trentina d’anni).

Gli autori danno a questo campo la forma mista che gli studi sull’equilibrio magnetico considerano tipica delle stelle di neutroni, alla quale abbiamo già più volte accennato: una parte delle linee di campo è poloidale ed esce dalla superficie come quelle di una calamita, l’altra parte è toroidale e resta confinata all’interno. Questa parte occupa una regione a forma di ciambella che gira attorno all’equatore della stella, nella parte esterna del nucleo, al confine con la crosta. È un anello magnetico, che la diffusione ambipolare spinge lentamente verso l’esterno e nell’arco di un paio di secoli porta dal nucleo alla crosta.

Nella crosta profonda il meccanismo cambia forma, non l’esito. Lì i neutroni sono superfluidi e non oppongono attrito: il plasma, cioè il reticolo cristallino con i suoi elettroni, scorre attraverso di loro in quella che è ancora una forma di diffusione ambipolare. L’anello continua così a salire, spinto dal gradiente della pressione magnetica, e le reazioni beta gli sgombrano la strada: dove il campo comprime il plasma, i nuclei del reticolo catturano elettroni e trasformano protoni in neutroni, che si uniscono al superfluido e scivolano via. Il plasma perde così elettroni proprio dove viene compresso, la sua pressione non può crescere e non si oppone all’avanzata del campo. Più in alto, nella crosta esterna, la materia non sostiene più la diffusione ambipolare: l’anello la solleva e se la porta appresso, emerge come una montagna che cresce sulla superficie della stella e infine si stacca. È solo in quel momento che nasce il lampo: dietro l’anello che si distacca si forma una lamina di corrente, priva di barioni²⁵, e la riconnessione magnetica che vi avviene converte in radiazione una frazione dell’energia immagazzinata.

Sui numeri conviene essere precisi, perché la simulazione descrive un caso volutamente estremo. Poco prima di staccarsi, l’anello che gli autori seguono nel calcolo racchiude un’energia magnetica di circa $5\times10^{49}\,\text{erg}$ e trascina con sé una massa di materia della crosta di circa $4\times10^{28}$ grammi, quasi sette volte la massa della Terra. La riconnessione irradia circa un decimo di quell’energia magnetica. Sono valori molto maggiori di quelli del brillamento del 2004, che liberò intorno a $10^{46}$ erg ed espulse, stando alle stime dall’eco radio, fra $10^{25}$ e $10^{27}$ grammi di materia. L’accordo con il lampo gamma sprigionato da SGR 1806−20 non passa dunque per la simulazione in sé, ma per la relazione generale che gli autori ricavano fra massa espulsa ed energia del brillamento: per una massa dell’ordine di $10^{27}$ grammi e un campo locale di $10^{16}$ gauss, quella relazione dà circa $10^{47}$ erg di energia disponibile e un decimo di essa irradiato, cioè proprio l’ordine di grandezza osservato nel 2004.

Bransgrove e colleghi indicano anche due firme osservative che distinguono il loro modello dagli altri. La prima riguarda il materiale strappato alla crosta, che essendo ricco di neutroni dovrebbe produrre, dopo il lampo gamma, emissioni ritardate di natura nucleare, un tema che riprenderemo nel capitolo 11. La seconda è che ogni eruzione dovrebbe lanciare davanti a sé un impulso magnetosonico ultrarelativistico²⁶, il cui fronte si fa sempre più ripido fino a trasformarsi in un’onda d’urto capace di emettere un lampo radio veloce: è la ragione per cui gli autori propongono le magnetar iperattive come motori dei fast radio burst cosmologici.

Restano però delle questioni aperte. La prima la dichiarano gli stessi autori e riguarda proprio il lampo radio, da non confondere con l’emissione radio residua osservata nei giorni successivi, che il modello invece spiega. Al momento del brillamento del 2004 nessun lampo radio fu rilevato. Per salvare il modello occorre supporre che sia stato emesso entro un cono più stretto di quello della radiazione gamma e puntato lontano da noi. È un’ipotesi e, per quel brillamento, resterà tale, non esistendo modo di confermarla.

La seconda riguarda l’età della magnetar. Secondo gli autori il meccanismo è efficiente soprattutto nei primi secoli di vita della stella, quando l’interno è abbastanza caldo da accelerare la diffusione ambipolare. Quasi tutte le magnetar della Galassia hanno superato da tempo tale fase e pertanto, secondo Bransgrove e colleghi, eruzioni come quella del dicembre 2004 dovrebbero essere rare. SGR 1806−20 farebbe eccezione: essi la considerano forse la magnetar più giovane della Galassia, con il dipolo magnetico più intenso fra quelle note e un’età di circa $240$ anni, stimata dal rallentamento della rotazione. Nello stesso articolo, però, la definiscono anche «significativamente evoluta», senza chiarire come le due affermazioni si concilino.

L’unico termine di confronto concreto è la simulazione descritta nello studio. Lì la temperatura interna resta alta per circa quattro secoli, l’anello di campo impiega secoli a risalire attraverso la crosta e l’eruzione arriva quando la fase calda si sta esaurendo, fra i cinquecento e i settecento anni. A $240$ anni la stella simulata non sarebbe ancora arrivata all’eruzione. Più vicina a quell’intervallo è l’età ottenuta riportando indietro il moto proprio della magnetar fino all’ammasso da cui proviene, che lo studio di Bransgrove non prende in considerazione: $650$ anni, con un’incertezza di $300$. In ogni caso, la tempistica della simulazione dipende dai parametri iniziali scelti dagli autori e non vale come previsione per una magnetar reale: l’età di SGR 1806−20 non basta né a sostenere né a mettere in crisi il modello.

Resta ancora un punto in sospeso. Il dipolo di SGR 1806−20 è il più intenso fra quelli delle magnetar conosciute, ma quello della stella simulata da Bransgrove e colleghi è circa quattordici volte più intenso, perché la simulazione descrive, come si è detto, un caso volutamente estremo. Secondo gli autori, l’eruzione può avvenire anche con un dipolo più debole, purché il campo interno sia molto intenso, come potrebbe essere il caso proprio di questa magnetar.

Bransgrove e colleghi precisano, infine, che nella simulazione è stata rallentata artificialmente solo la fase finale, cioè il distacco dell’anello, che nella realtà si compirebbe in una frazione di secondo. La lenta risalita attraverso la crosta, durata secoli, non ne risente. Per seguire la dinamica reale dell’eruzione servirà un calcolo magnetoidrodinamico²⁷ completo.

Il contributo più recente che presentiamo in questa raccolta riparte proprio da questo punto. Konstantinos Gourgouliatos, dell’Università di Patrasso, in un lavoro pubblicato su Astronomy & Astrophysics a marzo 2026, non si occupa dell’innesco del flare ma di ciò che accade al plasmoide²⁸ una volta espulso. Il suo è un modello semi-analitico: assumendo simmetria assiale e un’espansione autosimile, cioè che conservi la propria forma mentre cresce, riduce le equazioni della magnetoidrodinamica relativistica a un sistema di equazioni differenziali ordinarie, molto più semplici da risolvere di quelle che richiede una simulazione numerica completa. Ne ricava una famiglia di soluzioni in cui pressione, densità, fattore di Lorentz e campo magnetico restano legati fra loro e che si divide in due classi a seconda che il plasmoide sia più denso o meno denso del mezzo circostante.

È una distinzione che si traduce in previsioni osservative diverse. In tutte le soluzioni l’energia, nei primi istanti, è immagazzinata soprattutto nel campo magnetico. È questa la condizione che permette un picco iniziale luminoso e rapidissimo, perché un deflusso dominato dall’energia cinetica o termica irradierebbe male e finirebbe per alimentare soprattutto emissione ritardata prodotta dall’urto contro il mezzo circostante. Le soluzioni cariche di massa, con masse espulse fra $10^{25}$ e $10^{26}$ grammi, prevedono poi una forte interazione con il mezzo circostante e quindi un’eco radio rilevabile: è il caso di SGR 1806−20 e Gourgouliatos lo cita come esempio.

Le soluzioni con poca massa, invece, descrivono brillamenti “puliti”, con un picco netto e nessuna eco apprezzabile, e sono quelle che il modello associa ai lampi radio veloci. Da qui discende una previsione che è utile segnalare, perché è controintuitiva: i lampi radio veloci non dovrebbero accompagnare i brillamenti più energetici, ma proprio le esplosioni meno cariche di materia, nelle quali l’energia resta in forma elettromagnetica invece di degradarsi in moto della materia.

Messi insieme, i due lavori coprono due tratti diversi e successivi della stessa storia. Bransgrove, Beloborodov e Levin propongono un modello che spiega da dove venga l’energia e che cosa faccia scattare l’eruzione, cioè un campo interno che risale per secoli fino a strappare un pezzo di crosta. Gourgouliatos, dal canto suo, descrive che cosa accade al frammento espulso mentre si allontana e collega la quantità di materia trascinata via alla presenza o assenza di un’eco radio, che nel 2004 fu effettivamente osservata.

Il quadro d’insieme#

Vent’anni di studi non hanno prodotto un vincitore, ma hanno cambiato la forma della domanda. All’inizio si chiedeva come avesse fatto la crosta a rompersi. Oggi la questione si è divisa in tre: dove fosse immagazzinata l’energia, che cosa ne abbia fatto scattare la liberazione e dove quell’energia si sia convertita in luce. Sull’ultima delle tre il consenso è quasi unanime e viene dall’osservazione più difficile da spiegare, cioè la salita del picco in meno di un millesimo di secondo. Nessun processo che coinvolga la materia solida della stella è così rapido, mentre la magnetosfera, dove il campo è intensissimo e la materia quasi assente, risponde in decine di microsecondi. La luce del brillamento nasce là fuori: su questo concordano perfino i modelli che collocano il serbatoio dell’energia nelle profondità della stella.

Quanto al terremoto stellare nella sua versione originale, è l’unica ipotesi che si possa dire archiviata, per ragioni di fisica dei materiali più che di astrofisica. Perché una frattura fragile si propaghi occorre che dietro la punta della cricca si apra un vuoto, ma, nella crosta di una stella di neutroni, un vuoto simile si richiuderebbe in un tempo inconcepibilmente breve. Se anche si formasse, il campo magnetico salderebbe fra loro le due facce della faglia impedendo lo scorrimento che dovrebbe liberare energia.

Ciò che ha preso il posto della frattura non è però una crosta inerte. È una crosta che cede in altri modi: scorrendo plasticamente, snervandosi sotto una deformazione accumulata lentamente nel corso della vita della stella, oppure lasciandosi sollevare e strappare da un campo che risale dal basso. Il modello di Lander e colleghi è la versione più articolata di questa idea e sopravvive alle obiezioni non negandole, ma cambiando il concetto stesso di cedimento. Tuttavia, nel 2024 Yasufumi Kojima mostrò che il criterio di cedimento adottato da Lander e colleghi, come da altri autori, poggiava su un’approssimazione che non riproduce correttamente la deformazione della crosta e tende a sovrastimarla. Il quadro concettuale resta valido, ma i suoi valori numerici vanno presi con cautela.

La famiglia opposta, quella che colloca tutto nella magnetosfera, ha dalla sua il tempo, che è l’argomento più forte di tutti, e un’analogia potente con i brillamenti solari, che le fornisce un meccanismo già studiato nel dettaglio. Ha anche una spiegazione naturale della rarità di questi eventi, perché la magnetosfera si carica alla velocità con cui il campo si fa strada nella crosta, cioè in tempi che secondo Lyutikov sono dell’ordine di un secolo, mentre si scarica in pochi millisecondi.

Le restano però due debolezze riconosciute. La prima riguarda il meccanismo esterno di Gill e Heyl, che per accendersi ha bisogno degli ioni strappati alla crosta dal calore del precursore, senza i quali la riconnessione rapida non può avviarsi. Tale condizione è soddisfatta, però, da qualunque lampo abbastanza energetico: di lampi simili SGR 1806-20 ne ha prodotti in gran quantità, mentre di brillamenti giganti se ne è visto uno solo. Perché il conto torni bisogna dunque ammettere che quasi sempre il processo si avvii e si spenga senza sfociare in nulla, come riconoscono gli autori stessi.

La seconda è che perfino Lyutikov, che di questa famiglia di modelli è il principale sostenitore, concede che a spiegare la fitta serie di piccoli lampi che segue un brillamento gigante resti più adatto il modello della frattura crostale. C’è infine un punto che non viene eliminato, ma spostato: le correnti che torcono la magnetosfera partono comunque dall’interno della stella, spinte fuori da una crosta che si deforma lentamente. Anche il modello magnetosferico, insomma, ha bisogno di qualcosa che accada sotto la superficie.

In mezzo stanno i meccanismi che non cercano la sorgente dell’energia, ma il modo e il momento in cui essa esce. Le onde termoplastiche descrivono una forma di cedimento della crosta alternativa alla frattura, un fronte spesso appena un centinaio di metri che avanza perché il calore prodotto dallo scorrimento abbassa davanti a sé la resistenza del reticolo cristallino. Questo modello mostra che la crosta può torcere il campo esterno molto più in fretta di quanto consenta un rimodellamento lento e diffuso. Il limite lo dichiarano però gli autori stessi: quel fronte resta troppo lento perfino per la durata dei lampi ordinari e l’unica previsione osservativa che ne discende, un glitch di accelerazione della rotazione, nel brillamento del 2004 non trova riscontro. I due inneschi proposti da Gill e Heyl a partire dal precursore sono invece i soli a rendere conto di un numero misurato, i $142$ secondi di quiete che separarono il lampo minore dal brillamento gigante, ma il meccanismo interno da essi proposto, come riconoscono loro stessi, poggia su argomenti qualitativi piuttosto che quantitativi.

Le osservazioni, dal canto loro, vincolano meno di quanto si vorrebbe. L’assenza di un salto nella rotazione pesa contro l’immagine di un riassestamento crostale massiccio e improvviso, ma non esclude nessuno dei modelli discussi, perché nessuno di essi richiede necessariamente un glitch osservabile. L’eco radio vincola di più, perché ha permesso di pesare la materia espulsa e di stabilirne la natura: sono barioni; e nella magnetosfera, popolata da elettroni e positroni, barioni non ce ne sono.

Quella materia deve dunque provenire dagli strati superficiali della stella e qui è utile distinguere due quantità molto diverse fra loro. Una piccolissima dose di barioni sono in grado di procurarla anche i modelli magnetosferici: il calore del precursore ne strappa alla crosta quanto basta a rompere la simmetria di massa fra elettroni e positroni, che pesano esattamente uguale, e a rendere possibile la riconnessione rapida. La massa stimata dall’eco radio è però sette ordini di grandezza maggiore e, per giunta, viene scagliata via a sette decimi della velocità della luce (alla distanza stimata di $15\,\text{kpc}$), vincendo la gravità immensa di una magnetar. Spiegare il brillamento come una pura scarica della magnetosfera rende conto solo della radiazione emessa, ma lascia inspiegata l’espulsione di materia, che richiede un processo differente.

Quell’espulsione è invece proprio una conseguenza diretta del modello proposto da Bransgrove, Beloborodov e Levin, nel quale l’anello di campo magnetico che risale dal nucleo strappa via il materiale crostale. In seguito, Gourgouliatos lega la quantità di massa trascinata via alla presenza dell’eco radio. L’energia liberata, infine, è compatibile entro un ordine di grandezza con più modelli insieme e non serve quindi a scegliere.

Su tutto grava un’obiezione trasversale a cui nessuno ha ancora risposto: qualunque energia nasca dentro la stella deve attraversare il confine fra la crosta e il vuoto magnetizzato che la circonda, ma quel confine riflette all’indietro gran parte delle onde che lo raggiungono, come fa la superficie dell’acqua con il suono. Se il calcolo è corretto, l’energia interna impiegherebbe minuti oppure ore a emergere, contro i millisecondi osservati. È il motivo per cui, nella maggior parte dei modelli recenti, la crosta ha smesso di essere il motore del brillamento ed è diventata il suo interruttore.

Resta il fatto che modelli molto distanti fra loro rendono conto ugualmente bene dei numeri che sono stati misurati, la salita in meno di un millesimo di secondo e l’energia liberata. È però una convergenza meno notevole di quanto sembri, perché quei numeri sono il dato di partenza che ogni modello deve riprodurre, non una previsione indipendente che per caso coincide.

Sulla preparazione dell’evento i modelli considerano scale di tempo lontanissime tra loro, che però non si escludono a vicenda. I tempi lunghi dell’accumulo di sforzo nella crosta, della deriva di Hall e della risalita del campo dal nucleo descrivono la lenta torsione che porta la stella vicino al punto di rottura. I centoquaranta secondi che separarono il precursore dal brillamento misurano invece soltanto l’ultimo tratto del processo, quando l’instabilità era ormai innescata. La questione aperta è come si passi dalla preparazione dell’evento alla scarica finale: quale meccanismo trasformi una tensione accumulata in anni, decenni o secoli in una rottura che si compie in pochi minuti. A dividere i modelli non è la struttura della stella, sulla quale il consenso è largo, ma tre scelte di fondo:

• il punto in cui collocano il serbatoio e l’innesco, che va dal nucleo liquido alla crosta profonda fino alla magnetosfera;
• il comportamento che attribuiscono alla crosta, fragile per alcuni e incapace di fratturarsi per altri;
• l’intensità che assegnano al campo interno, che nell’ipotesi più recente deve essere almeno dieci volte maggiore di quella comunemente assunta.

Sfortunatamente, i dati attualmente in nostro possesso non permettono di preferire una delle ipotesi teoriche a discapito delle altre. Quasi tutti questi modelli, del resto, non sono stati costruiti su SGR 1806−20: sono teorie generali del fenomeno, applicate poi all’evento più violento mai registrato. A sciogliere il nodo non sarà una nuova analisi dei dati del 2004, ma il prossimo brillamento gigante, osservato con gli strumenti di oggi (o di domani). Le domande a cui rispondere sono già scritte: la rotazione subirà un salto misurabile? Comparirà, nei minuti successivi al lampo, il bagliore ritardato dei nuclei radioattivi²⁹ strappati alla crosta? E un lampo radio veloce accompagnerà l’evento, oppure la sua assenza confermerà che le esplosioni più cariche di materia sono proprio quelle che non possono produrlo?