Una rara tipologia di stelle di neutroni con campi magnetici estremamente forti, che provoca violenti "terremoti stellari"
Le stelle di neutroni, già i residui stellari più densi conosciuti (escluse le buchi neri), possono avere campi magnetici miliardi di volte più forti rispetto alle stelle tipiche. Tra queste spicca una classe rara, chiamata magnetar, caratterizzata dai campi magnetici più potenti mai osservati nell'Universo, che raggiungono anche 1015 G o più. Questi campi estremamente potenti possono causare fenomeni insoliti e violenti—terremoti stellari (in inglese starquakes), enormi lampi e esplosioni di raggi gamma, che per un breve periodo oscurano intere galassie. In questo articolo esamineremo la fisica dei magnetar, i segni osservabili e i processi estremi che causano le loro eruzioni e l'attività superficiale.
1. Natura e formazione dei magnetar
1.1 Nascita come stella di neutroni
Il magnetar è fondamentalmente una stella di neutroni che si forma durante una supernova da collasso del nucleo, quando il nucleo di ferro di una stella massiccia collassa. Durante il collasso, parte del momento angolare e del flusso magnetico del nucleo stellare può essere compresso a livelli estremamente elevati. Le stelle di neutroni ordinarie hanno campi di 10^9–1012 G, mentre i magnetar possono aumentarli fino a 1014–1015 G, o forse anche di più [1,2].
1.2 Ipotesi dynamo
I campi magnetici estremamente forti nei magnetar possono derivare dal meccanismo dynamo nella fase precoce della stella proto-neutronica:
- Rotazione rapida: Se la stella di neutroni appena nata ruota inizialmente con un periodo di millisecondi, la convezione e la rotazione differenziale possono rafforzare notevolmente il campo magnetico.
- Dynamo a breve termine: Tale dynamo convettivo può operare per alcuni secondi o minuti dopo il collasso, determinando i campi a livello di magnetar.
- Frenata magnetica: In poche migliaia di anni, i campi potenti rallentano notevolmente la rotazione della stella, lasciando un periodo di rotazione più lento rispetto ai tipici pulsar radio [3].
Non tutte le stelle di neutroni diventano magnetar—solo quelle i cui parametri iniziali di rotazione e nucleo permettono di rafforzare estremamente i campi.
1.3 Durata e rarità
I magnetar mantengono i loro campi estremamente forti per circa 104–105 anni. Con l'invecchiamento della stella, la decadimento del campo magnetico può causare riscaldamento interno ed eruzioni. Le osservazioni mostrano che i magnetar sono piuttosto rari—nella Via Lattea e nelle galassie vicine sono confermati o sospettati solo poche decine di tali oggetti [4].
2. Intensità e effetti del campo magnetico
2.1 Scale del campo magnetico
I campi dei magnetar superano 1014 G, mentre i campi delle stelle di neutroni ordinarie raggiungono 109–1012 G. Per confronto, il campo magnetico sulla superficie della Terra è di circa 0,5 G, e i magneti da laboratorio raramente superano alcune migliaia di G. Quindi i magnetar detengono il record per i campi permanenti più forti dell'Universo.
2.2 Elettrodinamica quantistica e decadimento dei fotoni
Quando i campi sono \(\gtrsim 10^{13}\) G, diventano importanti fenomeni di elettrodinamica quantistica (QED) (es. birifrangenza del vuoto, decadimento dei fotoni). Il decadimento dei fotoni e i cambiamenti di polarizzazione possono influenzare come la radiazione esce dalla magnetosfera del magnetar, modificando le caratteristiche spettrali, specialmente nelle bande dei raggi X e gamma [5].
2.3 Tensioni e "terremoti stellari"
Campi magnetici interni estremamente forti che agiscono sulla crosta possono tensionare la crosta di una stella di neutroni fino alla rottura. I terremoti stellari (starquakes)—rotture improvvise della crosta—possono riorganizzare i campi magnetici e causare lampi o flussi di fotoni ad alta energia. Il rilascio improvviso di tensione può anche modificare leggermente la velocità di rotazione della stella, lasciando "scatti" rilevabili nel periodo di rotazione.
3. Segni osservati dei magnetar
3.1 Ripetitori di raggi gamma morbidi (SGR)
Prima che il termine "magnetar" fosse consolidato, alcuni ripetitori di raggi gamma morbidi (Soft Gamma Repeaters, SGR) erano noti per lampi intermittenti di raggi gamma o raggi X duri, ricorrenti in modo irregolare. Questi lampi durano solitamente da frazioni di secondo a pochi secondi, con una luminosità di picco media. Ora comprendiamo che gli SGR sono magnetar in uno stato di quiete, occasionalmente disturbati da "terremoti stellari" o riorganizzazioni del campo magnetico [6].
3.2 Pulsar a raggi X anomali (AXP)
Un'altra classe, i pulsar a raggi X anomali (AXP), sono stelle di neutroni con periodi di rotazione di alcuni secondi, ma la loro emissione a raggi X è troppo intensa per essere spiegata solo dal rallentamento della rotazione. L'energia aggiuntiva sembra derivare dal decadimento del campo magnetico, che alimenta l'emissione a raggi X. Molti AXP mostrano anche lampi simili a quelli degli SGR, confermando la loro natura di magnetar.
3.3 Lampi giganteschi
I magnetar a volte emettono lampi giganteschi—in particolare eventi energetici il cui picco di luminosità può temporaneamente superare 1046 erg·s−1. Esempi: il lampo del 1998 da SGR 1900+14 e il lampo del 2004 da SGR 1806–20, quest'ultimo ha persino influenzato la ionosfera terrestre pur essendo a 50.000 anni luce di distanza. Durante tali lampi si osserva spesso un netto salto nella fase iniziale, seguito da una serie di pulsazioni modulate dalla rotazione della stella.
3.4 Rotazione e "scatti" di rotazione
Come i pulsar, i magnetar possono mostrare impulsi periodici secondo la frequenza di rotazione, ma con periodi medi più lenti (~2–12 s). Il decadimento del campo magnetico impone un ulteriore momento frenante alla rotazione, quindi rallentano più rapidamente dei pulsar normali. Occasionalmente possono verificarsi "scatti" (cambiamenti improvvisi nella frequenza di rotazione) dopo fratture della crosta. Osservando questi cambiamenti di rotazione possiamo valutare l'interazione interna tra la crosta e il nucleo superfluido.
4. Decadimento del campo magnetico e meccanismi di attività
4.1 Calore da decadimento del campo
I magnetar estremamente forti gradualmente si dissolvono i loro campi, liberando energia sotto forma di calore. Questo riscaldamento interno può mantenere temperature superficiali di centinaia di migliaia o milioni di kelvin—molto più alte rispetto alle stelle di neutroni della stessa età che si raffreddano normalmente. Questo riscaldamento causa un'emissione costante di raggi X.
4.2 Deriva di Hall e diffusione ambipolare nelle croste
Le interazioni non lineari nella crosta e nel nucleo—deriva di Hall (interazione tra flusso di elettroni e campo magnetico) e diffusione ambipolare (movimento di particelle cariche in risposta al campo)—possono riorganizzare i campi in un periodo di 103–106 anni, alimentando lampi e emissioni più intense [7].
4.3 Terremoti stellari e riconnessione magnetica
La tensione causata dall'evoluzione del campo può provocare fratture nella crosta, liberando energia improvvisa – questi sono i terremoti stellari. Tali fratture possono riorganizzare i campi magnetosferici, scatenando eventi di riconnessione o grandi lampi. I modelli paragonano questi processi ai brillamenti solari, ma su scale molto più grandi. Dopo un lampo, il recupero può modificare la frequenza di rotazione o la natura dell'emissione magnetosferica.
5. Evoluzione dei magnetar e fasi finali
5.1 Sbiadimento a lungo termine
Durante 105–106 I magnetar di anni probabilmente evolvono in stelle di neutroni più comuni, poiché i campi si indeboliscono fino a ~1012 G. A quel punto, i fenomeni attivi della stella (lampi, eruzioni gigantesche) diventano rari. Infine, la stella si raffredda e la sua emissione di raggi X diminuisce, iniziando a somigliare a un pulsar "morto" più vecchio, con un campo magnetico residuo relativamente piccolo.
5.2 Interazioni binarie?
Sono osservati pochi sistemi binari con magnetar, ma alcune di queste coppie potrebbero esistere. Se un magnetar ha una compagna stellare vicina, il trasferimento di massa potrebbe causare lampi aggiuntivi o modificare l'evoluzione della rotazione. Tuttavia, le "lacune" osservative o la breve durata di vita dei magnetar potrebbero spiegare perché attualmente si conoscono pochissimi di questi sistemi binari.
5.3 Possibili fusioni
Teoricamente, un magnetar potrebbe fondersi con un'altra stella di neutroni o un buco nero, emettendo onde gravitazionali e forse causando un breve lampo di raggi gamma. Tali eventi probabilmente supererebbero di gran lunga i tipici lampi dei magnetar in termini di energia rilasciata. Osservativamente, questo rimane una speculazione, ma la fusione di stelle di neutroni con campi molto forti rappresenterebbe un'unica "laboratorio cosmico".
6. Importanza per l'astrofisica
6.1 Lampi gamma
Alcuni lampi gamma brevi o lunghi potrebbero essere alimentati da magnetar formatisi durante il collasso del nucleo o eventi di fusione. I “magnetar millisecondo” che ruotano molto velocemente possono liberare un'enorme energia di rotazione, alimentando o formando il getto del GRB. Alcune osservazioni del “plateau” dell'afterglow di GRB corrispondono a un apporto energetico aggiuntivo da un magnetar neoformato.
6.2 Fonti di raggi X ultraluminose?
Campi B elevati possono causare forti outflow o concentrazione di radiazione, potenzialmente spiegando alcune fonti di raggi X ultraluminose (ULX), se l'accrezione avviene su una stella di neutroni con un campo vicino a quello di un magnetar. In tali sistemi la luminosità può superare il limite di Eddington convenzionale, specialmente se la radiazione è focalizzata [8].
6.3 Studi sulla materia densa e QED
Le condizioni estreme sulla superficie del magnetar permettono di studiare il QED in campi forti. Le osservazioni di polarizzazione o linee spettrali possono rivelare la birefringenza del vuoto o la scissione dei fotoni—fenomeni impossibili da riprodurre nei laboratori terrestri. Questo aiuta a migliorare le teorie della fisica nucleare e del campo quantistico in condizioni ultradense.
7. Campagne osservative e ricerche future
- Swift e NICER: Osservazione delle eruzioni dei magnetar nei raggi X e gamma.
- NuSTAR: Sensibilità nel range dei raggi X duri, utile per rilevare radiazioni ad alta energia da lampi o eruzioni gigantesche.
- Ricerca radio: Alcuni magnetar emettono occasionalmente impulsi radio, collegando magnetar e pulsar normali in un'unica popolazione.
- Osservazioni ottiche/IR: Rari corrispondenti ottici o IR sono molto deboli, ma possono mostrare getti o irraggiamento di polvere dopo i lampi.
Osservatori futuri o pianificati, come la europea ATHENA (nel campo dei raggi X), promettono approfondimenti ancora più profondi: studiare magnetar più deboli o catturare in tempo reale l'inizio di un lampo gigantesco.
8. Conclusione
Magnetar sono esempi estremi della fisica delle stelle di neutroni. I loro incredibili campi magnetici, che raggiungono 1015 G, causano violente eruzioni, terremoti stellari e lampi gamma incontrollabili. Formatisi dal collasso di stelle massicce in condizioni particolari (rotazione rapida, azione favorevole del dynamo), i magnetar sono fenomeni cosmici di breve durata, che brillano intensamente per un periodo di ~104–105 anni, finché il decadimento del campo riduce l'attività.
In termini di osservazione, i soft gamma repeaters e i pulsar X anomali rappresentano magnetar in stati differenti, talvolta emettendo impressionanti lampi giganti, osservabili persino dalla Terra. Lo studio di questi oggetti amplia la nostra conoscenza della elettrodinamica quantistica in campi estremamente forti, della struttura della materia nucleare e dei processi che possono generare esplosioni di neutrini, onde gravitazionali e emissioni elettromagnetiche. Con il miglioramento dei modelli di decadimento del campo e l'osservazione delle eruzioni dei magnetar con strumenti multi-banda sempre più avanzati, i magnetar continueranno a svelare alcuni degli angoli più esotici della ricerca astrofisica—dove materia, campi e forze fondamentali si uniscono in estremi stupefacenti.
Collegamenti e letture approfondite
- Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
- Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). “The soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars – I. Radiative mechanism for outbursts.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
- Kouveliotou, C., et al. (1998). “An X-ray pulsar with a superstrong magnetic field in the soft gamma-ray repeater SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
- Mereghetti, S. (2008). “The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
- Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Physics of strongly magnetized neutron stars.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
- Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
- Pons, J. A., et al. (2009). “Magnetic field evolution in neutron star crusts.” Physical Review Letters, 102, 191102.
- Bachetti, M., et al. (2014). “An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star.” Nature, 514, 202–204.
- Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Soft gamma repeaters and anomalous X-ray pulsars: Magnetar candidates.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.