Rappresentazione artistica della fusione tra due stelle di neutroni. Sono indicati alcuni degli elementi che si sono formati in seguito alla collisione, con l’indicazione del loro numero atomico. Credit: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

Cos’è successo davvero in quella galassia?

La fusione di due stelle di neutroni in NGC 4993 spiegata passo passo

Lunedì 16 ottobre 2017 una notizia scientifica è rimbalzata senza sosta su tutti i principali mezzi d’informazione: la fusione di due stelle di neutroni osservata simultaneamente nelle onde gravitazionali e nelle onde elettromagnetiche (raggi gamma, luce visibile, onde radio ecc.). La scoperta era nell’aria da un paio di mesi, dato che un gran numero di telescopi terrestri e spaziali era stato coinvolto nella ricerca di una controparte ottica per un evento registrato da LIGO ad agosto: la notizia era circolata in modo ufficioso su Twitter, con una serie di dettagli di cui avevo parlato diffusamente in un post del 27 agosto scorso.

Una scoperta storica

Il valore della scoperta resa di pubblico dominio il 16 ottobre è senz’altro eccezionale, e non si tratta di un’esagerazione: avere due diverse sorgenti di informazione — le onde gravitazionali e le onde elettromagnetiche — segna la nascita dell’astronomia multimessaggero: un progresso epocale nel campo delle osservazioni astronomiche, perché due fonti di informazione su uno stesso evento, del tutto indipendenti l’una dall’altra, si sostengono, si chiarificano e si completano a vicenda, permettendo ai ricercatori di cogliere opportunità di conoscenza che non sarebbero possibili altrimenti.

In questo caso, per esempio, l’osservazione di un lampo di raggi gamma (o GRB, dall’inglese Gamma-Ray Burst) pressoché contemporaneo al passaggio di onde gravitazionali prodotte dalla fusione di due stelle di neutroni ha fornito la prova empirica che un simile evento produce anche emissioni di raggi gamma: un fatto teorizzato in passato, ma mai dimostrato prima con tale evidenza.

Ancora più importante, la rilevazione simultanea delle onde gravitazionali e del GRB è una prova inequivocabile che i fenomeni gravitazionali, così come aveva previsto la relatività generale, si propagano alla velocità della luce.

Inoltre, la tempestiva localizzazione della controparte ottica in varie bande dello spettro elettromagnetico, resa possibile dall’immediata allerta mondiale lanciata dopo la registrazione dell’evento nelle onde gravitazionali, ha permesso di seguire l’evoluzione del fenomeno per mezzo di una sinergia senza precedenti tra un impressionante numero di osservatori e centri di ricerca: circa 70 telescopi terrestri e spaziali sono stati puntati verso la regione di cielo in cui le onde gravitazionali indicavano che era avvenuta la coalescenza (cioè la fusione) delle due stelle di neutroni.

Le ripetute osservazioni spettroscopiche rese possibili da quest’allerta tempestiva hanno fornito solide prove a sostegno di una teoria che finora non era mai stata verificata: ovvero che in seguito a un simile cataclisma cosmico si creano grandi quantità di elementi pesanti, tra cui oro, platino, uranio ecc., attraverso un meccanismo di nucleosintesi chiamato processo r. A tale meccanismo è legata un’esplosione di potenza intermedia tra una nova e una supernova, che i teorici avevano descritto dettagliatamente e chiamato kilonova (o macronova).

Fino all’evento reso noto il 16 ottobre, non era stato possibile avere la certezza che alcuni **transienti osservati esclusivamente nelle onde elettromagnetiche fossero kilonovae prodotte dalla fusione di due stelle di neutroni: ora sappiamo invece che quella osservata in NGC 4993**, la galassia identificata come sede dell’esplosione, è davvero una kilonova. La sua evoluzione corrisponde in modo sorprendentemente preciso a ciò che la teoria aveva previsto.

Infine, la distanza di NGC 4993 dalla Terra è stata determinata in modo indipendente attraverso la radiazione elettromagnetica e le onde gravitazionali: i due valori sono risultati in entrambi i casi intorno a 40 megaparsec e, pertanto, si confermano a vicenda. Le onde gravitazionali hanno consentito anche di definire un valore per la costante di Hubble (la velocità con cui l’universo si espande) in modo indipendente dai metodi tradizionali basati sul sistema delle candele standard, cioè sulla propagazione della luce.

Dunque una scoperta davvero epocale quella associata a questo quinto rilevamento di onde gravitazionali, degna di un posto di rilievo nei futuri libri di storia della scienza.

Il telescopio spaziale Hubble ha osservato l’evoluzione della kilonova in NGC 4993 per tre volte in sei giorni, tra il 22 e il 28 agosto 2017. Credit: NASA / ESA / A.J. Levan (U. Warwick), N.R. Tanvir (U. Leicester), A. Fruchter e O. Fox (STScI)

Il quinto passaggio di onde gravitazionali

Tutto è cominciato il 17 agosto 2017. Alle 12:41:04 UTC i due osservatori LIGO negli Stati Uniti hanno registrato un passaggio di onde gravitazionali che è durato complessivamente intorno ai 100 secondi. La durata e la frequenza delle onde registrate — circa 3.000 cicli nell’intervallo di frequenze tra 30 Hz e 2048 Hz — hanno subito lasciato intendere che stavolta non si trattava della fusione di buchi neri come nei quattro casi precedenti, ma di due oggetti relativamente più leggeri: due stelle di neutroni.

L’osservatorio europeo Virgo, che si era unito dal 1° agosto 2017 ai due interferometri LIGO nella ricerca di onde gravitazionali, aveva già registrato insieme agli osservatori americani il segnale della fusione di due buchi neri il 14 agosto. Benché leggermente meno sensibile di LIGO, Virgo avrebbe dovuto registrare anche il segnale prodotto dalla fusione delle due stelle di neutroni il 17 agosto. Invece, nel suo flusso di dati questo evento è scivolato via quasi del tutto invisibile. Gli scienziati che fanno parte della collaborazione LIGO-Virgo ne hanno rapidamente ricostruito la ragione.

Ognuno dei tre interferometri ha, per ragioni costruttive, quattro punti ciechi, in cui la sensibilità alle onde gravitazionali è nettamente inferiore alla media. È capitato che il segnale proveniente dalla fusione delle due stelle di neutroni abbia attraversato l’interferometro Virgo proprio lungo uno di questi punto ciechi. Lungi dall’essere un problema, la circostanza ha permesso di risalire con grande precisione al luogo esatto dell’evento che ha prodotto quelle onde gravitazionali. L’area di cielo in cui cercare la controparte visibile della fusione è stata ristretta a soli 28 gradi quadrati. Così, alla fine, la determinazione della posizione spaziale in cui è avvenuta la coalescenza delle due stelle di neutroni è stata la più precisa di tutte e cinque i passaggi di onde gravitazionali osservati a partire dal 2015.

Per le loro caratteristiche costruttive, gli interferometri come LIGO e Virgo hanno quattro punti ciechi che impediscono di registrare le onde gravitazionali provenienti da quelle direzioni. Credit: LIGO-Virgo

Per quanto i segnali generati dalle onde gravitazionali siano estremamente deboli (si tratta finora di variazioni di lunghezza nell’ordine di una parte su 10⁻²¹ o 10⁻²²), la tecnologia di controllo usata dagli interferometri LIGO e Virgo è talmente sofisticata da raggiungere livelli di confidenza elevatissimi circa l’affidabilità dei dati registrati. Nel caso dell’evento del 17 agosto, archiviato col nome di **GW170817, il rapporto segnale/rumore è stato pari a 32,4. La probabilità che si sia trattato di un falso allarme — ovvero di una sequenza di origine puramente casuale invece che di un passaggio di onde gravitazionali — è minore di 1 su 80.000* anni di osservazione ininterrotta* da parte dei tre interferometri.

L’analisi dell’evento GW170817 indica che due oggetti compatti, con una massa complessiva compresa tra 2,73 e 3,29 masse solari, si sono fusi in un luogo distante tra 85 e 160 milioni di anni luce dalla Terra. Si ricava inoltre dai dati che l’oggetto primario di questo sistema binario aveva una massa compresa tra 1,36 e 2,26 masse solari, mentre l’oggetto secondario tra 0,86 e 1,36 masse solari: sono valori che si adattano bene a stelle di neutroni, non a buchi neri.

Qualcosa più di 0,025 masse solari sono state convertite nel corso della fusione in onde gravitazionali. Può sembrare poco, ma significa che una massa equivalente ad almeno 8.320 pianeti come la Terra è stata trasformata in pochi istanti in pura energia: onde gravitazionali in grado di deformare al loro passaggio il (solidissimo) tessuto dello spaziotempo.

Il contributo dell’osservatorio Virgo è stato fondamentale per ridurre al minimo possibile l’area di cielo in cui cercare la controparte ottica della fusione di due stelle di neutroni, osservata nelle onde gravitazionali il 17 agosto 2017. Credit: LIGO-Virgo

Cos’è accaduto effettivamente in quella galassia?

Indifferenti al freddo linguaggio delle cifre e perplessi di fronte a termini tecnici dal significato piuttosto oscuro, molti si staranno domandando in questi giorni cosa sia effettivamente accaduto in quella lontana galassia. La notizia di una scoperta di tale importanza raggiunge infatti, com’è giusto che sia, un pubblico molto vasto, composto per la stragrande maggioranza da non specialisti.

Cos’è una stella di neutroni? Come si forma? Perché due stelle di neutroni in orbita l’una intorno all’altra emettono onde gravitazionali? Soprattutto: cosa sono le onde gravitazionali? E perché le due stelle si sono avvicinate sempre più fino al punto di collidere? Cosa è accaduto esattamente dopo la loro fusione? Che tipo di oggetto è nato dalla collisione?

Queste e altre domande hanno ricevuto negli ultimi giorni risposte necessariamente sintetiche e approssimative, per via della difficoltà di racchiudere nello spazio di un articolo o di un servizio giornalistico la mole di informazioni, complesse e ben lontane dal senso comune, che occorre conoscere per formarsi un’idea meno vaga dell’evento osservato il 17 agosto.

Quanto segue è un tentativo di sopperire a questa lacuna: una ricostruzione di ciò che accadde in quella galassia, fatta con l’intento di rispondere, nel modo più semplice e chiaro possibile, alle principali domande che si affollano nella mente dei non addetti ai lavori.

Partiamo innanzitutto dal luogo in cui avvenne la coalescenza delle due stelle di neutroni: la galassia lenticolare NGC 4993, situata nella costellazione dell’Idra.

Che quella sia la galassia a cui appartenevano i due oggetti è ormai pressoché certo. In primo luogo, NGC 4993 si trova all’interno dell’area di cielo delimitata integrando i dati registrati dagli osservatori LIGO e Virgo nelle onde gravitazionali. In secondo luogo, è compatibile con la posizione del lampo di raggi gamma GRB 170817A, registrato il 17 agosto alle 12:41:06 UTC (cioè appena due secondi dopo il passaggio di onde gravitazionali) dal Gamma-Ray Burst Monitor del telescopio spaziale Fermi e dal satellite europeo INTEGRAL. In terzo luogo, quello stesso 17 agosto, alle 23:33 UTC, cioè meno di 11 ore dopo il passaggio di onde gravitazionali e il lampo di raggi gamma, il telescopio Swope da 1 metro dell’Osservatorio di Las Campanas in Cile ha individuato la controparte ottica dei due eventi: un transiente denominato **AT 2017gfo**, apparso ben addentro i confini di NGC 4993.

Una volta trovato il luogo dell’evento, è diventato importante determinare con certezza la distanza di quella galassia dalla Terra: la distanza è infatti un parametro fondamentale per definire i livelli energetici associati alle luminosità osservate nelle varie bande dello spettro elettromagnetico.

La distanza ottenuta dalle analisi basate sui dati ricavati dalla luce emessa dalla galassia è pari a 41,0 ± 3,1 megaparsec. La distanza che si ricava, invece, in modo indipendente, dalle analisi basate sulle onde gravitazionali registrate il 17 agosto è di 43,8 megaparsec, con margini di errore di +2,9 e −6,9 megaparsec. Facendo una media dei massimi e dei minimi ricavati con i due metodi si ottiene una distanza di 41,4 megaparsec, corrispondente a 135 milioni di anni luce.

Il primo punto da tenere chiaro a mente è dunque il seguente: la fusione di due stelle di neutroni osservata il 17 agosto nelle onde gravitazionali, nei raggi gamma e nella luce visibile è accaduta più o meno 135 milioni di anni fa. A quell’epoca sulla Terra dominavano i dinosauri, che avrebbero continuato indisturbati il loro dominio per altri 70 milioni di anni. La specie umana era ancora lontanissima dal fare la sua comparsa. I 135 milioni di anni trascorsi da quel lontano cataclisma cosmico sono stati il tempo necessario perché la luce e le onde gravitazionali colmassero l’abisso di spazio che separa il nostro pianeta dalla galassia NGC 4993, portandoci notizie su quell’evento remoto (notizie accessibili per altro solo grazie a sofisticate tecnologie).

Cosa si può dire sull’origine delle due stelle di neutroni? Lo studio della galassia ospite indica che NGC 4993 contiene una massa stellare stimata in 140 miliardi di masse solari, formata per lo più da stelle antiche, con età superiore a 5 miliardi di anni. La galassia mostra ben pochi segni di una recente attività di formazione stellare.

La controparte ottica della fusione delle due stelle di neutroni è stata individuata a 1,96 kiloparsec, cioè circa 6.400 anni luce, dal centro apparente della galassia, in una posizione in cui non sembra esserci alcun ammasso globulare. Si tratta di un particolare importante, perché l’assenza di globulari abbassa di molto le probabilità che il sistema binario da cui hanno avuto origine le due stelle di neutroni si sia formato dinamicamente, cioè in seguito a interazioni gravitazionali tra stelle vicine, in un ambiente molto affollato come è appunto un ammasso globulare.

La galassia lenticolare NGC 4993, ripresa da Hubble nel visibile e nell’infrarosso. Credit: NASA/ESA

Storia di un sistema binario

Ciò che lo studio della galassia ospite suggerisce è che le due stelle di neutroni fusesi nell’evento osservato il 17 agosto siano i “cadaveri” super-densi di un sistema binario formatosi in un lontano passato, contenente due stelle molto massicce. Le cose potrebbero essere andate così. Diversi miliardi di anni fa, quando NGC 4993 formava ancora stelle a un ritmo elevato, nacque al suo interno un sistema binario costituito da due stelle grandi e luminose, ciascuna delle quali dotata di una massa non inferiore a 8–10 masse solari.

Le stelle di questo tipo bruciano rapidamente il loro combustibile nucleare e nel giro di pochi milioni di anni — solo una frazione dell’età del Sole — esplodono come supernovae. La più massiccia delle due stelle nel sistema binario esaurì per prima la propria scorta di combustibile nucleare e seguì fatalmente il suo destino. L’esplosione di supernova scagliò violentemente nello spazio i suoi strati esterni. Rimase solo un nucleo supercompatto di materia, più massiccio del Sole: una stella di neutroni, cioè il resto inattivo di una stella ormai morta.

Le esplosioni di supernova sono in genere asimmetriche e sferrano un potente “calcio” al residuo compatto che sopravvive all’esplosione: una sorta di rinculo che spara via la neonata stella di neutroni (o il buco nero) a una velocità elevatissima, nell’ordine delle centinaia di km al secondo. Nella maggior parte dei casi, il calcio ricevuto alla nascita dalla stella di neutroni è più potente dell’energia gravitazionale che tiene unito il sistema binario, sicché la coppia di stelle viene separata. Il fatto che il 17 agosto si sia osservata la fusione di due stelle di neutroni ci dice che non fu questo il destino di quel sistema binario in NGC 4993: per qualche ragione legata probabilmente al tipo di perdita di massa subito dalla progenitrice, l’esplosione di supernova non produsse un “calcio” così forte da rompere il sistema binario, sicché le due stelle rimasero legate gravitazionalmente.

Da quel momento in poi, per un periodo di tempo quantificabile in milioni di anni, la coppia binaria fu costituita da un residuo compatto, la neonata stella di neutroni, e da una stella che si trovava invece ancora sulla sequenza principale o che forse stava già esaurendo il suo combustibile nucleare e si trovava ormai nella fase di gigante rossa. Comunque sia, in questa nuova fase della vita del sistema binario quella che in origine era stata la stella secondaria del sistema divenne la primaria, perché sicuramente più massiccia della stella di neutroni, non avendo ancora espulso la gran parte della sua massa attraverso l’esplosione di supernova.

Forse in questa nuova fase le due stelle erano così vicine che la stella di neutroni, grazie alla sua enorme gravità, cominciò a risucchiare materia dalla compagna, formando un disco di accrescimento sul quale quella materia si depositava. In ogni caso, anche questa fase giunse alla fine: quando anche la seconda stella non fu più in grado di sostenere la fusione nucleare, il suo nucleo collassò sotto la spinta della propria stessa gravità, innescando l’esplosione di supernova. La stella, dunque, espulse violentemente i suoi strati esterni e divenne la seconda stella di neutroni nel sistema binario. Anche questa seconda supernova deve avere avuto caratteristiche tali da non rompere il vincolo gravitazionale tra le due stelle, che rimasero legate in modo definitivo.

Cominciò a quel punto una giostra orbitale che si protrasse per miliardi di anni. Quelle che erano state una volta due stelle grandi, luminose e massicce si erano trasformate dopo le esplosioni di supernova in due minuscoli oggetti del diametro di non più di 20 km, che racchiudevano al loro interno una massa spaventosa, maggiore di quella contenuta nel Sole, che ha un diametro quasi 70.000 volte maggiore (circa 1,4 milioni di km)!

Il moto orbitale delle due stelle produceva intanto continui spostamenti dei relativi campi gravitazionali, le cui reciproche interazioni causavano la costante emissione di onde gravitazionali. Ad ogni orbita, una piccolissima parte dell’energia orbitale del sistema veniva trasformata in onde gravitazionali: “increspature” dello spaziotempo, in grado di modificare lievissimamente al loro passaggio le dimensioni degli oggetti attraversati.

Per effetto di questa ininterrotta perdita di energia orbitale, l’orbita delle due stelle di neutroni si restrinse progressivamente. Col passare dei miliardi di anni, le due stelle si avvicinarono sempre più velocemente l’una all’altra. Aumentava nel contempo la loro velocità orbitale, con la conseguente diminuzione del tempo necessario a completare ogni singola orbita.

Quando, dopo un tempo probabilmente lunghissimo, l’orbita delle due stelle si fu ristretta a un diametro di poche centinaia di km, l’emissione di onde gravitazionali divenne così intensa da raggiungere la soglia di sensibilità degli osservatori LIGO e Virgo sulla Terra, a 135 milioni di anni luce di distanza dalla galassia NGC 4993 (e – non dimentichiamolo – 135 milioni di anni dopo il verificarsi di quegli eventi).

A quel punto, nel giro di poche decine di secondi, le due stelle di neutroni, orbitando ormai a velocità relativistiche, “bruciarono” le ultime riserve di energia orbitale. La collisione fu l’esito finale inevitabile e produsse un’ultima e più potente emissione di onde gravitazionali. Dalla coalescenza dei due oggetti compatti si formò un nuovo oggetto celeste, sulla cui esatta natura non c’è ancora alcuna certezza: potrebbe trattarsi di un buco nero di piccola massa o di una stella di neutroni molto massiccia.

Quel che invece appare ormai certo, confrontando la miriade di dati accumulati nelle molteplici osservazioni della controparte elettromagnetica del fenomeno, è che la fusione delle due stelle di neutroni ha prodotto una kilonova, cioè un’esplosione della potenza di circa 1.000 novae, che ha avuto caratteristiche sorprendentemente conformi alle previsioni del modello teorico proposto per un evento di questo tipo.

Una rappresentazione artistica della fusione di due stelle di neutroni vista come emissione di onde gravitazionali (a sinistra) e come getti di materia espulsa (a destra). Credit: Karan Jani/Georgia Tech

Ma cos’è esattamente una stella di neutroni?

Per capire cosa ha alimentato quell’enorme esplosione, dobbiamo in primo luogo comprendere cos’è esattamente una stella di neutroni. Abbiamo detto che è il residuo compatto di una stella esplosa come supernova, ma non c’è nulla sulla Terra che possa darci, neppure lontanamente, una vaga idea di quanto sia davvero compatto questo strano oggetto.

In una stella che contiene ancora combustibile in grado di alimentare le reazioni di fusione nucleare, il nucleo conserva le proprie dimensioni perché si trova in equilibrio idrostatico: la pressione di radiazione diretta verso l’esterno, generata dai processi di fusione termonucleare, bilancia la spinta centripeta della gravità, che preme sul nucleo cercando di comprimerlo. Quando, però, il nucleo non è più in grado di sostenere la fusione nucleare, la spinta della gravità domina incontrastata, a spese dell’equilibrio idrostatico. Il nucleo comincia allora a collassare su se stesso, diventando sempre più piccolo e denso.

In stelle di massa solare, il collasso gravitazionale si arresta quando, tra gli elettroni che formano il guscio esterno degli atomi che si trovano compressi nel nucleo stellare, comincia a prevalere un fenomeno quantistico chiamato pressione di degenerazione. Consiste nel fatto che due elettroni non possono occupare, in virtù del principio di esclusione di Pauli, lo stesso livello quantico. In altre parole, quando si arriva a questo punto, la materia nel nucleo stellare non è ulteriormente comprimibile e il collasso gravitazionale necessariamente si arresta. La pressione di degenerazione degli elettroni contrasta efficacemente la forza di gravità. Abbiamo in questo caso una nana bianca: un oggetto compatto delle dimensioni approssimative della Terra, nel quale è stipata una massa pari all’incirca a quella del Sole.

Quando però la stella progenitrice è ben più massiccia del Sole, come nel caso delle due componenti del sistema binario in NGC 4993, allora la massa che preme sul nucleo collassante al momento dell’esplosione di supernova genera una gravità così possente che la pressione di degenerazione degli elettroni non è in grado di sostenerla. I gusci elettronici vengono letteralmente schiantati nel corso del collasso gravitazionale. Degli atomi rimangono solo i nuclei, all’interno dei quali elettroni, protoni e neutroni finiscono compressi sotto una pressione inimmaginabile, che li costringe in un volume circa 100.000 volte minore di quello occupato da un atomo in condizioni normali. In queste condizioni estreme i protoni assorbono gli elettroni, emettendo neutrini e formando neutroni. L’intero nucleo stellare è composto ora da una «zuppa» densissima di neutroni.

A questo punto finalmente il collasso gravitazionale si arresta, perché, quando la massa totale del nucleo non supera le 2–3 masse solari, la pressione di degenerazione dei neutroni — un fenomeno quantistico analogo a quello che abbiamo descritto più sopra per gli elettroni — è in grado di opporsi con successo alla forza comprimente della gravità. Questa è dunque una stella di neutroni: il resto di una stella esplosa come supernova, racchiuso in un oggetto incredibilmente piccolo e denso, formato quasi esclusivamente da neutroni. Una sparsa minoranza di elettroni e protoni resiste confinata prevalentemente negli strati più esterni della stella.

Il livello di compressione della materia in una stella di neutroni è quasi inimmaginabile. Si tratta, infatti, di un oggetto nel quale ogni spazio vuoto è stato pressoché totalmente eliminato in seguito alla compressione di ogni atomo alle dimensioni del nucleo. Solo per via di una simile, impensabile densità, una quantità di materia maggiore di quella contenuta nel Sole può rimanere confinata in un corpo del diametro di appena 20 km.

Tolti i buchi neri, nascosti dietro l’impenetrabile orizzonte degli eventi, le stelle di neutroni sono senz’altro gli oggetti visibili più estremi dell’universo. La loro temperatura superficiale si aggira sui 600.000 K: più di 100 volte la temperatura della fotosfera solare. Hanno una gravità stupefacente, circa 200 miliardi di volte maggiore di quella terrestre: un corpo lasciato cadere sulla superficie di una stella di neutroni viene accelerato a oltre 2×10¹² m/s². La velocità di fuga necessaria per sottrarsi alla morsa di una simile gravità è pari grosso modo a un terzo della velocità della luce (circa 100.000 km/s). La densità interna può superare quella di un nucleo atomico, raggiungendo valori di 6–8×10¹⁷ kg/m³. Vuol dire che un cubo di un metro di lato di materia presa dal nucleo di una stella di neutroni può pesare fino a 800.000 miliardi di tonnellate! E non dimentichiamo i campi magnetici, che possono raggiungere nelle stelle di neutroni intensità molti miliardi di volte maggiori di quella del campo magnetico terrestre.

La probabile struttura interna di una stella di neutroni. Credit: Wikimedia Commons

La kilonova

Basta immaginare due oggetti con simili caratteristiche estreme, che orbitano vorticosamente a poca distanza l’uno dall’altro, per capire che la loro collisione è in grado di produrre un cataclisma di proporzioni colossali, in grado di lasciare tracce visibili fino a centinaia di milioni di anni luce di distanza: una kilonova.

La kilonova è sostanzialmente un’esplosione, ma l’energia che la alimenta deriva solo in parte dall’energia dell’impatto tra le due stelle di neutroni. Il grosso proviene invece dal decadimento radioattivo di nuclei atomici pesanti e instabili, prodotti proprio in seguito alla collisione delle due stelle.

Nel caso della fusione osservata il 17 agosto, gli astronomi hanno calcolato che tra 3 e 5 centesimi di massa solare sono stati espulsi ad altissima velocità nello spazio circostante. Questa materia ricchissima di neutroni, strappata alle due stelle collidenti negli attimi finali della coalescenza, si è trovata improvvisamente libera dalle infernali condizioni di compressione esistenti all’interno dei due oggetti.

La massa di materia espulsa non ha fatto dunque altro che decomprimersi, generando un flusso violentissimo, come quello di un gas improvvisamente liberato da un contenitore troppo piccolo. È difficile riuscire a immaginare la potenza con cui questo effetto si è verificato, perché sfugge a qualsiasi esperienza umana.

Gli spettri acquisiti con lo strumento X-shooter del Very Large Telescope dell’ESO durante 12 giorni mostrano che la luce emessa dalla kilonova in NGC 4993 è diventata sempre più rossa e meno luminosa con il trascorrere del tempo. I numeri sulla sinistra indicano i giorni trascorsi a partire dal 17 agosto. Credit: ESO/E. Pian et al./S. Smartt & ePESSTO

Per formarcene un’idea approssimativa, è utile considerare il rapporto tra i volumi e le masse in gioco. Come ormai sappiamo, le stelle di neutroni sono oggetti piccolissimi e inconcepibilmente densi, in cui più di una massa solare — qualcosa come 2×10³⁰ kg (2.000 miliardi di miliardi di miliardi di kg) — è racchiusa in una sfera di 10 km di raggio, cioè più piccola dello spazio delimitato dal Grande Raccordo Anulare di Roma.

Quei 3–5 centesimi di massa solare espulsi durante la coalescenza delle due stelle di neutroni equivalgono a un intervallo di masse compreso tra 10.000 e 16.650 masse terrestri. Prendiamo per comodità il valore intermedio: 4 centesimi di massa solare ovvero 13.300 masse terrestri. Nei brevi istanti in cui le due stelle di neutroni si sono scontrate e fuse, è come se 13.300 pianeti come la Terra fossero comparsi improvvisamente dal nulla intorno al nuovo oggetto formatosi dalla coalescenza! Ovviamente non parliamo in questo caso di pianeti veri e propri, ma solo di materia: una massa pari a oltre 13.000 Terre, formata prevalentemente da neutroni, si è improvvisamente decompressa intorno all’oggetto nato dalla fusione delle due stelle di neutroni.

Questa massa di materia caldissima e in rapida decompressione ha cominciato a espandersi in tutte le direzioni a una velocità impressionante, pari al 20–30% della velocità della luce. I neutroni liberi hanno cominciato ben presto a decadere, come accade ai neutroni al di fuori dei nuclei atomici, formando protoni ed elettroni. Ma, nei primi secondi dopo la fusione è entrato in azione il cosiddetto processo r: i nuclei atomici dispersi nella massa di materia espulsa dalle due stelle di neutroni hanno agito come semi, catturando enormi quantità di neutroni liberi, diffusi nel densissimo vento in allontanamento dal luogo della fusione.

[embed]Un’animazione che ricostruisce i momenti finali della collisione tra le due stelle di neutroni osservata in NGC 4993, con l’emissione di getti relativistici e la successiva formazione di una kilonova. L’animazione riproduce in modo efficace la decompressione e l’espansione dell’enorme massa di detriti, espulsa nel corso della collisione. Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center/CI Lab

La cattura dei neutroni liberi, presenti inizialmente con densità intorno a 10³³ per cm³, si è svolta molto più velocemente del processo inverso, il decadimento β, che porta alla scomposizione di nuclei atomici massicci in nuclei più leggeri. Grazie al processo r, si è formata dunque nei primi istanti dopo la fusione delle due stelle di neutroni una gran quantità di elementi pesanti, tra i quali l’oro, il platino, l’uranio e il plutonio. Probabilmente più di una massa terrestre di oro è stata forgiata nell’infernale fornace nucleare creatasi con la coalescenza delle due stelle di neutroni.

Una volta che la densità dei neutroni liberi è diminuita sotto una certa soglia, il processo r si è arrestato. A quel punto, la kilonova è stata alimentata dall’enorme quantità di energia liberata dal decadimento radioattivo degli elementi pesanti instabili generati nel corso del processo r (il decadimento continua finché non si formano nuclei stabili, dotati di una minima energia di legame: elementi che formano la cosiddetta valle di stabilità).

In giallo gli elementi della tavola periodica prodotti durante la fusione di due stelle di neutroni. Credit: Jennifer Johnson/SDSS /CC BY 2.0

Le analisi spettroscopiche della kilonova creata dall’evento del 17 agosto hanno mostrato inizialmente emissioni quasi indistinguibili da quelle di un corpo nero: la massa di materia caldissima espulsa nella collisione delle due stelle di neutroni aveva formato una sorta di schermo opaco intorno al luogo della collisione, una specie di tappo che consentiva solo alla radiazione termica di allontanarsi verso l’esterno. Poi, col passare del tempo, la massa in espansione si è diradata ed è diventata sempre più trasparente alla radiazione. Da quel momento in poi, la luce emessa è apparsa sempre più spostarsi verso il rosso e l’infrarosso: una prova dell’esistenza di elementi pesanti che agiscono da schermo, creati attraverso il processo r e tuttora presenti nella nube in espansione che avvolge l’oggetto nato dalla coalescenza delle due stelle di neutroni. Le analisi spettrali hanno permesso di riconoscere finora le tracce di lantanoidi (terre rare) e attinoidi, tra gli elementi creati in seguito alla collisione.

In conclusione, abbiamo ora la prova che la fusione tra due stelle di neutroni è tra gli eventi cosmici responsabili della creazione degli elementi più pesanti del ferro nella tavola periodica. Gli unici due siti in cui può avvenire il processo r, per mezzo del quale tali elementi sono prodotti, sono infatti le supernovae da collasso del nucleo (supernovae di tipo II) e le collisioni tra stelle di neutroni. Ma gli studi più recenti favoriscono le stelle di neutroni alle supernovae di tipo II, almeno per quanto riguarda gli elementi più pesanti del platino.

Se ci chiediamo, dunque, da dove vengono tutto l’oro, il platino, l’uranio e il plutonio che si trovano disseminati nella crosta terrestre, la risposta più probabile è che vengono proprio da eventi come quello osservato il 17 agosto scorso nelle onde gravitazionali e in quelle elettromagnetiche. Una collisione tra due stelle di neutroni, avvenuta forse cinque miliardi di anni fa, disseminò il mezzo interstellare degli elementi pesanti che arricchirono il disco protoplanetario da cui si formarono in seguito il Sole e i pianeti del sistema solare. Insomma, siamo fatti della stessa materia delle stelle, come diceva giustamente Carl Sagan: materia nata da stelle morte, se vogliamo essere più precisi.

Un’altra rappresentazione artistica della fusione tra due stelle di neutroni avvenuta nella galassia NGC 4993. I getti polari sono associati al breve lampo di raggi gamma, o GRB, registrato dai telescopi spaziali Fermi e INTEGRAL due secondi dopo il passaggio di onde gravitazionali osservato da LIGO il 17 agosto scorso. Credit: NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet

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