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La danza di questa pulsar binaria è stata seguita per 16 anni da 7 radiotelescopi di 3 continenti e l'indagine si è rivelata un formidabile banco di prova per la teoria della Relatività Generale Quella della Relatività Generale è probabilmente la teoria più bella della Fisica, ma le sue previsioni erano terribilmente difficili da verificare, almeno fino a qualche tempo fa. Solo negli ultimi anni, grazie agli orologi atomici, alle antenne gravitazionali e all'interferometria a lunghissima base siamo stati in grado di vedere questi fenomeni così piccoli ma importanti, legati alla deformazione dello spazio-tempo causate dalla gravità. Tuttavia, la gravità è una forza intrinsecamente debole e, per apprezzare gli effetti più sottili, bisognerebbe poter disporre in laboratorio di oggetti estremamente massicci e compatti, come sono le stelle collassate; purtroppo, non abbiamo i mezzi per ottenere simili densità sulla Terra, ma ci sono corpi celesti che assolvono provvidenzialmente a questo compito. Vediamo di che si tratta. Le prime pulsar binarie Le pulsar sono stelle di neutroni, densissimi oggetti derivanti dal collasso delle regioni centrali di stelle più massicce del Sole. Le leggi di conservazione del momento angolare le portano a ruotare rapidissimamente, sviluppando anche potenti campi magnetici e generando così fasci di onde elettromagnetiche rotanti, che investono la Terra ad un ritmo estremamente regolare come fossero dei radio-fari cosmici. Questi impulsi, legati al periodo di rotazione della stella di neutroni, sono uno strumento efficacissimo per fare misure di precisione sulle proprietà del tempo e dello spazio, in regioni soggette a un campo gravitazionale milioni di volte più intenso di quello a cui siamo abituati nel Sistema Solare. Quindi, le pulsar binarie sono le sonde ideali per testare le teorie sulla gravità, i cui effetti più sottili sono difficili da verificare in laboratorio a causa della intrinseca debolezza di questa interazione. Lo strumento migliore per fare simili verifiche è un sistema formato da due pulsar che orbitano vicine tra loro. Ebbene, a metà degli anni '70 venne scoperta la prima pulsar binaria, denominata PSR B1913þ16, che divenne presto celebre e valse il premio Nobel del 1993 ai suoi scopritori, R. Hulse e J. Taylor. La cadenza temporale di arrivo degli impulsi, infatti, permise di misurare diversi effetti previsti dalla Relatività Generale, compresa la prima verifica indiretta dell'esistenza delle onde gravitazionali, osservate poi direttamente grazie agli interferometri Ligo/Virgo solo 3 decenni dopo. Essendo due masse fortemente accelerate nel moto orbitale reciproco, infatti, le due pulsar emettono grandi quantità di onde gravitazionali e il salasso energetico che ne deriva provoca la progressiva riduzione del periodo di rivoluzione. Questa era in perfetto accordo con le previsioni di Einstein tanto che, dopo quasi 40 anni di monitoraggio, il ritardo ammontava a oltre 1 minuto e il rapporto tra il rallentamento osservato e quello previsto dalla teoria della relatività ammontava a 0.9983 ± 0.0016. Si tratta di un risultato lievemente marginale ma statisticamente insufficiente per dire se il divario è reale o solo frutto del caso. Ad ogni modo, si trattava già di un risultato notevole, dato che corrisponde a un errore relativo dello 0,16%. Ritardo sul tempo di periastro di PSR 1913+16 dovuto alla dissipazione di energia orbitale tramite onde gravitazionali, in perfetto accordo con le previsioni della Relatività Generale (curva rossa); nel riquadro, alcuni parametri orbitali utilizzati, con le incertezze tra parentesi (relative all'ultima cifra significativa) - Credits: Weisberg and Huang, "Relativistic measurements from timing the binary pulsar PSR B1913+16" - ApJ 829:55, 2016 - Improvement: Marco Di Lorenzo PSR1913+16 è costituita da due pulsar quasi identiche (1,441 e 1,387 masse solari) che ruotano una attorno all'altra in 19,38 ore, con una eccentricità orbitale accentuata (oltre il 60%). Le simulazioni però hanno rivelato che un sistema "ideale" per testare la Relatività Generale e altre teorie gravitazionali alternative dovrebbe esibire un periodo di rivoluzione ancora più breve, orbite meno eccentriche e perfettamente allineate con la direzione di osservazione. Negli anni successivi, sono stati identificati altri 7 sistemi binari ma nessuno di questi sembrava dare risultati sufficientemente precisi, infatti l'incertezza sullo scarto tra i tempi di ritardo osservati e quelli previsti si aggirava su alcuni punti percentuali. L'ottavo esemplare, però, si è rivelato avere le caratteristiche ideali per spingere l'indagine su livelli di precisione superiori. Un sistema binario perfetto Nel 2003 venne scoperto un nuovo sistema binario, poi denominato PSR J0737–3039A/B. A dire il vero, inizialmente l'emissione pulsata con periodo di 2,8 secondi proveniva da uno solo dei due membri (quello caratterizzato dalla lettera B), ma l'esistenza dell'altra stella di neutroni era stata desunta dalla modulazione nei tempi di arrivo degli impulsi, come una specie di effetto Doppler temporale anziché spettrale. Poi si è scoperto che anche la componente A pulsa, ma lo fa con periodo brevissimo di soli 23 millisecondi. Si ritiene che questa rotazione velocissima sia dovuta a una sorta di "resurrezione" o "riciclo", nel senso che fino a qualche milione di anni prima la pulsar A era ormai vecchia e indebolita, quindi non più rivelabile, ma quando il progenitore della sua compagna si è evoluto in una gigante ha iniziato a trasferire materia e momento angolare su di essa, accelerandone la rotazione e alimentando nuovamente l'emissione radio. Grazie alle misure di dispersione delle onde radio, dovute al mezzo interstellare, e soprattutto grazie alla stima diretta della parallasse geometrica tramite la rete VLBA, è stato possibile stimare la distanza da noi in 2400 anni luce, con una incertezza di 200 anni luce; sempre tramite l'interferometria, osservando lo spostamento apparente sulla volta celeste si è stimata anche la velocità trasversale, pari a circa 11,5 km/s. I 7 strumenti, tutti piuttosto famosi, che hanno consentito la nuova ricerca. Da sinistra in alto: il radiotelescopio di Effelsberg in Germania, quello di Nancay in Francia, l'interferomentro di Westerbok in Olanda, Green Bank in California, la rete VLBA e le due storiche parabole di Jodrell Bank (UK) e Parkes (Australia) - Credits: Norbert Junkes/MPIfR (Effelsberg), Letourneur and Nançay Observatory (NRT), ASTRON (WSRT), ATNF/CSIRO (Parkes), Anthony Holloway (Jodrell Bank), NRAO/AUI/NSF (VLBA), NSF/AUI/Green Bank Observatory (GBT) I due astri ruotano intorno al comune baricentro ogni 2,45 ore, a una distanza da esso di poco superiore a quella tra la Luna e la Terra, dunque decisamente più strette degli altri esemplari. Inoltre, le orbite sono quasi circolari (eccentricità inferiore al 9%) e il loro piano forma un angolo di soli 0,65° rispetto alla linea di vista. Infine, entrambe emettono regolari impulsi radio rivelabili da Terra e specialmente il segnale emesso dalla componente A, essendo estremamente regolare, ha svolto un ruolo fondamentale. Peraltro, come si vede nella tabella più sotto, è stato possibile misurare il periodo con una precisione incredibile di 14 cifre significative, stimando non solo il suo tasso di variazione nel tempo (cioè la "derivata prima"), ma anche le derivate successive fino alla quarta! Come recita l'abstract dell'articolo sottomesso da una equipe internazionale di astronomi su PHYSICAL REVIEW, "Le continue osservazioni temporali della doppia pulsar PSR J0737–3039A/B [...] hanno portato a grandi miglioramenti nella misurazione degli effetti relativistici in questo sistema. Con un arco di dati di 16 anni, i risultati consentono test di precisione delle teorie della gravità per corpi fortemente legati dalla gravità e rivelano anche nuovi effetti relativistici che erano stati previsti ma che ora sono osservati per la prima volta. Questi includono effetti di propagazione della luce in forti campi gravitazionali che attualmente non sono testabili con nessun altro metodo." A sinistra, ritardo sul tempo di periastro di PSR J0737–3039A, con in basso lo scarto rispetto alle previsioni della Relatività Generale; sulla destra, alcuni parametri orbitali e fisici estremamente precisi, con le incertezze tra parentesi - Credits: Jramer et al., "Strong-Field Gravity Tests with the Double Pulsar" - Physical Review, 2021 - Improvement: Marco Di Lorenzo Il grafico qui sopra mostra come l'accordo tra i ritardi nel periodo di rivoluzione e le previsioni di Einstein è eccellente, con un quoziente tra i due che stavolta si assesta sul valore 0.999963 ± 0.000063, Stavolta l'accordo si può considerare ottimo e il livello di incertezza è 25 volte più basso rispetto al sistema di Hulse-Taylor, nonostante l'intervallo temporale abbracciato dalle misure sia ampio meno della metà, con un ritardo di poco superiore ai 18 secondi. Ma non finisce qui, perchè lo studio ha consentito di osservare gli effetti indotti dalla rotazione delle pulsar sul ritardo e sulla curvatura della luce. In totale, si sono potuti ricavare sette parametri "post-kepleriani" in questo sistema, più che per qualsiasi altra pulsar binaria conosciuta. Per alcuni di questi effetti, la precisione della misurazione è ora così elevata che per la prima volta dobbiamo prendere in considerazione i contributi di ordine superiore, compreso l'effetto della perdita di energia rotazionale della pulsar A (che si traduce in una perdita di massa come implicato dalla celebre equivalenza massa-energia). Nel lavoro, si discutono anche le implicazioni di queste misure sulla conoscenza della struttura interna delle stelle di neutroni, e viene presentato il test attualmente più preciso per la descrizione quadrupolare delle onde gravitazionali, convalidando la previsione della relatività generale a un livello di una parte su 7000. Viene anche dimostrata l'utilità della doppia pulsar per i test su teorie alternative della gravità e per gli studi del mezzo interstellare.