l'Astrofilo giugno 2013

37 COSMOLOGIA ASTROFILO l’ molto più distante dalla sua compagna na- na bianca, essendo il periodo orbitale di 8,7 giorni, quindi 85 volte più lungo). Note le masse dei due astri e noti con preci- sione i parametri orbitali (dedotti dalle ve- locità radiali speculari degli astri stessi), il team di Antoniadis ha potuto quantificare la variazione del periodo orbitale palesata dal sistema dall'epoca della scoperta, otte- nendo il valore di 8 miliardesimi di secondo all'anno. Dunque, le onde gravitazionali ge- nerate dal decadimento delle orbite (essen- zialmente di quella della pulsar) accorcia in quel sistema il periodo di 1 secondo ogni 125 milioni di anni! Il valore trovato è perfettamente in linea con quanto previsto da Einstein un secolo fa, mentre non si adatta alle molto più recenti teorie antagoniste. La differenza dei valori indicati dal nuovo lavoro rispetto alla Relati- vità è attorno al 5%, un'inezia che può essere attribuita ai limiti strumentali. Ammettendo, e ad oggi non c'è motivo di credere che non sia così, che la Relatività fornisca il valore esatto, è possibile fare il percorso inverso e determinare con ancora maggiore precisione le masse della pulsar e della nana bianca: 2,07 masse solari la prima e 0,18 masse solari la seconda. Non resta che dire per l’ennesi- ma volta: “Einstein aveva ragione” . L e onde gravita- zionali si pro- ducono in tutti i sistemi in cui due o più oggetti celesti ruotano attorno a un comune baricen- tro, incluso il no- stro sistema solare. Ma per sperare di riuscire a osservarle, cosa non ancora avve- nuta, bisogna cer- carle in quesi sistemi dove al- meno un oggetto di grande massa si muove su un’orbita molto piccola e lo fa ad altissima velocità, esattamente ciò che avviene nel caso di PSR J0348+0432, dove dovrebbero gene- rarsi onde ampie come quelle sopra rappresentate. [ESO/L. Calçada] proprio delle nane bianche di piccola massa. I modelli che descrivono la loro struttura sono spesso divergenti su determinate que- stioni, ma sostanzialmente convergono su un punto: l'inviluppo di idrogeno che cir- conda quelle stelle degeneri inizia a disper- dersi se la loro massa supera una soglia compresa fra circa 0,17 e 0,22 masse solari. Dal quantitativo di idrogeno riscontrato du- rante l'analisi spettrale della nana bianca in questione è stato quindi possibile stabilire (con una confidenza del 99,73%) che la sua massa è compresa fra 0,165 e 0,185 masse solari (per un diametro compreso fra 64000 e 128000 km). Una volta ottenuto quel range di valori e dopo aver aggiunto nuove osservazioni compiute col Very Large Tele- scope dell'ESO, con il William Herschel Tele- scope di La Palma e con i radiotelescopi di Arecibo ed Effelsberg, per Antoniadis e col- leghi è stato relativamente semplice calco- lare la massa della pulsar. I parametri orbitali del sistema avevano infatti eviden- ziato che il rapporto fra le masse dei due astri è circa 11,7, vale a dire che la pulsar pesa 11,7 volte più della nana bianca. La sua massa è dunque compresa fra 1,90 e 2,18 masse solari, il che fa di PSR J0348+0432 la più pesante stella di neutroni conosciuta, as- sieme a PSR J1614-2230 (quest'ultima è però n