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IL TELESCOPIO FERMI

Analisi dei dati e risultati

La collaborazione tra l’osservatorio Fermi e l’osservatorio HESS ha rilevato una trappola di alta energia nel centro della nostra galassia

L’analisi combinata dei dati provenienti dall’osservatorio orbitale Fermi e dallo High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), l’osservatorio sito in Namibia e dedicato all’osservazione delle sorgenti celesti capaci di produrre fotoni gamma di energia molto elevata ha permesso di ottenere prove convincenti dell’esistenza di una regione localizzata nel centro della Via Lattea in cui sembrano concentrarsi i raggi cosmici molto energetici, probabilmente si tratta delle particelle di energia più elevata presenti nella nostra galassia.

Come afferma Daniele Gaggero, l’autore di queste osservazioni, ci sono prove convincenti che nelle regioni più interne della nostra galassia ci siano raggi cosmici più energetici di quelli che osserviamo nel nostro vicinato galattico. Essi sarebbero prodotti in regioni attive, nascoste dalle grandi nubi oscure, e successivamente accelerati dall’interazioni con nubi di gas. Queste interazioni generano fotoni gamma di alta energia osservati sia con il telescopio LAT sia con l’osservatorio HESS.

I raggi cosmici sono particelle molto energetiche che si muovono nello spazio ad una velocità prossima a quella della luce, circa il 90 % di essi sono costituiti da protoni, una minuscola frazione invece è composta da elettroni e nuclei pesanti. La loro traiettoria all’interno della galassia è deflessa dalla presenza di campi magnetici e quindi è letteralmente impossibile determinare da dove provengano. Gli scienziati però, sono anche consapevoli che l’interazione dei raggi cosmici con il mezzo interstellare genera una grande quantità di fotoni gamma.

Nel marzo 2016 gli scienziati de HESS evidenziarono l’esistenza di un’attività estrema nei pressi del centro galattico, il gruppo di ricerca trovò una radiazione gamma diffusa all’energia di 50 TeV, circa 50 volte la radiazione più energetica osservabile con Fermi. A differenza di Fermi, che usa il telescopio LAT come rilevatore, l’osservatorio HESS utilizza l’intera atmosfera. Quando un fotone gamma di quell’energia entra nell’atmosfera genera una cascata di particelle e lampi di luce Cherenkov. L’osservatorio HESS permette di riscostruire la forma della sorgente da questi lampi ottici di durata brevissima.

Combinando le osservazioni di HESS con quelle di Fermi, gli scienziati sono giunti alla conclusione che si tratta di un’emissione continua generata dagli stessi raggi cosmici che permeano tutto il piano galattico, e che generano un’emissione diffusa gamma, ma che, in prossimità del centro galattico, queste particelle acquisiscano molta più energia fino ad emettere radiazione a 50 TeV.

Fermi trova la prima pulsar extragalattica

Per la prima volta è stato registrato un intenso flusso di raggi gamma provenienti da una pulsar, una stella di neutroni in rapida rotazione, che si trova al di fuori della nostra Galassia. La brillante sorgente gamma è situata all’interno della Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea, ed è stata individuata grazie allo strumento LAT (Large Area Telescope) dell’osservatorio spaziale Fermi della NASA, missione a cui l’Italia contribuisce con l’Istituto Nazionale di Astrofisica, l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare e l’Agenzia Spaziale Italiana. La scoperta viene riportata oggi in un articolo pubblicato sulla rivista Science e realizzato dai ricercatori appartenenti al team internazionale dello strumento LAT.

«Nella sua scansione continua del cielo gamma, Fermi ha un’ottima copertura della Nube di Magellano» dice Patrizia Caraveo, responsabile per INAF dello sfruttamento scientifico dei dati Fermi LAT. «Inizialmente i dati della missione indicavano una emissione diffusa dalla Grande Nube di Magellano. La situazione è cambiata di recente con la disponibilità di più anni di dati che sono stati riprocessati con un nuovo software (noto come Pass 8) che permette una migliore ricostruzione degli eventi gamma».

La pulsar, denominata J0540-6919, è situata all’interno di una regione ricca di stelle, polveri e gas denominata ‘Nebulosa della Tarantola’ (anche nota come 30 Doradus), distante circa 160.000 anni luce da noi. Ad oggi è l’oggetto celeste della sua classe più luminoso nei raggi gamma, emettendo una quantità di radiazione circa venti volte maggiore della pulsar al centro della Nebulosa Granchio, la più studiata dagli astrofisici, con la quale condivide proprietà simili. Tra queste ci sono l’intensità del campo magnetico, la velocità di rotazione – compiendo un giro completo attorno al proprio asse in appena cinque centesimi di secondo – e l’età, stimata in circa 1.100 anni. Per questo motivo B0540-6919 è stata ribattezzata la “gemella” della Pulsar Granchio.

«La nuova generazione di algoritmi è in grado di ricostruire con grande accuratezza l’energia e la direzione di provenienza di ogni fotone che attraversa il telescopio, – spiega Luca Latronico, responsabile per l’INFN del progetto Fermi – pertanto cominciamo a risolvere le singole sorgenti e le strutture morfologiche complesse dentro la Grande Nube di Magellano». «Ora dunque riusciamo a isolare sorgenti con caratteristiche eccezionali, come la pulsar J0540-6919, e a verificare la nostra comprensione dei meccanismi di accelerazione e propagazione dei raggi cosmici, osservando una galassia a noi vicina ma diversa dalla nostra», conclude Latronico.

La sorgente è stata osservata anche con altri strumenti, da terra e dallo spazio, in altre bande di radiazione, dai raggi X con il satellite RXTE fino alle onde radio, grazie al telescopio Parkes in Australia. Una serie di accurate e innovative osservazioni nella banda della luce visibile sono state condotte anche al telescopio NTT dell’ESO a La Silla, in Cile, con lo strumento Iqueye (Italian QUantum EYE), un fotometro quantistico messo a punto dai ricercatori dell’Università di Padova e dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Padova. «Iqueye ha consentito di rivelare alcuni straordinari dettagli della curva di luce di J0540-6919» commenta Luca Zampieri, astronomo della struttura INAF patavina, che ha partecipato alle indagini sulla pulsar. «Uno studio così accurato a lunghezze d’onda molto diverse è possibile solo in rari casi ed è cruciale per comprendere la forma del campo magnetico in queste potenti ‘calamite’ cosmiche»

«Il Large Aera Telescope (LAT) a bordo della missione Fermi della NASA, costruito con un fortissimo contributo italiano, continua a riservare soprese eccezionali» afferma Elisabetta Cavazzuti, Responsabile della missione Fermi per l’Agenzia Spaziale Italiana. «La scoperta della prima Pulsar che emette raggi gamma e si trova al di fuori della nostra Galassia» prosegue «pone nuova luce su queste sorgenti. La scoperta è stata possibile anche grazie ai continui sforzi della collaborazione del LAT nel migliorare costantemente la lettura dello strumento e l’analisi dei dati provenienti dal telescopio. Proprio a giugno di quest’anno, infatti, la collaborazione del LAT ha reso disponibile a tutta la comunità scientifica internazionale un nuovo modo di guardare i dati provenienti dal telescopio che ha reso possibile la scoperta della Pulsar B0540-6919».

La scoperta viene presentata nell’articolo “An extremely bright gamma-ray pulsar in the Large Magellanic Cloud” della Collaborazione Fermi LAT, pubblicato nel numero del 13 novembre 2015 della rivista Science

Il risveglio di un buco nero in pochi secondi

Il risveglio del buco nero in pochi secondi

Il catalogo Fermi si fa in tre

il terzo catalogo, in breve 3FGL, con le sue 3033 sorgenti rivelate nei dati raccolti in 48 mesi, si inserisce bene sulla curva di crescita tracciata dal primo catalogo, che copriva 11 mesi e comprendeva 1451 sorgenti, e dal secondo con i suoi 24 mesi di dati per 1873 sorgenti.

Il nuovo catalogo delle sorgenti gamma rivelate dal satellite FERMI, il terzo della serie, è ora disponibile sul sito dedicato. Copre 48 mesi di dati (dall’agosto del 2008 al luglio 2012) e contiene 3033 sorgenti rivelate con significatività superiore a 4σ nell’intero intervallo di tempo. Sorgenti che hanno fatto saltuarie apparizioni nel cielo gamma e che, utilizzando la totalità dei dati, non superano la soglia non entrano a fare parte del catalogo.

È interessante notare che il terzo catalogo, in breve 3FGL, con le sue 3033 sorgenti rivelate nei dati raccolti in 48 mesi, si inserisce bene sulla curva di crescita tracciata dal primo catalogo, che copriva 11 mesi e comprendeva 1451 sorgenti, e dal secondo con i suoi 24 mesi di dati per 1873 sorgenti.

Come mai una missione che è attiva da 66 mesi pubblica un catalogo che ne copre solo 48? La ragione sta nella complessità del lavoro da svolgere: estrarre le sorgenti gamma non è un processo semplice. Per evidenziare la presenza delle sorgenti occorre modellare l’emissione diffusa, prodotta dall’interazione dei raggi cosmici con il gas della nostra galassia, e sottrarla dall’emissione gamma misurata. È un processo delicato perché il modello dell’emissione diffusa non è univoco, ma dipende da diversi parametri che devono essere ottimizzati per fornire una buona descrizione dei dati. Quando si decide di partire con la costruzione di un nuovo catalogo basato su una maggiore quantità di dati, oppure su dati che hanno subito un nuovo processamento, è sempre necessario riaggiustare il modello del diffuso. Questo spiega l’apparente ritardo tra lo stato attuale della missione e il periodo coperto dal catologo. Per ogni sorgente, oltre alla posizione ed al flusso totale, vengono fornite indicazioni sulla forma spettrale ed un indice di variabilità calcolato sul tempo scala di un mese.

Sono queste le informazioni che vengono usate per cercare di capire la natura delle sorgenti rivelate da Fermi. Benchè si siano fatti significativi sforzi per ridurre al minimo le dimensioni delle regioni d’errore associate a ciascuna sorgente, l’incertezza nel posizionamento è comunque tale da impedire una identificazione delle sorgenti solo sulla base della coincidenza posizionale con altri oggetti celesti.

Per parlare di identificazione, oltre alla coincidenza spaziale, occorre anche informazione temporale quale pulsazione, per le stelle di neutroni, variabilità orbitale, per le sorgenti binarie, e variabilità correlata ad altre lunghezze d’onda, per i nucleo galattici attivi. Alternativamente, nel caso di sorgenti non puntiformi, è possibile sfruttare l’informazione sull’estensione per identificare le sorgenti gamma con altri sorgenti estese presenti nell’error box. È il caso dei resti di supernova, delle Pulsar Wind Nebulae e della radio galassia Centauro A (che presenta in gamma un’estensione compatibile con i lobi radio) oppure della grande nube di Magellano.

In totale, le sorgenti identificate con assoluta certezza sono 232. La classe dominante è sicuramente quella dei pulsar che contribuiscono con 137 oggetti, seguiti da 38 Flat Spectrum radio quasar e 18 BLLac, poi si torna in campo galattico con 12 resti di supernova, 9 PWN, 3 sorgenti binarie e così via.

Anche quando non sia possibile identificare con sicurezza le sorgenti, si possono utilizzare i cataloghi (con particolare attenzione alle classi di oggetti che si sanno emettere in raggi gamma) per cercare possibili candidate controparti per poi valutare la probabilità dell’associazione. In questo modo si compila la lista delle sorgenti associate, molto più numerose di quelle identificate. Si tratta di 1809 sorgenti, 1500 delle quali sono associate a galassie attive di vario tipo.

Alla fine, rimangono 992 sorgenti per la quali non si è trovata alcuna associazione plausibile, sono le sorgenti non identificate che rappresentano del 33 % dell’intero catalogo, una percentuale simile a quella del secondo catalogo di sorgenti Fermi. Un terzo delle sorgenti non identificate è concentrato in prossimità del piano della nostra galassia mentre le restanti 658 sono uniformemente spalmate nel cielo.

Il bacino delle sorgenti non identificate costituisce un grande spazio di scoperta per gli anni a venire.

Novae a emissione gamma

La scoperta di emissione gamma in concomitanza con il massimo di emissione in ottico da una manciata di Novae e uno dei risultati più sorprendenti (e inaspettati) della missione Fermi. Per questo il titolo del lavoro pubblicato su Science non lascia dubbi: Fermi riconosce la Novae come una nuova classe di sorgenti gamma.

La scoperta di emissione gamma in concomitanza con il massimo di emissione in ottico da una manciata di Novae e uno dei risultati più sorprendenti (e inaspettati) della missione Fermi. Benché le Novae siano oggetti celesti che contano su un consistente numero di appassionati, sia nelle file degli astronomi amatoriali sia in quelle dei professionisti, nessuno aveva mai pensato che fossero anche in grado di produrre raggi gamma di alta energia.

Praticamente tutte le sorgenti variabili che Fermi ha visto accendersi per qualche settimana vicino al piano della nostra galassia si sono rivelate essere Novae. Per questo il titolo del lavoro pubblicato su Science non lascia dubbi: Fermi riconosce la Novae come una nuova classe di sorgenti gamma.

Nel marzo 2010 il programma di analisi automatica dei dati Fermi ha evidenziato la comparsa di una nuova sorgente poco discosta dal piano galattico nella zona del Cigno. Solo successivamente ci si è resi conto che l’emissione gamma era chiaramente correlata con la curva di luce ottica della Nova V407 Cygni. Ricordo benissimo la sorpresa che generò il risultato all’interno della collaborazione Fermi. La sorgente variabile era spazialmente coincidente con la Nova e si era accesa in gamma qualche giorno dopo il presunto massimo ottico (degli astrofili giapponesi l’avevano beccata quando la sua luminosità stava già scendendo), eppure ci si chiedeva come una nova potesse riuscire a produrre fotoni gamma. Si pensò che V407 Cygni fosse una nova un po’ speciale dove il materiale liberato dall’esplosione termonucleare sulla superficie della nana bianca si espande nel vento della gigante rossa risultando nell’accelerazione di particelle, con la conseguente emissione gamma. Una eccezione stellare nell’astrofisica delle alte energie.

Poi, nel giugno 2012, sono state rivelate due sorgenti variabili a pochi giorni l’una dall’altra. Dal 16 al 30 giugno ha brillato J1750-3243 subito associata a Nova V1324 Scorpii che era comparsa il 3 giugno e aveva raggiunto il picco il 19. Il fatto che questa volta si trattasse di una Nova classica, cioè di un sistema compatto, con una compagna non gigante, dove il materiale espulso dall’esplosione lascia rapidamente il sistema binario per espandersi nella regione circostante molto meno ricca di materia, rendeva ancora più incerto il quadro interpretativo.

Il 19 giugno 2012 è stata la volta di una nuova sorgente gamma variabile J0639+0548 alla quale non è stato possibile associare alcun oggetto, per l’ottima ragione che la regione non poteva essere osservata in ottico perché troppo vicina al Sole. In Agosto, appena fu possibile ottenere delle immagini, ci si rese conto che l’error box della sorgente Fermi conteneva una Nova, chiamata V 595 Mon. Si tratta del primo esempio di Nova scoperta in raggi gamma, anche in mancanza di osservazioni ottiche. Anche questa è una Nova classica.

Nell’agosto dell’anno scorso, è esplosa Nova Delphini, una bella Nova visibile ad occhio nudo. Questa volta Fermi aveva imparato la lezione e ha deciso di dedicare molta più attenzione alla Nova e l’ha puntata per diversi giorni. è questo il poker di Novae rivelate da Fermi. Sono accomunate dalla durata di una dozzina di giorni e dallo spettro molto molle senza fotoni di altissima energia.

A quel punto anche i più scettici si erano convinti: quattro oggetti fanno una nuova classe di sorgenti gamma e l’annuncio meritava un articolo che oggi esce ma è già un po’ datato perché, nel frattempo, a dicembre, è scoppiata Nova V1369 Cen 2013 che si è puntualmente fatta vedere come sorgente gamma variabile.

La scrittura dell’articolo era troppo avanti per includere un altro caso. Poco male: Nova Cen 2013 verrà trattata nel prossimo catalogo delle Novae viste da Fermi.

prolungamento l’estensione della missione SWIFT e FERMI

La NASA ha approvato l’estensione di diverse missioni quali SWIFT, NuStar, XMM, FERMI e Kepler, ecco il link alla news: nuova vita per le missioni NASA - P. Caraveo

Un inaspettato Fermi

La scoperta dell’emissione gamma da parte dei pulsar velocissimi è uno dei risultati più inaspettati della missione Fermi. Chi pensava che le stelle di neutroni capaci di produrre fotoni di alta energia fossero solo quelle relativamente giovani ed energetiche è stato, prima, sorpreso e, dopo, letteralmente travolto dal diluvio di pulsar velocissimi (in breve MSP, millisecond pulsar). Diluvio che è stato notevolmente amplificato da un altro risultato assolutamente inatteso: la scoperta (in radio) di dozzine di nuovi pulsar velocissimi all’interno delle regioni di incertezza (gli error box) di altrettante sorgenti gamma non identificate. Morale, i pulsar velocissimi, sui quali nessuno avrebbe scommesso fino a 5 anni fa, sono ora la classe più numerosa all’interno della famiglia dei pulsar gamma, famiglia che continua a crescere e ha recentemente superato quota 150.

Esaminando con un po’ di attenzione i MSP scoperti in coincidenza delle sorgenti Fermi non identificate, quindi selezionati sulla base delle loro caratteristiche gamma, piuttosto che radio, si fanno delle scoperte interessanti che sono però sconsigliate a coloro che soffrono di aracnofobia. Infatti tra i MSP rivelati in gamma si nota una notevole abbondanza di vedove nere e di sistemi cosiddetti "redbacks", piacevoli ragnetti con la schiena rossa che deliziano specialmente gli australiani. Si tratta di nomignoli dati a sistemi binari dove la radiazione di alta energia emessa dalla stella di neutroni scalda la superficie della piccola stella compagna e la fa evaporare. è un rapporto di coppia decisamente sfortunato per la stella compagna che prima ha fornito materia (e momento angolare) alla stella di neutroni, che ha così potuto accelerare moltissimo la sua rotazione, per poi venire vaporizzata dalla radiazione della compagna ringiovanita e energizzata a sue spese. Un rapporto di coppia non diverso da quello della femmina vedova nera che mangia il maschio dopo essersi accoppiata. La differenza tra vedove nere e redbacks sta nelle dimensioni relative tra maschio e femmina quindi tra la stella compagna e le stella collassata. Mentre nei sistemi vedove nere le compagne stellari sono molto piccole (fino a un decimo di masse solari), nei redbacks sono un pochino più grandi fino a mezza massa solare. La vedova nera da primato è stata scoperta nei dati Fermi grazie ad una collaborazione tra gli studi in ottico, fatti dal gruppo di Roger Romani, e la potenza di calcolo del supercomputer dello Albert Einstein Institute di Hannover, unita alla determinazione di Holger Pletsch e del suo team.

Dal momento che le vedove nere fanno evaporare la stella compagna, un sistema binario vedova nera deve essere una sorgente variabile nel visibile. Sulla base di questa considerazione Roger Romani ed il suo gruppo sono andati a cercare sorgenti variabili nelle regioni di incertezza associate alle sorgenti Fermi non identificate e hanno trovato una candidata molto interessante con un comportamento variabile che si ripeteva ogni 95 minuti. Un periodo decisamente breve anche per una vedova nera. Grazie a questa informazione il gruppo tedesco è riuscito a evidenziare la periodicità gamma di circa 2,5 msec. J1311-3433 è stato il primo pulsar velocissimo scoperto in gamma: un grandissimo successo che ha punto nel vivo i radioastronomi che sono poi riusciti a rivelare la pulsazione anche in radio.

Adesso la novità sta nella misura della massa della stella di neutroni in alcuni di questi sistemi. è un risultato dovuto ancora una volta al gruppo di Roger Romani che ha misurato, in modo molto convincente, valori di oltre 2 masse solari. Mentre non è irragionevole che le stelle di neutroni riciclate pesino un po’ di più di quelle normali (dopo tutto hanno acquisito materia dalla stella compagna), questi valori hanno implicazioni importanti sulle equazioni di stato delle stelle di neutroni puntando decisamente verso quelle più "rigide". È un altro risultato inatteso del diluvio di pulsar velocissime viste da Fermi. E non sarà certo l’ultimo.

 

I raggi gamma e la citizen science

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10 miliadi di anni in un lampo

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Cinque anni di Fermi

Il satellite della NASA Fermi, a cui partecipano ASI, INAF e INFN, compie cinque anni di operatività, con numeri che la dicono lunga sulle sue funzionalità e su quelle di uno strumento italiano, il LAT.

Mentre festeggiamo il quinto anniversario del lancio della missione GLAST, ribattezzata Fermi poche settimane dopo, il conteggio dei trigger registrati dal Large Area Telescope sta per toccare quota 300 Miliardi. Lo Instrument Science Operations Center (ISOC) ha usato l’equivalente di 1200 anni di CPU per analizzare 2 Peta Byte di dati, mentre altri 1700 anni sono stati utilizzati per le simulazioni MonteCarlo che ci permettono di capire a fondo il comportamento dello strumento.

Dai 300 Miliardi di trigger sono stati estratti poco meno di 1,8 Miliardi di eventi , 268 Milioni dei quali sono stati riconosciuti come fotoni gamma. Il resto è dovuto a particelle oppure si tratta di segnali confusi che vengono comunque conservati in un apposito database.

I dati di Fermi sono da subito pubblicamente disponibili e vengono utilizzati da una vasta comunità sparsa in tutto il mondo. Nel corso dei 5 anni di missione 1130 articoli hanno usato dati Fermi oppure hanno discusso e interpretato risultati ottenuti dalla missione Fermi. Dal momento che "solo" 230 articoli sono direttamente riconducibili a membri della Collaborazioni Fermi LAT, è immediato apprezzare quanto sia vasta la base degli utilizzatori. Al oggi, i partecipanti al programma Fermi Guest Observers della NASA sono 1260, ma si tratta per lo più di colleghi americani che ottengono finanziamenti attraverso questo canale. A loro vanno aggiunti i non americani che semplicemente scaricano i dati e li utilizzano, per esempio per preparare Tesi di laurea o di dottorato. Abbiamo contato più di 100 tesi basate sui dati Fermi.

Tornando ai 230 articoli ufficiali della collaborazione Fermi, i tre più citati sono:

Ovviamente la situazione è destinata ad evolvere nel tempo. Mentre l’articolo di descrizione dello strumento rimarrà un punto di riferimento, le misure dello spettro degli elettroni e positroni sono già state raffinate, cercando di usare il campo magnetico della terra per distinguere tra le due particelle, e il primo catalogo è stato sostituito dal secondo.

Come abbiamo già avuto modo di notare (vedi news "Le citazioni di Fermi"), il secondo catalogo delle sorgenti Fermi LAT è stato l’articolo astronomico più citato tra tutti gli articoli pubblicati nel 2012. Ma anche lui non durerà a lungo, il terzo catalogo è già in preparazione. Allo stesso modo, fervono gli studi multilunghezze d’onda su un gran numero delle 1800 sorgenti gamma del secondo catalogo. Il Pulsar Search Consortium tiene sotto controllo 700 pulsar radio, 80 dei quali emettono radiazione pulsata in gamma, mentre una vastissima comunità radio, ottica e X segue il comportamento di un gran numero di galassie attive , che sono caratterizzate da emissione molto variabile.

Il Gamma-Ray Burst Monitor, il secondo strumento a bordo della missione Fermi. ha rivelato 1151 Lampi gamma, 370 lampi terrestri, 522 brillamenti solari e 192 sorgenti variabili, per lo più collegate alla classe delle magnetar, stelle di neutroni con fortissimo campo magnetico.

Dopo 5 anni la missione è in perfetta salute e, lavorando ininterrottamente, ha spazzolato il cielo per il 96% del tempo, dedicando il resto a sorgenti particolarmente interessanti. Per esempio, il Sole durante momenti di grande attività, la nebulosa del Granchio in occasione dei suoi famosi aumenti di emissione , qualche galassia attiva straordinariamente variabile, alcuni lampi gamma particolarmente intensi, come l’evento del 27 aprile scorso.

Non avendo consumabili a bordo, Fermi può continuare la sua attività per molti anni. Considerando la qualità e la quantità dei risultati, difficilmente la NASA taglierà i finanziamenti alla missione. Tuttavia, meglio non abbassare la guardia: il pericolo può venire da dove meno te lo aspetti. Il 3 aprile 2012 la missione Fermi ha dovuto effettuare una correzione di rotta per evitare il rischio di andarsi a scontrare contro un relitto sovietico in orbita. Il calcolo delle loro orbite aveva predetto che i due oggetti (che sono su orbite completamente diverse) si sarebbero trovati a passare esattamente nello stesso punto a meno di 30 msec l’uno dall’altro. Troppo poco per sentirsi al sicuro.

 

Un lampo da record

All’orologio di Greenwich, che per convenzione segna il tempo universale, erano le 7:47:57 del 27 aprile (da noi le lancette erano due ore più avanti), quando i rivelatori di alta energia in orbita sono stati accecati dall’intensissimo flusso prodotto da un lampo gamma che ha preso il nome di GRB130427A (il primo gamma ray burst registrato il 27 aprile 2013. Il primo a dare l’allarme è stato il gamma-ray burst monitor (GBM) a bordo della missione Fermi i cui contatori non riuscivano a tenere dietro al flusso dei conteggi e saturavano. Il telescopio gamma di Fermi rivelava una sorgente molto intensa, così intensa che sospendeva la survey del cielo (il suo modo normale di funzionamento) per fermarsi a seguire l’evoluzione della nuova sorgente che ha continuato ad emettere per ore, contro i pochi secondi, o i pochi minuti ai quali ci hanno abituato i lampi visti fino ad ora da Fermi.

Immagine di 3 ore di osservazione del telescopio Fermi prima della comparsa del GRB confrontata con l’immagine ottenuta sempre in un lasso di tempo di 3 ore con inizio di 30 minuti successivo rispetto alla precedente in modo da coprire i primi 30 minuti del GRB.

Oltre ad essere straordinariamente lunga, l’emissione gamma è arrivata ad energie mai toccate fino ad ora, facendo registrare un fotone di 94 GeV. Anche Agile vedeva l’intensa emissione del lampo gamma. Swift, che normalmente è lo strumento principe per scoprire i lampi gamma stava compiendo una manovra quando lo strumento BAT ha visto un evento gamma straordinariamente brillante, il più brillante registrato nei suoi oltre 8 anni di vita orbitale.

Come di consueto, si è immediatamente posizionato sulla nuova sorgente per permettere ai telescopi X e ottico di osservarla nelle condizioni migliori. Lo strumento X contava più di 10.000 fotoni al secondo, quando la normale luminescenza di un GRB fa registrare intorno a 1 conteggio al secondo

Immagine ottenuta da Swift XRT in 0,1 secondi di osservazione

Decadimento dell’emissione X che inizia brillantissima

Alessandro Maselli dell’Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica dell’INAF di Palermo era di turno al monitoraggio dei dati SWIFT, in linguaggio tecnico era il Burst Advocate, uno dei compiti che tocca agli istituti che partecipano alla gestione della missione SWIFT, che in Italia, è portata avanti dall’INAF con finanziamenti dall’Agenzia Spaziale Italiana (ASI). È stato lui a vedere per primo i dati di SWIFT e a fare la circolare GCN per informare il resto del mondo. Sarà lui il primo firmatario dell’articolo che la collaborazione SWIFT scriverà su questo evento epocale. Non bisogna però dimenticare che i dati Swift sono immediatamente pubblici e tutti coloro che avevano scaricato la APP Nasa Swift (gratuitamente disponibile nello Apple store) avevano davanti agli occhi gli stessi dati. Era notte in America e tutti i telescopi robotici (e non) che ricevono le allerte dei GRB hanno puntato le coordinate di GRB130427A . In effetti, sarebbe bastato un binocolo, la controparte ottica era straordinariamente brillante. Raptor, pochi secondi dopo l’allerta di GBM ha visto una sorgente di magnitudine 7,4 in rapido decadimento. Un’indagine spettroscopica ha rivelato che si trattava di un oggetto vicino, redshift 0,34 , a solo 3,6 miliardi di anni luce da noi. GRB130427A non è il primo lampo vicino rivelato da Swift ma è il primo lampo vicino così straordinariamente brillante. Di solito, i lampi gamma più brillanti sono anche quelli più lontani: GRB130427A, invece, unisce la vicinanza alla brillantezza diventando subito il campo di prova delle teorie proposte per spiegare le esplosioni più catastrofiche dell’Universo. Grazie a Swift si è capito che i lampi lunghi (quelli più lunghi di 2 secondi) sono il risultati dell’esplosione di una grande stella che collassa per trasformarsi in un buco nero. All’inizio l’emissione del lampo gamma è soverchiante, ma dopo una decina di giorni la bolla di gas in espansione comincia a farsi vedere. È allora cominciata l’attesa della supernova, la controparte ottica si affievoliva nel tempo e tutti gli occhi (e i telescopi) erano allerta per non perdere il momento topico, quando la supernova avrebbe fatto la sua comparsa. La fotometria della controparte ottica mostrava un regolare affievolimento fino a quando la curva ha cominciato ad appiattirsi: non era ancora il segno della comparsa della supernova, ad un certo punto doveva cominciare a vedersi la galassia ospite.

Decadimento dell’emissione X che inizia brillantissima

Il 15 maggio telescopio GTC da 10,4 m ha preso la spettro della figura. Dopo la sottrazione del contributo della galassia ospite, si vede un residuo con una gobba intorno a 600 A che ha tutta l’aria di essere una riga larga di una supernova simile a quella registrata in connessione con un altro GRB vicino.

In blu lo spettro della supernova paragonato con lo spettro della supernova 2010bh (per dimostrare la notevole somiglianza). In entrambi i casi sono passati poco più di 12 giorni dall’esplosione, calcolando il tempo nel sistema di riferimento della galassia. Quelli che avevano scommesso che GRB130427A si sarebbe rivelato diverso dagli altri sono stati delusi e dovranno pagare da bere. Adesso non resta che seguire la supernova. Dopo essere stato un lampo da record, GRB130427A non può accontentarsi di una supernova normale, avrà sicuramente qualche peculiarità.

 

È certo: Le supernovae sorgenti di raggi cosmici - Le Stelle, Aprile 2013 (PDF - 1,9 Mbyte )

 

Un brillante ping pong

Il satellite della NASA Fermi ha confermato e arricchito quanto rilevato dal satellite AGILE: l’universo è pieno di acceleratori cosmici.

Da giusto un secolo sappiamo che la Terra è costantemente sottoposta ad una doccia di raggi cosmici. Si tratta di particelle di altissima energia, per lo più protoni, che ci piovono addosso da ogni direzione. Difficile dire da dove vengano perché il debole campo magnetico che pervade la nostra galassia è sufficiente per curvare la loro traiettoria rendendo impossibile ricostruire la loro direzione di origine. Non resta che procedere a ritroso cercando di capire quali condizioni fisiche siano necessarie per accelerare particelle ad energie così alte (anche superiori a quelle raggiungibili dagli acceleratori del CERN).

L’idea brillante venne ad Enrico Fermi che propose un meccanismo tipo ping pong per aumentare la velocità (quindi l’energia cinetica) delle particelle grazie a rimbalzi su strutture in movimento nel mezzo interstellare. Ovviamente le particelle non rimbalzano contro un muro ma interagiscono con una struttura, tipicamente un filamento, caratterizzata da densità maggiore di quella dell’ambiente circostante, quindi da un campo magnetico più elevato. È il campo magnetico che devia la traiettoria delle particelle ridistribuendole in tutte le direzioni. Le particelle che rimangono intrappolate nel campo magnetico del filamento, ad ogni rimbalzo acquistano un po’ di energia a spese del moto del filamento ... e vengono accelerate.

Le strutture in movimento più spettacolari che conosciamo sono i resti di supernova, quindi l’identikit delle possibili sorgenti di raggi è presto fatto: gli oggetti celesti ideali per accelerare i raggi cosmici sono i resti delle esplosioni di supernova. L’astronomia X, grazie alle osservazioni di Chandra ed XMM-Newton, ci ha fornito prove convincenti che i resti di supernova emettono radiazione di sincrotrone prodotta da elettroni accelerati che interagiscono con il campo magnetico dei filamenti in movimento. È un buon inizio, ma non basta.

Noi sappiamo che la maggioranza dei raggi cosmici sono protoni e quello che cerchiamo è la prova della presenza di protoni accelerati. Peccato che i protoni siano più difficili da rivelare degli elettroni. Non emettono sincrotrone (i campi magnetici dei resti di supernova fanno il solletico ai protoni) e l’unico modo che abbiamo di indovinare la presenza di protoni accelerati è attraverso i prodotti della loro interazione con il mezzo interstellare. Quando un protone dei raggi cosmici colpisce un protone del mezzo interstellare vengono generate diverse particelle, una delle quali, il pione neutro, decade immediatamente in due raggi gamma di alta energia. Se questi fotoni, che vengono emessi in tutte le direzioni, viaggiano in direzione della Terra hanno una certa probabilità di essere registrati dai telescopi gamma che operano in orbita terrestre: Agile, della Agenzia Spaziale Italiana, e Fermi della NASA (con una importante partecipazione italiana) . Dal momento che i raggi gamma si propagano in linea retta, possiamo capire da dove vengono. È in questo modo che l’astronomia gamma può partecipare da protagonista alla caccia alle sorgenti dei raggi cosmici.

Basta puntare Agile e Fermi verso un resto di supernova per avere la prova dell’accelerazione dei raggi cosmici? Non è così semplice. Oltre ai protoni accelerati ci vogliono dei protoni bersaglio, quindi non basta guardare un bel resto di supernova, occorre selezionare un resto che si stia espandendo contro una nube interstellare. Per di più, i resti non devono essere troppo giovani per evitare un contributo troppo importante da parte dei sempre presenti elettroni, che sono anche capaci di produrre raggi gamma con un meccanismo che i fisici chiamano Compton inverso. Questo restringe la scelta a un numero esiguo di oggetti. I più promettenti sono noti come IC443 nell’anticentro della nostra galassia, più o meno a metà strada tra la nebulosa del Granchio e Geminga, e W44 immerso nel piano della nostra galassia. Entrambi sono stati studiati in dettaglio da Agile e Fermi e i risultati concordano nel mostrare la firma della presenza di protoni accelerati. Entrambi sono rivelati come sorgenti estese e la forma vista in gamma è compatibile con quella tracciata sulla base dei dati radio. Non è la forma del resto di supernova che ci mostra i protoni bensì lo spettro. È lì che si può trovare la prova che i raggi gamma sono stati prodotti dall’interazione dei protoni dei raggi cosmici con i protoni del mezzo interstellare.

Il pione neutro, quando decade, dà origine a due raggi gamma che ereditano sia la sua energia di massa, sia la sua energia cinetica. La massa del π0 è 135 MeV, quindi i due gamma possono contare su una eredità di massa di poco meno di 70 MeV ciascuno oltre all’energia cinetica della particella originale. I gamma prodotti dall’interazioni tra protoni accelerati e protoni bersaglio hanno una firma spettrale ben precisa e inconfondibile: un bump intorno ai 100 MeV. È questo che è stato visto prima da Agile e adesso da Fermi, che pubblica su Science il grafico cumulativo dei dati gamma disponibili per W44 (vedi figura in alto).

Nel frattempo, Agile ha accumulato più dati e lo spettro (che Marco Tavani ha fornito in anteprima) ha una gobba ancora più pronunciata.

È la fine del mistero? Solo in parte. Grazie ad Agile e a Fermi adesso sappiamo dove vengono accelerati i raggi cosmici che ci piovono addosso continuamente, non sappiamo ancora in dettaglio come ciò avvenga.

Guarda il video su You Tube

 

Radiazione Gamma Messaggi dal Fondo - Le Stelle, febbraio 2013 (PDF - 1,6 Mbyte )

 

Le citazioni di Fermi

il secondo catalogo Fermi è la pubblicazione più citata del 2012. Un tributo al nostro collega Pat Nolan che ci ha lasciato dopo avere dato un prezioso contributo a tutte le fasi della missione Fermi

Nel 2012 sono stati pubblicati più di 300 articoli basati su dati raccolti dalla missione Fermi. Ovviamente, solo una parte di questi articoli è stata prodotta dalla collaborazione Fermi. La grande maggioranza viene dalla comunità che utilizza i dati Fermi che sono da subito pubblicamente disponibili.

Per fare un po’ di statistica, è interessante guardare gli argomenti di questo insieme di lavori (vedi il grafico a torta). I più gettonati sono i nuclei galattici attivi, le sorgenti Fermi di gran lunga più numerose, a seguire gli articoli che trattano dalla possibile esistenza (o assoluta mancanza) della materia oscura. Al terzo posto, a pari merito al 12%, pulsar e lampi gamma, mentre al quarto posto troviamo un altro pari merito al 9% tra raggi cosmici e resti di supernova (che sono i responsabili dell’accelerazione dei raggi cosmici). Galassie e sorgenti binarie sono (ancora a pari merito) al 6%. Le sorgenti non identificate, che richiedono campagne di osservazione dedicate (e con tempi lunghi), sono i fanalini di coda.

Se la distribuzione degli argomenti fornisce un’idea delle dimensione delle comunità interessate, ancora più rivelatrice è la distribuzione del numero di citazioni di questi lavori.

Visto che parliamo di articoli usciti nel 2012 è difficile fare una trattazione statistica del numero delle citazioni, trattazione che ha bisogno di tempi più lunghi dei pochi mesi che abbiamo a disposizione in questo caso. Per il momento ci limitiamo semplicemente a contare le citazioni che hanno avuto gli articoli del nostro insieme Fermi-centrico.

Come evidente dall’istogramma delle citazioni, un lavoro spicca su tutti gli altri. Si tratta del secondo catalogo delle sorgenti Fermi (Nolan et al. Ap.J suppl 199, 31 2012). Seguono 3 lavori sulla ricerca di righe da annichilazione della materia oscura, la misura dello spettro degli elettroni e dei protoni nei raggi cosmici rivelati da Fermi e altri 4 lavori dedicati alle bolle della galassia. Da notare che dei 9 lavori più citati sono 3 sono prodotti della collaborazione Fermi.

La materia oscura è la protagonista di 7 dei 9 lavori pubblicati nel 2012 più citati nel 2012. Ergo, chi vuole scrivere un lavoro ad alto impatto si metta a scrivere di cose oscure.

Ma le sorprese non sono finite. Ripetendo il giochino delle citazioni sull’insieme di tutte le pubblicazioni del 2012 indicizzate in ADS si scopre che il secondo catalogo Fermi è la pubblicazione più citata del 2012. Un tributo al nostro collega Pat Nolan che ci ha lasciato dopo avere dato un prezioso contributo a tutte le fasi della missione Fermi.

 

Premio Bruno Rossi 2013

Il premio Bruno Rossi 2013 è stato assegnato ad Alice Harding e Roger Romani per i loro contributi alla comprensione teorica dei pulsar gamma scoperti dal Large Area Telescope a bordo della missione Fermi.

I pulsar gamma sono responsabili di poco più del 5% delle circa 1800 sorgenti gamma rivelate dal telescopio Fermi ma hanno rappresentato una continua sorpresa sia dal punta di vista individuale, sia considerati nel loro insieme. Mentre, all’inizio della missione Fermi, i pulsar con emissione gamma erano meno di 10, adesso hanno abbondantemente superato il centinaio. Ma non è solo la crescita numerica a stupire gli astrofisici, la composizione della famiglia dei pulsar gamma ha colto tutti di sorpresa. I circa 120 pulsar di Fermi sono divisi in tre gruppi di uguale consistenza numerica. Da un lato i classici pulsar con emissione radio e rivelati anche come pulsatori gamma, dall’altro i pulsar senza emissione radio (ma indistinguibili dai precedenti nel loro comportamento in gamma) infine la vera sorpresa, i pulsar velocissimi che nessuno (ma proprio nessuno) si aspettava potessero emettere in gamma. Fermi si è rivelato un eccezionale cacciatore di pulsar superveloci: ne sono stati scoperti decine in corrispondenza di sorgenti Fermi senza una identificazione e una buona metà di questi campioni di velocità mostra di avere un segnale pulsato in gamma.

Dare una spiegazione coerente del comportamento di questa famiglia in così rapida crescita ha richiesto un notevole lavoro di interpretazione teorica, che è stato coordinato da Alice Harding e Roger Romani.

Alice Harding, da sempre al Goddard Space Center della NASA, ha dedicato tutta la sua carriera allo studio teorico delle stelle di neutroni. La cosa più pratica che l’ho vista fare è stato usare una stampante 3D per visualizzare le zone di emissione nella magnetosfera di una stella di neutroni. Roger Romani è invece un tipico prodotto dell’università di Stanford: eclettico e brillante. Nato come teorico, ha poi scoperto una vena osservativa caratterizzata da un approccio sempre originale. La sua ultima passione è la caccia alle vedove nere: sistemi binari formati da un pulsar velocissimo che consuma e fa evaporare la sua stella compagna.

Alice e Roger si sono fronteggiati per anni propugnando teorie diametralmente opposte per spiegare l’emissione gamma delle stelle di neutroni. Alice sosteneva che i raggi gamma venissero dalle zone sopra i poli delle stelle di neutroni (verdi nell’immagine) mentre Roger era del parere che fossero prodotti lungo le linee di campo magnetico lontano dalla stelline (nelle zone rosa)

I dati Fermi li hanno convinti ad unire le forze e il lavoro di squadra ha decisamente migliorato la nostra comprensione di questi affascinanti oggetti celesti.

Complimenti a Alice, Roger e ai pulsar, che non smettono mai di stupirci.

 

Astronomia Gamma La moltiplicazione delle pulsar - Le Stelle, gennaio 2013 (PDF - 3,1 Mbyte )

 

Doppia “prima” per Fermi

Si chiama J1311-3433 ed è il primo pulsar velocissimo e il primo in un sistema binario trovato nelle ricerche "alla cieca" basate solo sui dati del satellite Fermi. La scoperta dell’Einstein Institute di Hannover, oggi su Science Express.

 

La sensibilità dell’osservatorio per raggi gamma Fermi, la potenza di calcolo del supercomputer dell’Albert Einstein Institute di Hannover e un pizzico di astuzia astronomica hanno portato a una importante "prima" in astrofisica: la rivelazione di un pulsar velocissimo direttamente dalla sua emissione nei raggi gamma. La notizia appare oggi su Science Express.

Il nuovo pulsar superveloce (chiamato J1311-3433 dalle sue coordinate nel cielo) è una sorgente di raggi gamma nota da circa 20 anni, che fino ad ora era rimasta non identificata. I dati del satellite FERMI avevano rivelato le caratteristiche tipiche dell’emissione di una stella di neutroni, ma gli astronomi radio non avevano trovato nulla di interessante alla posizione della sorgente.

In casi come questo, gli astronomi gamma applicano speciali algoritmi di analisi "alla cieca" per cercare di mettere in luce le pulsazioni di una ipotetica stella di neutroni. In questo modo sono state scoperte tre dozzine di nuovi pulsar che emettono emissione gamma pulsata ma non danno nessun segnale in radio. I nuovi pulsar scoperti da Fermi sono stelle di neutroni isolate che ruotano con periodi di frazioni di secondo, medio-lunghi per le stelle di neutroni. Gli astronomi sarebbero molto interessati a scoprire oggetti che ruotano più velocemente, ma il tempo di calcolo necessario per queste ricerca “alla cieca”cresce in modo drammatico all’accorciarsi del periodo. Per di più, i pulsar velocissimi, quelli che ruotano centinaia di volte al secondo, sono spesso in sistemi binari con una compagna alla quale hanno succhiato materia ed energia.

Questo rende la ricerca "alla cieca" ancora più complicata perché bisogna tenere conto anche dei parametri (ovviamente sconosciuti) di un ipotetico sistema binario. Inchiodare nei raggi gamma i pulsar superveloci binari è già molto difficile quando le osservazioni radio forniscono con precisione tutti i parametri. Farlo alla cieca è stato fino ad oggi un sogno proibito.

La conoscenza del periodo orbitale del sistema diminuisce lo sforzo di calcolo richiesto che, seppure gigantesco, diventa possibile. Scienziati dello Albert Einstein Institute di Hannover non hanno avuto esitazione e hanno dedicato alla ricerca delle pulsazioni la potenza del loro supercomputer che, nell’attesa di potersi cimentare con la ricerca di onde gravitazionali, ha dimostrato di essere un ottimo cacciatore di pulsar gamma.

Anche la rivelazione di J311-3433 sarebbe rimasto un sogno proibito se non fossero intervenuti degli aiuti da altre branche dell’astronomia. Mentre le osservazioni X hanno rivelato la probabile controparte della sorgente gamma, una fortunata sequenza di osservazioni ottiche rivelava la presenza di una sorgente variabile in modo ritmico, con un periodo di 93 minuti, in corrispondenza della sorgente X. Solo una stella di neutroni in un sistema binario poteva essere responsabile di un simile comportamento.

Con J1311-3433 ha trovato pane per i suoi denti ma alla fine ce l’ha fatta: il pulsar ruota 400 volte al secondo e il sistema binario è di dimensioni molto piccole. La stella compagna equivale ad 8 volte la massa di Giove e dista dalla stella di neutroni circa una volta e mezza la distanza tra la terra e la Luna. Tutto il sistema starebbe comodamente all’interno del nostro Sole (come rappresentato nella figura sotto).

È una doppia prima, primo pulsar velocissimo e primo esempio di pulsar in un sistema binario trovato nelle ricerche "alla cieca" partendo solo dai dati dell’osservatorio Fermi. Un sogno che diventa realtà. I radioastronomi si sono sentiti sfidati da J1311-3433: si sono messi d’impegno e lo hanno osservato con tale accanimento che, alla fine, il pulsar si è arreso e si è fatto vedere anche in radio. Tuttavia questo non toglie niente alla bellezza del risultato gamma che appare oggi su Science Express.

 

 

Misurando il tasso di sopravvivenza dei fotoni gamma prodotti da distanti galassie nel lungo cammino che li porta fino a noi, il telescopio Fermi riesce a fare luce sulla radiazione prodotta da antiche stelle.

I fotoni gamma di alta energia sono estremamente penetranti. Non possono essere riflessi perché attraversano ogni tipo di specchi. Quasi nulla riesce a fermarli, a meno che non incontrino sul loro cammino altri fotoni di energia ben determinata (tale che la combinazione delle energie dei fotoni sia pari al doppio del quadrato della massa di un elettrone). In questo caso, l’incontro dei due fotoni li distrugge entrambi e crea una coppia di particella-antiparticella, un elettrone e un positrone. L’energia dei fotoni viene trasformata nella massa della coppia di particelle. Mentre l’energia totale, prima e dopo la trasformazione, viene ovviamente conservata , questo effetto (che si chiama assorbimento fotone-fotone) fa diminuire il numero dei fotoni gamma che arrivano ai nostri strumenti.

. L’assorbimento diventa tanto più importante quanto maggiore è la distanza da attraversare, quindi, sorgenti più distanti saranno più assorbite di sorgenti vicine. In ogni caso, l’entità dell’assorbimento sarà proporzionale al numero di fotoni della giusta energia incontrati sul cammino dal nostro fotone gamma. La fisica ci dice che i fotoni gamma rivelati dal telescopio Fermi vengono distrutti da incontri con fotoni ottici e ultravioletti.

Se nello spazio intergalattico ci sono pochi fotoni killer, anche l’assorbimento sarà modesto. Uno spazio pieno di fotoni, invece, provocherà un assorbimento più marcato. Questo metodo, quindi, permette di stimar, anche se in modo indiretto, la densità di fotoni ottici e ultravioletti, quelli prodotti dalle stelle che si sono succedute in diverse generazioni dall’inizio dell’Universo e che gli astronomi fanno molta fatica a misurare direttamente.

Non che misurare l’effetto in gamma sia propriamente una passeggiata. L’assorbimento fotone fotone, ossia lo smangiamento dello spettro, non è misurabile sul singolo oggetto celeste. È necessario selezionare dozzine di sorgenti gamma, avendo cura di scegliere oggetti celesti dello stesso tipo (quindi con uno spettro intrinsecamente simile) dividendoli poi per classi di distanza, e cercare di impilare gli spettri in modo da sommare l’effetto e renderlo apprezzabile. Per fortuna Fermi ha rivelato più di 1000 sorgenti extragalattiche, quindi non è stato difficile trovare 150 galassie attive dello stesso tipo ma sparse su distanze cosmiche molto diverse da utilizzare per fare il test.

Anima di questo lavoro è Marco Ajello, un giovane ricercatore che dopo due lauree in Italia, ha fatto un dottorato in Germania ed ora lavora in USA tra le Università di Berkeley e Stanford. La procedura di "impilamento" degli spettri ha funzionato e , mentre gli oggetti vicini mostrano un assorbimento modesto, quelli più lontani sono decisamente più assorbiti.

In ogni caso, però, la densità dei fotoni killer è attestata intorno ai valori minimi che si erano ipotizzati fino ad ora. Un’osservazione che può essere utilizzata per mettere dei limiti al numero di stelle che si sono formate all’inizio dell’Universo, stelle che i nostri strumenti non sono ancora in grado di rivelare direttamente.

 

LE OSSERVAZIONI DI FERMI DELLE GALASSIE NANE APRONO A NUOVE IPOTESI SULLA MATERIA OSCURA

Nel cosmo c’è molto di più di quello che possiamo vedere con i nostri occhi. Circa l’80% della materia che compone l’universo è invisibile ad i nostri occhi ma genera ugualmente effetti gravitazionali misurabili attraverso la velocità delle stelle, la rotazione delle galassie a spirale ed i moti locali all’interno degli ammassi galattici. Nonostante gli sforzi fatti, nessuno sa di cosa sia fatta questa materia invisibile anche se molti scienziati pensano che essa possa essere composta da particelle subatomiche non ancora individuate. L’ipotesi più accreditata per descrivere la composizione della materia oscura è quella delle WIMPs, cioè particelle massicce e debolmente interagenti. Alcune di queste particelle possono interagire a coppia e annichilarsi generando fotoni gamma.

Le galassie ellittiche nane in orbita attorno alla Via Lattea sono un posto perfetto per cercare questa emissione gamma perché non contengono né pulsar, né resti di supernova e la loro emissione gamma è scarsa. Inoltre gli astronomi hanno già misurato in ottico il moto delle stelle all’interno di queste galassie rilevando un alone di materia oscura. Quindi da queste galassie dovrebbe essere facile estrarre il segnale dell’annichilamento delle WIMPs. L’osservatorio Fermi ha osservato 10 galassie nane, scelte ben lontano dal piano galattico per minimizzare gli effetti della radiazione gamma diffusa generata dalla Via Lattea.

Gli scienziati di Fermi hanno esaminato i dati raccolti dal satellite durante due anni di osservazioni senza rilevare alcuna emissione gamma. Questo risultato negativo porterebbe a concludere che la materia oscura difficilmente possa essere composta dalle WIMPs considerate fino ad ora.

 

Le tempeste solari di FERMI

Il satellite FERMI ha registrato le emissioni gamma prodotto durante la tempesta solare del 7 marzo. L’intensità del flusso l’ha resa 100 volte più brillante della pulsar delle Vele.

In generale, il Sole non è una sorgente gamma prominente. I processi termonucleari in corso nel nucleo del Sole producono anche fotoni di energia relativamente alta ma, nel viaggio verso la superficie, essi vengono degradati fino a diventare fotoni ottici.

L’emissione gamma vista normalmente da Fermi è abbastanza “indiretta” ed è dovuta all’interazione dei raggi cosmici con la corona solare.

A causa del moto della Terra, il Sole cambia continuamente posizione nelle immagini del cielo gamma e le animazioni che mostrano le immagini giorno dopo giorno evidenziano chiaramente il percorso del Sole.

La situazione è cambiata drasticamente il 7 marzo quando la regione 1429 ha prodotto uno spettacolare brillamento, sicuramente il più importante da molto tempo.

Oltre a liberare una coronal mass ejection (CME) che due giorni dopo ha toccato la magnetosfera terrestre, la regione 1429 ha prodotto un copioso flusso di raggi X. Inoltre la rottura e successiva riconnessione delle linee di forza del campo magnetico hanno accelerato particelle di alta energia che hanno poi interagito con il gas circostante, producendo un intenso flusso di raggi gamma di alta energia. Quando il Sole è entrato nel campo di vista di Fermi il suo flusso era mille volte più del normale. Era così intensa da superare di un fattore 100 la sorgente stabile più brillante del cielo, il pulsar delle Vele.

Il confronto tra le immagini del cielo gamma ottenute integrando tutti i dati raccolti il 6 ed il 7 Marzo testimonia la straordinaria emissione gamma del sole. Dopo il momento di gloria, l’emissione del Sole è tornata alla normalità, ma ci aspettiamo che la cosa possa ripetersi man mano che il sole si avvicinerà al massimo del suo ciclo, previsto per metà 2013.

Mentre le CME dirette verso la terra possono causare problemi ai satelliti, agli astronauti e alle linee di alta tensione nelle regioni più prossime ai poli magnetici della terra quando le loro particelle riescono a penetrare nel campo magnetico della terra, i raggi gamma vengono prodotti sulla superficie del sole in coincidenza con il brillamento ma non possono fare alcun male alle forme di vita sulla superficie della Terra che sono efficacemente protette dall’atmosfera che assorbe interamente questi tipi di radiazione. Non a caso gli astronomi gamma mettono i loro strumenti sui satelliti.

 

100 Pulsar per Fermi

Il conteggio di pulsar rivelati dalla missione Fermi ha raggiunto quota 100. Se pensiamo che nel 2007 eravamo inchiodati a quota 7, la crescita ha dello spettacolare. In effetti, benché i pulsar rappresentino appena il 6% delle sorgenti gamma rivelate dallo strumento Fermi LAT, i risultati sui pulsar sono oggetto di circa 1/3 delle pubblicazioni Fermi e spesso di tratta di lavori che hanno grande risonanza.

Prima di tutto dobbiamo notare come sia cambiata la visione di popolazione che ricaviamo dal catalogo gamma. Mentre 3 anni fa avevamo 6 pulsar radio ed un oggetto radio quieto (Geminga), adesso la popolazione dei pulsar gamma è divisa in 3 parti grossomodo uguali. 1/3 è rappresentata da stelle di neutroni mediamente giovani che hanno sia emissione radio, sia emissione gamma, 1/3 è rappresentata da stelle di neutroni, anch’esse mediamente giovani, che non hanno emissione radio e vengono scoperte grazie a ricerche alla cieca in gamma, 1/3 è rappresentato da pulsar vecchiotte ma riciclate, quindi super veloci, che hanno sia emissione radio sia emissione gamma. Sono loro la vera sorpresa di Fermi, dal momento che prima del lancio l’opinione prevalente era che queste vecchie stelle di neutroni non potessero produrre raggi gamma. Per la precisione, i pulsar radio “normali” sono passati da 6 a 38, quelli senza emissione radio, che vengono scoperti in gamma, sono passati da 1 a 35, quelli superveloci da 0 a 27.

Per dare una visione d’insieme dei 100 pulsar, la NASA fornisce un filmato flash ( http://www.nasa.gov/externalflash/fermipulsar/ ) che mostra la posizione dei 100 oggetti che possono essere cliccati per ottenere una piccola descrizione(in inglese) di ciascuno.

Da notare un particolare pulsar superveloce PSR1823-3021A nell’ammasso globulare NGC 6624, non lontano dalla direzione del centro galattico. Si tratta del primo esempio di pulsar velocissimo visto pulsare in un ammasso globulare. Fino ad ora gli ammassi globulari erano stati rivelati come sorgenti puntiformi non pulsanti, ma si pensava che la loro emissione gamma fosse dovuta alla somma di numerose pulsar velocissime troppo deboli per essere viste singolarmente. PSR1823-3021A sembra avere un’età di appena 25 milioni di anni, appare quindi anormalmente giovane per un pulsar riciclato, forse è per quello che riusciamo a vederlo.

Da notare che gli ultimi 9 oggetti senza emissione radio sono stati scoperti grazie al sistema di calcolo distribuito Einstein@home che utilizza la potenza dei PC quando i proprietari non li utilizzano.

Scaricando Einstein@home contribuirete alla ricerca di nuove stelle di neutroni radio quiete. Il prossimo pulsar potrebbe scoprirlo il vostro PC mentre voi siete in vacanza.

Il video delle pulsar scoperte da Fermi (Xvid - 1,8 Mb)

Il video della regione del Cigno (Xvid - 380 kb)

Il video dell’anticentro galattico (Xvid - 215 kb)

Il video del modello di una pulsar(m4v - 6,1 Mb)

Il blink della milliseconds pulsar più giovane (m4v - 8,6 Mb)

Il video del metodo utilizzato per individuare le pulsar (m4v - 13,9 Mb)

 

Il secondo catalogo delle sorgenti FERMI è in rete

Martedì 12 Luglio è stato reso pubblico il secondo catalogo di sorgenti gamma rivelate nei dati raccolti nei primi due anni di osservazione dello strumento Large Area Telecope (LAT) istallato sul satellite Fermi della NASA lanciato l’11 Giugno 2008.

Le sorgenti sono state estratte dall’immagine del cielo ottenuta sommando i dati raccolti nei primi due anni di operazione dello strumento. Gli addensamenti di punti, riconoscibili come macchie rosse nella mappa, sono proprio le sorgenti. Dai dati gamma si può estrarre la posizione, la distribuzione in energia dei fotoni e l’eventuale variabilità. Sono questi i parametri che vengono utilizzati per associare le macchie di fotoni gamma con oggetti già noti ad altre frequenze (radio, ottico, X, ecc.) e per cercare di dare una interpretazione fisica dei fenomeni osservati.

Il secondo catalogo Fermi contiene 1873 sorgenti ( http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/access/lat/2yr_catalog/ ) contro le 1451 presenti nel prima catalogo, compilato utilizzando un anno di dati. Un notevole passo avanti, specialmente considerando che prima di FermiLAT il numero di sorgenti gamma non arrivava a 300.

Il secondo catalogo non è una semplice estensione del primo. È stato ottenuto partendo da un nuovo insieme di dati selezionato secondo criteri che hanno tenuto conto di una migliore conoscenza delle calibrazioni dello strumento e del fondo di emissione galattica e extragalattica oltre che del fondo residuo dovuto ai raggi cosmici. Inoltre si è fatto uso di nuove procedure e algoritmi di analisi dati.

Tra le 1873 sorgenti catalogate, più di 1000 state associate a particolari e rari nuclei galattici attivi, straordinari acceleratori cosmici alimentati da buchi neri che possono arrivare ad avere masse di miliardi di volte quella del Sole. Queste sorgenti sono caratterizzate dalla presenza di un getto di plasma (elettroni e protoni), ben collimato e formatosi grazie all’azione del buco nero centrale. Si pensa che le particelle del getto possano essere accelerate fino a velocità prossime a quelle della luce dando luogo a fenomeni che comportano anche l’emissione di radiazione gamma che noi possiamo vedere solo se il getto è allineato, o quasi, con la nostra linea di vista.

Le sorgenti della nostra galassie più numerose sono senz’altro i pulsar, con 87 oggetti identificati grazie alle loro regolarissime pulsazioni, seguono poi i resti di supernova e una piccola (ma molto interessante) rappresentanza di esotiche sorgenti binarie.

589 sorgenti (equivalenti a circa il 30% del totale) rimangono non identificate cioè hanno una posizione sulla volta celeste che non corrisponde a quella di nessuna altra sorgente conosciuta in precedenza. Sebbene occorrano ulteriori osservazioni e conferme, non si può escludere che esse facciano parte di una nuova classe di sorgenti astronomiche.

 

Una pulsar speciale

 

Nel dicembre 2010 la pulsar PSR B1259-63 ha fatto un passaggio ravvicinato alla sua stella compagna, una stella gigante calda caratterizzata anche da un forte vento stellare che si accumula in un disco attorno ad essa. Muovendosi su un’orbita eccentrica, che assomiglia più a quella della cometa di Halley che a quella di un pianeta, ogni 3,4 anni la pulsar si trova ad attraversare il disco di materia che circonda la gigante blu. Gli astronomi conoscono pochi sistemi binari composti da stelle giganti e resti stellari compatti, ma è solo in questo caso che si conosce la natura dell’astro collassato. Questo sistema è composto dalla pulsar PSR B1259-63 che ruota 21 volte al secondo mentre orbita intorno ad una compagna gigante di tipo spettrale Be (dove e indica la presenza di righe in emissione che denunciano la presenza di materiale caldo attorno alla stella). Si tratta di una gigante azzurra 9 volte più grande del Sole e 24 volte più massiccia, caratterizzata, come tutte le stelle di questa classe spettrale, da imponenti venti stellari che disperdono nel vuoto una frazione considerevole della sua massa. Il sistema dista circa 8000 anni luce.

Ogni 3,4 anni la pulsar passa al periastro transitando all’interno del disco di materia che circonda la gigante azzurra. Durante il transito le particelle energetiche generate dalla pulsar possono interagire con il materiale di cui è composto il disco causando un’accelerazione delle particelle che compongono il disco e la produzione di radiazione a diverse lunghezze d’onda.

Per tale motivo sono stati mobilitati tutti i principali osservatori orbitali da Fermi, a SWIFT, ad XMM-Newton, INTEGRAL, Suzaku ed anche l’osservatorio al suolo H.E.S.S. sito in Namibia. Gli scienziati di Fermi si aspettavano due picchi di emissione gamma in corrispondenza dei due attraversamenti del disco previsti, ma ciò non è avvenuto.

Durante il primo transito, nel periodo compreso tra metà novembre e metà dicembre 2010, è stata osservata un’emissione gamma debole ma sufficiente da essere rilevabile con il telescopio LAT. All’inizio del secondo transito, a metà gennaio 2011, la pulsar ha colto tutti di sorpresa con un’emissione gamma molto maggiore di quella osservata durante il primo transito. Anzi, durante il secondo transito l’emissione non è stata costante ma ha mostrato due picchi ben distinti, il 20 gennaio 2011 ed il 2 febbraio, emettendo, ogni volta, un’energia 15 volte maggiore di quella emessa durante l’intero periodo del primo transito.

Nei raggi X lo stesso sistema è stato osservato con XMM-Newton che ha rilevato un incremento dell’emissione X di un fattore 10000. La causa di questo aumento del flusso X sarebbe imputabile ad una nube di materia emessa dalla stella Be che avrebbe totalmente avvolto la pulsar. Se la pulsar non fosse passata in prossimità della gigante la nube avrebbe proseguito indisturbata. Invece, la presenza del campo gravitazionale della pulsar ha catturato la materia che è stata poi compressa e surriscaldata fino a qualche milione di gradi, trasformandola in una sorgente di raggi X.

 

Fermisky: il cielo gamma a disposizione di tutti

 

FermiSky è una APP per iphone che offre al pubblico curioso di scienza un aggiornamento continuo sui dati della missione Fermi. La APP è il risultato del lavoro di Denis Bastieri dell’Università di Padova e Giacomo Saracco, studente di Informatica dell’Università di Trento. Cosa contiene una APP dedicata al cielo gamma? Diciamo che offre una visione dell’Universo invisibile permettendoci di seguire in diretta le catastrofiche esplosioni che distruggono stelle molto più grandi del nostro sole, la materia che cade su mostruosi buchi neri al centro di distanti galassie, l’accelerazione ad altissime energie dei raggi cosmici, particelle che poi pervadono tutto lo spazio e ci visitano in continuazione.

Visto che questi fenomeni sono in generale di breve durata, il cielo gamma è alquanto mutevole: oggi si accende una galassie, domani è il turno di un’altra, con l’intromissione anche di qualche sorgente della nostra Via Lattea oppure di qualche lampo gamma che ha iniziato il suo viaggio molti miliardi di anni fa, dai confini dell’Universo.

Gli astrofisici si comunicano queste informazioni attraverso gli ATEL (Astronomical Telegram). Sono mezzi trasparenti ed aperti a tutti, ma difficilmente sono di interesse immediato per i non addetti ai lavori. Tuttavia, è grazie alle tasse pagate dai contribuenti che è possibile fare tutti i tipi di ricerca astronomica ed è giusto che tutti possano ricevere qualcosa in cambio dei pochi euro che ogni anno versano per questo nobile scopo. Per questo la APP è gratuita. Da oggi il cielo gamma è alla portata di tutti.

 

Le variazioni della Nebulosa del Granchio

Gli astrofisici sono abituati a vedere un cielo mutevole. Le sorgenti si accendono e si spendono a seguito dei processi che avvengono nel loro interno. Non tutti gli oggetti celesti, però, sono variabili. Alcune sorgenti emettono sempre lo stesso flusso. La costanza diventa una virtù che viene sfruttata dalle missioni spaziali che hanno molto bisogno di sorgenti di riferimento. Per controllare il funzionamento degli strumenti di bordo è necessario puntare periodicamente questi fari celesti. In astrofisica delle alte energie la migliore delle sorgenti di riferimento è sempre stata la nebulosa del Granchio. È il resto di una esplosione di supernova descritta in dettaglio dagli astronomi imperiali cinesi nell’anno di grazia 1054.

All’interno della struttura un po’ filamentosa, che ai primi che l’hanno osservata al telescopio ha ricordato le chele di un granchio, c’è un pulsar, un oggetto celeste minuscolo e superdenso, che è il resto della stella esplosa. Poiché concentra in un volume molto piccolo il patrimonio di campo magnetico e di energia rotazionale che ha ereditato dalla stella progenitrice, sicuramente molto più grande del nostro Sole, ha caratteristiche straordinarie che ne fanno un laboratorio per lo studio della fisica estrema. Le leggi della conservazione dell’energia rotazionale e magnetica fanno si che il pulsar del Granchio ruoti 33 volte al secondo e abbia un campo magnetico un milione di milioni di volte maggiore di quello che fa orientare le bussole sulla terra. Per questo, un pulsar è un acceleratore naturale di particelle che poi producono radiazione di alta energia e rendono la nebulosa del Granchio ed il suo pulsar una delle sorgenti più brillanti del cielo X e del cielo gamma. Lo sappiamo da circa 40 anni, da quando abbiamo imparato a mandare in orbita strumenti in grado di rivelare i raggi X e quelli gamma, che sono totalmente assorbiti dall’atmosfera. La nebulosa del Granchio è stato uno dei primi oggetti celesti studiati dai satelliti astronomici e, visto che è così brillante, è diventata una delle sorgenti di riferimento del cielo della alte energie. Ogni satellite astronomico la punta regolarmente per dimostrare il buon funzionamento dei suoi strumenti.

Una certezza astrofisica che è andata in frantumi nel settembre del 2010, quando AGILE, piccolo satellite scientifico dell’Agenzia Spaziale Italiana, dedicato allo studio del cielo gamma, ha scoperto una significativa variabilità nel flusso gamma della sorgente. Non era un effetto do poco conto, nel giro di due giorni il flusso gamma delle nebulosa era raddoppiato. Per quanto fosse una specie di eresia astrofisica, il risultato di Agile era inequivocabile e veniva subito confermato dal satellite Fermi. All’inizio si è pensato ad uno starnuto del pulsar. Peccato che gli astronomi radio e quelli ottici e quelli X dicessero che tutto sembrava normale ed il pulsar non mostrava stranezze. Anche in gamma il pulsar sembrava stabile, la variabilità doveva venire dalla regione circostante. È quindi la nebulosa la responsabile dell’aumento di flusso, anche se appare chiaro che la grande variabilità è limitata ai raggi gamma. Il flusso X e ottico della nebulosa interna, quella più vicina al pulsar varia di poco.

In questa animazione la variazione della nebulosa del Granchio è evidenziata confrontando il flusso registrato durante il flare di aprile con il flusso medio misurato dalla sorgente. Sulla sinistra è visibile Geminga che rimane costante.

Ancora più sorprendente è il comportamento registrato nell’aprile 2011, quando le nebulosa del Granchio è diventata la sorgente più brillante del cielo gamma, battendo il pulsar delle Vele, da sempre la sorgente dominatrice delle mappe celeste costruite dai telescopi gamma in orbita. Stavolta la crescita del flusso gamma da parte delle nebulosa è di circa un fattore 10. Mentre la posizione della sorgente rendeva impossibile le osservazioni ottiche, sono state fatte ripetute osservazioni X con il satellite Chandra. Purtroppo, anche questa volta, non è stata trovata evidenza di cambiamenti drammatici nell’emissione X. La variabilità rimane tutta e sola nei raggi gamma.

 

Antimateria e raggi gamma dai temporali

L’osservatorio Fermi ha osservato per la prima volta fasci di antimateria prodotti dai temporali terrestri. Gli scienziati pensano che l’antimateria venga prodotta dai TGF, lampi gamma di origine terrestre associati ai temporali, in particolare sembra che siano i lampi a scatenarli nella sommità delle nubi temporalesche. Quando l’antimateria incontra la sua controparte di materia le due particelle si annichilano producendo due fotoni gamma con energia ben precisa: 511 keV. Lo strumento GBM, a bordo dell’osservatorio Fermi, ha rilevato proprio emissione gamma a 511 keV segno evidente dall’annichilazione di un positrone con un elettrone.

Fermi è in grado di rilevare i TGF quando transita sopra le celle temporalesche, ma, nella maggior parte dei casi, il satellite transita lontano dai temporali. Quando la navicella è lontana non può rilevare direttamente il lampo gamma, in realtà però la navicella rimane connessa con il fenomeno.

L’emissione di particelle e anti particelle accelerate duranti i temporali viene seguita dalla loro cattura nelle linee di induzione del campo magnetico terrestre. I due fasci di materia e antimateria proseguono spiraleggiando lungo le linee di campo fino a raggiungere e superare l’osservatorio Fermi ; giunti al punto di riflessione, per effetto bottiglia magnetica, il moto dei due fasci viene invertito passando di nuovo nelle vicinanze dell’osservatorio Fermi, che rivela il segnale dell’annichilazione una seconda volta.

La simulazione di un tgf (Mov - 8 Mb)

è proprio questa doppia emissione che ha permesso agli scienziati che operano con Fermi di determinare che i TGF sono sorgenti di materia e antimateria.

 

La grande bolla

Analizzando i dati raccolti dall’osservatorio Fermi è stata rivelata una struttura centrata attorno al nucleo della nostra galassia mai vista prima. La struttura si estende per 50.000 anni luce e potrebbe essere il resto di una passata attività del buco nero supermassiccio presente nel centro galattico. La struttura rivelata da Fermi è centrata sul nucleo galattico e ha due lobi perpendicolari al disco galattico ed estesi fino a 25.000 anni luce.

Se questa struttura emettesse anche nel visibile, coprirebbe più della metà del cielo interessando tutta la regione che va dalla costellazione della Vergine alla costellazione australe della Gru.

La scoperta è avvenuta processando con metodi non standard i dati del telescopio LAT. Le missioni precedenti non hanno permesso di rilevare questa struttura perché il cielo, nella banda gamma, è dominato da radiazione diffusa. Oggi, l’uso di modelli sempre più raffinati della radiazione diffusa, unita alla qualità dei dati del LAT, ha permesso di eliminare la radiazione diffusa dalle immagini di Fermi mettendo in risalto la gigantesca bolla gamma.

L’analisi spettrale ha messo in evidenza che la nuova bolla presenta uno spettro più energetico rispetto alla radiazione diffusa osservata in tutto il disco galattico, inoltre la struttura ha contorni ben definiti, cosa che fa ipotizzare che abbia avuto una genesi piuttosto rapida.

Si pensa che alla base della struttura ci sia una coppia di getti relativistici emessi dal buco nero supermassiccio presente nel nucleo della nostra galassia. Questi getti sono generati nel disco di accrescimento alimentato dalla materia che cade sul buco nero. Sebbene oggi non vi sia alcuna evidenza della presenza di questi getti, essi avrebbero comunque potuto essere presenti nel passato.

Il video del rilevamento della Bolla (Mov - 18 Mb)

Alternativamente, la bolla potrebbe anche essersi formata a causa di flussi di gas prodotti da un eccezionale evento di formazione stellare, pensiamo all’evento che potrebbe aver prodotto gli ammassi stellari presenti attualmente nella nostra galassia. Sarebbe qualcosa di analogo a quello che avviene nelle galassie starburst, quelle con elevata attività di formazione stellare, nelle quali si sono osservati significativi getti di gas.

 

 

Un lampo gamma da una Nova

Le novae sono uno dei fenomeni celesti che hanno colpito l’umanità fin dai tempi più antichi. Una stella, in generale invisibile ad occhio nudo, improvvisamente si accende, e va ad aggiungersi agli astri già visibili. In questo senso è una stella nuova (nova, appunto) e risplenderà per qualche tempo, per poi spegnersi e tornare nell’anonimato. Nei secoli passati tutto ciò che diventava improvvisamente visibile in cielo era classificato come nova, indipendentemente dalla luminosità e dall’evoluzione temporale. Pensiamo, per esempio all’evento del 1604 descritto da Keplero nel “De stella nova in pede serpentari” che adesso sappiamo essere stato un supernova, che è ora uno splendido resto di supernova, ovviamente chiamato Kepler SNR.

Concentrandoci sulle vere Novae, adesso sappiamo che si tratta dell’interazione tra una nana bianca ed una stella gigante, legate in un sistema binario. Il vento della stella gigante disperde isotropicamente materia dei suoi strati più esterni nello spazio circostante ed una piccola parte si deposita sulla superficie della nana bianca che la accumula pazientemente, fino ad averne una quantità sufficientemente calda e densa per innescare una fusione termonucleare, che brucia la materia accumulata e fa risplendere in modo straordinario la stellina. Finito il combustibile, tutto torna come prima e la nana bianca ricomincia ad accumulare materiale a spese della stella compagna. La fenomenologia di queste esplosioni è ben nota: l’emissione ottica ha uno spettacolare massimo iniziale seguito da un lento declino, inoltre sappiamo che, in alcuni casi, il fenomeno si ripete a distanza di decine o centinaia di anni.

Grazie all’astronomia dallo spazio è stato possibile rivelare anche l’emissione X di questi sistemi ed è stato notato che il flusso X aumenta settimane dopo il massimo ottico, un ritardo sicuramente dovuto all’assorbimento dei raggi X da parte della materia e del gas presente al momento dell’esplosione. Perché i raggi X possano uscire indenni dal sistema binario bisogna lasciare espandere e diradare il gas, cosa che richiede qualche tempo.

Il 10 Marzo 2010 un gruppo di astrofili giapponesi osserva che la stella V409 Cygni, un sistema binario simbiotico molto attivo, formato da una gigante rossa pulsante, simile al prototipo MIRA, e da un nana bianca è balzato a magnitudine 6,9: è una Nova. Il gruppo l’ha osservata alle 19:08 UT del 10 Marzo ma non è sicuro dell’epoca esatta dell’esplosione visto che l’osservazione precedente era stata fatta 3 giorni prima. In ogni caso, dopo l’annuncio, la sorgente viene osservata molto spesso ed inizia subito a diminuire la sua luminosità.

V409 Cyg è una vecchia conoscenza, è stata seguita per decenni, tipicamente ha magnitudine tra 13 e 16 ma negli ultimi due anni si era attestata tra 9 e 12. Utilizzando la pulsazione di 745 giorni della gigante rossa nel contesto della relazione periodo luminosità delle stelle di tipo Mira, si può ottenere la luminosità della gigante e quindi la sua distanza, che risulta 2,7 kpc.

Lasciamo astronomi e astrofili con i loro telescopi saldamente piantati sulla terra e spostiamoci in orbita dove si possono studiare i fotoni più energetici dello spettro, quelli che non riescono a penetrare l’atmosfera.

Il telescopio per raggi gamma Fermi LAT opera in modo da osservare tutto il cielo ogni tre ore, dedicando in media circa 20 minuti ad ogni direzione del cielo. Confrontando i dati raccolti durante passaggi successivi ci si può rendere conto se il cielo è tranquillo oppure se stia succedendo qualcosa, per esempio se una sorgente stia mostrando segni di irrequietezza diventando più brillante o più debole. In alcuni casi si vedono apparire sorgenti che prima non c’erano. Allora è naturale chiedersi quale possa essere l’oggetto celeste responsabile di questa subitanea emissione di fotoni gamma, ognuno dei quali trasporta energia equivalente a miliardi di fotoni ottici. La prassi, in questi casi, è controllare gli annunci astronomici online per vedere se qualcosa di interessante sia stato visto dalla stessa regione del cielo ad altre lunghezze d’onda. Nel caso si abbia fortuna e si trovi un potenziale colpevole, inizia uno studio dettagliato per capire se la sorgente variabile rivelata da Fermi e quella riportata da telescopi che operano nell’ottico, nel radio o nei raggi X siano lo stesso oggetto. Se le posizioni coincidono si deve studiare la tempistica per capire se l’aumento di luminosità sia contemporaneo oppure se ci siano anticipi o ritardi. Ovviamente vedere emissione contemporanea a diverse lunghezze d’onda è un dato importantissimo per identificare la nuova sorgente gamma con un determinato oggetto celeste.

Altrettanto importante, almeno dal punto di vista psicologico, è sapere che l’oggetto in questione appartiene ad una classe di sorgenti “certificate”, cioè già rivelate nei raggi gamma se si incontra un oggetto totalmente nuovo, sul quale nessuno non aveva mai nemmeno pensato di fare previsioni, è molto più difficile trarre conclusioni.V407 Cyg ricade perfettamente in questa ultima categoria. Nei giorni successivi all’esplosione della Nova la collaborazione internazionale responsabile per l’analisi dei dati Fermi era riunita a Parigi per uno dei suoi meeting plenari che si tengono ogni sei mesi. Tra i numerosi argomenti di discussione si è parlato della presenza il 13-14 marzo 2010 di una sorgente mai vista prima nella regione del Cigno (vedi figura 2). Cosa poteva essere? Alla riunione qualcuno ha fatto notare che un gruppo di astrofili giapponesi aveva riportato la rivelazione di una nova (V407 Cygni) da una posizione compatibile con quella (meno accurata) della sorgente gamma, aggiungendo però che non c’erano ragioni di ritenere che una nova potesse produrre raggi gamma. Mi ricordo di essere intervenuta per dire che, al contrario, mi sembrava una splendida opportunità per andare ad indagare qualcosa di veramente inaspettato, il fatto che nessuno avesse previsto emissione gamma da una nova non significava che fosse impossibile. Nei giorni successivi, un’analisi più dettagliata dei dati mostrava che la prima rivelazione di una debole sorgente era avvenuta nelle ultime sei ore del 10 Marzo 2010 e che l’attività era proseguita raggiungendo il valore massimo circa 4 giorni dopo, per poi affievolirsi fino a sparire completamente il 25 marzo 2010, coprendo in totale due settimane

Oltre alla coincidenza spaziale, ben visibile dalla mappa Fermi accumulata nei 15 giorni di attività della sorgente c’era una chiarissima coincidenza temporale. La sorgente gamma non poteva essere che la Nova, la prima volta che un sistema di questo tipo veniva colto nell’atto di emettere radiazione così energetica. Restava da capire quale tipo di meccanismo di emissione fosse al lavoro per produrre i nostri fotoni così energetici che possono solo essere prodotti delle interazioni di particelle accelerate con altre particelle, con fotoni o con campi magnetici. In ogni caso, l’ingrediente indispensabile sono le particelle accelerate ad energie relativistiche. Nel caso di una nova l’unico fattore accelerante può essere l’esplosione termonucleare che crea un’onda d’urto che si espande nel vento (decisamente denso in termini astrofisici) della gigante rossa. L’energetica non è certo quella dell’onda d’urto di una supernova, qui deve essere tutto scalato di molti ordini di grandezza. Il meccanismo di accelerazione stocastica, originariamente proposto proprio da Enrico Fermi, può sfruttare l’onda d’urto per accelerare sia elettroni sia protoni che, interagendo con il vento della gigante rossa, possono produrre i raggi gamma. I protoni accelerati interagiscono direttamente con altri protoni (sostanzialmente fermi) del vento stellare, la collisione tra due protoni produce, tra l’altro, i pioni ?0 che decadono immediatamente di due raggi gamma. Gli elettroni, invece, trovano sulla loro strada i fotoni ottici e infrarossi emessi dalla gigante e, grazie all’effetto Compton inverso, cedono a questi fotoni parte della loro energia trasformandoli in fotoni gamma. In effetti la curva di luce gamma di V407 Cyg può essere interpretata, almeno dal punto di vista fenomenologico, seguendo l’espansione dell’onda d’urto nel vento della stella gigante, tenendo conto che una parte si espande verso la stella, quindi verso strati più densi del vento stellare mentre un’altra procede in senso opposto, verso l’esterno, dove il vento si disperde.

La mancanza di ritardi tra l’emissione ottica (che coincide con l’esplosione termonucleare) e quella gamma indica che l’accelerazione è immediata e che le particelle (protoni ed elettroni) trovano subito le condizioni necessarie per produrre raggi gamma, mentre il ritardo di qualche giorno nel massimo di emissione gamma potrebbe indicare che solo allora le particelle accelerate hanno raggiunto le zone dove l’espansione dell’onda d’urto ha accumulato abbastanza materiale. Nei giorni successivi, la continua espansione dell’onda d’urto, che ovviamente diventa sempre più debole, diluisce in un volume sempre più grande le particelle accelerate causando la diminuzione dell’emissione gamma.

La fine dell’attività gamma è coincisa con l’inizio dell’attività X che ha avuto il suo massimo 30 giorni dopo l’esplosione della Nova (vedi figura 1). Mentre l’emissione gamma è probabilmente localizzata nella direzione della gigante rossa, dove l’ambiente è più denso, quella X, disturbata dalla densità troppo alte, ha origine in direzione opposta, lontano dalla gigante rossa.

Sicuramente la rivelazione di emissione gamma da una Nova è stata una sorpresa, tanto gradita quanto inaspettata, che ha fatto aggiungere le Novae tra le possibili sorgenti galattiche di raggi gamma, anche se temiamo che lo Novae adatte ad emettere raggi gamma non siano poi così numerose. Sicuramente questa osservazione costituisce un link inaspettato tra l’astronomia più tradizionale con quella più nuova, diventata possibile solo grazie alla conquista dello spazio.

 

Tratto da "Le Stelle", novembre 2010

 

Pubblicati su Science articoli sulle scoperte di Fermi

 

Sempre più fitto il mistero del fondo gamma

Gli astronomi, utilizzando le immagini prodotte con il telescopio LAT, sono riusciti ad ottenere la stima più precisa mai ottenuta della radiazione gamma dal fondo del cielo. Fino ad oggi si riteneva che questa radiazione di fondo gamma fosse prodotta dalla somma di migliaia di sorgenti deboli extragalattiche, in particolare si riteneva che i candidati più plausibili fossero i nuclei galattici attivi abbastanza lontani da apparire così deboli da non essere rilevabili individualmente dal telescopio Fermi. Utilizzando le osservazioni del telescopio LAT, è stata fatta un’attenta e precisa analisi delle immagini per ottenere una riproduzione “sintetica” del radiazione diffusa prodotta dalla nostra galassia da sottrarre alla mappa “reale” del cielo. Dopo aver tolto l’emissione galattica ciò che è rimasto è l’emissione extragalattica prodotta da diverse centinaia di sorgenti ben risolte, molte delle quali sono anche state identificate, e da un fondo che permea tutto l’universo.

Il fondo extragalattico è molto debole e può essere facilmente nascosto dall’emissione molto più brillante del fondo galattico, per questo motivo la sottrazione del contributo galattico deve essere fatta con grande attenzione.

Utilizzando il modello standard dei nuclei galattici attivi, che prevede emissione gamma grazie a due meccanismi di emissioni ( effetto Compton inverso o interazione protone-protone ), si è valutato il contributo di un nucleo galattico attivo molto lontano ad energie comprese tra 0,1 e 100 GeV. Utilizzando questi calcoli ed combinandoli alla popolazione dei nuclei attivi osservati ad altre frequenze si è potuto determinare che il contributo al fondo gamma dei nuclei galattici attivi non va oltre al 30 %.

Rimangono ancora ignote le sorgenti responsabili del resto del fondo gamma. Sono già state avanzate alcune ipotesi che potranno essere verificate soltanto tra alcuni anni quando disporremo di molto più dati del telescopio LAT. Una prima ipotesi riguarda il contributo dell’interazione tra particelle accelerate in galassie con elevato tasso di formazione stellare e di supernovae ed il mezzo intergalattico, tale fenomeno avrebbe forte rilevanza in ammassi di galassie in collisione. Una seconda ipotesi, che tra l’altro appare ancora più affascinante, invoca particelle esotiche di materia oscura che, interagendo tra di loro, potrebbero produrre i fotoni gamma responsabili del fondo osservato.

 

Fermi da ragione a Fermi

Enrico Fermi aveva ragione quando sessant’anni fa per primo propose un meccanismo in grado di spiegare le enormi energie raggiunte dai raggi cosmici che permeano la nostra Galassia. Lo confermano le recenti osservazioni della missione per lo studio dei raggi gamma che la NASA ha dedicato proprio al famoso scienziato italiano. Il satellite Fermi, infatti, al quale l’Italia collabora con l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), l’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e l’Agenzia Spaziale Italiana (ASI), ha trovato la prova conclusiva che le cose stanno effettivamente come era stato ipotizzato dal grande fisico.

I raggi cosmici sono particelle cariche di altissima energia che raggiungono il nostro pianeta attraversandoci come una continua pioggerellina battente. Secondo l’ipotesi di Fermi, i raggi cosmici vengono accelerati in dense nubi di gas magnetizzato in movimento. Per molti anni questo “meccanismo di Fermi” con le sue varianti è rimasto l’unico praticabile e proprio per la sua importanza la Nasa ha deciso di dare il nome di Fermi al grande osservatorio spaziale per l’astronomia gamma lanciato nel giugno 2008. Negli ultimi 50 anni gli astrofisici hanno individuato nei resti delle supernove i siti cosmici più adatti a creare le condizioni previste da Fermi. E oggi il Large Area Telescope (LAT), il rivelatore per raggi gamma di alta energia collocato a bordo del satellite Fermi, ha infatti osservato in vari resti di supernova un’intensa emissione gamma correlata con gli strati di materia espulsa nell’esplosione e con la presenza di dense nubi di gas interstellare.

Un resto di supernova è la struttura risultante dalla gigantesca esplosione con cui termina la propria vita una stella di grande massa quando ha esaurito il combustibile nucleare, che “bruciando” ne sorregge l’enorme massa gravitazionale. Il meccanismo svelato dal satellite Fermi è semplice e chiaro: i protoni, che costituiscono la maggior parte dei raggi cosmici sono inizialmente accelerati nelle collisioni fra gli strati di materia espulsa nell’esplosione di supernova ed emettono raggi gamma di altissima energia quando interagiscono con i nuclei atomici del gas interstellare. Le osservazioni di Fermi hanno mostrato evidenza di questo meccanismo in ben quattro resti di supernove di varie età (da estremamente giovani, cioè di poche centinaia di anni, ad altre risalenti a migliaia di anni fa). A più di sessant’anni di distanza, quindi, l’ipotesi di Enrico Fermi trova una conferma sperimentale.

Filmato dei resti di supernova osservati da Fermi (Mov, 25 Mb) Il meccanismo di produzione dei fotoni gamma (mov, 15 Mb)

 

In tre mesi Fermi allarga la famiglia delle pulsars al milliscondo

Utilizzando i dati del primo catalogo di sorgenti gamma di alta energia individuate dall’osservatorio orbitale Fermi, alcuni radioastronomi hanno studiato un centinaio tra le sorgenti non identificate scoperto ben 17 sorgenti pulsar al millisecondo. Si tratta di stelle di neutroni in rapida rotazione che in un secondo possono compiere più di mezzo migliaio di rotazioni sul proprio asse. Esse sono il resto dell’esplosione di una stella massiccia accelerate dallo scambio di materia con una stella compagna in un sistema binario.

Fino al 2009 si conoscevano circa 60 pulsar al millisecondo, scoperte nell’arco di 28 anni. Individuare questi oggetti è tutt’altro che facile, anzi, richiede un’analisi temporale molto accurata e prolungata nel tempo. Fino ad oggi, per scovare i pulsar velocissimi i radioastronomi hanno spazzato vaste regioni del cielo, focalizzando poi le osservazioni sugli oggetti più interessanti, ma i lunghi tempi richiesti per l’elaborazione dei dati ha limitato notevolmente il numero di scoperte. Con l’avvento del telescopio orbitale Fermi, i radio astronomi hanno potuto focalizzare la loro attenzione sulle sorgenti gamma, evitando di spazzare vaste regioni del cielo. Osservando le sorgenti fermi non identificate, in tre mesi 17 pulsars al millisecondo si sono aggiunte alle 60 scoperte in 28 anni.

Di queste pulsar si conosce ancora poco, la maggior parte sono membri di un sistema binario e 4 di esse stanno strappando materia alle loro compagne distruggendole. In alcuni casi le compagne sono ridotte ad una massa di poche decine di volte la massa del pianeta Giove.

 

Le diverse popolazioni di sorgenti gamma viste dalla missione Fermi nel primo anno di attività

Utilizzando i dati raccolti dal telescopio LAT(a bordo della missione FERMI) durante il primo anno di attività, la collaborazione internazionale preposta all’analisi dei dati gamma ha compilato un catalogo che costituisce una pietra miliare dello studio delle sorgenti gamma di alta energia. In parallelo è stato condotto uno studio sistematico delle galassie attive che costituiscono la maggior parte delle sorgenti gamma al di fuori dalla Via Lattea.

Il nuovo catalogo delle sorgenti gamma è stato denominato 1FGL (un acronimo che significa primo catalogo di sorgenti Gamma viste dallo strumento Lat a bordo della missione Fermi). Le osservazioni coprono al primo anno della missione di Fermi , dall’agosto 2008 all’agosto 2009, e sono relative all’intervallo di energia che va da 100 MeV a 100 GeV. Il catalogo 1FGL rappresenta la più accurata e completa descrizione di sorgenti gamma di alta energia di cui disponiamo: contiene 1451 sorgenti, un numero molto maggiore di tutte quelle contenute nei cataloghi precedenti. Le posizioni sono determinate con una precisione dell’ordine di 10 arcmin ed, per ogni sorgente, vengono fornite le misure dei flussi in 5 intervalli di energia mentre la variabilità viene studiata su diverse scale di tempo.

Il catalogo 1FGL rappresenta un’importante risorsa per molti studi, compresi quelli dedicati alla scoperta ed alla descrizione di nuove popolazioni di sorgenti gamma di alta energia. Le ottime prestazioni del telescopio LAT ha permesso di rilevare molte più popolazioni di sorgenti gamma di quante ne fossero state identificate ufficialmente nel passato. Grazie ai risultati ottenuti al primo anno ed al catalogo 1FGL, la collaborazione LAT sta raccogliendo prove dell’esistenza nuove popolazioni: i pulsar al millisecondo, i pulsar senza significativa emissione radio, le galassie attive della famiglia dei Blazar e le galassie con forte attività di formazione stellare. Promettono bene anche altre potenziali popolazioni, come i sistemi X binari (compresi i micro quasar) e gli amassi globulari.

Oltre alle nuove popolazioni e quelle già conosciute, il catalogo 1FGL, contiene informazioni sulle possibili associazioni delle sorgenti gamma con sorgenti note ad altre lunghezze d’onda. Fare un’associazione in base alla posizione non porta all’identificazione di una sorgente ma costituisce un metodo per determinare il potenziale gamma delle diverse classi di sorgenti celesti e, cosa molto importante, rivela quali classi di sorgenti non compaiano mai nella lista delle possibili associazioni.

Utilizzando una definizione conservativa, basata sulla posizione, la collaborazione LAT ha rilevato 631 di queste sorgenti senza una precisa associazione. Le numerose sorgenti non associate, costituiscono un potenziale terreno di future scoperte .

Più di 100 delle sorgenti non associate si trovano nelle vicinanze o all’interno del piano della Via Lattea; l’emissione diffusa dei raggi gamma della Via Lattea rende la rilevazione e la descrizione delle sorgenti gamma particolarmente difficile. La grande sfida, per quanto riguarda molte di queste sorgenti descritte nel 1FGL, sarebbe quella di capire la natura delle emissione diffusa prodotta dalle collisioni dei raggi cosmici con il gas ed i fotoni che permeano la galassia.

La più numerosa popolazione di sorgenti a raggi gamma identificate nel catalogo 1FGL sono galassie attive, le cui emissioni gamma sono riconducibili agli outburst di particelle di alta energia accelerate nelle regioni nucleari, dove la materia precipita in un enorme buco nero centrale.

Il Primo catalogo LAT sulle Galassie attive (1LAC), che esce parallelamente al catalogo generale, presenta un esauriente studio delle popolazioni di questi blazars basato su un set d’informazioni dell’1FGL. 1LAC contiene più di 800 sorgenti dello 1FGL. Il catalogo 1LAC include osservazioni che vanno da lunghezze d’onda radio a quelle ad energie TeV in maniera da descrivere le galassie attive e le 3 popolazioni descritte in base allo spettro a raggi gamma, alla loro variabilità e luminosità insieme alle proprietà misurate ad altre lunghezze d’onda. Il 1LAC rappresenta di gran lunga il campione più grande delle galassie con emissione nei raggi gamma e costituisce un punto di riferimento ed una preziosa risorsa per lo studio delle singole galassie e delle popolazioni di galassie attive.

 

Un cielo sempre più nitido

I fotoni gamma sono molto più energetici di quelli ottici ma sono anche più rari, per questo è impensabile ottenere un’immagine nitida dopo poche ore di osservazione. Le immagini del cielo gamma sono il frutto di giorni, settimane o mesi di osservazioni. Ovviamente, tempi di integrazioni più lunghi permettono di raccogliere un maggior numero di fotoni gamma con i quali è possibile ottenere immagini di migliore qualità.

Il video qui mostrato mette in evidenza il netto miglioramento delle immagini del cielo prodotte con i dati del LAT utilizzando intervalli di integrazione di 1 settimana, 1 mese, 3 mesi, 6 mesi e un anno.

Il video del cielo gamma ripreso da Fermi (MP4 - 5 Mb)

 

Il telescopio Fermi rivela una popolazione di stelle di neutroni radio quiete

Una nuova classe di stelle di neutroni trovata con il telescopio LAT a bordo dell’osservatorio Fermi sta risolvendo il mistero delle sorgenti gamma non identificate permettendo agli scienziati di comprendere meglio i meccanismi di emissione di questi astri.

Un recente lavoro descrive l’emissione di 16 stelle di neutroni scoperte con l’osservatorio Fermi sulla base dell’emissione di raggi gamma di alta energia.

L’esistenza di una popolazione di stelle di neutroni radio quiete era sospettata da tempo, ma prima del lancio dell’osservatorio Fermi l’unica stella di neutroni radio quieta era stata travata grazie alle osservazioni in banda X e solo in un secondo tempo confermata in gamma.

Identificare delle pulsar nei dati ottenuto con il LAT non è affatto semplice, sono necessarie tecniche matematiche complesse e parecchie ore di raccolta dati; per identificare le pulsazioni delle stelle di neutroni più deboli sono necessarie settimane, se non addirittura mesi di osservazione visto che dalle pulsar più deboli osservate arrivano appena due fotoni gamma al giorno.

Delle 16 pulsar individuate da Fermi, 13 sono associate a sorgenti precedentemente non identificate ed osservate da EGRET a bordo dell’osservatorio orbitale Compton.

Una pulsar emette onde radio in due fasci collimati che partono dai due poli magnetici che non coincidendo con i poli dell’asse di rotazione della stella spazzano il cielo periodicamente. Se questi fasci non spazzano la superficie terrestre la stella di neutroni ci appare radio quieta. L’intenso campo magnetico che circonda queste stelle può accelerare le particelle cariche fino a velocità prossime a quelle della luce, queste particelle con successive interazioni sono responsabili dell’emissione gamma osservata da Fermi.

Vedere stelle di neutroni in raggi gamma ma non nel radio significa che il cono di emissione gamma è più grande di quello radio.

 

L’osservatorio Fermi trova una nuova classe di galassie attive

Il telescopio a raggi gamma Fermi ha scoperto un nuovo tipo di galassie attive che vanno ad unirsi ai due tipi di galassie già note come sorgenti di raggi gamma: le radiogalassie e i blazars. Utilizzando il telescopio LAT è stato osservata l’emissione gamma dalla galassia di tipo Seyfert 1 catalogata come PMN J0948+0022 situata a 5,5 miliardi di anni luce dal Sole nella costellazione del sestante.

Le galassie attive sono solitamente caratterizzate da un nucleo generalmente molto luminoso e da getti dove si ha evidenza di particelle accelerate a velocità prossime a quella della luce. Nel 1943 l’astronomo Carl Seyfert studiando due tipi di galassie attive distingue sulla base della larghezza delle righe spettrali, parametro che fornisce importanti indicazioni sulle velocità e il moto del gas e delle particelle in prossimità del nucleo. Oggi si conoscono più classi di galassie attive ma si pensa che si tratti dello stesso fenomeno osservato da diverse angolazioni.

Al centro delle galassie attive si trova un buco nero di alcuni milioni di volte la massa del Sole. Grazie a processi non ancora del tutto compresi la materia che precipita verso il buco nero viene convogliata in due getti e accelerata a velocità prossime a quelle della luce.

A differenza della maggior parte delle galassie di Seyfert di tipo 1 PMN J0948 produce emissioni radio piuttosto intense suggerendo la presenza di questi getti di materia che sarebbero i responsabili dell’emissione gamma. Le osservazioni dell’osservatorio orbitale Fermi aprono una nuova frontiera perché sarà possibile osservare simultaneamente galassie come questa in differenti lunghezze d’onda per avere un quadro più chiaro sul loro comportamento anomalo.

 

L’osservatorio Fermi e l’osservatorio HESS studiano un blazars

Utilizzando telescopi ottici al suolo, l’osservatorio HESS in Namibia e l’osservatorio Fermi è stato possibile osservare in tutto lo spettro il blazars PKS2155-304 nella costellazione del pesce australe. PKS2155-304 è un blazar cioè una galassia attiva con un buco nero supermassiccio centrale caratterizzato da un toro di plasma in caduta su di esso e da due getti relativistici, uno dei quali è rivolto verso di noi.

PKS2155-304, come tutti i blazars, è soggetto a repentine variazioni di luminosità con periodi di intensa attività alternati a periodi quieti. Effettuando osservazioni simultanee del Blazar con strumenti che operano in differenti bande di energie, le sorprese non sono mancate: durante i periodi di intensa attività il balzar ha mostrato una straordinaria correlazione tra gli aumenti e le cadute dell’emissione sia nell’ottico che nei raggi X e gamma, durante i periodi di quiescenza invece la correlazione nelle variazioni è venuta a mancare.

 

Fermi ci fornisce la migliore visione del cielo gamma

L’immagine del cielo fornita da Fermi in tre mesi di osservazione ha una nitidezza senza precedenti dal sistema solare fino alle galassie più remote. L’immagine del cielo ottenuta da Fermi ci mostra il cielo come apparirebbe ad un occhio sensibile ad energie 150 milioni di volte superiori a quella della luce. Il primo catalogo delle sorgenti gamma viste da Fermi ne comprende 205. Il LAT effettua una scansione di tutto il cielo ogni 3 ore permettendo di confrontare osservazione della stessa regione del cielo e di verificare la variabilità di alcune sorgenti. Nella mappa sono evidenziate 5 sorgenti vicine e cinque lontane:

Tra le scoperte più lontane troviamo:

 

Osservata una serie di lampi da una sorgente gamma

Usando il telescopio Fermi e l’osservatorio SWIFT sono state viste ripetute esplosioni provenienti da un residuo stellare distante circa 30000 anni luce. La serie di “fuochi d’artificio” proviene da una raro tipo di stella di neutroni conosciuta come soft gamma repeater, cioè una sorgente di lampi gamma a bassa energia che si ripetono. La sorgente osservata con Fermi ha prodotto più di 100 lampi nell’arco temporale di soli 20 minuti, il più intenso di essi ha emesso un’energia totale superiore a quella emessa dal sole in 20 anni.

La sorgente si trova nella costellazione australe della Norma, è stata catalogata come sorgente X e negli ultimi due anni gli astronomi erano riusciti ad identificare delle pulsazioni radio e X. L’oggetto in questione ha iniziato con una serie di eruzioni di modesta entità il 3 ottobre 2008 seguite da una quiete improvvisa. Il 22 gennaio 2009 la sorgente si è risvegliata con un’eruzione di elevata intensità. La sorgente è stata catalogata con la sigla SGR J1550-5418.

Gli astronomi ipotizzano che i soft gamma repeater siano delle stelle di neutroni in rapida rotazione con un campo magnetico almeno 1000 volte più intenso delle altre. Queste stelle sono chiamate magnetars è sono caratterizzate dai campi magnetici più intensi di tutto l’universo. SGR J1550-5418 è una magnetar con periodo di rotazione di 2,07 secondi, un vero record, si tratta della magnetar col periodo di rotazione più breve che si conosca. Si ritiene che le esplosioni che sono all’origine dei lampi gamma siano dovute a materia intrappolata e energizzata dai campi magnetici.

Utilizzando il telescopio a raggi X a bordo di SWIFT Andrea Tiengo, un ricercatore dell’INAF-IASF di Milano ha potuto osservare una sequenza di eco visibili nelle immagini come archi concentrici che sono dovuti all’interazione dei fotoni X con il mezzo interstellare. La scoperta di questi gusci di materia potrebbe essere utilissima per affinare anche la nostra conoscenza sulla distanza di SGR J1550-5418.

 

 

Fermi riprende l’esplosione di un lampo gamma

Il lampo gamma GRB080916C è stato osservato da entrambi gli strumenti dell’osservatorio orbitale Fermi. Sia LAT sia GBM hanno formito importanti misure sul flash iniziale del lampo ed hanno permesso di determinare che l’entità dell’emissione nei raggi gamma è di un fattore 5000 volte maggiore rispetto a quella in ottico.

32 ore dopo il primo picco, Jochen Greiner del Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics ha guidato un gruppo di astronomi alla ricerca della luminescenza residua, ricerca resa più agevole dall’elevata risoluzione angolare di cui dispone il LAT rispetto ai telescopi gamma che lo hanno preceduto.

Il gruppo ha utilizzato strumentazione che permette di fare osservazioni in diversi filtri. In alcuni colori, i lampi gamma lontani, mostrano una caduta di luminosità più repentina a causa delle nubi di gas frapposte tra noi e la sorgente. Più la sorgente è lontana, maggiore sarà l’arrossamento da questa subito. Questo metodo ha permesso di stimare la distanza del lampo osservato col telescopio Fermi in 12,2 miliardi di anni luce.

Conoscendo il valore della distanza di GRB080916C, si è potuto stimare che l’evento che ha originato il lampo è circa 9000 volte più energetico di una supernova comune. L’osservazione di questo lampo ha messo in evidenza un ritardo significativo tra l’arrivo dei fotoni rivelati dallo strumento GBM e quelli rivelati dal LAT. Anche se si tratta di un ritardo di pochi secondi su un viaggio di 12 miliardi di anni, è un indizio molto importante per capire la fisica dell’esplosione che ha generato il lampo gamma.

 

 

Animazione delle immagini celesti raccolte da Fermi LAT prima, durante e dopo il lampo gamma GRB 080916C. L’animazione copre circa 8 minuti di dati, che appaiono compressi in 6 secondi. Ogni puntino rappresenta un raggio gamma la cui energia è rappresentata dal colore. Il Blu denota raggi gamma con energia inferiore a 100 milioni di Elettronvolt (l’energia di 1 elettronvolt corrisponde ad un fotone delle luce visibile, quindi parliamo di fotoni molto più energetici di quelli ai quali è sensibile il nostro occhio). Il verde denota energie moderate (tra 1 milione e 1 miliardo di Elettronvolt) mentre il giallo è usato per i fotoni con energia più elevate di 1 miliardo di elettronvolt. L’addensamento di fotoni che compare in basso a sinistra a circa metà dell’animazione è GRB 080916C (Testo di Patrizia Caraveo, animazione realizzata da NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration).

 

I primi tre mesi di Fermi

Questa immagine molto dettagliata mostra il cielo ripreso da Fermi durante i primi tre mesi di osservazione.

 

L’immagine ottenuta nei primi 3 mesi col telescopio LAT ci fornisce una chiara indicazione delle sorgenti gamma presenti in cielo, essa però manca di dinamicità perché non riesce a farci apprezzare la variabilità di molte sorgenti. Per ovviare a tale inconveniente, la NASA ha preparato alcuni spettacolari filmati che mettono in mostra la dinamicità del cielo in banda gamma. I filmati sono costituita da 87 fotogrammi, ciascuno di essi copre un periodo di osservazione di un giorno per un periodo totale di 87 giorni. Dai filmati è possibile distinguere il Sole che si muove lungo il cielo settentrionale, l’emissione però non proviene direttamente dal Sole che sta attraversando una fase quieta ma dall’interazione tra la corona solare e i raggi cosmici incidenti. Altre sorgenti che balzano all’occhio sono i nuclei galattici attivi che possono presentare anche variazioni repentine nell’arco di qualche giorno.

 

Filmato dei primi tre mesi dell’emisfero nord ripreso da Fermi

 

Filmato dei primi tre mesi dell’emisfero sud ripreso da Fermi

 

Filmato dei primi tre mesi di entrambi gli emisferi ripresi da Fermi

 

Filmato dei primi tre mesi dell’emisfero nord ripreso da Fermi, è anche presente un’animazione che evidenza le sorgenti variabili e la loro collocazione nel cielo

 

Filmato dei primi tre mesi dell’emisfero sud ripreso da Fermi, è anche presente un’animazione che evidenza le sorgenti variabili e la loro collocazione nel cielo

 

 

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Fermi scopre una nuova stella di neutroni radioquieta

Generalmente, le stelle di neutroni vengono rivelate a partire dalla loro emissione radio: così ne sono state viste quasi 2000. Più raramente emettono luce visibile, raggi X e gamma ma il canale privilegiato, perchè tecnicamente più facile, rimane quello radio. Con una notevole eccezione : la stella di neutroni Geminga che è una brillante sorgente gamma, una modesta sorgente X, una debolissima sorgente ottica, ed una sorgente radio inesistente. Geminga è stato il primo esempio di pulsar radio quieto, caratteristica che ha fatto nascere il dubbio che la geometria dell’emissione potrebbe essere diversa alle diverse frequenze: più stretta in radio e via via più larga all’aumentare dell’energia. L’area di cielo coperta dall’emissione gamma dovrebbe essere maggiore di quella spazzolata in radio, favorendo l’osservabilità delle stelle di neutroni come sorgenti di raggi gamma, a patto di avere uno strumento gamma capace di raccogliere abbastanza fotoni.

Lo strumento Fermi LAT, lanciato nel giugno di quest’anno, ha la sensibilità necessaria a raccogliere questa sfida e i risultati non si sono fatti aspettare. A solo 4 mesi dal lancio, ecco la scoperta della prima stella di neutroni radio quieta, capita solo grazie alla sua emissione gamma ed ad astutissime tecniche di analisi dati. Per Geminga erano occorsi 20 anni di osservazioni a tutte le lunghezze d’onda ed, alla fine la chiave di volta, l’aveva fornita l’astronomia X quando il satellite ROSAT aveva finalmente scoperto la periodicità della sorgente. Adesso l’astronomia gamma ha imparato la lezione e fa tutto da sola posizionando le sorgenti con buona precisione e cercando periodicità in modo autonomo. Il risultato è la scoperta una stella di neutroni senza emissione radio all’interno del resto di supernova CTA-1, una bolla di gas alla distanza di 4.600 anni luce esplosa circa 10.000 anni fa. La stella di neutroni ruota 3 volte al secondo ed ha il comportamento che ci si aspetterebbe da un pulsar di circa 10.000 anni.

Si tratta quindi di una sorgente più giovane e più energetica di Geminga che non ha trovato una sorella, ma piuttosto una cugina.

Dettagliati studi in raggi X avevano già evidenziato la presenza di una sorgente circondata da una piccola nebulosità che era stata correttamente interpretata come l’emissione di una stella di neutroni e della sua nuvoletta di particelle di alta energia. A differenza di Geminga, però, l’emissione X è molto debole e nessuna ricerca era riuscita a riconoscere la variabilità ritmica che segnala la rotazione di una stella di neutroni. Nemmeno adesso che sappiamo il valore esatto del periodo riusciamo a vedere chiaramente la pulsazione nei dati X che sono disponibili negli archivi astronomici. Stiamo forse scoprendo una nuova famiglia di stelle di neutroni molto più brillanti in raggi gamma che in tutte le altre frequenze ? I prossimi mesi ci riserveranno sicuramente altre sorprese.

 

 

La prima luce di Fermi

Lanciato l’11 giugno 2008 da Cape Canaveral, Glast-Fermi ha completato il periodo di test e di calibrazione in orbita ed ha iniziato la sua attività osservativa che è stata programmata per fornire un’immagine completa del cielo ogni 3 ore, corrispondenti a due orbite. La direzione di puntamento del satellite descrive delle lente oscillazioni, di ampiezza di circa 30°, intorno allo zenit, evitando sempre la fastidiosa ingerenza della terra, la cui atmosfera, colpita dai raggi cosmici è una sorgente di raggi gamma. Lo strumento e la strategia di osservazione sembrano funzionare benissimo, a giudicare dall’immagine del cielo gamma ottenuta nei primi 4 giorni di attività (figura). Un’immagine che conferma i risultati ottenuti da Agile e fa intuire la potenza del nuovo strumento. Il cielo gamma è popolato dai soliti noti, ma il dettaglio dell’immagine è decisamente migliore di quanto fosse disponibile fino ad ora. La grande area sensibile, unita alla possibilità di sfruttare i fotoni di alta energia (che vengono ricostruiti con maggiore precisione dallo strumento) permettono di vedere il cielo gamma con una migliore risoluzione angolare, permettendo di posizionare meglio le sorgenti. È questa una caratteristica fondamentale di Glast-Fermi che sarà di grande aiuto nella risoluzione del problema delle sorgenti gamma non identificate.

 

 

 

GRB090429b: un nuovo lampo record - Andrea Simoncelli - Le Stelle, n° 98, agosto 2011 (PDF - 741 kbyte )

Fermi incontra Fermi: da Roma all’universo - Patrizia Caraveo - Le Stelle, n° 97, luglio 2011 (PDF - 589 kbyte )

La variabilità della Crab Nebula - Patrizia Caraveo - Le Stelle, n° 92, febbraio 2011 (PDF - 82 kbyte )

I cataloghi delle sorgenti gamma di AGILE e Fermi - Patrizia Caraveo - Le Stelle, maggio 2009 (PDF - 7,5 Mbyte )

GRB090510 e la velocità della luce(PDF - 400 kbyte )

Cygnus X-3, chiarito l’enigma. - Patrizia Caraveo, Le Stelle, gennaio 2010 (PDF - 4,8 Mbyte )

I GRB mettono alla prova la costanza della velocità della luce. - Patrizia Caraveo, Le Stelle, gennaio 2010 (PDF - 8,7 Mbyte )

L’anno dei Pulsar. - Patrizia Caraveo, Le Stelle, maggio 2010(PDF - 340 kbyte )

 

Il sito HEASARC della NASA

 

Il sito di GLAST-FERMI della NASA

 

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