Astronomia gamma
Storia della scoperta di Geminga
Per oltre 20 anni Geminga è rimasto un caso di sorgente gamma molto luminosa e non identificata, soltanto nel 1993 veniva riconosciuta come una stella di neutroni isolata senza emissione radio. A causa della sua difficile identificazione Geminga è stata la sorgente gamma più studiata a tulle le lunghezze d’onda, permettendo di riconoscere i differenti meccanismi fisici che producono emissioni ad energie così differenti.
La missione Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) aveva individuato un numero notevole di sorgenti non identificate ma l’esiguo numero di fotoni raccolti da queste sorgenti non permetteva di effettuare il ripiegamento in fase e di riconoscerle come stelle di neutroni. Molti scienziati ritenevano che una parte delle sorgenti non identificate con il telescopio EGRET a bordo del CGRO potessero essere stelle di neutroni radioquiete e che Geminga era quella più luminosa e costituiva un prototipo di sorgenti gamma. La conferma si ebbe soltanto dopo il lancio dell’osservatorio orbitale Fermi che, ad oggi (luglio 2012) ha rivelato 3 dozzine di sorgenti con le stesse proprietà di Geminga.
Geminga è soltanto la sorgente più luminosa e più vicina di una classe di sorgenti costituite da pulsar radioquiete ma brillanti in gamma. Poiché per oltre un trentennio è rimasta l’unica sorgente identificata e osservata con queste caratteristiche, Geminga presenta una storia unica in astronomia diventando in un rompicapo anche per gli astronomi che la stavano studiando.
La scoperta
Nel 1973 il satellite americano SAS-2 completò l’intera osservazione del disco galattico nei raggi gamma per mezzo di una camera a scintilla. Con estrema sorpresa, ci si accorse di due sorgenti brillanti nei pressi dell’anticentro galattico. La prima venne facilmente identificata come la pulsar della nebulosa del granchio mentre la seconda, chiamata gamma 195+5 dalle sue coordinate galattiche, non sembrava correlata ad alcuna sorgente nota. A complicare la situazione si aggiungeva una terza sorgente nella regione delle vele sul disco galattico che risultava essere la pulsar PSR 0835-45. Gamma195+5, a differenza delle altre due sorgenti, non presentava alcuna emissione radio.
Vista la completa assenza di emissione radio pulsata si pensò che l’emissione gamma fosse dovuta ad un’invisibile galassia compagna della Via Lattea. La ricerca di questa ipotetica galassia venne effettuata in banda radio a 610 Mhz non diede frutti. Alla regione di cielo in cui venne effettuata la ricerca venne dato il nome di Geminga da GEMINi GAmma source (sorgente gamma nei Gemelli) ma che, per i ricercatori milanesi, guidati dal professor Bignami, aveva un doppio senso, infatti Geminga in dialetto milanese significa “non c’è” che, è poi proprio quello che si stava verificando!
Una strada differente venne intrapresa da un altro gruppo di ricercatori guidati da Julien e Helmken che cercarono di correlare l’osservazione gamma di Geminga con i dati in raggi X che allora avevano a disposizione, l’idea era molto interessante e sostanzialmente corretta ma la strumentazione di Uhuru e Heao-1 non erano abbastanza sensibili. Il lancio del satellite COS-B nell’agosto del 1975 rivoluzionò le nostre conoscenze a riguardo di Geminga. La missione fu concettualmente molto simile a quella di SAS-2, il telescopio di bordo era costituito da una camera a scintille per determinare la direzione di provenienza dei fotoni e da un calorimetro che consentiva una ricostruzione grossolana dell’energia tra alcune decine di MeV e circa 1 GeV. La regione di cielo che venne osservata per prima fu l’anticentro galattico, in un mese di osservazioni di queste due sorgenti si ottenne una statistica migliore di quella ottenuta da SAS-2 durante la sua totale vita operativa. COS-B produsse un’immagine che mostrava l’anticentro galattico con la pulsar del Granchio appena al di sotto del piano galattico e Geminga appena al di sopra. Con l’avvento di COS-B il cerchio di errore fu ridotto permettendo di riconsiderare la possibilità che si trattasse di una sorgente puntiforme.
In realtà analizzando tutti i fotoni di Geminga raccolti da SAS-2 ci si accorse della periodicità di circa 59 secondi con un’imponente variazione del periodo di circa sec/sec. Con un totale di soli 121 fotoni questo effetto non aveva grande significatività statistica e la migliore base statistica dei dati di COS-B non confermò tale effetto.
La prolungata osservazione di COS-B ha anche consentito di ottenere il primo spettro di questa sorgente, che poteva essere descritto da una legge di potenza con esponente pari ad 1,8. Il maggior contributo di COS-B è essenzialmente dovuto all’elevato livello di significatività statistica delle osservazioni che hanno consentito la riduzione del cerchio di errore a 24 arcominuti, un livello mai raggiunto sino ad allora da osservazioni gamma. Questo risultato fece riprendere la ricerca della controparte radio e ottica, anche se tutto finì con nulla di fatto.
In realtà analizzando tutti i fotoni di Geminga raccolti da SAS-2 ci si accorse della periodicità di circa 59 secondi con un’imponente variazione del periodo di circa 2·10-9 sec/sec. Con un totale di soli 121 fotoni questo effetto non aveva alcuna significatività statistica, ma la migliore base statistica dei dati di COS-B non confermò tale effetto. La prolungata osservazione di COS-B ha anche consentito di ottenere il primo spettro di questa sorgente, che poteva essere descritto da una legge di potenza con esponente pari ad 1,8. Il maggior contributo di COS-B è essenzialmente dovuto all’elevato livello di significatività statistica delle osservazioni che hanno consentito la riduzione del cerchio di errore a 24 arcominuti, un livello mai raggiunto sino ad allora da osservazioni gamma. Questo risultato fece riprendere la ricerca della controparte radio e ottica, anche se tutto finì con nulla di fatto.
La ricerca della controparte X
La ricerca della controparte X di Geminga effettuata utilizzando le osservazioni di Uhuru e Heao-1 non aveva dato i risultati sperati. La situazione cambiò col satellite Einstein, questo satellite non disponeva di semplici rivelatori X, ma di un vero e proprio telescopio caratterizzato da specchi ad incidenza radente. L’osservatorio Einstein era in grado di produrre immagini nei raggi X nella banda di energia tra 0,2 e 4 keV. Le osservazioni potevano essere effettuate con due strumenti: l’imaging proportional counter che consentiva di determinare la posizione delle sorgenti celesti con un errore di 1 minuto d’arco all’interno di un campo di vista di 1° e l’high resolution imager, che lavorava con un campo di vista più stretto con la straordinaria risoluzione di 4 arcosecondi.
Einstein effettuò due osservazioni con l’imaging proportional counter della regione del cielo comprensiva del cerchio di errore di COS-B, queste osservazioni furono poi affiancate da una terza ripresa dell’high resolution imager. Nella ripresa effettuata con l’imaging proportional counter compaiono diverse sorgenti, soltanto la più luminosa di esse è situata all’interno del cerchio di errore di COS-B, la ripresa con l’high resolution imager riguarda proprio questa sorgente e dimostra che si tratta di una sorgente puntiforme.
L’imaging proportional counter consentiva anche la misura dell’energia dei fotoni incidenti, permettendo di ottenere il primo spettro nei raggi X di Geminga. Il rivelatore mostrò uno spettro molle (cioè con molti fotoni di bassa energia) ma la sorpresa fu l’osservazione di un bassissimo assorbimento interstellare che poteva essere interpretato come dovuto ad una relativa vicinanza della sorgente, circa 100 parsec.
Dalla posizione della controparte X di Geminga ripartiva la ricerca della controparte ottica per individuare la natura della sorgente gamma, sfortunatamente non era presente nessuna controparte nella Palomar Sky Survey, evento piuttosto raro. I ricercatori incominciarono a sospettare che si trattasse di una stella di neutroni perchè un’altra sorgente nella costellazione delle Vele, che era una famosa stella di neutroni, presentava molte similitudini con Geminga, in particolare entrambe presentavano un elevato rapporto tra la luminosità gamma e quella X e tra la luminosità X e ottica.
Alla ricerca della controparte ottica
Rimaneva da cercare ancora la controparte ottica e radio di Geminga. I dati X e gamma a disposizione facevano pensare ad una stella di neutroni, ma stranamente non veniva registrato alcun segnale radio. La ricerca della controparte ottica della sorgente veniva portata avanti dal gruppo di Milano, che ottenne con il Canada Franco Hawaian Telescope (CHFT) alle Hawaii un’immagine del cerchio di errore, più profonda del Palomar Observatory Sky Survey (POSS). Nella nuova immagine si notava un oggetto denominato G al limite del cerchio di errore, al momento di quella osservazione apparve plausibile ritenere che G fosse la controparte ottica di Geminga.
Bloemen, un astronomo olandese, ricercò nel POSS la sorgente G, ciò che trovò è una sorgente di pari luminosità ma spostata di 7” secondi d’arco. Bloemen ipotizzò di avere osservato G, la vicinanza di Geminga faceva sospettare ad un elevato moto proprio della sua controparte ottica, e secondo Bloemen era proprio ciò che era stato osservato. Oggi sappiamo in realtà che G non si muove e non è la controparte ottica di Geminga.
L’idea di Bloemen però era corretta. Ulteriori immagini profonde confermavano che G non si muoveva, anzi indagini spettrali la identificavano come una probabile stella di campo di magnitudine 20,5. Nel 1985 un lavoro del gruppo della Columbia University guidato da Halpern dimostrava che il rapporto tra la luminosità X e ottica era stato sottostimato, quindi in realtà la controparte ottica di Geminga doveva essere molto meno luminosa di G. Contemporaneamente osservazioni X effettuate con il satellite europeo EXOSAT confermavano la posizione di Geminga e il suo spettro.
Nel 1986 Djorgovsky e Kulkarni iniziarono a sondare la regione del cerchio d’errore con immagini molto profonde ottenute con un CCD applicato al telescopio da 3 metri del Lick Observatory trovando una sorgente chiamata G’ molto più debole di G ed una sorgente ancora più debole chiamata G” che però venne catalogata dagli autori come una fluttuazione statistica. L’anno successivo venne resa disponibile un’immagine molto profonda ripresa nel 1984 con il telescopio CHFT dal gruppo di Bignami, in questa immagine non solo erano visibili G e G’ ma anche G” era chiaramente distinguibile dimostrando che si trattava di una sorgente reale.
L’indagine più importante riguardante queste tre sorgenti era dovuta alla determinazione del loro colore (erano troppo deboli per ottenere uno spettro), in particolare furono osservate attraverso i filtri R e V. G e G’ non presentavano risultati degni di nota mentre G” appariva piuttosto blu; poiché l’emissione X di Geminga era consistente con una temperatura superficiale di un milione di °K, era logico supporre che la sua controparte ottica apparisse come un oggetto tendenzialmente di colore blu. Il colore blu di G” venne confermato da ulteriori osservazioni al telescopio di 5 m di monte Palomar, ma cresceva anche il forte sospetto che l’emissione X e ottica di Geminga non fosse totalmente di natura termica; tale sospetto era anche avvalorato da alcune somiglianze con lo spettro della pulsar nella costellazione delle Vele la quale, presentava una componente in emissione non termica.
Nel 1988 il gruppo di Bignami riprese le osservazioni di G” col telescopio da 3,6 metri dell’ESO a La Silla. Venne misurata la sua magnitudine nel colore blu che risultò 26,5; molto vicina alla magnitudine limite della strumentazione a disposizione in quel periodo. Dalla distribuzione dei colori risultò che G” non era blu ma si presentava come una sorgente tendenzialmente verde. Grazie al suo colore inusuale, G” venne indicata come la più probabile sorgente controparte ottica di Geminga.
Una stella di neutroni nei raggi X e Gamma
Agli inizi degli anni novanta vennero lanciati gli osservatori di terza generazione, si trattava di strumenti più complessi e accurati che avrebbero potuto colmare i buchi lasciati da COS-B ed Einstein. Si trattava del Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) e del Röntgen Satellite (ROSAT). Il primo consentiva di osservare il cielo nei raggi gamma nell’intervallo di energia da poche decine di MeV a qualche GeV ; il secondo invece osservava nei raggi x meno energetici.
Nel 1992 ROSAT permise delle scoperte interessanti, in primo luogo la grande disponibilità di fotoni permise di individuare delle pulsazioni periodiche nell’emissione X con periodo di 237 msec, corrispondente al periodo di una stella di neutroni giovane o di mezza età.
Il team di EGRET venne immediatamente avvisato della scoperta in modo che potessero verificare questa periodicità anche nel loro set di dati. La verifica diede esito positivo dimostrando che la sorgente gamma e la sorgente X erano lo stesso oggetto cioè una stella di neutroni in rapida rotazione.
cioè una stella di neutroni in rapida rotazione.
Il team di EGRET non solo confermò il periodo di Geminga ma riuscì a stimare la sua variazione in circa 1,1(±0,17)·10-14 s/s la cui precisione era però limitata dalla breve base temporale delle osservazioni. Bignami e Caraveo disponendo di una base temporale molto più lunga nelle osservazioni di COS-B migliorarono questa stima attraverso una nuova analisi dei dati forniti da questo satellite: si ottenne così una variazione del periodo di Geminga di 1,099(±0,001)·10-14 s/s, valore che permette di stimare il campo magnetico (1,5·1012 Gauss), età della stella di neutroni (340000 anni) e l’energia rotazionale dissipata (3,2·1034 ers/s).
Dal moto proprio alla distanza
La scoperta delle pulsazioni fece moltiplicare gli sforzi per la ricerca del moto proprio. Al momento erano disponibili solo due immagini di G” riprese con due telescopi differenti nel 1984 e nel 1987; un ulteriore immagine fu tentata nel 1988 ma senza successo. La prima opportunità per osservare Geminga cadde in autunno del 1992 col New technology Telescope. L’immagine del 1992 mostrava uno spostamento di G” di 1,5 secondi d’arco rispetto alla posizione nell’immagine del 1984, ma la sorpresa arrivava dall’immagine del 1987 dove G” appariva in posizione intermedia tra le due. Il gruppo Bignami, utilizzando le tre riprese, stima il moto proprio in 0,17 arcsec/anno.
Da quel momento continuarono le misure della posizione di G”, nel 1994 ciò consentì a Mignani di rifinire il moto proprio, consentendo una predizione annuale della posizione. Ciò apriva alla prospettiva di determinare la parallasse annua. Purtroppo G” è una sorgente troppo debole per permettere tale misura con un telescopio al suolo, per questo fu necessario il telescopio spaziale Hubble. La parallasse annua era naturalmente sovrapposta al moto proprio di 170 mas/anno, la WFPC del telescopio Hubble forniva la corretta risoluzione angolare e disponeva di un campo sufficientemente ampio per effettuare tale misura. G” venne ripresa in tre occasioni, nel 1994 e nel 1995 durante gli equinozi quando l’ampiezza dell’oscillazione era massima, mostrando uno scostamento medio di 0,6 pixel corrispondenti a 0,0064(±0,0017) dalla quale si ricava una distanza di circa 157 parsec.
Le doppie code
Nell’aprile 2002 venne effettuata la prima osservazione di Geminga nei raggi X con il nuovissimo telescopio dell’ESA: XMM-Newton. 
Anche questa volta Geminga riuscì a stupire tutti, infatti le immagini riprese dalla camera di bordo EPIC mostravano due codine allineate con la direzione di moto proprio di Geminga. Queste due codine si comportano come una sonda preziosa del mezzo interstellare che circonda Geminga, infatti l’immagine X si accorda con un modello in cui la direzione del moto di Geminga è quasi perpendicolare alla linea di vista. La stessa forma delle codine ci permette di affermare che il mezzo interstellare 
presenta una densità molto bassa. L’emissione di queste code è dovuta ad elettroni energetici accelerati dalla stella di neutroni imprigionati nel campo magnetico interstellare compresso dal moto della stella di neutroni, gli elettroni prodotti da Geminga hanno un’energia di 1014 eV. Questi elettroni descrivono orbite a spirale attorno alle linee di campo emettendo radiazione di sincrotrone e perdendo energia. La loro vita media di 800 anni, combinata al moto proprio di Geminga, è in perfetto accordo con la lunghezza osservata di 2,5 primi.
Spicchi di Geminga
L’analisi dei dati raccolti nel periodo 2002 – 2003 ha fornito ulteriori sorprese per Geminga. Il telescopio XMM-Newton dispone di quattro strumenti a bordo, i più sensibile è lo spettrometro PN. PN può essere utilizzato in due distinte modalità, la prima che utilizza tutte le dodici aree sensibili, permette di fare immagini di tutto il campo di vista mentre la seconda, che prevede l’uso di una sola area sensibile, permette di ottenere informazioni temporali accurate sui tempi di arrivo dei singoli fotoni X. Nella sessione osservativa di Geminga PN ha racconto più di 53000 fotoni, circa il doppio dei fotoni X raccolti nei 20 anni precedenti.
Il numero elevato di fotoni rilevati ha permesso un’indagine spettrale della sorgente in funzione della fase di rotazione, in particolare è stato possibile ricostruire lo spetto della sorgente ed osservare come questo varia durante la rotazione della stella di neutroni.
La procedura classica consiste nel separare l’informazione spettrale in due distinte componenti, una termica descritta da una legge di corpo nero che, per una stella di neutroni, ha una temperatura di circa mezzo milione di gradi e una componente non termica dovuta dall’interazione delle particelle con i campi elettromangetici che circondano le pulsar. Questa componente è descritta da una legge di potenza del tipo n(v)=ka(-v) dove l’esponente è sempre negativo ed esprime che il numero di fotoni emessi decresce col crescere della frequenza ( o dell’energia).
Applicando il metodo standard i ricercatori si rendono conto che ci sono alcune posizioni di fase per le quali non è possibile riprodurre lo spettro di Gemenga con due sole componenti ma si rende necessaria l’introduzione di una terza componente spettrale di tipo termico con una temperatura di 2 milioni di gradi! L’abbondanza di fotoni disponibili ha permesso di applicare una nuova tecnica di indagine detta di ripiegamento in fase: ogni fotone veniva classificato in un periodo teporale preciso, cioè in una fase corrispondente ad un decimo del periodo di rotazione della stella di neutroni. In pratica Geminga veniva divisa in 10 spicchi ciascuno ampio 36° e per ogni spicchio veniva ottenuto lo spettro della sorgente (ciò è stato possibile grazie a l’accurata misura dei tempi di arrivo dei fotoni). Confrontando i vari spettri ottenuti ed aiutandosi con un’animazione gli scienziati hanno potuto stimare la presenza di una regione con una temperatura di 2 milioni di gradi dalle dimensioni di 120 metri che periodicamente transita lungo la nostra linea di vista e fa mutare lo spettro della stella.
I risultati di XMM avevano messo in evidenza lo strascico di particelle accelerate che interagendo con il mezzo interstellare danno origine alle due code osservate, in parallelo XMM rilevava le corrispettive antiparticelle, generate dall’interazione dei fotoni gamma con il campo magnetico in prossimità della stella di neutroni, che venivano accelerate in direzione opposta e impattavano sulla superficie della stella di neutroni riscaldandola. Inoltre le dimensioni molto ridotte della macchia calda fanno supporre che Geminga sia un rotatore con l’asse di rotazione perpendicolare alla nostra linea di vista.
Gli astronomi sanno che solo una parte di queste particelle accelerate producono raggi gamma e si sono interrogati su cosa accada alle rimanenti. Grazie alle osservazioni combinate di Chandra e XMM-Newton, ora sappiamo che quelle particelle possono sfuggire al campo magnetico della pulsar. Una volta raggiunto il fronte dell’onda di shock, prodotta dal moto supersonico del corpo celeste, le particelle dissipano la loro energia sotto forma di raggi X.
Contemporaneamente, altrettante particelle di carica elettrica opposta devono muoversi verso la superficie della pulsar. Così, il loro impatto sulla crosta del corpo celeste produce le piccole "macchie calde" che sono state scoperte su Geminga studiando la variazione nel tempo dei raggi X emessi.
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