L'universo a raggi gamma
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L'universo a raggi gamma

La radiazione gamma nell'universo esprime la parte più violenta dei corpi celesti ed è legata a fenomeni catastrofici o scontri di particelle altamente energetiche. Per studiare questo aspetto dell'universo occorrono strumentazioni ad hoc e viaggi nello spazio, ma le informazioni che si possono ricavare sono fondamentali per la comprensione dei processi che dominano l'universo.

La radiazione Gamma

La radiazione gamma proveniente da un corpo celeste non è legata al movimento degli elettroni ma a processi di decadimento radioattivo e indica la parte energeticamente più violenta dell'universo

Con radiazione Gamma si fa riferimento a una lunghezza di onda inferiori a 1 pm, a una radiazione elettromagnetica prodotta dal decadimento radioattivo o da altri processi nucleari subatomici. 
Contrariamente alle altre radiazioni, quindi, la sorgente è legata a processi nucleari e non al rapido movimento degli elettroni. I raggi Gamma rappresentano le lunghezze d'onda più corte (frequenze maggiori), il che equivale a dire che rappresentano i fotoni di maggior energia che si conoscano, quelli che unitamente ai raggi X danno vita al così detto universo violento.

La radiazione gamma è la radiazione compresa nello spettro elettromagnetico per frequenze che vanno dai 300 EHz in su, corrispondenti a una lunghezza d'onda inferiore a 1 pm.

Per fortuna degli abitanti sulla Terra i raggi gamma vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre e per raccoglierli e studiarli occorre quindi elevarsi ad almeno cento chilometri di altezza sulla superficie terrestre. 
Studiare l'universo ai raggi gamma vuol dire esaminare le radiazioni più energetiche, legate agli eventi più catastrofici dell'universo stesso. Per questo, parlando di studio della radiazione gamma in campo astronomico, si fa spesso riferimento al concetto di universo violento, come può derivare dalla materia che cade in un buco nero , da una esplosione di supernova oppure da un GRB . I raggi gamma nell'ordine dei Mega elettronVolt, invece, possono originare anche all'interno del Sistema Solare, quindi dalla radiazione solare ma anche dall'atmosfera terrestre durante i temporali. I raggi gamma più interessanti sono tuttavia quelli nel campo dei GeV, di origine extragalattica. 

Oltre alle tipologie "classiche" di sorgenti di radiazione gamma, negli ultimi anni le osservazioni hanno portato a identificare come origine altri due processi meno comuni. Pulsar , supernovae e ipernovae e attività di AGN sono quindi state raggiunte da processi come le novae, l'interazione tra venti stellari oppure ancora l'interazione di getti di microquasar e radiazione cosmica di fondo nonché il periastro raggiunto da una coppia di corpi celesti pesanti come una stella di neutroni con forte campo manetico accompagnata da una stella molto massiva (link all'articolo).
Per quanto riguarda i venti stellari, infatti, le osservazioni operate in sistemi binari particolarmente massicci ha portato alla detection di radiazione gamma. Si tratta di onde di particelle cariche irradiate da campi magnetici stellari molto forti. I campi magnetici di questa potenza riescono a creare dei flare molto intensi e a rilasciare burst molto consistenti di particelle. In un sistema stellare, questi flussi di particelle possono essere indirizzati verso stelle compagne incontrandone il vento emesso e generando una onda d'urto in grado di emettere radiazione gamma in tutte le direzioni. Un esempio eclatante in tal senso è offerto dal sistema di Eta Carinae, le cui componenti di 30 e 80 masse solari sono fonti di venti eccezionalmente forti. 

Per quanto riguarda le supernovae, una analisi dei dati di Fermi Gamma-ray Space Telescope ha portato alla prima osservazione di raggi gamma emessi all'interno di una galassia vicina. Questa scoperta è di sicuro aiuto per la comprensione delle interazioni tra supernova  e ambiente circostante. Dopo una esplosione stellare, l'espulsione di materia da parte della supernova si espande e incontra il mezzo interstellare circostante. Secondo i modelli, questo genera un forte shock e una frazione dell'energia cinetica dell'ejecta si trasforma in raggi cosmici , radiazione ad alta energia composta primariamente di protoni e nuclei atomici. Gran parte del processo è ancora sconosciuta, comunque, e una delle domande aperte riguarda la frazione di esplosione che viene accelerata in raggi cosmici. 
In teoria, un modo per rispondere è osservare i raggi gamma. In una galassia a starburst, la collisione di raggi cosmici accelerati con il mezzo interstellare deve produrre una notevole quantità di raggi gamma a alta energia. La radiazione dovrebbe poi fuggire dalla galassia e mostrarsi a noi. 

Arp 220 in luce ottica. Credit HST/NASA/ESA
Arp 220 in luce ottica. Credit HST/NASA/ESA

I test osservativi di questo modello sono stati operati sulla galassia Arp 220, ultraluminosa nell'infrarosso. Questa galassia è il prodotto di una fusione avvenuta circa 700 milioni di anni fa, fusione che ha alimentato una formazione stellare molto intensa. A causa della elevata concentrazione di polvere e gas, Arp 220 è stata a lungo indicata come sorgente intensa di radiazione gamma in caso di supernovae, ma nulla di ciò è mai stato osservato finora. Un recente studio (2017) ha rielaborato 7,5 anni di dati di Fermi attraverso il nuovo software di analisi Pass 8, rivelando finalmente una emissione a GeV da Arp 220. Lo studio attribuisce questa emissione all'interazione con il gas interstellare, il che è supportato dalla mancanza di variabilità nell'emissione stessa e dal fatto che la luminosità dei raggi gamma da Arp 220 sia consistente con la relazione tra raggi gamma stessi e luminosità infrarossa dovuta a formazione stellare. A causa della intensa densità di gas galattico, tutti i raggi cosmici interagiscono con il gas stesso prima di fuggire da Arp 220. 
Sotto queste assunzioni, il team di scienziati ha utilizzato la luminosità in raggi gamma e il tasso noto di supernovae in Arp 220 per stimare l'efficienza dell'accelerazione dei raggi cosmici da parte dei resti di supernova. Il team ha determinato che circa il 4,2% dell'energia cinetica (con errore possibile del 2,7%) dei resti di supernova è utilizzato per accelerare i raggi cosmici fino a 1 GeV. 
E' la prima volta che questo tasso viene misurato direttamente dall'emissione gamma, ma la stima è consistente con la stima del 3-10% di efficienza nella Via Lattea.

Anche le novae, come accennato, sono fonte di radiazione gamma e la prova è venuta dal satellite Fermi il quale ha registrato un picco gamma in concomitanza con il picco di luminosità nel visibile durante un evento di questo tipo. La registrazione ha riguardato la nova V959 accesasi a giugno 2012 alla distanza di 6.500 anni luce da noi (Unicorno). Il processo in grado di alimentare la produzione di radiazione gamma è legato probabilmente all'interazione dei campi magnetici con particelle in movimento a elevatissime velocità. Inizialmente la nana bianca e la sua compagna hanno trasferito parte della propria energia di rotazione a una parte del materiale espulso durante l'esplosione, accelerando lungo il piano delle loro orbite; in un secondo momento la nana bianca ha prodotto un flusso di particelle veloci in allontanamento lungo i poli del piano orbitale. Quando questo getto ha urtato il materiale precedentemente emessso, l'onda d'urto prodotta ha accelerato le particelle ad un'energia tale da produrre raggi gamma.

Montaggio della radiazione gamma galattica sopra i telescopi H.E.S.S. in Namibia. Credit: Namibia: F. Acero, with a gamma-ray source map: HESS Collaboration
Montaggio della radiazione gamma galattica sopra i telescopi H.E.S.S. in Namibia. Credit: Namibia: F. Acero,
with a gamma-ray source map: HESS Collaboration

La Galassia è stata anche osservata per 15 anni nello spettro gamma dallo High Energy Stereoscopic System (HESS) catalogando, nel 2018, settanta sorgenti altamente energetiche comprese 16 di nuova scoperta. Queste sorgenti atipiche sono state trovate verso un ammasso di stelle che accoglie una delle stelle maggiormente massicce ed energetiche della Via lattea, la stella blu variabile LBV1806-20. Oltre a questo astro è presente anche una magnetar molto rara, ma si sospetta che la sorgente gamma sia da legare maggiormente alla stella blu e questo legame sarebbe il primo scoperto alla data del catalogo visto che le emissioni gamma altamente energetiche provengono in genere da pulsar e resti di supernova. Il catalogo, intanto, contiene anche l'immagine più dettagliata di una sorgente gamma, un resto di supernova vicino, che consentirà lo studio a scale sempre più piccole. Metà delle sorgenti resta ancora senza una origine certa.

Come si genera la radiazione gamma

Ci sono vari meccanismi che possono portare all'emissione di energie tanto alte quanto quelle della radiazione gamma, e solo conoscendo questi meccanismi è possibile prevedere quali corpi celesti possano essere in grado di produrli. I raggi gamma esistono per l'esistenza di raggi cosmici che interagiscono con la materia e con fotoni meno energetici, oltre che con i campi magnetici presenti nello spazio galattico. Generatori di radiazione gamma sono:

  • interazione tra due protoni oppure fra un protone e un nucleo più pesante, o fra due nuclei: un protone o un nucleo che si muovono nel mezzo interstellare a velocità prossime a quella della luce urta un altro protone o un altro nucleo formando particelle instabili che dopo un milionesimo di secondo spariscono, rilasciando due fotoni gamma;
  • un elettrone di alta energia interagisce un fotone di bassa energia, trasferendogli parte della propria energia e trasformandolo in fotone gamma;
  • un elettrone, interagendo con un elettrone o un altro nucleo, è frenato dal campo elettrico di quest'ultimo e, se la sua energia era sufficientemente alta, irraggia un fotone gamma;
  • un elettrone molto veloce che viene frenato da un campo magnetico di molti miliardi di gauss (legati a stelle molto dense) emette un fotone gamma;
  • interazione tra elettrone e positrone, o fra protone e antiprotone, che si annichilano portando alla produzione di raggi gamma.

In termini di ionizzazione, la radiazione gamma che si è generata può interagire con la materia tramite:

  • Effetto fotoelettrico: si verifica quando un fotone gamma interagisce con un elettrone trasferendogli tutta la sua energia, con il risultato che l'elettrone viene espulso dall'atomo di originaria appartenenza.
  • Scattering Compton: l'effetto è lo stesso del caso fotoelettrico (espulsione dell'elettrone) ma l'energia addizionale viene convertita in un nuovo fotone gamma, meno energetico e con direzione diversa da quello di partenza.
  • Produzione di coppie elettrone-positrone: l'energia del fotone incidente è convertita nella massa di una coppia elettrone/positrone. L'elettrone è molto ionizzante. Il positrone si ricombina prestissimo con un elettrone libero. L'intera massa delle due particelle viene quindi convertita in due fotoni gamma con pari energia.

Ultimo aggiornamento del: 13/11/2018 20:08:24

Osservazione dell'universo a raggi gamma

L'osservazione dell'universo a raggi gamma risale alla seconda metà del secolo scorso e raggiunse l'apice dell'interesse di fronte alla scoperta di lampi di breve durata ma di energia devastante, lampi che vengono chiamati Gamma Ray Bursts

L'osservazione dell'universo a raggi gamma risale alla seconda metà del secolo scorso e raggiunse l'apice dell'interesse di fronte alla scoperta di lampi di breve durata ma di energia devastante, lampi che vengono chiamati Gamma Ray Bursts.
Si tratta di osservazioni estremamente difficili a causa della rarità degli eventi, rarità che rende necessaria una osservazione dell'intero cielo con esposizioni di più minuti per giungere a risoluzione peraltro ancora basse: la Nebulosa del Granchio, ad esempio, è una sorgente molto ampia se osservata nello spettro visibile ma come sorgente gamma appare soltanto in pochissimi pixel. E il numero di pixel decresce aumentando la sensibilità del sensore a valori energetici superiori. Anche il tempo di esposizione non è immediato come nel visibile: per rilevare la Nebulosa del Granchio infatti occorrono almeno un paio di minuti ai telescopi più moderni come il Cherenkov.

Crab Nebula (M 1) a diverse frequenze. Ciò che in spettro visibile appare come un oggetto esteso, a raggi gamma diventa qualcosa di poco più grande di un pixel. Crediti Wikipedia
Crab Nebula (M 1) a diverse frequenze. Ciò che in spettro visibile appare come un oggetto esteso, a raggi gamma
diventa qualcosa di poco più grande di un pixel. Crediti Wikipedia

Si è detto che l'atmosfera taglia la radiazione gamma ma in realtà una piccola parte riesce a penetrare. Arriva però in superficie sotto forma di pioggia di particelle a energie inferiori, quindi si crea il problema di mantenere rilevatori abbastanza ampi da riuscire a catturare interi sciami di particelle o comunque parti abbastanza rappresentative degli stessi. A oggi, quindi, esistono telescopi orbitanti dedicati all'osservazione gamma così come esistono rilevatori sulla superficie terrestre. 

Osservatori orbitanti

Explorer 11 - National Air and Space Museum
Explorer 11 - National Air and Space Museum

I primi tentativi di osservazione gamma furono effettuati negli anni Sessanta del Novecento, ma solo agli inizi degli anni Settanta si riuscì ad avere la certezza della presenza di questa radiazione emessa da corpi celesti.
Il primo satellite orientato alla radiazione gamma fu l'Explorer 11, lanciato nel 1961, che riportò un centinaio di fotoni provenienti da tutte le direzioni tanto da lasciar pensare alla presenza di un fondo gamma derivante dall'interazione tra raggi cosmici e mezzo interstellare. La prima sorgente osservata fu di natura solare, derivante dai brillamenti della nostra stella e precisamente dalla formazione di deuterio conseguente alla fusione di un protone con un neutrone. L'osservazione fu firmata dai satelliti OSO-3 e OSO-7.
Il 1967 portò alle prime rilevazioni di radiazione gamma di origine galattica grazie ai sensori del satellite OSO-3, con 621 fotoni catturati. 
Un grande passo in avanti fu invece merito dei satelliti Small Astronomical Satellite n°2 (SAS-2) e COS-B.

SAS-2 fu lanciato nel 1972 e funzionò per soli sei mesi, osservando una emissione gamma proveniente dall'equatore galattico, soprattutto in prossimità del centro della Via Lattea.

Il COS-B, lanciato nel 1975, riuscì a captare la stessa emissione ed operò per più di cinque anni, invece dei due messi a preventivo. Durante questo tempo furono osservate sorgenti gamma puntiformi, anche se non identificabili con oggetti visibili (mancavano quindi di quella che viene definita controparte ottica), calate in un fondo gamma che venne quindi confermato.

Il catalogo 2CG elaborato da COS-B è stato pubblicato nel 1981 e comprendeva 25 sorgenti gamma. Credit NASA.
Il catalogo 2CG elaborato da COS-B è stato pubblicato nel 1981 e comprendeva 25 sorgenti gamma. Credit NASA.

Come spesso accade, motivi militari - si era in piena guerra fredda - spinsero gli USA a inviare in orbita , nel 1973, i satelliti Vela, finalizzati a scoprire eventuali esplosioni nucleari clandestine sul territorio. Proprio questi satelliti fecero invece una delle scoperte più inaspettate di tutta l'astrofisica, osservando lampi di brevissima durata ma di intensità mai vista fino ad allora. Si parlò per la prima volta di gamma bursts e da allora tutta l'astronomia gamma è incentrata su questi lampi, chiari fenomeni di eventi ancora non ben identificati ma di sicura matrice catastrofica. In realtà, lavori di Eugene Feenberg e Henry Primakoff del 1948 e di Morrison nel 1958 prevedevano già la possibile esistenza di questi subitanei rilasci di energia elevatissima, ma nulla fino ad allora era mai stato scorto.
Inizialmente non si riuscì a determinare la direzione di questi lampi, ma soltanto a percepirne la natura di fenomeni talmente intensi da superare di gran lunga tutte le sorgenti gamma "normali" messe insieme. Se i nostri occhi fossero sensibili alla radiazione gamma, durante un burst vedrebbero il cielo rischiararsi per secondi o minuti senza capire la direzione di provenienza dell'illuminazione.
Nel frattempo, il 1979 portò anche alla osservazione di lampi ripetuti provenienti da una magnetar

Si passò quindi a satelliti finalizzati proprio alla rivelazione della natura di questi lampi: il primo è il Compton GammaRay Observatory (CGRO), lanciato dalla NASA nel 1991 come parte del progetto HEAO 1 iniziato nel 1977. A bordo di Compton erano quattro strumenti principali (il più famoso dei quali chiamato EGRET, Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) in grado di migliorare sensibilmente la risoluzione spaziale e temporale delle rilevazioni gamma. Grazie a Compton ci si rese conto di come i lampi provenissero, in media di uno al giorno, da tutte le direzioni possibili e si iniziò a pensare anche a una provenienza extragalattica. Se questa era la distanza reale, allora l'energia sprigionata da un gamma-ray burst (GRB) doveva essere di un miliardo di volte maggiore rispetto a quelle emessa da tutta la galassia di appartenenza.
Una volta trovata la direzione, ci si rese conto che per determinare quale oggetto potesse creare tanta energia era necessario affinare gli strumenti, visto che in qualche grado di cielo (misura dell'errore di CGRO nell'individuazione della direzione) ci sono migliaia di stelle e di galassie e trovare la sorgente precisa era compito decisamente arduo.

Il terzo catalogo di EGRET conta 271 sorgenti: 5 pulsars, 1 solar flare, 66 blazar, 27 possibili blazar, 1 probabile radiogalassia (Cen A), 1 galassia normale (LMC), e 170 sorgenti non identificate. Crediti NASA
Il terzo catalogo di EGRET conta 271 sorgenti: 5 pulsars, 1 solar flare, 66 blazar, 27 possibili blazar, 1 probabile radiogalassia (Cen A),
1 galassia normale (LMC), e 170 sorgenti non identificate. Crediti NASA

Beppo-SAX è un satellite italo-olandese dedicato al fisico Giuseppe Occhialini, detto Beppo. Lanciato il 30 aprile del 1996 con lo scopo di studiare il cielo in banda X, non mancò comunque di fornire un prezioso apporto alla detection di lampi gamma grazie alla peculiarità di passare in poche ore da osservazioni gamma ad osservazioni X: una sorgente che ha una esplosione gamma, infatti, molto probabilmente con il tempo tende ad affievolirsi scemando verso l'energia appartenente allo spettro X e poi a quello visibile (afterglow). Attraverso la nuova strumentazione si rese quindi possibile: 

  • individuare la direzione del lampo gamma;
  • puntarci i telescopi in banda X;
  • puntare i telescopi terrestri in banda ottica per capire quale fosse precisamente l'oggetto sorgente.

Il giorno 8 maggio del 1997 invece ci fu la svolta: Beppo-SAX dallo spazio ed il Keck da Terra individuarono la provenienza del raggio nella zona periferica di una lontana galassia , posta a circa 8 miliardi di anni luce da noi. A quella distanza, l'energia di pochi secondi è risultata pari cento volte quella emessa dal Sole in 10 miliardi di anni, il che rese veramente ufficiale il fatto che si fosse in presenza di fenomeni devastanti. Il fatto che la sorgente si trovasse nella zona periferica di una galassia, poi, indusse a pensare che non si trattasse dell'attività di un buco nero supermassiccio ma di un fenomeno simile ad una supernova oppure al collasso e fusione di due stelle di neutroni.

Il satellite High Energy Transient Explorer 2 (HETE-2) fu invece lanciato il 9 ottobre 2000 (in una missione prevista di 2 anni) e operò fino al marzo 2007. L'operazione congiunta di Beppo-SAX e di HETE-2 ha consentito di osservare numerose controparti ottiche e X legate ai GRB registrati, consentendo quindi di determinare la distanza delle sorgenti e di studiarne l'afterglow. Proprio queste osservazioni di dettaglio hanno consentito di far risalire le emissioni a processi di supernova o ipernova esplose in galassie molto remote. 

Rappresentazione artistica del satellite Swift. Credit NASA
Rappresentazione artistica del satellite Swift.
Credit NASA

Il 2004 vede il lancio dello Swift Gamma-Ray Burst Explorer, più noto semplicemente come Swift e operativo fino al 2015. Al suo interno lo strumento BAT fu dedicato essenzialmente alle osservazioni di Gamma Ray Bursts.

Swift Gamma Ray Burst Explorer, della NASA, è stato lanciato nel 2004 e ha studiato in modo particolare i GRB. Ha scoperto numerose controparti ottiche ed in banda X di tantissimi gamma-ray bursts, fornendo indicazioni delle distanze e dei resti dell'esplosione. Ha consentito di scoprire come la maggior parte dei GRB abbia origine da stelle supermassicce in galassie distanti.

INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), dell'ESA in collaborazione con Repubblica Ceca, Polonia, USA e Russia, è in orbita dal 17 ottobre del 2002.

Astrorivelatore Gamma ad Immagini LEggero (AGILE) è una missione di piccolo taglio messa in piedi dall'Agenzia Spaziale Italiana (ASI) in collaborazione con INAF e INFN. Il suo lancio è avvenuto il 23 aprile 2007. 

GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), della NASA, è in orbita dal giorno 11 giugno del 2008 ed è meglio noto come Fermi Gamma-Ray Observatory, nome che è stato attribuito dopo il lancio. Il fatto di chiamarsi "Large Area" indica una zona di osservazione molto più ampia rispetto ai satelliti che lo hanno preceduto (ogni istante riesce a monitorare il 20% del cielo da 330 miglia di altitudine e con un'orbita compiuta in 95 minuti), unita a una migliore risoluzione spaziale frutto del progresso tecnologico. Al suo interno rivestono una particolare importanza il telescopio LAT (Large Area Telescope) e il GLAST Burst Monitor per lo studio dei GRB. Il 12 aprile 2017 Fermi ha festeggiato il raggiungimento della soglia di un miliardi di raggi gamma extragalattici osservati, a testimonianza di una supremazia indiscussa nel campo delle alte energie. Un satellite che è stato in grado di portare il numero di pulsar conosciute da sette a più di duecento e che ha consentito di rivedere totalmente la natura degli oggetti sorgente.

Osservatori terrestri

Il 23 ottobre 1968 venne inaugurato in Arizona il telescopio a Cherenkov Whipple al Fred Lawrence Whipple Observatory. La prima sorgente galattica di raggi gamma ad alta energia (TeV) si deve proprio al Whipple nel 1989: la radiazione proveniva dalla Crab Nebula derivante dalla supernova del 1054. Successivamente il telescopio osservò anche sorgenti extragalattiche come gli AGN in Markarian 421 e Markarian 501.

I rilevatori presenti oggi sul suolo terrestre sono invece HAWC, MAGIC, HESS e VERITAS

L'esperimento High Altitude Water Cherenkov Experiment (HAWC) è un osservatorio posto sul pendio del vulcano Sierra Negra (Messico, 4100 metri di altitudine) avviato il 14 agosto 2014 allo scopo di catturare raggi cosmici e raggi gamma. Nasce da una collaborazione tra molte università statunitensi e Messicane ed è l'erede dall'osservatorio gamma Milagro posto nel Nuovo Messico. L'effetto Cherenkov consiste nell'emissione di una radiazione elettromagnetica indotta dal passaggio polarizzante di una particella carica in un materiale le cui molecole vengono, appunto, polarizzate. L'effetto si verifica solo se la velocità della particella nel mezzo attraversato è superiore alla velocità della luce nello stesso mezzo (la velocità della luce non può essere superata nel vuoto). 

HAWC. Crediti: Collaborazione HAWC
HAWC. Crediti: Collaborazione HAWC

MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope) è ad oggi il telescopio gamma più grande al mondo, nato dalla collaborazione di team italiani, tedeschi e spagnoli e posto a La Palma alle Canarie. Si compone di due parabole da 17 metri ciascuna e riesce a captare radiazione gamma extraterrestre, originata quindi da resti di supernova, GRB e annichilazione di materia oscura. 

HESS (High Energy Stereoscopic System, il cui acronimo riporta a Victor Hess, scopritore della radiazione gamma) è un insieme di cinque telescopi a effetto Cherenkov dedicato alla radiazione gamma tra 100 GeV e 100 TeV. L'impianto si trova in Namibia ed è attivo dall'estate 2002. Nel 2004 ha ottenuto per la prima volta una immagine a due dimensioni (e quindi non puntiforme) di una sorgente estesa di raggi gamma (RX J1713.7-3946). 

VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) è un array di quattro riflettori da dodici metri ciascuno, dedicato all'osservazione del cielo in banda gamma tra GeV e TeV. Utilizza l'Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope per osservare i raggi gamma che causano la pioggia di particelle in atmosfera terrestre. E' stato completato nel 2007.

Ultimo aggiornamento del: 26/10/2018 13:01:17

Le osservazioni e le scoperte in spettro gamma

L'astronomia gamma, grazie alle osservazioni degli strumenti dedicati, è riuscita a mostrare un universo diverso da quanto si conosceva fino a pochi anni fa. Un universo fatto di bolle dal centro galattico e di oggetti compatti presenti ovunque

Mappa del cielo a raggi gamma. Crediti Fermi/NASA
Mappa del cielo a raggi gamma. Crediti Fermi/NASA

Nell'immagine è rappresentata la mappa del cielo in raggi gamma come ottenuta da LAT in sei anni di studio. La banda orizzontale gialla e rossa al centro indica il centro della nostra galassia . I punti in rosso sono singole e più luminose sorgenti di raggi gamma, mentre la parte in blu è composta dalle sorgenti più deboli, compresa - forse - la materia oscura e il suo decadimento.

La sorgente TeV J1930+188 risultate dalla mappa di HAWC. Credit HAWC Observatory
La sorgente TeV J1930+188 risultate dalla
mappa ​​​​​di HAWC. ​​​​​Credit HAWC Observatory

La mappa che oggi diamo per ultima release risulta dal terzo catalogo di Fermi, pubblicato a inizio 2015 come risultato di 48 mesi di lavoro e comprendente 3.033 emissioni gamma non sporadiche e quindi legate a oggetti in grado di emettere fotoni gamma come processo "normale". Curiosamente, per il 33% dei casi la natura della sorgente è ancora un mistero mentre soltanto per 232 oggetti è stata determinato il corpo celeste di origine. In 137 casi si tratta di pulsar , in 38 si parla di quasar , 18 sono i blazar di tipo BL Lac e 12 i resti di supernova . Il resto sono sistemi binari. 

Anche HAWC ha rilasciato ad Aprile 2016, in occasione dell'American Physical Society Meeting, una prima mappa di oggetti, confermando il cielo scoperto da Fermi ma apportando anche qualche importante variazione: così la sorgente TeV J1930+188, fin dalla scoperta indicata come sorgente unica, è stata ricondotta invece a un insieme di più hot spots.

Se i nostri occhi fossero sensibili alla radiazione gamma, la Luna apparirebbe più luminosa del Sole poiché colpita in modo costante da raggi cosmici senza lo scudo di un campo magnetico. Sarebbe inoltre una Luna sempre piena visto che la luminosità non sarebbe dovuta alla posizione rispetto al Sole ma al bombadamento che avviene su ogni punto della superficie lunare. Una prova è data dalla immagine ottenuta da EGRET a bordo del Compton: la stessa camera non riesce a immortalare il Sole in stato di quiete poiché sorgente troppo debole in spettro gamma. 

La Luna ai raggi gamma. Credit Dave Thompson (NASA/GSFC) et al. Compton Observatory, NASA
La Luna ai raggi gamma. Credit Dave Thompson (NASA/GSFC) et al. Compton Observatory, NASA

Attraverso una nuova tecnica con cui sono stati analizzati i dati raccolti dal Large Area Telescope è stato possibile scoprire circa ventimila nuove sorgenti gamma. Si tratta di una tecnica che permette di identificare la presenza di sorgenti molto deboli e che ha consentito così di scoprirne molte rimaste nascoste. In particolare si ricercano popolazioni di sorgenti, anziché sorgenti singole e brillanti, in modo tale che l'abbondanza in esse degli oggetti possa andare a sopperire alla loro scarsa luminosità singola.

Le bolle di Fermi

Una delle scoperte maggiori, datata 2010, riguarda due giganteche emissioni scoperte da un team di scienziati dell'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics grazie ai dati di Fermi. Si tratta di due bolle con estensione di 25.000 anni luce ciascuna poste in modo ortogonale al piano della nostra Galassia, due bolle ad altissima energia ricondotte alla attività passata, da non molto tempo, del buco nero supermassiccio centrale.

Le Fermi Bubbles, una rappresentazione. Crediti Fermi/NASA/Harvard Smithsonian Cener for AStrophysics
Le Fermi Bubbles, una rappresentazione.
Crediti Fermi/NASA/Harvard Smithsonian Cener for AStrophysics

Strutture simili sono state osservate anche in galassie distanti, ma la troppa distanza vieta allo stato attuale di creare parallelismi con le bolle galattiche. 
Le "Fermi Bubbles" non sono riconducibili a nessun corpo singolo ma sono enormi colonne di gas caldo che si stanno allontanando dal centro della Via Lattea. La loro densità è troppo bassa per poterne tracciare il moto dei gas ma si può comunque utilizzare un trucco: come poca sabbia lasciata al vento consente di osservare direzione e velocità del vento stesso, così basterebbe trovare qualcosa di brillante all'interno delle bolle per poter capire come si muove il gas al loro interno. Questo è stato fatto al Green Bank Observatory in West Virginia osservando un centinaio di nubi di idrogeno neutro con emissione nella riga radio a 21 centrimetri: dal loro movimento si è potuto capire che all'interno delle bolle le cose sono molto complesse visto che nubi molto vicine sono in possesso di velocità molto differenti, con scarti che arrivano a toccare i 400 chilometri al secondo. La spiegazione più plausibile è la presenza di una sorta di cono di materiale che si espande dal centro galattico. 

Altra tecnica di studio delle bolle consiste nell'esame della radiazione di lontani quasar , radiazione che per giungere a noi deve attraversare il gas delle Bubbles. A tal fine nel 2015 e nel 2017 sono stati osservati 47 quasar distanti arrivando a misurare una temperatura di 9.88°C (si ricorda che la radiazione gamma non è legata alla temperatura ma al decadimento radioattivo) e a ipotizzare una attività del buco nero risalente ad appena 6-9 milioni di anni fa.

Studio delle bolle di fermi attraverso la radiazione di lontani quasar che le attraversano. Credit NASA/ESA/Z.Levy
Studio delle bolle di fermi attraverso la radiazione di lontani quasar che le attraversano. Credit NASA/ESA/Z.Levy

Il mistero della radiazione gamma dal centro galattico

Dagli anni Settanta del secolo scorso, più o meno, è noto come nella Via Lattea sia presente una radiazione a 511 kilo elettronVolt (keV), radiazione che per il livello energetico è ricondotta in genere all'annichilazione elettrone-positrone. I positroni sono particelle di antimateria, con le stesse caratteristiche degli elettroni ma con carica opposta (e quindi positiva), originati dal decadimento radioattivo di alcuni isotopi di elementi pesanti come il nichel-56, l'alluminio-26 ed il titanio-44. Gli strumenti a bordo del satellite dell'ESA INTEGRAL hanno consentito di verificare come la sorgente di questa radiazione non sia puntiforme, ma sia invece racchiusa in un'area di spazio di circa 10 gradi quadrati intorno al centro galattico, coinvolgendo quindi una grande quantità di materia e di antimateria.

Rappresentazione dell'emissione gamma dal centro galattico. Credit Fermi/NASA
Rappresentazione dell'emissione gamma dal centro galattico. Credit Fermi/NASA

INTEGRAL ha dapprima consentito di verificare l'asimmetrica distribuzione della radiazione gamma nella Via Lattea, con accentramento verso il nucleo galattico e sfumatura verso il disco galattico. A lungo si è ipotizzato che l'anomalia fosse riconducibile alla materia oscura , dal momento che i positroni - elettricamente carichi - vengono influenzati dal campo magnetico e non possono quindi viaggiare per lunghe distanze. Visto che la radiazione era stata osservata in regioni che poco erano legate alla distribuzione delle stelle, la materia oscura sembrava l'elemento più convincente come fonte di positroni.
Invece, INTEGRAL ha permesso di scoprire come i positroni derivino dall'esplosione di stelle massicce, le quali si lasciano dietro elementi radioattivi che decadono in particelle più leggere, come positroni ed elettroni. Questi positroni possono viaggiare su lunghe distanze visto che le interazioni con il campo magnetico sono trascurabili. L'anomalia nella distribuzione della radiazione gamma è data quindi dai viaggi di questi positroni. Quelli prodotti nelle regioni del disco galattico si allontanano verso l'alone prima di essere annichiliti. Quelli prodotti vicino al bulge, invece, non riescono a fuggire per la presenza del grandissimo numero di stelle (il bulge è il rigonfiamento centrale della galassia) e vengono annichiliti, dando così la spiegazione per l'intensa radiazione gamma osservata in quella direzione. A metà 2018 un altro studio attribuisce alle pulsar l'emissione registrata, il che conferma quindi il legame con la morte stellare. I dati di Fermi Gamma-Ray Space Telescope hanno consentito di osservare come i raggi gamma vadano infatti a distribuirsi in maniera del tutto simile a quella della distribuzione stellare in zona, assumendo una forma a X non prevista dall'interazione tra materia oscura e altra materia. Sarebbero pulsar, non materia oscura, e sebbene la soluzione sia meno affascinante è anche la soluzione che sempre più spesso viene avanzata tanto è vero che ancora un altro studio condotto dal Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (KIPAC) ha mostrato come il segnale dal centro galattico non sia in effetti conforme a quanto atteso relativamente al decadimento di materia oscura: ci si attenderebbe una emissione gamma lineare mentre quella registrata è fatta di spikes evidenti, provenienti da sorgenti puntiformi. Tali sorgenti vengono quindi di nuovo indicate in pulsar. In effetti, il 70% delle sorgenti puntiformi nella Via Lattea è composto da pulsar e questo rende molto probabile che l'eccesso gamma riscontrato provenga da oggetti di questo tipo, ma per essere certi è stata analizzata anche la trama spettrale dell'emissione. Le pulsar, tuttavia, hanno una vita di circa 10 milioni di anni prima di rallentare e perdere energia, il che è incompatibile con l'età delle stelle presenti nel centro galattico, ben più avanzata. Questo gioca a favore di un allungamento della vita delle pulsar indotto da sistemi binari: la presenza di stelle compagne alle quali sottrarre massa e energia, infatti, risolverebbe il problema. 
Ancora relativamente al centro della Via Lattea, una analisi combinata dei dati di Fermi Gamma-ray Space Telescope e di High Energy Stereoscopic System (HESS) ha mostrato nel 2016 come al centro della Via Lattea possa esistere una sorta di trappola in grado di concentrare i raggi più energetici. I raggi cosmici , soprattutto quelli a maggior energia, sono prodotti nelle regioni attive oltre il centro galattico e rallentati tramite le interazioni con le nubi di gas. Queste interazioni producono una grande radiazione gamma, la parte maggiore di quella osservata da Fermi e HESS. 
Circa il 90% dei raggi cosmici, particelle che si muovono a velocità relativistiche, sono protoni. Durante il viaggio nella galassia, queste particelle cariche vengono influenzate dai campi magnetici che ne alterano il percorso e rendono impossibile risalirne alle origini. 
Quando le particelle, però, interagiscono con il gas producono raggi gamma rintracciabili, il che può fornire molte indicazioni e a marzo 2016 i due osservatori hanno mostrato una grande attività proprio al centro della Galassia: un alone diffuso di raggi gamma a 50 TeV, quindi 50 volte più forti delle energie osservate dal Large Area Telescope di Fermi. 
La somma dei dati ha mostrato uno spettro continuo di raggi gamma in grado di descrivere l'emissione del centro galattico una volta eliminate le sorgenti più brillanti.
La coincidenza di particelle a bassa energia con quelle ad alta energia mostra come l'origine dei raggi cosmici al centro galattico sia la stessa dei raggi cosmici osservati in altre zone della Galassia ma le particelle a maggiore energia si muovono con meno efficienza nei pressi del centro Galattico. 
I raggi cosmici maggiormente energetici passano la maggior parte del tempo nel centro Galattico lasciando quindi una maggiore emissione in raggi gamma, il che non è previsto dai modelli convenzionali. Le simulazioni, però, sembrano riprodurre al meglio il fenomeno. 

Ultimo aggiornamento del: 08/09/2018 12:33:51

I Gamma-Ray Bursts (GRB)

Nel 1973 i satelliti Vela captano per la prima volta segnali isotropi ad altissimo rilascio energetico, lampi nello spettro gamma che da allora sono al centro degli studi cosmologici finalizzati a comprenderne la natura

Come accennato, il 1973 vide i satelliti Vela captare i primi segnali di breve periodo ed altissima energia, quelli che vennero chiamati Gamma-ray Burst (GRB) e che oggi sappiamo presentarsi con cadenza giornaliera o quasi anche se in maniera del tutto imprevedibile. Gli eventi captati vengono indicati con la sigla GRB seguita dalla data di rilevamento e una lettera a indicare il progressivo in giornata. 

I Gamma Ray Bursts (GRB) sono fenomeni di emissione rapida e intensa di raggi gamma. La quantità di energia coinvolta corrisponde a quella di miliardi di galassie.

Si tratta di rilasci di energia molto più potenti rispetto alle radiazioni emanate dalle galassie che li ospitano e la loro durata può andare da qualche millisecondo a qualche minuto. Per convenzione, fino a 3 secondi si parla di short GRB mentre per tempi superiori si parla di long GRB.

L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999, mostra la coda di emissione ottica del gamma-ray burst GRB-990123. Il lampo è visibile come un punto chiaro indicato nel riquadro a sinistra. È identificabile, inoltre, la galassia ospite dell'evento (l'oggetto a forma di filamento sopra il GRB), che sembra essere stata distorta dalla collisione con un'altra galassia. Crediti Wikipedia
L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999, mostra la coda di emissione ottica del gamma-ray burst GRB-990123. Il lampo è visibile come un punto chiaro indicato nel riquadro a sinistra. È identificabile, inoltre, la galassia ospite dell'evento (l'oggetto a forma di filamento sopra il GRB), che sembra essere stata distorta dalla collisione con un'altra galassia. Crediti Wikipedia

Storia dei Gamma-Ray Bursts

La prima evidenza di un lampo gamma è datata 1967 ma la notizia fu taciuta fino al 1973, anche perché si era in piena guerra fredda e le priorità erano sicuramente di altra tipologia. Ed infatti la scoperta fu effettuata da satelliti statunitensi finalizzati al controllo del rispetto del patto di non procedere a test nucleari, stipulato tra USA e URSS.
I primi studi rilevanti, tuttavia, si ebbero soltanto nel momento in cui furono lanciati appositi satelliti per lo studio di questi eventi transienti. I primi progetti riuscirono a comprendere elementi fondamentali ma limitati: il tracciamento dei GRB ne mostrò il carattere isotropo, nel senso che sembrano provenire indifferentemente da ogni parte dell'universo. Il secondo aspetto evidenziato riguardò i tempi: furono separati così gli short GRB, di durata inferiore ai 3 secondi, ed i long GRB di durata superiore. Inoltre, fu notato come a GRB più brevi corrispondessero emissioni di energia maggiori.
Passi in avanti si fecero soprattutto con il satellite mezzo italiano e mezzo olandese Beppo-Sax, con il quale si riuscì ad indentificare anche la controparte a minore energia di questi lampi. Per spiegarci meglio: lo spettro alla frequenza dei raggi gamma non è visibile ad occhio, quindi non era possibile stabilire chi fosse l'artefice di tanta energia. Con Beppo-Sax si riuscì ad associare, invece, il lampo gamma a controparti prima X e poi ottiche. Determinando la controparte X si riuscì a capire da quale parte provenisse il lampo, mentre determinando la controparte ottica si riuscì a capire quale fosse la galassia ospite dell'evento. Il fenomeno di affievolimento graduale dell'energia e quindi la possibilità di osservare l'evento a una lunghezza di onda maggiore viene chiamato afterglow.
Lo stesso satellite ha consentito di scoprire che i fenomeni, a volte, non arrivano ad emettere a raggi gamma restando invece confinati ai raggi X . Si tratta dei cosiddetti X-ray Flash (XRF). Ancora è incerta la differenza tra i due eventi in termini di processo  alimentatore, fermo restando che potrebbe trattarsi anche dello stesso evento ripreso da angoli di vista differenti.
L'utilizzo di strumenti sempre più raffinati dedicati ai GRB, tra i quali spicca il satellite Swift, ha consentito di effettuare stime molto più precise rispetto, ad esempio, alle distanze alle quali questi fenomeni si verificano. Proprio nel 2007 è stato individuato un GRB illuminatosi a 7,5 miliardi di anni luce di distanza nella costellazione del Toro: il lampo è giunto a noi nel 2007 ma si è verificato ben prima che la Terra e il Sole trovassero il proprio natale. Prima di questo, un lampo del 2005 fu riportato a 12,6 miliardi di anni fa, ovvero a un'epoca in cui l'universo aveva soltanto 800 milioni di anni.
Attualmente il lampo gamma legato al corpo celeste più distante mai misurato è datato 23 aprile 2009 e quindi è indicato con GRB 090423: il satellite Swift ha rivelato un lampo gamma abbastanza 'normale' per lunghezza e luminosità, ma quando la sonda ha puntato i suoi strumenti in banda X e visuale c'è stata una sorpresa. L'emissione X era netta mentre nello spettro ottico non c'era nulla. Questo accade frequentemente, e spesso è fatto risalire alla distanza del GRB sebbene la radiazione ottica possa essere in realtà bloccata da una coltre di nubi. Misurando nello spettro infrarosso il redshift di GRB 090423 si è ottenuto un risultato pari z=8,2 contro z=6,96 della galassia più lontana nota fino ad allora. Il lampo è stato probabilmente prodotto quindi da una stella massiva esplosa 13,035 miliardi di anni fa, quando l'universo aveva 630 milioni di anni.
Un'altra caratteristica dei GRB consiste nella presenza, non costante ma saltuaria, di forti emissioni X. Queste sono imputate a materiale eiettato che ritorna indietro e ricade sul buco nero .

Cosa origina i GRB

Mentre per i lampi gamma lunghi c'è abbastanza accordo all'interno della comunità scientifica, per i lampi corti il discorso è un po' più complesso.

Long GRB

I long GRB dovrebbero essere causati da esplosioni di supernova particolarmente violente, che vanno sotto il nome di ipernova. E' noto come una supernova sia una implosione di una stella di grande massa, ed infatti il modello che spiega i GRB lunghi va sotto il nome di Collapsing Star, o meglio di Collapsar. Per la precisione, questi GRB dovrebbero nascere dalle stelle di tipo Wolf-Rayet, molto compatte e calde tanto da avere brillanti e larghe righe di emissione unitamente a una massa di almeno 25 masse solari. Durante la loro vita, queste stelle perdono molta della propria massa a causa di venti stellari molto intensi il che porta a una massa residuale, al momento del collasso, intorno alle 12 masse solari. Dopo il collasso, queste stelle danno vita ad un buco nero di Kerr, cioè rotante.
Il buco nero che si è formato ha un disco di accrescimento molto spesso che ruota più lentamente rispetto al buco nero stesso, il che crea linee del campo magnetico attorcigliate in grado di incanalare materia in una coppia di getti di barioni collimati che si propagano lungo l'asse di rotazione stellare a velocità prossime a quella della luce. Ogni getto residuo ha una massa simile a quella terrestre ed emette una quantità enorme di radiazione, dipendente dalla velocità e dalla massa rispettando la famosa relazione E = mc2.
Un vento di particelle pesanti proveniente dal disco rallenta quando raggiunge la materia stellare, il che fornisce l'energia cinetica dalla quale scaturisce l'esplosione di supernova Ic che si rende luminosa tramite il decadimento del nichel (formato nel flusso in uscita) in cobalto e poi in ferro.
All'interno del getto, gusci di materiale più veloce possono raggiungere quelli più lenti dando vita ad onde d'urto interne in grado di produrre flussi di fotoni gamma, che rappresentano proprio l'evento GRB. Quando il getto raggiunge il mezzo interstellare  rallenta e rilascia energia nel gas dando luogo agli afterglows visibili ad energie minori e quindi nel campo X, ottico, infrarosso e radio. 
Una importante conseguenza è che noi riusciamo a vedere soltanto i lampi gamma in cui i getti si dirigono verso di noi, e nonostante questo ne vediamo almeno uno al giorno in media. Questo indica come nell'Universo, ogni giorno, fenomeni simili siano molto frequenti. 
Lo studio della fase iniziale, quella maggiormente energetica chiamata "prompt", e dei getti correlati ha avuto maggiori dettagli con l'osservazione del GRB 160625B da parte del telescopio robotico MASTER-IAC posto a Tenerife (Nature, Ottobre 2017, Moscow State University). Il GRB è legato alla morte di una stella di grande massa e alla sua fase di collasso prima di diventare buco nero. Il buco nero ha prodotto un forte campo magnetico in grado di controllare i getti che rilasciano energia. Quando il campo magnetico è poi calato in intensità la materia ha preso il controllo e ha iniziato a dominare i getti. E' una scoperta, visto che fino ad allora si riteneva che soltanto uno dei due processi potesse dominare i getti e non entrambi. La radiazione di sincrotrone prodotta quando gli elettroni vengono accelerati va ad attivare la fase iniziale, quella più rapida e energetica: si tratta dell'unico meccanismo che può creare il grado di polarizzazione e lo spettro che si osservano nella fase di prompt. Il 19 dicembre 2016 il satellite Swift della NASA ha captato un segnale gamma di sette secondi che ha dato poi vita a un decadimento di energia nello spettro X, nel visibile e nel radio: una ottima occasione per studiare il Gamma Ray Burst chiamato GRB 161219B, ma l'occasione è diventata splendida potendo contare anche sulle antenne di ALMA nel millimetrico, andando quindi a ottenere dettagli sull'interazione dei getti derivanti dal collasso stellare con l'ambiente circostante. Una sorta di film di una esplosione cosmica, con sorpresa: un'onda d'urto di ritorno che anziché durare pochi secondi è andata avanti per gran parte di una giornata. I getti dovrebbero durare pochi secondi e la stessa cosa ci si attende dallo shock di ritorno, ma questo caso è stato diverso e ha insegnato che finora si è cercato nella parte dello spettro sbagliata. Non bisogna cercare nel visibile ma nel millimetrico. Lo shock di ritorno è evidentemente entrato nel getto rallentandolo ma continuando a consentire il trasferimento di energia, dando vita a una radiazione X e visibile molto più duratura. Questa energia è nascosta, per l'85%, nel materiale in lento movimento. 

Ripresa di ALMA del GRB 161219B. Viene evidenziato l'afterglow del lampo rivelando dettagli riguardanti l'energia dei getti e della loro interazione. Crediti NRAO/NSF
Ripresa di ALMA del GRB 161219B. Viene evidenziato l'afterglow del lampo rivelando
dettagli riguardanti l'energia dei getti e della loro interazione. Crediti NRAO/NSF

Il prompt è quindi una delle fasi in cui viene segmentato un GRB: una caratteristica che sembra emergere deriva infatti dalla combinazione di tre parametri (arXiv, Ottobre 2017): durata della fase di "plateau" nei raggi X (che segue il picco a maggiori energie, quindi il "prompt"), luminosita e luminosità del picco di prompt. Si tratta di una fase, quella di plateau, meno energetica rispetto al prompt ma decisamente più lunga e più facilmente studiabile tanto che in base alla forma del plateau è stata definita una sottoclasse di GRB di lunga durata, in cui la correlazione tra i tre parametri va a individuare un piano ben preciso: sulla base di 183 GRB osservati da Swift sono stati selezionati GRB a plateau costante riuscendo a giungere a una identificazione di una classe di GRB con una correlazione stretta tra i tre parametri, una classe chiamata golden GRB. La classe è caratterizzata da emissioni di plateau ben definite e costanti, molto simili tra loro, il che fa ben sperare anche nell'utilizzo di questi elementi come possibili candele standard a fini della determinazione delle distanze. 

Short GRB

Per gli short RGB, come si diceva, il discorso è invece ancora avvolto da mistero. Si ritiene che possano derivare dallo scontro di due corpi compatti, come due stelle di neutroni oppure una stella di neutroni ed un buco nero in sistema binario
Un breve  lampo gamma particolarmente interessante venne captato da Fermi pochissimi istanti dopo la detection della prima onda gravitazionale innescata dalla fusione di due buchi neri, un fenomeno che non dovrebbe presentare una controparte elettromagnetica. In realtà il raggio gamma fu una coincidenza molto particolare, capitata appena mezzo secondo dopo l'onda e in una zona dello spazio abbastanza compatibile con l'incertezza presente sulla localizzazione della fusione (600 gradi quadrati di cielo, tantissimi), ma la fisica non si inventa e un segnale multimessenger da una fusione di buchi neri non è prevista. Per fortuna dopo pochi mesi è giunta la fusione di due stelle di neutroni, con segnale nello spettro elettromagnetico associato. 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 16:10:04