L'universo a raggi X
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L'universo a raggi X

I raggi X fanno riferimento a una zona dello spettro elettromagnetico caratterizzata da temperature elevatissime. Tramite l'astronomia a raggi X possiamo vedere la parte violenta dell'universo, caratterizzata da fenomeni estremi in ambienti estremi come, ad esempio, la zona circostante i buchi neri.

La radiazione X

Una breve storia sulla scoperta della radiazione X e la caratterizzazione di questa parte estremamente energetica dello spettro elettromagnetico. Cosa significa osservare i raggi X e come può essere ottenuto.

La radiazione X fu portata a conoscenza della comunità il 28 dicembre 1895 da Wilhelm Röntgen, scienziato tedesco, il quale utilizzò la lettera "X" proprio a indicare una tipologia di raggio ancora non conosciuta.  Il nome "raggi X" rimase, anche se a volte si fa riferimento alla radiazione di Röntgen, e l'annuncio valse il Nobel per la Fisica nel 1901 anche se in realtà ben prima di Röntgen altri illustri scienziati portarono avanti esperimenti sulla stessa radiazione. Nel 1887 Nikola Tesla inventò un tubo a raggi X a singolo elettrodo, esperimento che venne spiegato - unitamente a tanti altri compiuti entro il 1892 - dallo stesso Tesla all'Accademia delle Scienze di New York. Gli esperimenti portarono Tesla ad avvertire riguardo la pericolosità della radiazione X per la specie umana. 
Ancor prima dell'annuncio ufficiale, Hermann von Helmholtz descrisse la radiazione X in termini matematici basandosi sulla teoria elettromagnetica mentre William Crookes costruì il tubo di Crookes. Ancora, nel 1892 Heinrich Hertz dimostrò l'attraversamento di fogli di metallo sottile da parte dei raggi "catodici" mentre Philip Leonard, studente di Hertz, completò una nuova versione del tubo catodico studiando la penetrazione dei raggi X attraverso i metalli senza però rendersi conto di avere a che fare con una nuova radiazione

Dal punto di vista astronomico, i raggi X ci mostrano l'aspetto torrido dell'universo. Relativamente allo spettro elettromagnetico , la radiazione X è la porzione in cui la lunghezza d'onda è compresa tra 10 nanometri e 1/1000 di nanometro. Dato l'ampio spettro, si usa suddividere tra raggi X molli e raggi X duri, secondo lo schema seguente:

Radiazione X
Radiazione Lunghezza d'onda
Raggi X molli > 0.1 nm
Raggi X duri < 0.1 nm

I raggi X molli sono ad energia minore e sono vicini di casa rispetto al lontano ultravioletto , mentre i raggi X duri sono più energetici e sfumano nei raggi gamma . A parte la differenza energetica, i raggi X vengono generati da elettroni atomici, mentre i raggi gamma sono generati da transizioni all'interno di un nucleo atomico.
La radiazione X provenienti da sorgenti astronomiche è assorbita dall'atmosfera terrestre e l'unico modo per catturarla è spostarsi a determinate quote raggiungibili da palloni sonda oppure da osservatori e rilevatori orbitanti. 

L'astronomia a raggi X ha permesso di definire, ad esempio, le caratteristiche delle pulsar e di indagare su forme stellari atipiche come quelle rappresentate dalle nane bianche, dalle stelle di neutroni, dalle supernovae e dai buchi neri, ma anche su resti di stelle e galassie attive in grado di accelerare le particelle a grandissime energie grazie agli intensi campi magnetici.
 
Se i nostri occhi fossero sensibili alla radiazione X, del sistema binario composto da Sirio A e Sirio B non vedremmo l'astro più brillante che siamo soliti osservare ma vedremmo la sua compagna, una nana bianca , brillare più della stella principale.

Lockman Hole, una finestra sull'universo a raggi X. Crediti ESA/XMM-Newton
Lockman Hole, una finestra sull'universo a raggi X. Crediti ESA/XMM-Newton

Un esempio di universo osservato in banda X proviene da XMM-Newton: l'immagine è ottenute a ridosso dell'Orsa Maggiore ed è nota come Lockman Hole, dal nome di Felix J. Lockman che scoprì la zona nel 1986. Nessuna stella e pochissimo gas in questa regione che dal 10 dicembre 1999, giorno del lancio di XMM-Newton, è stata osservata nello spettro X per molto tempo. 
L'immagine mostra parte del Lockman Hole basata sulle osservazioni: centinaia di galassie distanti miliardi di anni luce, contenenti un buco nero supermassivo centrale, dal peso di milioni di miliardi di masse solari, i cui poteri gravitazionali consentono di acquisire enormi quantità di materia dalle zone circostante. Gran parte di questi buchi neri si sta accrescendo a tassi molto alti, evidenziati da forti emissioni X. Pochi ammassi galattici sono presenti in zona, evidenziati dall'emissione X del gas caldo che li avvolge. L'oggetto rosso a doppio-lobo posto nella zona in alto a sinistra è uno di questi ammassi di galassie, distante da noi 8 miliardi di anni luce. I dati X sono mostrati in rosso per energie da 0.2 a 2 eV, in verde da 2 a 4.5 e in blu da 4.5 a 10. La zona è di circa mezzo grado, pari alla Luna piena.

Ultimo aggiornamento del: 05/09/2018 11:04:48

Storia delle osservazioni in astronomia a raggi X

L'astronomia a raggi X è fatta di corpi celeste estremi, caldissimi. E' fatta di morte stellare, di getti relativistici e di attività dei buchi neri ma non solo. Nel corso degli anni tanti osservatori orbitanti hanno fatto la storia dell'astronomia X

La prima conferma alla previsione per la quale i corpi celesti emettono nello spettro X è giunta nel 1962 ad opera del Premio Nobel Riccardo Giacconi, riconosciuto insieme a Bruno Rossi come "il padre dell'astronomia a raggi X". Bruno Rossi fu collaboratore di Enrico Fermi e si occupò di radiazione X già nel 1946 quando insegnava al MIT. Il team di Rossi e Giacconi portò un rivelatore X al di fuori dell'atmosfera, riuscendo a scoprire una radiazione diffusa, proveniente da ogni parte del cielo, ed una sorgente più accentuata localizzata nello Scorpione e nota oggi con il nome di Scorpius-X1.
Da allora le ricerche vennero ovviamente intensificate, fino ai primi satelliti rivolti allo studio del cielo nel dominio dello spettro X. Il primo satellite fu Uhuru, a dicembre 1970, che tracciò la prima mappa del cielo X rivelando numerose sorgenti. 

Con Giuseppe Vaiana, a capo del programma di Astronomia X solare, si giunse nel 1973 al lancio dello Skylab, laboratorio spaziale americano diretto da Vaiana che, oltre a vari esperimenti scientifici, prevedeva lo studio X del Sole e della sua corona come obiettivo principale.

Le sorgenti X individuate dal satellite Uhuru racchiuse in una mappa. Crediti NASA
Le sorgenti X individuate dal satellite Uhuru racchiuse in una mappa. Crediti NASA

Dopo Uhuru, il satellite Ariel 5 continuò il lavoro iniziato sui raggi X molli, mentre nel 1977 il satellite HEAO-1 si specializzò in raggi X duri. Il problema di questi primi satelliti era dato dall'incapacità di determinare la direzione del raggio e la sua provenienza se non con un errore di parecchi gradi, quindi era ovviamente impossibile stabilire, in qualche grado di profondo cielo, quale corpo fosse l'origine della radiazione e, di conseguenza, quale processo fosse causa di quella violenta energia.

Un netto passo in avanti fu fatto con il satellite HEAO-2, meglio noto come EINSTEIN, in grado di fornire immagini a raggi X non inferiori a quelle nello spettro ottico. Le sorgenti X iniziarono ad essere identificate con precisione. EINSTEIN operò dal 1978 al 1984 e fu seguito dal satellite europeo EXOSAT, lanciato nel 1983 ed in funzione per tre anni. Proprio EINSTEIN e EXOSAT, insieme a ROSAT (un satellite lanciato nel 1990 con la collaborazione di Germania, USA e Gran Bretagna), sono i principali artefici di tutte le sorgenti X che conosciamo oggi, e grazie a loro siamo entrati in possesso di numerose informazioni.

Mappa del cielo a raggi X morbidi ottenuta da ROSAT. Crediti NASA
Mappa all-Sky nei raggi X “morbidi” ottenuta dal satellite Rosat

Due satelliti sono risultati in seguito fondamentali per la precisione delle osservazionie: il primo è della NASA ed il suo nome originario è Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF), meglio noto come Chandra X-Ray Observatory in seguito alla dedica del satellite al grande astrofisico teorico Subrahmanyan Chandrasekhar. Il secondo è dell'ESA e si chiama X-ray Multi Mirror (XMM-Newton). Chandra riesce a scorgere sorgenti X centinaia di volte più deboli rispetto a quelle scoperte dai precedenti satelliti ed ha consentito di poggiare le teorie su una serie impressionante di dati. Da Chandra, ad esempio, è arrivata l'ipotesi di una probabile presenza di buchi neri al centro di alcune galassie, supernovae, ammassi stellari e galattici.

XMM-Newton è un satellite ESA a specchi multipli noto come High Throughput X-ray Spectroscopy Mission e lanciato il 10 dicembre 1999 dalla Guyana francese a bordo di un Ariane 5, in una orbita ellittica che tocca un apogeo di 114.000 chilometri e un perigeo di appena 7.000 chilometri. XMM-Newton ha scoperto numerose sorgenti X ed ha misurato per la prima volta l'effetto Einstein previsto dalla Relatività Generale: perdita di energia della radiazione emessa da una stella di grande massa , con relativo spostamento verso il rosso della lunghezza d'onda. I dati di XMM-Newton sono a disposizione di tutti e non è raro che scoperte vengano effettuate da appassionati o studenti. Il catalogo Exploring the X-ray Transient and variable Sky (EXTraS) nasce così e comprende le sorgenti X sottoposte a variazioni nel tempo, sorgenti tra le quali andare a scavare per ottenere una lista degli oggetti più interessanti. 
NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) è un osservatorio NASA a raggi X lanciato il 13 giugno 2012 tramite un razzo Pegasus allo scopo di individuare buchi neri supermassicci nell'universo. 

Mappa del cielo a raggi X. Crediti XMM-Newton/ESA
Mappa del cielo a raggi X. Crediti XMM-Newton/ESA

La mappa del cielo in banda X è stata rilasciata, in upgrade alle versioni precedenti, nel 2015 da parte di XMM-Newton tramite i dati derivanti dalle operazioni condotte tra Agosto 2001 e Dicembre 2014. La mappa riguarda l'84% circa del cielo e sebbene XMM-Newton si sia mosso essenzialmente alla ricerca di target ben precisi è riuscito, in questo periodo, a ricreare una cartina delle sorgenti X, dai buchi neri alle stelle di neutroni, dalle pulsar ai venti stellari fino alle galassie attive. Molte volte il telescopio orbitante ha inquadrato la stessa zona, puntando alcuni oggetti anche in 15 diverse occasioni mentre altri 4.924 oggetti sono stati osservati due o più volte, ma la normalizzazione dei dati ha consentito di elaborare una mappa ben precisa e omogenea: in rosso le energie minori, in blu quelle maggiori. Più grandi sono i puntini e maggiore è la luminosità dell'oggetto. Il centro della mappa indica il centro galattico, comprendente le sorgenti di Cygnus X-1 e Vela X-1 mentre i poli eclittici si trovano in alto a sinistra e in basso a destra. Sopra e sotto il piano galattico dominano, invece, le galassie che emettono in banda X. 
In particolar modo XMM-Newton si è soffermato sul centro della Via Lattea: l'immagine abbraccia una zona di circa mille anni luce a energie tra 0.5 e 2 keV mostrate in rosso, tra 2 e 4.5 in verde e tra 4.5 e 12 in blu. I punti più brillanti sono rappresentati da oggetti compatti come stelle di neutroni o buchi neri in sistemi binari con compagne alle quali strappano materiale, riscaldandolo. I punti bianchi o rossi sono stelle singole, giovani, e ammassi stellari di recente formazione. La zona è permeata da gas scavato dai venti stellari di potenti stelle appena nate oppure da esplosioni di supernova. 
A destra dell'immagine è SgrA*, il buco nero galattico con massa di qualche milione di masse solari. La brillante luce è emessa dal materiale che circonda il buco nero, mentre sono presenti due lobi che si estendono verso l'alto e verso il basso partendo dallo stesso, causati forse dal buco nero stesso nel suo processo di acquisizione di massa o forse dall'effetto cumulato di più venti stellari. 
In basso a sinistra di SgrA* è una struttura ellittica, una superbolla di gas caldo soffiata dai resti di diverse supernovae: era già nota, ma ora è certo che si tratti di una singola bolla. 
Arc Bubble è un'altro ammasso di gas posto nei pressi del centro dell'immagine, soffiato da venti stellari provenienti dagli ammassi vicini, oltre che da altre supernovae. 
La visione mostra anche l'emissione, seppur debole, da parte del plasma nelle zone in alto e in basso dell'immagine: potrebbe essere l'effetto macroscopico di effetti più piccoli genrati dalla formazione stellare nella zona centrale. 

I rilevatori di radiazione X vengono detti "osservatori" ma in realtà il loro funzionamento è ben diverso da quello dei telescopi che operano in luce visibile visto che l'energia dei fotoni X necessita di una modalità di cattura diversa. Vengono così costruiti strumenti in grado di far convergere i fotoni X verso un fuoco attraverso angoli di incidenza molto piccoli (circa 1.5 gradi) in modo da evitare la penetrazione profonda del fotone sul sensore. Sono quindi presenti tanti specchi disposti in schema tubolare in grado di convogliare la radiazione verso il fuoco, dove ogni singolo fotone viene contato e disposto su una matrice. Data l'energia captata e la posizione sul sensore, si procede quindi all'elaborazione di una immagine. 

Immagini di Chandra X-Ray selezionate dalla NASA per festeggiare il quindicesimo anniversario dell'osservatorio
Immagini di Chandra X-Ray selezionate dalla NASA per festeggiare il quindicesimo anniversario dell'osservatorio

 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 16:20:41

Corpi celesti e emissioni a raggi X

Quali sono i corpi celesti in grado di emettere nella banda X dello spettro elettromagnetico e quali sono i temi ancora aperti su questa branca dell'astronomia. Dalle nane bianche alle AGN passando per stelle di neutroni e buchi neri

Gli oggetti del profondo cielo in grado di emettere a raggi X sono di diverso tipo.

Sistemi binari con oggetti compatti

Rappresentazione artistica di sistema binario a raggi X. Credit UniverselNASA
Rappresentazione artistica di sistema
binario a ​​​​​​raggi X.
Credit Universel - NASA

I sistemi binari nei quali è presente una nana bianca o una stella di neutroni prevedono il passaggio di materia dalla compagna "normale" alla stella compatta. Il materiale strappato può andare a colpire la superficie della nana bianca emettendo in banda X oppure può acquisire energia cinetica che, entrando in contatto con il materiale del disco di accrescimento di una stella di neutroni, si trasforma in emissione X per atttrito. Durante l'accrescimento, la materia penetra nella magnetosfera e fluisce lungo le linee del campo magnetico verso i poli magnetici della stella di neutroni. Cadendo verso i poli, il gas si riscalda fino a centinaia di milioni di gradi emettendo in banda X. Se gli assi magnetici della stella sono inclinati rispetto all'asse di rotazione , un osservatore esterno può vedere un segnale intermittente in effetto-faro. La rotazione assiale della stella compagna, specie se molto potente, può essere così rapida da generare un rigonfiamento equatoriale tanto ampio da formare un disco che va a riempire il lobo di Roche . La stella di neutroni inizia quindi a ingerire una maggiore quantità di gas dalla compagna aumentando l'emissione X e dando vita a un outburst. A un certo punto il disco di accrescimento della stella di neutroni si satura e il gas non cade più sulla stella di neutroni a causa dell'influenza del campo magnetico e della forza centrifuga . Questo dà vita a un effetto chiamato "elica": la pulsar entra in uno stato in cui l'accrescimento non si verifica e i raggi X vengono meno.
Ancora per le pulsar, quando astri di questo tipo si muovono nel mezzo interstellare , la nebulosa può creare un fronte d'urto davanti e una coda dietro rispetto al senso di marcia: osservazioni di Chandra, da X a radio, hanno confermato la presenza di una coda brillante e molto estesa, con una lunghezza nello spettro X che può eccedere la dimensione della nebulosa compatta stessa.

La pulsar della Vela ripresa in banda X da Chandra X-ray observatory. Credit NASA
La pulsar della Vela ripresa in banda X da Chandra X-ray observatory.
Credit NASA

Ammassi di galassie

Gli ammassi di galassie sono insiemi di galassie legate gravitazionalmente, con buco nero centrale produttore di intensa radiazione X. Un caso in particolare è dato dall'ammasso del Perseo, un laboratorio naturale facile da osservare e uno dei più interessanti, molto brillante in banda X a evidenziare la presenza di una grande quantità di gas caldo e relativamente vicino. Grande 11 milioni di anni luce e distante solo 240 milioni di anni luce, l'ammasso è stato sottoposto a fuoco incrociato da parte dell'osservatorio Chandra, di osservazioni radio operate dal Jansky Very Large Array e di simulazioni sviluppate da John ZuHone lasciate girare sul supercomputer Pleiades della NASA alla Silicon Valley.

Ammasso galattico del Perseo ai raggi X del satellite Hitomi. Crediti Hitomi/JAXA
Ammasso galattico del Perseo ai raggi X del satellite Hitomi. Crediti Hitomi/JAXA

La struttura di particolare interesse è una cavità, una sorta di baia ampia circa 200 mila anni luce, quindi il doppio della nostra Via Lattea: un'onda formatasi miliardi di anni fa presumibilmente in seguito al passaggio di un ammasso più piccolo, in grado di innescare un effetto ondulatorio sul gas. A creare questa baia non può essere stata qualche bolla lanciata da un buco nero visto che in tal caso si sarebbe evidenziata qualche emissione radio, cosa che il Jansky non ha invece osservato. Chandra ha così potuto provvedere a 10.4 giorni di osservazione ad alta risoluzione unitamente a 5.8 giorni di grande campo alle energie comprese tra 700 e 7000 electron volts. I dati sono stati poi filtrati per evidenziare i perimetri delle strutture e scendere in dettaglio ancora maggiore. Il gas nell'ammasso del Perseo si compone di una regione centrale fredda, con temperature di circa 30 milioni di gradi Celsius, circondata da una zona tre volte più calda. Un ammasso galattico minore, con circa mille volte la massa della Via Lattea, potrebbe aver effettuato un passaggio ravvicinato, a circa 650 mila anni luce dal centro dell'ammasso di Perseo. Il fly-by avrebbe creato un disturbo gravitazionale in grado di smuovere il gas e creare una spirale di gas freddo. Dopo 2.5 miliardi di anni, con il gas giunto a 500 mila anni luce dal centro, si sono formate enormi onde che corrono nella periferie per centinaia di milioni di anni prima di dissiparsi. Versioni giganti delle onde di Kelvin-Helmotz, che si formano in presenza di diverse velocità tra due fluidi a contatto, come il vento che soffia sull'oceano ad esempio. Strutture simili sembrano associate, per dimensione, alla forza del campo magnetico e sono state rinvenute anche in altri due ammassi come Centaurus e Abell 1795

Ammasso galattico del Perseo osservato da Chandra. In evidenza l'onda nella zona periferica. Crediti NASA/Chandra
Ammasso galattico del Perseo osservato da Chandra. In evidenza l'onda nella zona periferica.
Crediti NASA/Chandra

Stelle di sequenza principale e comete

Quasi tutte le stelle di sequenza principale , Sole compreso, hanno una radiazione X che segue l'andamento della corona solare, quindi se ne deduce che la maggior parte delle stelle sia dotata di corona. Per lo studio del Sole, il telescopio Chandra X-Ray Observatory si è avvalso anche dell'uso di comete come la C/2012 S1 ISON e la C/2011 S4 PanSTARRS, osservate nel 2013 durante i relativi perieli a 90 e 130 milioni di miglia di distanza rispettivamente. Tramite la differenza di posizione della radiazione ottica da quella X è possibile infatti osservare le differenze nel vento solare al tempo dell'osservazione. Le comete emettono in banda X quando le particelle del vento solare ne colpiscono l'atmosfera. Sebbene gran parte delle particelle del vento solare siano composte da idrogeno e elio, l'emissione X osservata deriva da atomi pesanti come carbonio e ossigeno. Questi atomi, largamente ionizzati, collidono con gli atomi neutri nell'atmosfera cometaria in un processo chiamato "scambio di carica". Dopo la collisione, un raggio X viene emesso nel momento in cui l'elettrone catturato si muove in una orbita più stretta. 

La cometa C/2012 S1 ISON ripresa in raggi X da Chandra. Crediti Chandra/NASA
La cometa C/2012 S1 ISON ripresa in raggi X da Chandra. Crediti Chandra/NASA

Fondo X

Mappa a raggi X e Local Hot Bubble. Credit The Astrophysical Journal/W. Liu et al./DXL
Mappa a raggi X e Local Hot Bubble.
Credit The Astrophysical Journal/W. Liu et al./DXL

Ciò che ancora è campo incerto è l'origine della radiazione diffusa nello spettro X che permea l'universo (vedi immagine di ROSAT più in alto in questa pagina). Due sono le sorgenti il cui contributo al fondo sembrano sicure: la prima è il vento solare, quindi le particelle cariche soffiate dal Sole, mentre la seconda è da tempo imputata a una sorta di bolla (Local Hot Bubble) formata dal mezzo interstellare che circonda il Sistema Solare . A queste soluzioni se ne accompagnano diverse, accumulate nel corso di decenni di teorie, ma il mistero resta comunque fitto.
Le sorgenti dovrebbero comunque trovarsi nei nostri paraggi cosmici poiché se fossero sorgenti distanti a creare un rumore di background il gas neutro della Via Lattea riuscirebbe ad assorbire la radiazione in ingresso. La ricerca si focalizza quindi nelle zone appena al di fuori del Sistema Solare, ed è proprio in virtù di questo ragionamento che si è giunti a ipotizzare la presenza di una enorme bolla di gas ionizzato a circondare il nostro sistema planetario, appunto la citata Local Hot Bubble. A partire da dieci miliardi di anni fa, quindi, tre successive esplosioni di supernova avrebbero ionizzato il gas della Local Hot Bubble (tre è il numero minimo per giungere a ionizzare tutta la materia ipotizzata). 
Per quanto riguarda il vento solare , invece, le particelle cariche interagiscono con il gas neutro, in cui elettroni e ioni sono ancora legati, e prendono un elettrone. Nel momento in cui si torna in una situazione stabile viene persa energia nello spettro X, energia che però risulta dello stesso tipo di quello presente nella Local Bubble e questa somiglianza ha messo in dubbio l'esistenza della bolla. A settembre 2016 i dati di DXL (Diffuse X-Ray Emission from the Local galaxy) ottenuti durante un volo supersonico di 15 minuti oltre l'atmosfera terrestre, hanno cercato di fare chiarezza al riguardo. Il volo è avvenuto proprio nel momento in cui la Terra attraversava una regione di spazio in cui l'elio neutro è molto più denso rispetto a quanto non lo sia nel resto del Sistema Solare (zona chiamata helium-focusing cone). Il Sistema Solare si muove a 15 miglia al secondo nel mezzo interstellare , in uno spazio pieno di idrogeno ed elio. L'elio è più pesante, così nel cono indicato il Sole riesce a formare una coda. Proprio questa situazione ha consentito agli scienziati di capire quali raggi provengano dal Sole e quali dalla Local Bubble: circa il 40% della radiazione X osservata proviene dal Sole, nel piano galattico (in altre zone è inferiore), ma la radiazione a maggiore energia resta ancora priva di una spiegazione: soltanto meno di un quarto dell'emissione X a alta energia proviene dal vento solare, e la Local Bubble non rappresenta una buona spiegazione a copertura: la temperatura della Local Bubble non è alta abbastanza per giungere a una radiazione X così energetica. Il mistero resta attualmente in piedi.

Buchi neri

In seguito alla caduta gravitazionale di materia verso il buco nero vengono prodotti raggi X termici emessi come conseguenza della compressione della materia. La materia, infatti, prima di venire risucchiata oltre l'orizzonte degli eventi si scalda fino a temperature elevatissime con emissione variabile in banda X. Proprio la variabilità consente di ottenere informazioni sulle proprietà del buco nero.

Cygnus X1, buco nero in sistema binario ripreso da Chandra X-Ray Observatory. Crediti NASA/Chandra
Cygnus X1, buco nero in sistema binario ripreso da Chandra X-Ray Observatory.
Crediti NASA/Chandra

A metà 2018 viene annunciata quella che, alla data dell'articolo, appariva come la prova più evidente della presenza di un buco nero intermedio, uno dei tanti misteri osservativi della cosmologia moderna. I dati di Chandra X-Ray Observatory, XMM-Newton e Swift hanno riguardato il decadimento luminoso di un burst verificatosi nell'ottobre 2003, decadimento giunto a termine dopo una decina di anni seguendo alla lettera quanto previsto per la curva prodotta da un evento di distruzione mareale di una stella in prossimità di un buco nero (TDE - Tidal Disruption Event). Proprio in base alla curva di luce è stato possibile stimare la massa del buco nero "assassino" e da questo si è giunti a una misurazione del tutto compatibile con quella dei buchi neri intermedi. Data la rarità di questi eventi, sembra possibile che l'evoluzione galattica possa comportare la nascita di tantissimi oggetti di questo tipo. Il problema è trovarli.

Eventi di distruzione mareale di stelle (TDE - Tidal Disruption Event)

Quando una stella si avvicina troppo a un buco nero , l'attrazione gravitazionale di questo ultimo può generare effetti mareali notevoli sull'astro inducendolo alla distruzione. Si tratta di eventi rari, stimati in uno ogni dieci mila anni (o cento mila nelle stime peggiori) per galassia, eventi che comunque, con il miglioramento delle strumentazioni, sono sempre più importanti per la comprensione del processo alla base del rilascio di energia X. Il giorno 11 novembre 2014 la survey ASASSN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) ha catturato un TDE in una galassia distante 300 milioni di anni, con follow-up di 270 giorni che ha coinvolto anche diversi telescopi importanti come Swift della NASA. L'evento, chiamato ASASSN 14li, ha mostrato una modulazione di variazioni ottiche e ultraviolette alle quali sono poi seguite modulazioni in banda X caratterizzate dallo stesso identico pattern ma shiftate nel tempo di 32 giorni. Analizzando la zona di provenienza della radiazione è stata osservata una radiazione X nella zona più interna del disco di accrescimento del buco nero, disco formato dai detriti della stella distrutta. Le variazioni ottiche e ultraviolette sono state invece registrate nella parte più distante dal centro.

Rappresentazione della dinamica in ASASSN-14li: il materiale che torna indietro va in collisione con quello ancora in caduta generando l'emissione ritardata. Crediti Chandra/NASA
Rappresentazione della dinamica in ASASSN-14li: il materiale che torna indietro va in collisione con quello ancora in caduta
generando l'emissione ritardata. Crediti Chandra/NASA

I detriti della stella, nel loro disporsi intorno al buco nero creano infatti il disco di accrescimento e collidono l'uno con l'altro dando vita alla modulazione ottica e ultravioletta osservata. Sono gli stessi pezzi che si formano in questo momento che poi, con il tempo, si avvicinano sempre più al buco nero, si scaldano e iniziano a emettere in bande sempre più energetiche, fino a quella X. Non tutti gli eventi TDE, tuttavia, si rendono visibili in banda X e - stando ai campioni e ai modelli finora ottenuti - il motivo starebbe nella geometria dell'evento rispetto al nostro punto di osservazione: se la galassia di appartenenza ci si presenta di faccia la radiazione non viene bloccata dalle polveri circostanti e riusciamo a vedere la radiazione X prodotta dall'evento, mentre man mano che aumentiamo l'inclinazione la radiazione viene sempre più bloccata dalle polveri del disco galattico, con radiazione che - assorbita e riemessa - scende all'ultravioletto e poi allo spettro visibile.

Aurore polari

Il satellite INTEGRAL dell'ESA, in genere rivolto ad altro tipo di osservazioni, ha girato per un po' il proprio sguardo verso il nostro pianeta per osservarne le aurore, gli splendidi giochi di luce che si verificano a latitudini polari in seguito all'interazione tra vento solare e campo magnetico terrestre. Le aurore emettono anche nello spettro X in seguito alla decelerazione delle particelle in ingresso e così il 10 novembre 2015 INTEGRAL ha osservato tutto questo mentre era impegnato a misurare il background cosmico a raggi X. Lo scopo era isolare il contributo terrestre alla radiazione diffusa X per meglio comprendere quale sia la quantità proveniente dall'universo, ma sfortunatamente i raggi X dalle aurore terrestri hanno "occultato" il fondo cosmico. Non si è trattato di un male, tuttavia: la distribuzione degli elettroni che cadono negli strati superiori dell'atmosfera terrestre è stata infatti analizzata a fondo. 

Rappresentazione delle emissioni X osservate da INTEGRAL nelle aurore polari. Crediti ESA/INTEGRAL
Rappresentazione delle emissioni X osservate da INTEGRAL nelle aurore polari.
Crediti ESA/INTEGRAL

I dati di XMM-Newton, nei raggi X, sono ancora in gran parte da analizzare e presentano molte sorgenti la cui natura è ancora tutta da scoprire. Nel 2018, ad esempio, sei studenti hanno evidenziato la presenza di un oggetto intrigante posto all'interno dell'ammasso globulare NGC 6540. Le variazioni in luminosità sono apparse del tutto peculiari, con accensioni che hanno portato l'oggetto a brillare cinquanta volte più della media nel 2005 prima di cadere di nuovo dopo appena cinque minuti. Flare di stelle come il Sole durano qualche ora mentre outburst brevi sono osservati in sistemi binari che presentano stelle di neutroni, ma nella fattispecie specifica la luminosità non ha raggiunto le vette attese. Una soluzione potrebbe risiedere in un sistema binario con variazioni X causate da processi cromosferici, ma anche stavolta i modelli non calzano a pennello. Sta di fatto che l'elencazione appena terminata di fenomeni astrofisici in grado di emettere radiazione X è sicuramente non esaustiva e dovrà essere periodicamente aggiornata.

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 19:15:52