Turbolenze, ipernovae e lampi gamma

Una simulazione di brevissima durata, appena 10 millisecondi, realizzata con uno dei supercomputer più potenti del mondo, relativa al collasso gravitazionale di una stella massiva in una stella di neutroni, dimostra come questi eventi catastrofici, spesso chiamati ipernovae, possano generare enormi e potenti campi magnetici che portano all’esplosione della stella e all’emissione di raggi gamma visibili a grandi distanze nello spazio cosmico. I risultati di questo studio, riportati su Nature, suggeriscono che quando una stella ruotante collassa, essa inizia a ruotare ancora più velocemente trascinandosi il suo campo magnetico, formando così una dinamo stellare che amplifica l’intensità del campo magnetico di milioni di miliardi di volte superiore rispetto a quello solare. Un campo magnetico di tale intensità è sufficiente a focalizzare e ad accelerare il gas lungo l’asse di rotazione della stella, creando due getti che si proiettano nello spazio in direzioni opposte, producendo raggi gamma energetici. La dinamo, si sa, rappresenta storicamente il primo generatore elettrico. Nel caso della dinamo stellare, le correnti elettriche si generano quando il campo magnetico si muove nello spazio, mentre aumenta la sua intensità, secondo un processo che produce una sorta di ciclo che alla fine dà luogo alla formazione di mostruosi campi magnetici. «Una dinamo rappresenta la strada che permette alle strutture magnetiche di piccole dimensioni, presenti all’interno di una stella massiva, di essere convertite in strutture decisamente più grandi, necessarie per produrre una ipernova e lampi gamma di lunga durata», spiega Philipp Mösta della University of Californaia a Berkeley e autore principale dello studio. «Ciò dà il via al processo e nonostante era stato ipotizzato per via teorica, oggi possiamo finalmente osservarlo». La chiave di questo successo proviene da una simulazione numerica estremamente dettagliata, una di quelle che richiede la capacità di 130 mila computer, collegati in parallelo, che operano per due settimane: stiamo parlando di Blue Waters, uno dei supercomputer più potenti del mondo, localizzato presso il National Center for Supercomputing Applications dell’University of Illinois a Urbana-Champaign. I ricercatori come Mösta stanno tentando di affinare i loro modelli per descrivere ancora meglio cosa accade alle stelle quando essere raggiungono le fasi finali del loro ciclo vitale. L’obiettivo è quello di spiegare particolari fenomeni astrofisici, come i lampi gamma e le ipernovae che hanno mediamente una luminosità 10 volte superiore rispetto alle supernovae, e capire come alcuni degli elementi più pesanti vengono prodotti. «Ora abbiamo il primo modello pilota che ci permette di ricavare preziosi indizi su come si formano gli elementi pesanti a seguito di queste potenti esplosioni stellari», dice Eliot Quataert dell’University of California a Berkeley, che non ha partecipato allo studio. «La novità che emerge dal lavoro di Mösta è che si parte da un campo magnetico relativamente debole e viene mostrato come esso evolve nel tempo fino a diventare molto potente e coerente su larga scala, cioè dello stesso tipo che di solito viene assunto quando si costruiscono modelli per descrivere i lampi gamma», aggiunge Quataert. I lampi gamma sono così brevi ed energetici (quelli più lunghi durano circa 100 secondi) che sono stati osservati per la prima volta nel 1967 dai satelliti che stavano cercando evidenze di alcuni test nucleari. La maggior parte di essi si trovano a miliardi di anni luce nelle galassie distanti perciò il fatto che li osserviamo vuol dire che si tratta di eventi che sono decisamente tra i più luminosi dell’Universo. Le osservazioni degli ultimi 50 anni hanno portato gli astronomi ad ipotizzare che i “lampi” sono prodotti durante l’esplosione di stelle massicce, cioè oggetti che hanno 25 volte, o più, la massa del Sole, anche se i dettagli di come tali eventi sono in grado di focalizzare i getti di raggi gamma rimane ancora un problema da affrontare. Questa classe di esplosioni stellari viene tipicamente definita comesupernovae di tipo Ic (a righe larghe). «Si ritiene che i getti, focalizzati dai campi magnetici estremamente potenti, siano necessari per alimentare queste esplosioni stellari», fa notare Mösta. «Ma uno degli anelli mancanti è quello di capire come fa il campo magnetico di una stella normale, come il Sole, ad essere amplificato fino a un quadrilione di volte». Una possibilità è che l’energia immagazzinata nella rotazione della stella collassata possa essere convertita in energia magnetica. In più, questi forti campi magnetici possono essere cruciali per accelerare le particelle cariche a velocità ed energie tali da generare raggi gamma. «Ci aspettiamo solo una minima percentuale di stelle che ruotino abbastanza rapidamente prima di collassare per spiegare il caratteristico periodo mostrato dalle pulsar che è dell’ordine dei millisecondi», dice Christian Ott del California Institute of Technology e co-autore dello studio. «Ma se una stella ruota molto velocemente, allora deve possedere una enorme quantità di energia immagazzinata nella rotazione. Il problema è quello di comprendere come questa energia viene estratta e quindi trasferita nell’esplosione». Il processo che porta ad una supernova da collasso-nucleare si ha quando la fusione dell’idrogeno presente nel nucleo, che alimenta le stelle durante la maggior parte della loro vita, si arresta una volta che tutto l’idrogeno viene esaurito e perciò la stella inizia a fondere l’elio e poi il carbonio e l’ossigeno. Alla fine, quando la stella fonde tutti questi elementi in ferro, la fusione si blocca completamente e la pressione che si esercita sul nucleo della stella non può più bilanciare il suo “peso”, ossia la gravità dovuta agli strati più esterni. Dunque, in appena un secondo, la regione interna della stella, il cui raggio si estende fino a circa 1500 chilometri, collassa in una stella di neutroni, che ha un diametro di circa 10-15 chilometri e che contiene una massa di 1,4 masse solari. Questo processo crea un’onda d’urto che si propaga verso l’esterno, attraversando gli strati più esterni della stella. Man mano che la stella collassa, diventando una stella di neutroni, essa aumenta la sua velocità di rotazione, come una pattinatrice che chiudendo le braccia piroetta sempre più velocemente. Ora, i teorici hanno tentato di spiegare come stelle massicce e ruotanti generino forti campi magnetici dopo che esse hanno collassato a seguito di un processo denominato instabilità magnetorotazionale: in altre parole, gli strati della stella ruotano a velocità diverse, creando unaturbolenza che trasforma il campo magnetico in un insieme di “flussi magnetici canalizzati” che si estendono per chilometri, un po’ come le strutture magnetiche che emergono dalla superficie del Sole. La domanda è: può questo processo generare campi magnetici su scale ancora più grandi, necessari per determinare l’esplosione della stella? «Ciò che abbiamo realizzato per la prima volta», dice Mösta, «sono delle simulazioni globali che hanno una risoluzione estremamente elevata e ci mostrano come in realtà si può creare un gigantesco campo magnetico partendo da uno puramente turbolento. Inoltre, le simulazioni fanno vedere che il meccanismo che forma le magnetar, una stella di neutroni che possiede un campo magnetico estremamente potente, può essere alla base di una particolare classe di supernovae molto luminose». Quataert paragona il processo a quello di una piccola turbolenza che si genera nell’atmosfera terrestre per poi evolvere e trasformarsi in un uragano. Insomma, Mösta e colleghi hanno trovato che la chiave per spiegare questo processo presente in una stella di neutroni che ruota molto rapidamente è una particolare zona che si estende per circa 15-35 chilometri dalla stella, dove cioè i differenti strati ruotano con velocità diverse, causando così una turbolenza abbastanza grande da creare sostanzialmente una dinamo. Lo scienziato sta ora lavorando ad una serie di simulazioni che comprendono un intervallo temporale dell’evoluzione stellare superiore a 10 millisecondi dopo il collasso gravitazionale, cioè la fase successiva al cosiddetto “rimbalzo”, in modo da comprendere ancora meglio come la materia che collassa e quella che viene espulsa nello spazio interagiscono con il campo magnetico.
di Corrado Ruscica (INAF)

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Una macronova per il lampo gamma

Era il 14 giugno del 2006 quando il satellite Swift catturava il lampo di raggi gamma denominato GRB 060614, che si è poi rivelato essere un vero e proprio rompicapo per gli astrofisici. L’emissione di raggi gamma è durata ben 102 secondi, un’eternità in questo tipo di eventi. Subito i ricercatori si sono messi alla caccia della controparte ottica – come si dice in gergo – del GRB, sicuri che dopo qualche giorno dall’evento sarebbe stata identificata anche l’emissione di una supernova, ovvero l’esplosione di una stella di grande massa giunta al termine del suo ciclo evolutivo. Sorprendentemente però, nonostante la batteria di telescopi di prim’ordine impegnati e la durata della ricerca, condotta anche da un team di scienziati tra cui alcuni dell’INAF utilizzando il telescopio VLT dell’ESO, non è emersa alcuna traccia di questo tipo di progenitore. Descrivere cosa avesse potuto innescare il GRB 060614 risultava così davvero difficile. La classificazione ‘standard’ di eventi di questo tipo basata sulla loro durata indica che quelli inferiori ai due secondi vengono definiti brevi, gli altri lunghi. Ma soprattutto, sono differenti i meccanismi che li originano. Quelli brevi si formerebbero dalla fusione di due oggetti compatti, come ad esempio stelle di neutroni, mentre quelli lunghi sarebbero prodotti da eventi legati a supernovae estremamente energetiche. E di supernovae progenitrici, almeno fino a una soglia di luminosità alquanto bassa, non vi era traccia per GRB 060614. In più, ulteriori analisi della sua curva di luce rivelavano proprietà tipiche di lampi di raggi gamma brevi piuttosto che lunghi. Tanto da farlo ribattezzare “the long-short GRB”, ovvero un lampo gamma lungo e corto allo stesso tempo. In questi anni sono state avanzate varie ipotesi per cercare di spiegare cosa avesse prodotto questo insolito evento, magari anche una supernova particolarmente debole o un evento di macronova (anche chiamato kilonova) la cui energia è prodotta dal decadimento radioattivo di elementi chimici pesanti, sintetizzati nel materiale espulso a seguito della fusione di due oggetti celesti molto densi. Ora un nuovo studio appena apparso su Nature Communications, guidato dall’astronoma cinese Bin Yang e a cui ha partecipato Stefano Covino, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, è tornato sul ‘caso GRB 060614’, setacciando e rianalizzando completamente i dati di archivio delle osservazioni del telescopio spaziale Hubble e del Very Large Telescope dell’ESO, a caccia di qualche traccia rivelatrice finora ignorata. E questa traccia, nello specifico un eccesso di radiazione nella componente infrarossa dell’emissione del GRB, registrata circa 13 giorni e mezzo dopo la sua apparizione nel cielo gamma, è finalmente saltata fuori. Il surplus di radiazione infrarossa riscontrato è in disaccordo con le predizioni dell’evoluzione dell’emissione del lampo gamma fornito dal modello teorico oggi comunemente accettato, ma non può essere spiegato nemmeno nello scenario di esplosione di una supernova molto debole. Rimane però in gioco l’ipotesi che, a produrlo, siano stati i processi di decadimento radioattivo del materiale generato in seguito alla fusione di due oggetti compatti. E tra le possibili combinazioni, il team propende per la coalescenza di un buco nero con una stella di neutroni, una macronova, appunto. «E’ possibile che l’insorgere di una macronova sia un processo comune per i lampi di luce gamma corti, o addirittura una caratteristica distintiva di questa categoria di sorgenti» commenta Covino. «Una ipotesi che apre interessantissime prospettive per l’identificazione di GRB corti nel contesto delle grandi survey del prossimo decennio e della ricerca di controparti ottiche di sorgenti di onde gravitazionali. La rivelazione dell’emissione di macronova, oltre a fornire uno strumento di identificazione di questa classe di sorgenti, rappresenta anche un importante esempio di un fenomeno astrofisico dove sono attivi i cosiddetti processi “r”, ovvero processi nucleari ove si formano molti dei metalli pesanti che troviamo anche in piccole quantità sulla Terra, come ad esempio oro e platino».
di Marco Galliani (INAF)

 

Il re introverso

Le osservazioni del satellite della NASA Swift hanno colto un eccezionale lampo di emissione dal capostipite della classe delle Supergiant Fast X-ray Transients, durante il quale questa sorgente ha superato di ben 10 volte il proprio record personale di luminosità, e persino il limite teorico massimo di luminosità atteso per queste sorgenti. Un risultato, ottenuto da un team in gran parte composto da ricercatori italiani e dell’INAF e guidato da Patrizia Romano (ricercatore INAF presso l’Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Palermo), che solleva dubbi su alcuni aspetti fondamentali che riguardano queste imprevedibili sorgenti.
«Per noi la sorgente IGR J17544−2619 non è una semplice sigla, ma è ‘The King’ perché è l’oggetto più estremo e forse capriccioso della classe delle Supergiant Fast X-ray Transients. Ogni volta che pensiamo di aver colto un indizio, intuito un meccanismo fisico che lo spinga a comportarsi così, con questi suoi caratteristici improvvisi e brillanti lampi di emissioni di radiazione X, ecco che si produce in qualcosa di nuovo, qualcosa di assolutamente stupefacente». Così Patrizia Romano, commenta gli imprevisti ‘sbalzi d’umore’ di IGR J17544−2619, una coppia di stelle interagenti composta da una supergigante il cui vento accresce sulla compagna di tipo compatto, una stella di neutroni. Patrizia Romano e il suo team, in gran parte composto da ricercatori italiani e dell’INAF, studiano da anni questa e altre sorgenti simili, in particolare grazie alle osservazioni del satellite Swift (missione NASA con partecipazione italiana e del Regno Unito) cercando di capire da cosa siano causate le improvvise impennate nel flusso dei raggi X da questi oggetti celesti. Ecco il loro racconto ‘corale’ dell’ultima, potentissima, esplosione di energia da IGR J17544−2619 il 10 ottobre scorso e dei risultati della indagine ad essa legata, pubblicati in un articolo sulla rivista Astronomy&Astrophysics. Ma partiamo dall’inizio, dal fatidico momento in cui il team di Swift riceve l’avviso ‘in diretta’ dal satellite che qualcosa, in quella sorgente, aveva iniziato a cambiare. E molto: «Quando ho visto, insieme ai colleghi americani, i primi dati che indicavano un flusso confrontabile con quello della Nebulosa Crab, una delle più intense sorgenti di alta energia nel cielo, non potevo credere ai miei occhi», sottolinea Vanessa Mangano, astrofisica della Penn State University, negli USA.
E dopo la sorpresa, arrivano i primi calcoli che forniscono le stime della quantità di energia sprigionata nell’evento. «IGR J17544-2619 non ha solo battuto il proprio record personale di ben 10 volte, estendendo così il proprio range dinamico, ovvero il rapporto tra la luminosità massima e minima misurata, ad un milione – aggiunge Sergio Campana, dell’Osservatorio Astronomico INAF di Brera – ma ci ha anche lasciato con un puzzle da risolvere, un grosso inaspettato problema».
Negli ultimi anni la ricerca sulle SFXTs, sistemi binari composti da una stella di neutroni sulla quale precipita materia proveniente dal vento dalla compagna, una supergigante blu, si è infatti concentrata sulla loro caratteristica più vistosa: i brillanti lampi durante i quali questi oggetti raggiungono flussi nei raggi X ‘soffici’ anche 100.000 volte maggiori rispetto ai periodi di quiete. In particolare è noto che le SFXT siano meno luminose in generale di binarie ‘normali’, ovvero, che non mostrano questi flare.
«Stavamo principalmente cercando di spiegare le osservazioni mediante l’inibizione dell’accrescimento sull’oggetto compatto, ma ora ci troviamo di fronte ad una nuova sfida, ovvero comprendere come giustificare le altissime luminosità raggiunte, che superano le luminosità tipiche in sistemi che accrescono da vento stellare» spiega Enrico Bozzo, dell’INTEGRAL Science Data Center (ISDC) di Ginevra. «La luminosità di picco di IGR J17544-2619 si può ottenere o con un vento stellare estremamente lento (con velocità circa 100 volte più basse di quelle attese per una normale stella supergigante) o con altissimi (ed improbabili) tassi di accrescimento».
I venti dalla compagna supergigante possono essere considerevolmente rallentati dalla ionizzazione dovuta alla radiazione X prodotta dall’accrescimento sulla stella di neutroni, soprattutto in sistemi che, come quello di IGR J17544-2619 siano caratterizzati da periodi orbitali relativamente brevi e dotati di una certa eccentricità. In queste condizioni è difficile impedire la formazione di un disco di accrescimento transitorio, la cui dissipazione può incrementare considerevolmente il tasso di accrescimento sulla stella di neutroni e quindi spiegare in modo naturale i flare fino a 10 volte più brillanti dei precedenti osservati dal team.
Secondo Paolo Esposito dell’INAF-IASF di Milano, attualmente Fulbright fellow presso l’Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, «la prova definitiva in favore della formazione di un disco di accrescimento (anche se temporaneo) sarebbe la misura di un incremento della velocità di rotazione della stella di neutroni durante questi intensi periodi di emissione, ma purtroppo ‘the King’ è stato finora reticente a mostrare pulsazioni nella sua emissione X e persino in questo spettacolare evento abbiamo solo potuto evidenziare un debole segnale pulsato con un periodo di circa 12 secondi».
«Ci sono naturalmente spiegazioni alternative» aggiunge Gianluca Israel dell’Osservatorio Astronomico INAF di Roma, «come l’accrescimento di grossi grumi di materia provenienti dalla compagna, come si è osservato in passato per un’altra SFXT, ma l’analisi spettroscopica di questo evento non ha rivelato alcun cambiamento spettrale a loro supporto». Insomma, spiegare i comportamenti di ‘The King’ non è certo un compito semplice, ma gli scienziati del team sono al lavoro per studiare ancora più approfonditamente questa enigmatica sorgente e arrivare finalmente a scoprire la sua vera natura.
di Marco Galliani (INAF)

Neutrini extragalattici sulle ali dei GRB

Lampi di raggi gamma come autostrade intergalattiche. Questa l’analogia scelta da Mauricio Bustamante, della Ohio State University, per offrire un’immagine della loro complessa struttura interna. «Strade piene di auto che corrono, tutte molto rapide. Ma alcune sono normali vetture sportive, per quanto veloci, mentre altre sono veri e propri bolidi da Formula 1 E scontrandosi lungo il tragitto vanno in frantumi, producendo detriti. Detriti che contengono sempre sia neutrini, sia raggi cosmici, sia raggi gamma», dice Bustamante uscendo di metafora, «ma uno solo dei tre dominerà l’emissione.  A decidere quale dei tre, sarà il punto in cui s’è verificata la collisione»

Rappresentazione artistica di un GRB. Crediti: NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith and John Jones

Rappresentazione artistica di un GRB. Crediti: NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith and John Jones

I lampi di raggi gamma analizzati da Bustamante e colleghi sono, dopo il big bang, gli eventi più violenti dell’universo. La loro emissione – sotto forma di due getti opposti di particelle, sparati a velocità prossime a quella della luce e, per effetto dei campi magnetici, estremamente collimati anche a distanze intergalattiche – è associata all’esplosione di supernove. Vengono rilevati nello spazio da satelliti come il telescopio Swift della NASA. E i “detriti” di prima, quelli appunto prodotti dalle loro collisioni, possono giungere sulla Terra – così almeno ritengono gli scienziati – anche sotto forma di raggi cosmici e neutrini. In particolare, stando al modello pubblicato oggi online su Nature Communication, se la collisione avviene a poca distanza dall’origine del gamma-ray burst, là dove le vetture della metafora autostradale sono più fitte, saranno detriti formati per la maggior parte da neutrini. Mano a mano che, lungo il percorso del fascio, la densità di particelle diminuisce, ecco che le collisioni daranno origine sempre più spesso a raggi cosmici. Fino a che, allontanandosi ulteriormente dal punto di partenza, la concentrazione delle particelle diventa bassissima: questo è lo stadio in cui gli scontri producono i raggi gamma che osserviamo sulla Terra. La ricostruzione proposta dal team guidato da Bustamante mostra così come i diversi “messaggeri” – neutrini, raggi cosmici, raggi gamma – provengano da collisioni avvenute nel raggio di tre differenti regioni di spazio, determinate dalla loro distanza dall’origine. Un’ipotesi che ha importanti conseguenze sul versante sperimentale: grazie a osservazioni “multi-messaggere” – non semplicemente multibanda, dunque su più bande di frequenza, bensì con strumenti in grado di rivelare, oltre ai fotoni, anche raggi cosmici e neutrini – è possibile ricostruire l’evoluzione dell’emissione dei lampi di raggi gamma. Strumenti come gli 86 rivelatori di IceCube, che nel 2013, nelle profondità dei ghiacci antartici, catturò per la prima volta due neutrini extragalattici. Il modello pubblicato su Nature Communication, a dire il vero, suggerisce che il tasso di produzione di neutrini da parte dei gamma-ray burst potrebbe essere più basso di quanto si pensasse, e dunque che solo una piccola parte – attorno a uno su dieci – dei neutrini rilevati sulla Terra provengano dai GRB. Un flusso inferiore alla soglia di rilevazione minima degli attuali telescopi per neutrini, dicono i ricercatori. Ma se i calcoli di Bustamante e colleghi risulteranno corretti, gli strumenti della prossima generazione – come IceCube-Gen-2 – dovrebbero essere sufficientemente sensibili da rilevare anche il flusso minimo previsto, aprendo così la strada a un nuovo modo per indagare la struttura interna dei lampi gamma.

HAWC a caccia di raggi gamma

Venerdì 20 marzo (alle ore 17:30 italiane) verrà inaugurato il nuovo osservatorio High Altitude Water Cherenkov (HAWC), con cui verranno rilevati i raggi gamma come mai è stato possibile finora. La struttura si trova a 4100 metri di altitudine alle pendici del vulcano Sierra Negra accanto alla vetta del Pico de Orizaba, vicino Puebla in Messico. HAWC è stato costruito con il contributo di 15 istituzioni statinitensi, tra cui la National Science Foundation e del Dipartimento per l’Energia, e di 12 enti messicani, come il Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología (CONACYT).
I raggi gamma vengono prodotti dai fenomeni più energetici e drammatici (nonché spettacolari) dell’Universo, come buchi neri e supernovae e grazie a questo nuovo osservatorio sarà possibile studiarli nel dettaglio. Dopo sei anni di lavoro, questa struttura è pronta per lavorare a pieno ritmo rilevando la radiazione elettromagnetica a più alta energia integrando anche altri osservatori di raggi gamma sparsi in tutto il mondo, come VERITAS, HESS, Magic, IceCube e in futuro anche CTA (progetto in cui l’Italia partecipa attivamente attraverso anche l’Istituto Nazionale di Astrofisica – INAF). Gli scienziati affermano che HAWC sarà dalle 10 alle 15 volte più sensibile rispetto al suo predecessore, l’esperimento Milagro a Los Alamos, e monitorerà continuamente due terzi del cielo ogni 24 ore.
A differenza di telescopi ottici o dei radiotelescopi che osservano direttamente la luce e le emissioni radio provenienti dai diversi fenomeni astronomici, HAWC studierà i raggi gamma indirettamente. Quando si verificano eventi come esplosioni di supernovae e lampi gamma (gamma ray burst – GRB), questi rilasciano nell’ambiente circostante raggi cosmici e raggi gamma che si infrangono in molecole nell’aria che poi entra nell’atmosfera terrestre. Queste collisioni provocano reazioni a catena che producono a loro volta piogge di particelle.
Ed è proprio così che le particelle energetiche colpiscono la Terra, dove – appunto – è stato costruito l’osservatorio HAWC che le rileverà grazie a 300 serbatoi, ognuno pieno di circa 188.000 litri di acqua purissima. Come funziona? Quando le particelle passano attraverso i serbatoi, viaggiano più velocemente della luce nell’acqua. Mentre viaggiano attraverso l’acqua, le particelle emettono lampi chiamati radiazioni Cherenkov. I serbatoi sono dotati di rilevatori che cattureranno questa particolare radiazione e ne studieranno le caratteristiche arrivando anche a capire la direzione della fonte di raggi gamma iniziale.
di Eleonora Ferroni (INAF)

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Il lampo gamma che nasce dall’ipernova

E’ stata l’immane esplosione di una stella di grande massa giunta alla fine del suo ciclo evolutivo – una supernova, o meglio, una ipernova in questo caso – a generare il lampo di raggi gamma denominato GRB130702A, avvenuto il 2 luglio 2013 e individuato dal telescopio spaziale Fermi. La conferma arriva dallo studio condotto da un team in gran parte composto da astronomi dell’INAF, che sono riusciti a caratterizzare in dettaglio le caratteristiche della stella progenitrice e l’energia rilasciata nel cataclisma cosmico.
«Nei rari casi in cui la distanza dall’esplosione stellare non è eccessiva è possibile studiare l’associazione tra GRB e supernova in dettaglio» dice Valerio d’Elia, dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, primo autore dell’articolo che descrive lo studio accettato per la pubblicazione sulla rivista Astronomy & Astrophysics. «Questo è stato il caso di GRB130702A, associato alla supernova SN2013dx. L’esplosione, avvenuta a redshift 0.145 – corrispondente ad una distanza di circa 1 miliardo e 600 milioni di anni luce – ci ha consentito un monitoraggio estremamente approfondito. La campagna osservativa ha coinvolto il Telescopio Nazionale Galileo dell’INAF, alle isole Canarie, il Very Large Telescope dell’ESO, a Paranal, in Cile e il Rapid Eye Mount, un telescopio robotico dell’INAF che si trova a La Silla, in Cile. Per più di un mese, tutti questi strumenti hanno consentito di seguire l’evoluzione della supernova fornendo una mole incredibile di dati».
I gamma ray burst (GRB), sono intensi lampi di raggi gamma che possono durare da pochi millisecondi a qualche decine di minuti. Queste esplosioni stellari possono essere osservate fino miliardi di anni luce di distanza, quando l’ universo aveva solo il 4% dell’età che ha oggi. La fenomenologia dei GRB è molto variegata, tuttavia possiamo dividerli grossolanamente in due grandi famiglie: i “corti” che durano meno di due secondi, e si pensa siano prodotti dalla fusione di due stelle di neutroni (o di due buchi neri) e i “lunghi” la cui durata è maggiore di due secondi, associati all’esplosione di stelle massicce, almeno 30-40 masse solari. In particolari condizioni, il collasso del nucleo di queste stelle genera un buco nero o una stella di neutroni che è in grado di espellere energia e materia lungo l’asse di rotazione della stella: due potentissimi getti che producono il lampo gamma. Questa classe di GRB è associata a particolari tipi di supernovae, molto energetiche, le cosiddette supernovae di tipo Ib/c (o ipernovae).
L’evento di supernova SN2013dx ha un andamento temporale molto simile a quello della famosa SN2003dh, associata a uno dei GRB più luminosi mai osservati, GRB030329: «Sebbene sia il 25% meno luminosa e il 10% più rapida nella sua evoluzione – sottolinea Elena Pian, dell’INAF-IASF di Bologna, coautrice dello studio – per quanto riguarda l’evoluzione spettrale, le somiglianze maggiori si hanno con SN1998bw, forse in assoluto la supernova, associata ad un GRB, meglio studiata a causa della sua piccola distanza dalla Terra, circa 120 milioni di anni luce».
Il confronto dei dati acquisiti per SN2013dx con queste supernove campione ha consentito di stimare con grande precisione i parametri fisici della stella progenitrice. Essa ha una massa di circa 25 masse solari, un’energia cinetica di circa 3.5×1052 erg, pari all’energia luminosa emessa da 30 stelle come il sole durante tutta la loro esistenza, e nell’esplosione che ha portato alla supernova ha espulso circa sette masse solari di materia. La campagna di osservazioni spettroscopiche ha anche permesso di ottenere informazioni sull’ambiente in cui è esploso GRB130702A/SN2013dx. La galassia ospite oltre che essere di massa ridotta, come lo sono le tipiche galassie in cui esplodono i GRB, è molto vicina a due galassie più grandi, con le quali potrebbe essere in interazione. «Un fatto estremamente interessante emerso da questo studio – aggiunge Massimo Della Valle, direttore dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, anch’egli nel team – sono le forti analogie mostrate da questa supernova anche con un’altra ipernova, la 2010ah, che però non era associata ad un GRB. Perché in alcuni casi una supernova riesca a produrre un GRB e in altri no, è una domanda alla quale ancora non sappiamo rispondere con certezza».
Al team internazionale autore di questo studio hanno partecipato ricercatori appartenenti a quattro strutture INAF: Valerio d’Elia, Silvia Piranomonte, Angelo Antonelli (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma); Andrea Melandri, Paolo D’Avanzo e Giampiero Tagliaferri (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera); Elena Pian, Eliana Palazzi (INAF-IASF Bologna) e Massimo Della Valle (INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte), oltre a ricercatori italiani attualmente in forza ad istituti all’estero, come Milena Bufano del Millennium Institute of Astrophysics di Santiago, Daniele Malesani del Dark Cosmology Center di Copenhagen e Paolo Mazzali della John Moores University di Liverpool.
Redazione Media Inaf

Lampi gamma, un film girato al contrario

Non cosa, ma quando. Capita spesso che un enigma si risolva come per incanto, non perché siano giunti nuovi indizi, ma semplicemente perché siamo riusciti a ribaltare la domanda. Potrebbe essere il caso del problema dei lampi di raggi gamma corti, gli short-GRB: esplosioni cosmiche violentissime – in grado di rilasciare una quantità d’energia pari a due milioni di trilioni di trilioni di megatonnellate di tritolo – dovute, pensano gli scienziati, alla formazione di un buco nero a seguito della fusione di due stelle di neutroni. Un fenomeno maestoso, relativamente raro e ancora avvolto da parecchi punti di domanda.

Tre fasi del modello di  emissione di short-GRBs messo a punto da Ciolfi e Siegel. La sigla NS sta per la stella supermassiva, mentre BH è il nuco nero. Fonte: http://arxiv.org/abs/1411.2015

Primo fra tutti: perché all’iniziale e repentina – meno di due secondi – produzione d’un lampo gamma (il gamma-ray burst che dà il nome a questi eventi, appunto), fa seguito un’emissione di raggi X che può durare a lungo, anche diverse ore? Un problema, questo, sul quale i teorici dei GRB si arrovellano da anni. Una possibile soluzione arriva ora da un giovane ricercatore, Riccardo Ciolfi, assegnista di ricerca del Dipartimento di Fisica dell’Università di Trento, e dal suo collaboratore Daniel Siegel, studente di dottorato al Max Planck Institute for Gravitational Physics. I quali, più che fare ipotesi su cosa accada quando viene emesso un lampo gamma, si sono chiesti in che ordine avvengano le cose. Già, perché fino a oggi davano tutti per scontato che l’emissione in banda X (più debole) avvenissesuccessivamente a quella in banda gamma (più energetica), come in effetti osservato da telescopi come quello a bordo del satellite Swift della NASA, il cacciatore di GRB per eccellenza. Ma i modelli matematici messi a punto al computer da Ciolfi e Siegel raccontano un’altra storia. Una storia che ha per protagonista, oltre alla coppia di stelle di neutroni e al buco nero che si forma dalla loro fusione, una stella ipermassiva che farebbe la sua comparsa effimera – da pochi minuti a poche ore, in base a quanto a lungo è in grado di resistere all’inevitabile collasso gravitazionale – in una fase intermedia, fra il primo e il secondo atto. L’anello mancante per spiegare quell’emissione X così protratta. Cosa c’entra, dunque, questa superstella ipermassiva, quest’inatteso oggetto di transizione, con il flusso di raggi X? Come riporta lo studio pubblicato su The Astrophysical Journal Letters, secondo il modello è proprio la superstella a generare l’energia che darà origine all’emissione X. Solo che quest’energia non fuoriesce subito: rimane intrappolata nella densa nube di materia ed energia – conseguenza dei potentissimi campi magnetici in atto – che avvolge la stella stessa. Quando la superstella collassa, dando origine al buco nero, ecco che viene emesso il lampo gamma, sotto forma di un getto prorompente in grado d’attraversare indisturbato persino la nube. Dunque la radiazione gamma viene prodotta dopo quella X, ma viene rilasciata prima, a causa appunto del ritardo introdotto all’azione della nube. Un ritardo, notano gli autori dello studio, compatibile con la lunga durata della radiazione X che si osserva a seguito dell’esplosione di lampi gamma. Un aspetto cruciale di questa ricostruzione temporale alternativa è che potrebbe essere presto sottoposta a verifiche osservative grazie ai nuovi strumenti per la rilevazione di onde gravitazionali. «Il modello di Ciolfi e Siegel», sottolinea infatti Marica Branchesi, ricercatrice all’Università di Urbino “Carlo Bo” e associata INAF, «è estremamente interessante, non solo perché spiega l’emissione elettromagnetica in gamma e in X di molti gamma ray burst corti, ma perché apre a nuovi scenari osservativi per le onde gravitazionali, la cui rivelazione  potrebbe confermare in maniera schiacciante il modello stesso. Fino a ora l’emissione di onde gravitazionali e l’emissione gamma sono state sempre considerate contemporanee, ovvero durante la fase finale di coaelescenza di un sistema binario di stelle di neutroni e collasso gravitazionale in un buco nero. Questo nuovo modello prevede la formazione di una stella di neutroni supermassiva che può sopravvivere per diversi minuti, spostando il collasso gravitazionale in avanti nel tempo. I rivelatori di onde gravitazionali avanzati, Virgo e LIGO, che inizieranno a osservare il cielo tra quest’anno e il prossimo, potranno quindi rivelare un’emissione di onde gravitazionali e mandare velocemente un’allerta ai satelliti di alta energia. E se verrà osservato un flash gamma, non ci saranno più dubbi che la coalescenza di due stelle di neutroni dà vita ai gamma ray burst corti». Nella foto: tre fasi del modello di emissione di short-GRBs messo a punto da Ciolfi e Siegel. La sigla NS sta per la stella supermassiva, mentre BH è il nuco nero. Fonte: http://arxiv.org/abs/1411.2015
di Marco Malaspina (INAF)

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