Le Pulsar rilevate dal progetto NICER

 La maggior parte delle stelle di neutroni sono osservate come pulsar. Le pulsar stanno ruotando stelle di neutroni osservate per avere impulsi di radiazione ad intervalli molto regolari che in genere vanno da millisecondi a secondi. Le pulsar hanno campi magnetici molto forti che incanalano getti di particelle lungo i due poli magnetici . Queste particelle accelerate producono fasci di luce molto potenti. Spesso, il campo magnetico non è allineato con l’asse di rotazione, quindi quei fasci di particelle e di luce vengono trascinati attorno mentre la stella ruota. Quando il raggio attraversa la nostra linea di mira, vediamo un impulso – in altre parole, vediamo le pulsar accendersi e spegnersi mentre il fascio si sposta sulla Terra. Un modo di pensare a una pulsar è come un faro. Di notte, un faro emette un raggio di luce che attraversa il cielo. Anche se la luce splende costantemente, vedi il raggio solo quando punta direttamente nella tua direzione. Il video qui sotto è un’animazione di una stella di neutroni che mostra il campo magnetico che ruota con la stella. A metà strada, il punto di vista cambia in modo che possiamo vedere i fasci di luce che attraversano la nostra linea di vista: ecco come pulsa una pulsar.Questa animazione ci fa vedere una pulsar rotante, con il suo forte campo magnetico che ruota insieme ad esso. Nuvole di particelle cariche si muovono lungo le linee del campo e i loro raggi gamma vengono trasmessi come un faro dai campi magnetici. Mentre la nostra linea di vista si sposta nel raggio, vediamo le pulsazioni una volta ogni rotazione della stella di neutroni. (Credito: NASA / Goddard / CI Lab)

Magnetar

Un altro tipo di stella di neutroni è chiamato magnetar. In una tipica stella di neutroni, il campo magnetico è trilioni di volte quello del campo magnetico terrestre; tuttavia, in una magnetar, il campo magnetico è un altro 1000 volte più forte . In tutte le stelle di neutroni, la crosta della stella è bloccata insieme al campo magnetico in modo che ogni cambiamento nell’uno influisca sull’altro. La crosta è soggetta a un’enorme quantità di sforzo e un piccolo movimento della crosta può essere esplosivo. Ma poiché la crosta e il campo magnetico sono legati, quell’esplosione si increspa attraverso il campo magnetico. In una magnetar, con il suo enorme campo magnetico, i movimenti nella crosta fanno sì che la stella di neutroni rilasci una grande quantità di energia sotto forma di radiazione elettromagnetica. Una magnetar chiamata SGR 1806-20 ha avuto una raffica in cui in un decimo di secondo ha rilasciato più energia di quella emessa dal sole negli ultimi 100.000 anni!Una rottura nella crosta di una stella di neutroni altamente magnetizzata, mostrata qui nel rendering di un artista, può innescare eruzioni di alta energia. (Credito: Goddard Space Flight Center / S. Wiessinger della NASA)

Chi ha scoperto le pulsar

Che la scienza sia palcoscenico di una “compagnia fra gli uomini” è riscontrabile direttamente nelle aule universitarie, in cui i docenti sono chiamati (o almeno dovrebbero) non tanto alla presentazione o elencazione di regole, quanto al passaggio di un testimone, in termini di forma mentis ed esperienze. Non è un mero passaggio di consegne “in perdita”: il vero insegnante è colui in grado di sapersi arricchire della compagnia e collaborazione dei suoi studenti. Un caso un poʼ estremo di questo tipo di “scambio” è stato quello instauratosi tra la dottoranda Jocelyn Bell e il suo relatore Tony Hewish.Jocelyn Bell ritratta nel 1968 all’Osservatorio
Radio-Astronomico Mullard dell’Università
di Cambridge. Credit: National Media Museum
– Science & Society Picture LibraryHewish, astronomo dellʼUniversità di Cambridge, negli anni Sessanta aveva progettato un radiotelescopio composto da 2048 antenne, disposte su unʼarea di quasi 20 chilometri quadrati, volto a recuperare informazioni sui quasar (quasi stellar radio sources). Oggi abbiamo unʼidea abbastanza definita di cosa siano questi oggetti e li associamo allʼemissione delle regioni più interne delle galassie attive, ma ai tempi erano stati da poco osservati per la prima volta e la loro descrizione era pertanto ampiamente in discussione. Per il suo progetto di dottorato, Jocelyn Bell aveva il compito di analizzare i segnali rilevati (immaginiamo delle sorte di elettrocardiogrammi) che venivano registrati su rotoli di carta. Nonostante lʼingente quantità di dati da analizzare manualmente (oltre 120 metri stampati ogni quattro giorni), Bell rimase presto colpita da un segnale che ritrovava in pochi centimetri di quei lunghi rotoli. Aveva infatti individuato dei fenomeni insoliti, alcuni segnali che apparivano troppo veloci e regolari rispetto a quelli osservati fino ad allora. Bell avvertì il suo professore che rimase piuttosto scettico. Verificato però che non si potesse trattare di un segnale terrestre, con altri astronomi etichettò quel segnale con la sigla LGM (Little Green Men), aprendo sarcasticamente alla possibilità che fosse un messaggio di una civiltà extraterrestre. Quando la stessa Bell scoprì unʼaltra serie di impulsi con caratteristiche simili, ma provenienti da unʼaltra zona di cielo, lʼipotesi fu scartata: poco probabile che civiltà tanto lontane tra loro inviino un segnale simile verso la stessa stella, il Sole.La principale caratteristica di questi segnali, riscontrava Bell, stava nella precisione del loro periodo: ciò è inevitabilmente legato a una dinamica ciclica, come ad esempio una rotazione (attorno al proprio asse o a un altro corpo celeste), piuttosto che a una pulsazione. Hewish dapprima ritenne più plausibile questa ipotesi e chiamò lʼoggetto misterioso pulsar, dallʼinglese pulsating star. Oggi questʼipotesi è stata scartata e interpretiamo queste sorgenti come stelle di neutroni in rotazione su se stesse, ad altissima velocità. Le stelle di neutroni, che fino ad allora erano solo congetture teoriche, sono ritenute oggi lʼepilogo della vita di quelle stelle con massa compresa fra 1,44 e 3 volte la massa del Sole: una volta esaurito il “carburante” da bruciare, queste collassano in una stella di raggio pari a una decina di chilometri (meno dellʼattuale Linea Gialla della metropolitana di Milano), aumentando considerevolmente la loro densità e intensificando conseguentemente il loro campo gravitazionale. Tale contrazione è direttamente responsabile dellʼalta velocità di rotazione della stella sul proprio asse: se siete seduti su una sedia girevole, provate a darvi una spinta e osservate come la vostra velocità aumenta quando raccogliete le gambe al petto rispetto a quando le distendete in fronte a voi; è lʼeffetto della conservazione del momento angolare. Al tempo stesso, i forti campi magnetici che caratterizzano queste sorgenti collassate collimano la radiazione da loro emessa in coni di luce non perfettamente allineati rispetto allʼasse di rotazione: come la luce di un faro, al ruotare della stella veniamo colpiti da questi fasci di luce, con una cadenza modulata dalla sua rotazione.La giovane Jocelyn Bell e le antenne del radiotelescopio che le permisero
di scoprire le pulsar | Credit: Jocelyn Bell Burnell.Una volta che Bell riuscì a individuare altre due sorgenti con caratteristiche simili, i tempi divennero maturi per rendere ufficiale la scoperta: dopo la pubblicazione dellʼarticolo, che comparve sulla rivista Nature[3] il 24 febbraio 1968, gli astronomi di tutto il mondo si misero alla ricerca delle pulsar e ne individuarono a decine in breve tempo. Nonostante il clamore della scoperta, Hewish non fece modificare lʼargomento della tesi di dottorato di Bell, lasciando queste sorgenti da lei identificate solo in appendice[4]. Lʼarticolo di Nature, al contempo, aprì le porte del Premio Nobel per la fisica (1974) a Hewish, in particolare per gli apporti al campo della radioastronomia e alla scoperta delle pulsar. Nessuna menzione per Jocelyn Bell, sebbene (per quanto il progetto del radiotelescopio fosse merito di Hewish e Ryle, con cui condivise il premio) la scoperta delle pulsarsia dovuta decisamente alla sua tenacia e curiositas: si dedicò a quei dati che in molti avrebbero trascurato, benché non legati agli obiettivi della sua ricerca e nonostante lo scetticismo dei professori. Lʼingiustizia subita da Bell generò non poche polemiche nel mondo accademico, che accusò Stoccolma di discriminazione nei confronti degli studenti e talvolta di sessismo.Pur non avendo vinto il Premio Nobel, Bell ha poi avuto una carriera scientifica di soddisfazioni e riconoscimenti. Qualche anno dopo, commentando la sua esperienza, affermò: «È stato detto che avrei dovuto avere una parte nel Premio Nobel che è stato assegnato a Tony Hewish per la scoperta delle pulsar […]. Io credo che il Premio Nobel perderebbe importanza se fosse assegnato agli studenti, tranne in qualche caso eccezionale, e io non credo che questo sia uno di quelli […]. E poi io non ne ho sofferto per niente – dopo tutto, sono in buona compagnia, o no?»[5]. Come direbbe lʼI Ching: «Compagnia fra uomini fuori mura: nessun pentimento».

Le Pulsar rilevate dal progetto NICER

NICER (sul cui significato inglese gioca il titolo) è un realtà un acronimo che sta per Neutron-star Interior Composition ExploreR. Insieme al SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology) fa parte di un unico equipaggiamento, trasportato a bordo della ISStramite la nave cargo Dragon. Come si intuisce, lo scopo dei due strumenti è, nel primo caso, lo studio delle stelle di neutroni tramite “timing” dei raggi X morbidi, mentre nell’altro è una dimostrazione sulla possibilità di navigare con precisione nello spazio basandosi sul segnale dalle pulsar. Il progetto, guidato dal Goddard Space Flight Center della NASA in collaborazione con il Massachusetts Institute of Technology (MIT), varie altre università e alcuni partners commerciali, realizzerà le prime osservazioni spettroscopiche ad alta risoluzione temporale e spettrale di stelle di neutroni in rapida rotazione, permettendo di tracciarne la curva di luminosità in varie regioni della banda X a bassa energia, durante la loro rotazione. Questo consentirà di porre per la prima volta limiti stringenti sulla struttura, la dinamica e il bilancio energetico di questi corpi.

Cosa vogliamo scoprire?

Le stelle di neutroni (NS) sono residui stellari ultra-densi che misurano solo poche decine di chilometri di diametro, ma possono contenere due volte la massa del Sole a densità estremamente alta, comparabile a quella del nucleo atomico. Come la materia si comporti in queste condizioni estreme è stata una domanda aperta per decenni, durante i quali una serie di teorie sono state sviluppate, in competizione tra loro. Come illustrato nella figura sottostante, al di sotto di un’atmosfera sottile ricca di idrogeno e di elio (e più in basso elementi ancora più pesanti fino ai transuranici che non si trovano altrove in natura), ci dovrebbe essere una crosta esterna di ioni ed elettroni liberi (la materia degenere che costituisce le nane bianche), una crosta interna composta da un reticolo ionico di neutroni superfluidi e un nucleo esterno di elettroni, neutroni e protoni superconduttori. Qualunque cosa ci sia nel centro delle stelle di neutroni (fluido di quark liberi o altre particelle più esotiche), deve essere a pressioni immense e densità almeno doppia di quella nucleare (un miliardo di tonnellate in un cucchiaino da caffè!).

Struttura e densità interna (ipotetica) di una stella di neutroni – Credit : NASA

Stabilire la presenza di “fasi esotiche” nel nucleo delle NS è la chiave per comprendere la fisica la fisica della materia ad elevata densità, come pure l’astrofisica delle fasi finali di vita delle stelle e dei sistemi binari in particolare. Qualsiasi forma abbia la materia a densità così alte, essa è abbondante nell’universo: ci sono milioni di stelle di neutroni solo all’interno della Via Lattea, normalmente le osserviamo come pulsar. Il loro numero è notevolmente aumentato negli ultimi anni specialmente grazie al telescopio per raggi γ Fermi che si è rivelato una formidabile macchina per scoprire stelle di neutroni.In astrofisica, la struttura interna di un corpo è calcolata a partire dall’ Equazione di Stato (EOS), che descrive il comportamento della materia densa sotto opportune ipotesi. La EOS mette in relazione pressione e densità in ogni punto della stella e, di conseguenza, per una data teoria di gravitazione, fornisce la relazione globale tra la massa M e il raggio R della stella di neutroni. La maggior parte delle EOS per questi corpi prevedono una riduzione di R man mano che M aumenta e le forze gravitazionali crescono, ma assunzioni diverse sulla composizione interna portano a differenze significative tra le differenti curve M-R, come mostrato nel grafico sottostante; la Fisica Nucleare prevede in questo diagramma differenti curve a forma di S e i dati di NICER serviranno a confrontare tali curve con i dati sperimentali, selezionando i modelli più aderenti alle osservazioni ed escludendone altri.

Relazioni M-R per diversi modelli di stella di neutroni ; si noti, per un caso particolare, la zona di incertezza fornita dal satellite XMM Newton (in azzurro) e quella prevista per NICE (rosso) – Credit : NASA

Nel diagramma ci sono due cose da sottolineare: la prima è che, in teoria, le stelle di neutroni dovrebbero occupare soltanto la metà superiore del grafico, più precisamente sopra 1,4 e sotto ≈3 masse solari, altrimenti si trasformerebbero in nane bianche o buchi neri, rispettivamente. L’altra osservazione è che, per definire le regioni di incertezza di XMM e NICE, si è adottato il criterio di 1,6σ che corrisponde a circa il 90% di probabilità. Altro aspetto importante da sottolineare è che, data l’estrema compattezza delle stelle di neutroni, lo spaziotempo si incurva notevolmente nelle loro vicinanze; in effetti, la velocità di fuga dalla loro superficie è una frazione significativa della velocità della luce per cui gli effetti di red-shift gravitazionale e deflessione della luce diventano importanti e vanno tenuti in considerazione, come pure il fenomeno di frame-dragging  dovuto anche all’elevata velocità di rotazione.Il modo in cui NICER effettuerà queste misure è ingegnoso e affascinante. L’idea è quella di studiare la curva di luminosità X di ciascuna pulsar con una risoluzione temporale tale da poter “vedere” le modulazioni prodotte da singole regioni più luminose (“hot spots”) sulla sua superficie in rotazione; siccome l’obiettivo delle osservazioni saranno le pulsar con periodo estremamente breve, dell’ordine di qualche millisecondo (MSPs), questa indagine richiederà una acquisizione precisa dei tempi di arrivo dei fotoni X, unita a una elevata sensibilità e quindi una grande area di raccolta di tali fotoni, per avere dati statisticamente significativi. Il motivo per cui ci si concentra sulle pulsar MSPs è che spesso esse appartengono a sistemi binari e questo consente di conoscerne con precisione la massa M dalla misura del periodo di rivoluzione e dell’ampiezza dell’orbita (terza legge di Keplero); inoltre, hanno una rotazione e una luminosità molto stabili nel tempo. In realtà, NICER studierà anche un altro tipo di oggetti, pulsar in cui l’emissione proviene da fenomeni di accrescimento di materia tramite dischi in rapida rotazione contenenti essi stessi degli “hot spots” più caldi. Per stimare le masse e i raggi di queste stelle di neutroni, NICER utilizza una misura dei ritardi temporali nell’arrivo dei raggi X provenienti dai punti caldi rotanti sulla superficie. L’analisi delle curve di luminosità con una elevata risoluzione spettrale e temporale produrrà un’incertezza di +/- 5% sulle misurazioni del raggio (un ordine di grandezza migliore di quelle attuali) mentre il ritardo dovuto all’effetto Shapiro (altra conseguenza della relatività generale e dovuto alla deformazione dello spaziotempo per gravità) potrà fornire una ulteriore stima sulla massa.

Simulazione delle curve di luce osservate a diverse energie durante il passaggio di “hot spots” sulla superficie della stella di neutroni. Il valore della “fase” si riferisce alla frazione di rotazione effettuata dall’astro (1 significa che ha ruotato di 360°) – Credit: NASA

Il diagramma qui sopra mostra, a sinistra, come la “compattezza” del corpo (ovvero il rapporto M/R che si intende misurare) influenzi l’estensione della superficie di NS visibile da Terra; questo è dovuto alla deflessione della luce che permette di vedere anche dietro la stella; nelle NS più compatte e nei buchi neri lo stesso effetto è talmente marcato da provocare la presenza di una “sfera fotonica” in cui la luce rimane intrappolata e orbita attorno all’astro! Naturalmente, questa sorta di “miraggio relativistico” influenza la forma della curva di luminosità dell’”hot spot”, specialmente la sua ampiezza. Nella parte destra della figura, invece, vediamo come, per una data massa della NS, valori diversi del raggio portino a differenze apprezzabili nella curva di luminosità, differenze che variano secondo la lunghezza d’onda (ovvero l’energia) a cui vengono osservate.Per stimare le masse e i raggi di queste stelle di neutroni, NICER utilizza una misura dei ritardi temporali nell’arrivo dei raggi X provenienti dai punti caldi rotanti sulla superficie. L’analisi delle curve di luminosità con una elevata risoluzione spettrale e temporale produrrà un’incertezza di +/- 5% sulle misurazioni del raggio (un ordine di grandezza migliore di quelle attuali) mentre il ritardo dovuto all’effetto Shapiro (altra conseguenza della relatività generale, dovuto alla deformazione dello spaziotempo per gravità e fino ad oggi misurato solo nella banda radio) potrà fornire una ulteriore stima sulla massa. In ogni caso, NICER ha anche altri obiettivi secondari e verrà utilizzato, tra l’altro, per localizzare nuove sorgenti come le pulsar radio-quiete, studiarne le variazioni di periodo (astrosismologia) e persino porre le basi di temporizzazione per la rilevazione di onde gravitazionali di grande lunghezza d’onda.

Come lo vogliamo scoprire?

Nel cuore di NICER c’è un innovativo telescopio a raggi X (XTI), realizzato da un insieme di ben 56 concentratori di raggi X (XRC) con i relativi rivelatori al silicio (SDD). Ogni ottica XRC raccoglie fotoni su un’area geometrica larga circa 50 cm2, provenienti sempre dalla stessa regione di cielo ampia 15 minuti d’arco quadrati (per confronto, la luna piena copre in cielo quasi 700 arcmin2). Quando i singoli fotoni a raggi X arrivano nel fuoco di un concentratore, il corrispondente SDD ne misura energia e tempo di arrivo con una elevata precisione.

La parte frontale del telescopio a raggi X, con le 56 aperture circolari XRC. – Credit: NASA

Questo insieme agisce come un enorme occhio composto ma, al contrario di quello degli insetti, tutti gli elementi sono tra loro allineati e puntano nella stessa direzione di cielo; lo scopo è quello di aumentare la sensibilità mantenendo le dimensioni del telescopio compatte. In pratica, come mostrato il grafico in basso a sinistra, l’area efficace totale dello strumento supera i 2000 cm2 nella regione 1-2 keV, mentre il telescopio a raggi X più sensibile lanciato in precedenza (l’europeo XMM-Newton) ha una superficie di raccolta che non raggiunge nemmeno la metà di questo valore! I due strumenti si equivalgono intorno a 0,3 e 6 keV e, nominalmente, NICER rileva fotoni con energie che vanno da 0,2 a 12 keV.

Credit: NASA

Quello in alto a destra è un diagramma tridimensionale che mostra ancora meglio la superiorità di NICER rispetto a tutti i satelliti precedenti, non solo in termini di sensibilità ma anche di risoluzione temporale (pochi decimi di microsecondo) e risoluzione spettrale (circa il 5%). La struttura di un singolo concentratore a raggi X è affascinante. Dato che i raggi X tendono a penetrare la materia quando la colpiscono frontalmente, non è possibile costruire telescopi a specchio analoghi a quelli usati con la luce visibile. Tuttavia, si è scoperto se l’angolo di incidenza, invece di essere vicino ai 90°, è molto piccolo (pochi primi d’arco o meno) alcuni metalli riescono a riflettere efficacemente i raggi X di energia non troppo elevata. Un concentratore a raggi X sfrutta questo principio e, a rigore, dovrebbe usare coppie di superfici di profilo parabolico/iperbolico per concentrare la radiazione di una sorgente in un punto. Nel caso di NICER, tuttavia, ogni XRC è formato da 24 sottili “fogli” concentrici a forma di tronco di cono, una approssimazione della figura ideale che risulta comunque efficace nel produrre una grande superficie di raccolta a costi accettabili, a scapito di una ridotta risoluzione angolare (circa 2 primi d’arco) che comunque è sufficiente per discriminare efficacemente le singole sorgenti. A differenza delle ottiche usate in passato in altre missioni, infatti, qui i soggetti sono essenzialmente puntiformi e NICER non deve riprendere immagini; per questo i raggi X subiscono un solo riflesso nel loro percorso e l’assenza di specchi secondari ne aumenta l’efficienza, diminuendo la massa, il costo e la complessità.

XRC visti da vicinio, prima di venire installati nella schiera. – Credit: NASA

Il telescopio spaziale assemblato: si vedono a sinistra i concentratori (con coperture) e a destra i rivelatori al silicio. – Credit: NASA

NICER, come pure Fermi, è dotato di un ricevitore GPS che gli consente di stabilire la propria posizione con un errore inferiore a 5 metri e stabilire il tempo di arrivo dei singoli fotoni X con una incertezza migliore di 0,3 microsecondi. Un piccolo telescopio (Star tracker) montato accanto la schiera di concentratori (rettangolo rosso in fondo a sinistra nell’immagine qui sopra) consente di inquadrare correttamente la zona di cielo da esaminare inseguendo l’obiettivo e annullando la rapida rotazione della ISS nel corso dell’orbita. L’intero sistema è in grado di operare autonomamente, spostandosi da un obiettivo al successivo tra quelli prefissati.

Il package NICER+EPIC+AFRAM nelle due configurazioni compatta (a sinistra) e dispiegata (a destra); il pallone rende idea delle dimensione reale. – Credit: NASA

NICER e SEXTANT si avvantaggiano della abbondante disponibilità di potenza e della telemetria fornita dalla piattaforma “ExPRESS Logistics Carriers” (ELCs) sulla ISS, con conseguente semplificazione del design e una significativa riduzione dei costi rispetto ad un satellite autonomo.

Raggi X al posto delle onde radio

Passiamo all’altro aspetto affascinante di questa missione, la possibilità di usare le pulsar come “fari” per costruire un sistema di riferimento valido per la navigazione interplanetaria. Lo scopo dell’esperimento SEXTANT è quello di dimostrare la possibilità di utilizzare i raggi X sia per la navigazione (XNAV) che per le comunicazioni (XCOM) nello spazio, specialmente oltre il sistema solare interno (a rigore, SEXTANT si occupa solo del primo aspetto). Il vantaggio di usare per questi scopi i raggi X invece delle classiche onde radio deriva dal fatto che queste ultime, a causa della lunghezza d’onda molto maggiore, sono soggette a fenomeni di dispersione e di diffrazione dalle quali i raggi X sono praticamente immuni. In altre parole, quando un’onda radio attraversa il mezzo ionizzato interplanetario e interstellare subisce un ritardo di propagazione (dispersione) che dipende dalla lunghezza d’onda e risente delle condizioni variabili del suddetto mezzo; date le grandi distanze a cui si trovano le pulsar MPS, questo compromette la possibilità di usarne gli impulsi estremamente regolari come riferimenti temporali. Invece usando i raggi X la dispersione è trascurabile ed è possibile stabilire facilmente la propria posizione, esattamente come farebbe un ricevitore GPS con gli impulsi regolari emessi dai satelliti in orbita terrestre. Naturalmente, per fare questo è necessario che esista un database di riferimento contenente le informazioni precise e aggiornate relative alla fase con cui ciascuna pulsar emette impulsi di raggi X; questo è appunto il compito svolto da strumenti come NICER/SEXTANT.Per quanto riguarda il fenomeno della diffrazione, le leggi di ottica ondulatoria stabiliscono che è impossibile realizzare un fascio fortemente concentrato di radiazioni a meno di non costruire una antenna molto più grande della lunghezza d’onda utilizzata; dato che le onde radio hanno una lunghezza d’onda tipica di almeno alcuni centimetri e dato che le dimensioni delle sonde spaziali (e quindi delle loro antenne) non possono superare pochi metri, questo implica in fase di trasmissione dei dati a Terra l’uso di fasci di onde radio piuttosto ampi (dell’ordine di 1°) con conseguente affievolimento del segnale e spreco di potenza; certo, la situazione potrebbe migliorare se si usassero onde millimetriche o se le sonde sfruttassero antenne ripiegabili che si aprono nello spazio, ma il vantaggio risulterebbe limitato (1 ordine di grandezza al massimo) mentre i problemi tecnici si moltiplicherebbero. Per contro, i raggi X hanno una lunghezza d’onda estremamente piccola (dell’ordine dei nanometri) perciò la diffrazione è milioni di volte più piccola; di fatto, essa risulta trascurabile perchè l’ampiezza di un fascio di raggi X risulta limitata da altri fattori come il grado di precisione nella lavorazione delle ottiche; in ogni caso, anche utilizzando ottiche “a basso costo” e imperfette come quelle di NICER, si può ottenere un fascio ampio solo 2′ quindi 30 volte più concentrato di quello radio. Se la sonda si trova a 1 miliardo di km dalla Terra, questo implica che l’energia del segnale si distribuirà su una regione ampia meno di 1 milione di km anziché quasi 20 milioni di km e quindi, a parità di potenza ricevuta a Terra, quella emessa dalla sonda sarà 1000 volte più piccola!

Ultimi sviluppi

Iniziamo con la notizia diffusa nei giorni scorsi, ovvero il trasporto e l’installazaione dello strumento sulla ISS e vediamo anche alcuni risultati scientifici iniziali. Lanciato lo scorso 3 giugno in una missione della durata nominale di 18 mesi, NICER è giunto sulla ISS a bordo della navetta Dragon della SpaceX e da questa è stato estratto pochi giorni dopo usando il braccio robotico, come si vede in questa ripresa “time-lapse”.

Credit: NASA

Una volta installato sul supporto logistico ExPRESS 2, la fase di commissariamento è iniziata il 14 Giugno. Lo strumento è stato dispiegato dalla sua configurazione compatta e ha iniziato una serie di osservazioni scientifiche preliminari, volte a verificare il buon funzionamento dei vari sottosistemi e a calibrare gli strumenti. Tra gli oltre 40 oggetti osservati in questa fase preliminare, qui sotto riportiamo l’osservazione casuale di un brillamento X di tipo I, dovuto ad una esplosione termonucleare sulla superficie di una stella di neutroni:

Diagramma brillamento

L’evento in questione si è verificato nel sistema binario 4U 1608–522, formato da una NS e da una stella di piccola massa dalla quale la NS risucchia materia; questa, precipitando e accumulandosi per effetto dell’enorme forza di gravità, innesca una fusione nucleare sulla superficie della NS la cui atmosfera si riscalda a milioni di gradi e brilla nei raggi X per qualche minuto prima di raffreddarsi. Questo raffreddamento è chiaramente visibile nel progressivo ridursi dell’energia dei raggi X dopo la rapida impennata iniziale; la cosa bella è che, grazie alla grande risoluzione temporale, NICER ha osservato i singoli impulsi prodotti dall’hot spot sulla superficie e ha trovato che la frequenza di rotazione, pari a 619 Hz, subiva un incremento dello 0,1% durante il raffreddamento, evidentemente a causa del trasferimento di momento angolare.Per finire, qui sotto un altro esempio di risultati scientifici preliminari; anche qui si tratta di un sistema binario, stavolta la compagna della NS è una gigante di grande massa che perde materia attraverso un intenso vento solare. Questo materiale, ricco di elementi pesanti sintetizzati nell’anziana compagna, cade sulla NS e genera per fluorescenza delle righe spettrali chiaramente riconoscibili nello spettro X riportato qui sotto, testimonianza della ottima risoluzione spettrale di NICER:

Credit: NASA – Processing: M. Di Lorenzo

Riferimenti:

1. https://www.nasa.gov/nicer/
2. http://spaceflight101.com/dragon-spx11/nicer/
3. A. Hewish, S.J. Bell et al., “Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source” in Nature, 217 (1968), pp. 709- 713
4.  S.J. Bell, “The measurement of radio source diameters using a diffraction method” (1969), https://doi. org/10.17863/CAM.4926.
5.  J. Bell, “Petit Four” in Annals of the New York Academy of Science, 302 (1977), pp. 685-689.
6. “Le pulsar più vecchie dell’universo”, di Jacob Shaham, pubbl. su “Le Scienze (Scientific American)”, num.224, apr.1987, pag.26-33
7. NASA team first to demonstrate X-ray navigation in space, su eurekalert.org, 11 gennaio 2018.
8. La prima pulsar radio “CP 1919” (ora nota come PSR B1919 + 21 ), con un periodo di impulso di 1.337 secondi e una durata dell’impulso di 0,04 secondi, fu scoperta nel 1967. [42]
9. La prima pulsar binaria , PSR 1913 + 16 , la cui orbita si sta decomponendo alla frequenza esatta prevista a causa dell’emissione della radiazione gravitazionale dalla relatività generale
10. Il primo pulsar al millisecondo, PSR B1937 + 21
11. Il pulsar più luminoso al millisecondo, PSR J0437-4715
12. Sullivan, Walter (9 febbraio 1983). “PULSAR TERMINATO PIÙ ACCURATO” OROLOGIO “IN CIELO” . NY Times . Il New York Times . Estratto il 15 gennaio 2018 .
13. Pranab Ghosh, Rotazione e accensione pulsar . World Scientific, 2007, p.2.
14. MS Longair, il nostro universo in evoluzione . Archivio CUP, 1996, p.72.
15. MS Longair, Astrophysics di alta energia, volume 2 . Cambridge University Press, 1994, p.99.
16. Bell Burnell, S. Jocelyn (23 aprile 2004). “Quindi Pochi Pulsar, Poche Femmine” . Scienza . 304 (5670): 489. doi : 10.1126 / science.304.5670.489 . PMID  15105461 .
17. Courtland, Rachel. “ Pulsar rilevato da Gamma Waves Only .” New Scientist, 17 ottobre 2008.
18. Daily Telegraph, 21/3, 5 marzo 1968.
19. Baade, W .; Zwicky, F. (1934). “Osservazioni su Super-Novae e raggi cosmici”. Recensione fisica . 46 : 76. Bibcode : 1934PhRv … 46 … 76B . doi : 10.1103 / PhysRev.46.76.2 .
20. Pacini, F. (1967). “Emissione di energia da una stella di neutroni”. Natura . 216 (5115): 567. Bibcode : 1967Natur.216..567P . doi : 10.1038 / 216567a0 .
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22. Lyne & Graham-Smith, pp. 1-7 (1998).
23. “Comunicato stampa: il premio Nobel per la fisica nel 1974” . 15 ottobre 1974 . Estratto 2014-01-19 .
24. Bell Burnell, S. Jocelyn. Little Green Men, White Dwarfs o Pulsar? Annali dell’Accademia delle scienze di New York, vol. 302, pagine 685-689, dicembre 1977 [1]
25. Weisberg, JM; Nice, DJ & Taylor, JH (2010). “Misure di tempo della pulsar binario relativistico PSR B1913 + 16” (PDF) . The Astrophysical Journal . Pubblicazione IOP. 722 (2): 1030-1034. arXiv : 1011.0718  . Bibcode : 2010ApJ … 722.1030W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030.