Il programma Vela#
Il 5 agosto 1963, Stati Uniti, Regno Unito e Unione Sovietica firmarono a Mosca un trattato che limitava gli esperimenti nucleari a quelli sotterranei. Il Limited Test Ban Treaty (LTBT) entrò in vigore il 10 ottobre 1963 e vietava espressamente gli esperimenti nucleari nell’atmosfera, nello spazio e sott’acqua.
Ovviamente gli americani non si fidavano dei sovietici e in quello stesso mese di ottobre del 1963 l’Aeronautica Militare degli Stati Uniti lanciò il primo di una serie di satelliti di un programma chiamato “Vela”, dal verbo spagnolo velar, ovvero “vegliare”, “osservare”.
Questi satelliti facevano parte di un programma di ricerca e sviluppo non secretato, il cui obiettivo era sviluppare la tecnologia per monitorare i test nucleari dallo spazio e fornire agli Stati Uniti un mezzo per verificare il rispetto del trattato.
I Vela venivano lanciati e fatti operare a coppie, con due satelliti identici posizionati sui lati opposti di un’orbita circolare di $250\,000$ chilometri di diametro, con un periodo orbitale di circa $4$ giorni. Lo scopo di questa configurazione era fare in modo che nessuna zona della Terra fosse schermata dall’osservazione diretta. I satelliti Vela trasportavano come dotazione strumentale di base rivelatori di raggi X1, raggi gamma2 e neutroni3, affiancati da una varietà di rivelatori ottici e di impulsi elettromagnetici (EMP), oltre a strumenti progettati per monitorare l’ambiente spaziale.
I rivelatori di raggi X avevano lo scopo di registrare direttamente l’impulso iniziale emesso da un’esplosione nucleare, che dissipa appunto sotto forma di raggi X la maggior parte della sua energia. Ma una rilevazione simultanea da parte dei rivelatori di raggi gamma avrebbe fornito la conferma inequivocabile dell’evento nucleare. Un’ulteriore conferma sarebbe arrivata dai rivelatori di neutroni.
Nel corso degli anni i satelliti Vela diventarono sempre più sofisticati, più capaci di identificare i numerosi falsi allarmi e di individuare, sia pure grossolanamente, la direzione di provenienza dei segnali reali. I responsabili scientifici della missione, attivi presso il Los Alamos Scientific Laboratory, riuscirono a dedurre che un piccolo numero di eventi a raggi gamma, non attribuibili a falsi positivi, proveniva da direzioni tali da escludere il Sole e la Terra come possibili sorgenti. Non erano esplosioni nucleari: quei raggi gamma erano di origine cosmica.
Data la natura sensibile dei dati registrati, comunque legati a un progetto di origine militare, i ricercatori aspettarono un bel po’ prima di pubblicare le conclusioni delle loro analisi (anche per la difficoltà di eliminare del tutto i falsi positivi). Nel 1973, la scoperta venne annunciata in un articolo pubblicato su Astrophysical Journal Letters. Il lavoro riportava $16$ lampi di raggi gamma di origine cosmica (o GRB, dall’inglese Gamma Ray Burst), osservati dai satelliti Vela 5 e Vela 6 tra il luglio 1969 e il luglio 1972.
Nel 1969, mentre riesaminavano i dati del Vela 4 poco prima del lancio del Vela 5, Ray W. Klebesadel e Roy A. Olson, due degli autori dello studio del 1973, trovarono un evento registrato dai satelliti Vela 4 il 2 luglio 1967, che aveva attivato anche i satelliti Vela 3 ancora operativi. L’evento sembrava essere un lampo di raggi gamma cosmico, ma all’epoca la costellazione di satelliti non disponeva di una risoluzione sufficiente a determinare con accuratezza la direzione della sorgente.
A posteriori, si notò che l’evento presentava un profilo temporale del tutto simile a quello dei lampi cosmici riconosciuti in seguito. Fu quindi inserito nell’elenco dei lampi noti con il nome di GRB 670702, seguendo una convenzione che si usa ancora oggi: la sigla GRB seguita dalla data dell’evento (anno, mese e giorno). Si ritiene che GRB 670702 sia il primo lampo di raggi gamma mai osservato. La sua scoperta può essere considerata la data di nascita dell’astrofisica delle alte energie legata alla ricerca dei GRB.
La rete interplanetaria IPN#
In breve tempo si formò una rete di satelliti in grado di sorvegliare il cielo nei raggi X e nei raggi gamma, molti dei quali progettati per altri scopi, che contribuirono alla ricerca di GRB di origine cosmica. I calcoli mostravano che, se le sorgenti dei lampi si fossero trovate a distanze galattiche o, peggio, extragalattiche, la quantità di energia emessa sarebbe stata semplicemente inimmaginabile. Non esistevano all’epoca teorie scientifiche condivise per spiegare l’origine di fenomeni di tale potenza. Era necessario perciò continuare a investigare, accumulando osservazioni e dati.
Negli anni ‘70 i satelliti IMP-6, IMP-7 e IMP-8 della NASA registrarono decine di eventi. I sovietici non rimasero a guardare e il satellite Kosmos-461 fornì conferme indipendenti sugli spettri energetici degli eventi registrati dagli americani in quegli anni. Anche l’Apollo 16, nel 1972, contribuì alla ricerca: lo spettrometro a raggi gamma a bordo del Modulo di Servizio osservò un importante GRB durante il viaggio di rientro dalla Luna. Pure il satellite OSO-7 della NASA registrò diversi eventi mediante i suoi sensori per l’osservazione solare.
Fino a quel momento era stato però pressoché impossibile determinare con sufficiente approssimazione il punto della volta celeste da cui provenivano i lampi osservati. Le cose cominciarono a cambiare con il lancio, all’inizio del 1976, della sonda solare Helios-2, dotata di rivelatori di raggi X e raggi gamma. Con Helios-2, la cui orbita attorno al Sole la portava lontano dalla Terra, iniziò l’era dell’Inter-Planetary Network (IPN), una rete di satelliti che col tempo diventò sempre più ampia e distanziata. Lo scopo dell’IPN era fornire la parallasse temporale di un evento, per determinare la posizione della sorgente.
In pratica, se due satelliti registrano lo stesso evento con un dato sfasamento temporale e la distanza che li separa è nota con esattezza, si può ricavare un anello di cielo - tecnicamente, l’angolo solido - che deve contenere l’origine del GRB, secondo la formula:
$$\cos\theta = \frac{c \cdot \Delta t}{D}$$dove $c$ è la velocità della luce, $\Delta t$ lo sfasamento temporale e $D$ la distanza. Un solo anello, però, non basta a isolare un punto preciso. Aggiungendo un terzo satellite si ottiene un secondo anello, che interseca il primo in due punti: la sorgente del lampo è in uno dei due. Con quattro satelliti o più, l’ambiguità si scioglie del tutto e l’incertezza sul punto d’origine si riduce fino all’ordine dei minuti d’arco4, rendendo molto più facile la ricerca di una controparte dell’evento in un’altra banda dello spettro, per esempio nel visibile o nell’infrarosso5.
Affinché la rete interplanetaria funzioni al meglio, occorre che i satelliti che ne fanno parte siano distanziati il più possibile fra loro, che si conoscano con precisione le relative distanze e che gli orologi che misurano l’arrivo dei lampi siano più che precisi. Negli anni ‘70 e ‘80 diedero contributi decisivi alla scoperta di GRB per mezzo della rete IPN le sonde sovietiche Venera 11, Venera 12 e Prognoz 7, il Pioneer Venus Orbiter (PVO) della NASA e l’ISEE-3 / ICE (International Comet Explorer), oltre al già citato Helios-2.
In particolare, l’esperimento Konus, a bordo delle sonde sovietiche Venera 11 e 12, lanciate nel 1978, scoprì decine di brillamenti di raggi gamma, tra cui uno prodotto dalla stella di neutroni che sarà la protagonista principale della nostra storia. Il lampo fu osservato il 7 gennaio 1979 e poi catalogato come GRB 790107.
L’evento del 5 marzo 1979#
Ma, prima di tornare al GRB del 7 gennaio, abbiamo bisogno di accumulare altri elementi della storia. Il 5 marzo del 1979 i rivelatori a bordo di numerosi satelliti registrarono un impulso di raggi gamma di enorme intensità.
Nello spettro dell’impulso iniziale, Evgenij Mazets e i suoi colleghi dell’Istituto Ioffe di Leningrado, i ricercatori sovietici responsabili dell’esperimento Konus a bordo dei satelliti Venera, notarono qualcosa di insolito: in uno studio pubblicato su Nature a dicembre 1979, descrissero una riga stretta a $430\,\text{keV}$6, sovrapposta a una componente più dura del previsto. Poteva trattarsi della radiazione di annichilazione elettrone-positrone7 che si produce normalmente a $511\,\text{keV}$, ma spostata verso il rosso dall’intensissimo campo gravitazionale8 di un oggetto ultracompatto: un primo, timido indizio che la sorgente potesse essere una stella di neutroni.
La coda che seguì l’impulso iniziale, che pulsava con un periodo di $8$ secondi, mostrava invece uno spettro termico9 molto più morbido, con energia caratteristica $kT \approx 30\,\text{keV}$, equivalente a una temperatura di circa $350$ milioni di kelvin. Il giorno dopo, il 6 marzo, la stessa sorgente emise un secondo lampo, considerevolmente più debole: era dunque ripetitiva.
Ma l’elemento più importante per la ricostruzione della natura dell’evento fu la triangolazione resa possibile dalla rete IPN. Evans e collaboratori, in uno studio pubblicato nell’aprile 1980, misero insieme i dati forniti da dodici rivelatori di raggi gamma a bordo di nove differenti satelliti. La conclusione fu che l’origine più probabile del lampo era in direzione del resto di supernova N49 nella Grande Nube di Magellano, a $160\,000$ anni luce dalla Terra (secondo le stime di distanza attuali), con un margine di errore non più grande di $1\times 2$ minuti d’arco.
Se questa identificazione era corretta, le implicazioni per l’astrofisica delle alte energie erano straordinarie. Alla distanza della Grande Nube di Magellano, il brillamento del 5 marzo 1979 corrispondeva a una luminosità di picco compresa tra $10^{44}$ e $10^{45}\,\text{erg}/\text{s}$ e a un’energia totale irradiata compresa tra $10^{43}$ e $10^{44}\,\text{erg}$10. Per avere un termine di paragone, la luminosità del Sole è pari a circa $3{,}83\times 10^{33}\,\text{erg}/\text{s}$, cioè tra le decine e le centinaia di miliardi di volte inferiore al brillamento del marzo ‘79. L’energia emessa nei raggi gamma, se il GRB di quel 5 marzo era davvero associato a N49, equivaleva all’energia totale irradiata dal Sole in un periodo compreso fra un’ottantina d’anni e oltre ottocento.
Cosa può produrre simili energie?#
Quale mostro cosmico era in grado di produrre una simile quantità di energia in così poco tempo? Si accese una forte disputa teorica nella comunità astronomica, perché molti non accettavano come plausibile l’identificazione dell’evento col resto di supernova nella Grande Nube di Magellano, a causa dell’immensa quantità di energia che sarebbe stato necessario associare al brillamento.
Tra quelli che non l’accettavano c’era proprio il gruppo di Evgenij Mazets. Nello studio già citato, la sorgente viene chiamata FXP 0520-66, con la sigla FXP che sta per «flaring X-ray pulsar»11, cioè una stella di neutroni che emette brillamenti nei raggi X. Secondo Mazets e colleghi, se la sorgente si fosse trovata davvero a $55\,\text{kpc}$12 dalla Terra (circa $180\,000$ anni luce, secondo le stime dell’epoca), l’energia liberata sarebbe stata di oltre $4{,}6\times10^{44}\,\text{erg}$. La sua conclusione fu che:
Cifre così elevate per l’energia totale e la luminosità sembrano escludere la possibilità che questa sorgente sia situata nella Grande Nube di Magellano.13
Proposero invece che la causa del GRB del 5 marzo 1979 fosse un sistema binario ad accrescimento14 posto molto più vicino, a circa $100\text{-}300$ parsec da noi.
A dirla tutta, gli astrofisici erano assolutamente impreparati a spiegare l’origine dei lampi di raggi gamma, sia per mancanza di sufficienti informazioni sulla distanza e la provenienza, sia per la potenza enorme che implicava una loro possibile natura cosmologica. Negli anni ‘70 circolavano talmente tante teorie sull’origine di quei brillamenti brevi e super-energetici che divenne famosa una rassegna di quelle teorie fatta dal fisico Malvin Ruderman al settimo Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, tenutosi a Dallas nel dicembre 1974. Secondo la ricostruzione di Bohdan Paczyński (1995), Ruderman sottolineò ironicamente che esistevano più teorie che lampi di raggi gamma conosciuti.15
Ruderman concluse il suo intervento affermando, altrettanto ironicamente, che l’unica spiegazione che non era ancora stata proposta era che i GRB fossero causati da comete di antimateria che si schiantavano dentro buchi bianchi. Quasi tutto il resto era invece stato già teorizzato.16
Una pioggia di congetture#
In verità, tra la fine degli anni ‘60 e la metà degli anni ‘80, GRB era una semplice qualifica osservativa: un lampo breve di raggi gamma, senza controparte ottica identificata e quasi sempre senza distanza nota. Perciò la stessa intensità osservata poteva significare un evento relativamente modesto, se vicino a noi, oppure un’esplosione immensamente più potente a distanze galattiche o cosmologiche.
Le osservazioni offrivano comunque vincoli intriganti:
- durate da frazioni di secondo a minuti;
- in alcuni casi variazioni molto rapide, che implicavano una regione emittente piccola;
- fotoni nell’intervallo tra i raggi X duri e i raggi gamma;
- distribuzione approssimativamente isotropa17 sul cielo;
- nessuna ripetizione inequivocabile da una stessa posizione.
Quei dati consentivano molte ipotesi, non una soluzione definitiva. Una delle famiglie di ipotesi valutate fu quella che i GRB fossero causati da stelle normali in fenomeni galattici: per esempio, brillamenti stellari super-potenti, supernove nella Via Lattea, collassi di nuclei stellari. Ritenute possibili nei primi anni dopo la scoperta dei lampi di raggi gamma, queste ipotesi furono a poco a poco abbandonate, perché risultavano poco convincenti in rapporto alla rapidità e all’energia dei fenomeni registrati.
Una seconda famiglia di teorie proponeva cause più radicali: l’origine extragalattica o cosmologica dei GRB. I membri di questo “club” pensavano all’esplosione di supernove remote o a collassi gravitazionali catastrofici. Questa corrente era presente fin dall’inizio, ma minoritaria. Il vantaggio di tali teorie era che una distribuzione isotropa sul cielo appariva una spiegazione naturale. Il grande svantaggio era invece energetico: a distanze cosmologiche la potenza richiesta diventava straordinaria.
Una terza corrente era quella delle idee speculative più audaci: antimateria, buchi neri primordiali, buchi bianchi, ecc. Erano presenti esempi nella letteratura, ma non rappresentavano la corrente dominante.
L’ipotesi che invece dominava davvero il dibattito scientifico di quegli anni era quella delle stelle di neutroni. Una stella di neutroni è un oggetto di circa $10\,\text{km}$ di raggio, che può variare la sua emissione su scale di millisecondi, proprio quelle registrate nei GRB. Inoltre, la sua gravità e il suo campo magnetico, entrambi potentissimi, possono liberare quantità enormi di energia. Questa famiglia di modelli non si presentava come una singola teoria, ma come un insieme di meccanismi. Quello che segue è un elenco delle ipotesi più accreditate, tra quelle che circolavano all’epoca:
- la formazione o il raffreddamento di una stella di neutroni: era una delle prime idee formulate e legava i lampi alla nascita dell’oggetto compatto subito dopo l’esplosione di supernova della stella progenitrice;
- glitch e starquake: un glitch è un salto improvviso e osservabile nella velocità di rotazione di una pulsar; una possibile causa interna era uno starquake, cioè una frattura o un riassestamento della crosta della stella di neutroni, che avrebbe liberato energia magnetica, elastica o gravitazionale. Un articolo del 1974 di Pacini e Ruderman propose esplicitamente che i lampi gamma nascessero da questi glitch;
- runaway termonucleare: materia accumulata sulla superficie poteva innescare una detonazione di carbonio; Woosley e Taam presentarono questo modello nel 1976;
- accrescimento di piccoli corpi: una cometa, un asteroide o materiale residuo di un disco di accrescimento potevano cadere sulla stella di neutroni. Anche questa ipotesi fu presa seriamente, soprattutto per eventi locali;
- vecchie stelle di neutroni nell’alone o nella corona galattica: la distribuzione apparentemente isotropa dei GRB mal si accordava con una popolazione localizzata nel solo disco della Via Lattea. Una soluzione era porre le sorgenti di GRB in un alone molto esteso, costituito da stelle di neutroni molto vecchie e molto veloci. Ancora nel 1985 Shklovskij e Mitrofanov sostenevano un modello di questo tipo, in cui i GRB erano alimentati da potenti starquake.
Radiazione elettromagnetica ad altissima energia, invisibile all’occhio, compresa più o meno fra $0{,}1$ e $100\,\text{keV}$: ogni fotone X porta da circa quaranta a circa cinquantamila volte l’energia di un fotone di luce visibile. Sotto una decina di $\text{keV}$ si parla di raggi X molli, sopra di raggi X duri. Furono scoperti da Wilhelm Röntgen nel 1895. L’atmosfera terrestre li assorbe completamente, per cui gli astronomi possono osservarli solo con strumenti portati in quota da razzi, palloni o satelliti. In astrofisica sono emessi da gas a temperature di milioni di gradi e da particelle cariche accelerate in campi magnetici intensi, come accade attorno alle stelle di neutroni e ai buchi neri. ↩︎
La forma più energetica di radiazione elettromagnetica. In astrofisica si chiamano così, per convenzione, i fotoni con energia superiore a circa $100\,\text{keV}$, senza un limite superiore: si arriva fino a milioni di miliardi di elettronvolt. Il confine con i raggi X non è netto e le due bande in parte si sovrappongono. In fisica nucleare la distinzione si fa piuttosto in base all’origine: sono raggi gamma i fotoni emessi dai nuclei atomici, per esempio nel decadimento radioattivo. Furono identificati da Paul Villard nel 1900, studiando il radio. Come i raggi X, vengono assorbiti dall’atmosfera e si osservano dallo spazio. Nel cosmo nascono nei fenomeni più violenti: esplosioni stellari, lampi gamma, brillamenti delle magnetar, nuclei galattici attivi. ↩︎
Particelle prive di carica elettrica che, insieme ai protoni, formano i nuclei atomici. Un neutrone ha una massa di poco superiore a quella del protone, circa $1839$ volte quella dell’elettrone, ed è composto da tre quark. Fu scoperto da James Chadwick nel 1932. Legato in un nucleo può restare stabile indefinitamente. Libero, invece, decade in media in circa un quarto d’ora, trasformandosi in un protone, un elettrone e un antineutrino. Nelle stelle di neutroni la gravità è così intensa da schiacciare la materia fino a renderla composta quasi soltanto di neutroni, stabilizzati dall’enorme densità. ↩︎
Un minuto d’arco (simbolo $^′$) è la sessantesima parte di un grado; il grado è la trecentosessantesima parte dell’angolo giro, che contiene quindi $21\,600$ minuti d’arco. Per avere un termine di paragone, il disco della Luna piena misura in cielo circa $31^′$, cioè poco più di mezzo grado. ↩︎
Radiazione elettromagnetica con lunghezza d’onda maggiore di quella della luce rossa e quindi invisibile all’occhio umano. Si estende più o meno da $0{,}75$ micrometri, dove finisce il visibile, fino a circa un millimetro, dove cominciano le microonde. Fu scoperta da William Herschel nel 1800. In astronomia ha un vantaggio decisivo: attraversa le nubi di polvere molto meglio della luce visibile. È per questo che una sorgente come SGR 1806-20, del tutto invisibile nella banda ottica, risultò osservabile nel vicino infrarosso, per esempio nella banda $K$ attorno ai $2{,}2$ micrometri. ↩︎
Il kiloelettronvolt (simbolo $\text{keV}$) è un’unità di misura dell’energia usata in fisica per fotoni e particelle. Un elettronvolt è l’energia che un elettrone acquista attraversando una differenza di potenziale di un volt; un $\text{keV}$ ne vale mille. I fotoni della luce visibile hanno energie di $2\text{-}3\,\text{eV}$, quelli dei raggi X usati in medicina qualche decina di $\text{keV}$. I fotoni di una riga a $430\,\text{keV}$ hanno dunque un’energia circa $140\,000\text{-}215\,000$ volte maggiore di quella dei fotoni della luce visibile. ↩︎
Il positrone è l’antiparticella dell’elettrone: ha la stessa massa ma carica elettrica positiva. Quando un elettrone e un positrone si incontrano, si annichilano: le due particelle scompaiono e la loro massa si trasforma interamente in energia, sotto forma di due fotoni gamma emessi in direzioni opposte. Se le particelle sono quasi ferme al momento dell’incontro, ciascun fotone porta un’energia di $511\,\text{keV}$, pari all’energia equivalente alla massa di un elettrone. Per questo una riga a $511\,\text{keV}$ in uno spettro è la firma tipica dell’annichilazione. ↩︎
Secondo la relatività generale, un fotone emesso dalla superficie di un corpo massiccio perde parte della sua energia mentre si allontana, perché deve vincerne l’attrazione gravitazionale. Una pietra lanciata verso l’alto rallenta per lo stesso motivo. La luce però viaggia sempre alla stessa velocità, quindi non rallenta: cede invece energia. La sua lunghezza d’onda si allunga e la radiazione appare spostata verso il rosso, cioè verso energie più basse. L’effetto è tanto più forte quanto più l’oggetto è massiccio e compatto. Per la luce emessa dalla superficie del Sole, la perdita di energia è di appena due milionesimi. Su una stella di neutroni, che concentra più di una massa solare in una sfera di una decina di chilometri di raggio, i fotoni possono perdere una frazione considerevole della loro energia per allontanarsi: il passaggio da $511\,\text{keV}$ a $430\,\text{keV}$ corrisponde a circa un sesto di quell’energia. ↩︎
Uno spettro termico è la radiazione che la materia emette per il solo fatto di essere calda. Le particelle che la compongono si muovono in modo disordinato, tanto più velocemente quanto più alta è la temperatura, e nei loro urti emettono luce. Ne risulta uno spettro continuo, senza righe nette, in cui l’energia si distribuisce su un ampio intervallo attorno a un massimo. Più la sorgente è calda, più quel massimo si sposta verso energie alte: un ferro scaldato passa dal rosso al bianco per questo motivo. La forma ideale di uno spettro termico è quella del corpo nero, a cui le stelle si avvicinano notevolmente. Nell’astrofisica delle alte energie la temperatura si esprime spesso direttamente in $\text{keV}$, con la notazione $kT$, in cui $T$ è la temperatura e $k$ la costante di Boltzmann, che trasforma una temperatura nell’energia tipica delle particelle a quella temperatura. $1\,\text{keV}$ corrisponde a circa $11{,}6$ milioni di kelvin. ↩︎
Unità di energia del sistema CGS, tradizionalmente usata in astrofisica: $1\,\text{erg} = 10^{-7}\,\text{joule}$. Per orientarsi: una zanzara in volo ha un’energia cinetica di pochi erg. Per sollevare una mela di un etto di un metro servono circa $10$ milioni di $\text{erg}$, cioè un joule. Un’automobile di una tonnellata lanciata a $100\,\text{km/h}$ possiede un’energia cinetica di circa $4\times10^{12}\,\text{erg}$. L’energia chimica che il corpo di un adulto ricava in una giornata dal cibo, circa $2\,000\,\text{kcal}$, corrisponde a circa $8\times10^{13}\,\text{erg}$. ↩︎
Una pulsar è una stella di neutroni in rapida rotazione che emette due fasci di radiazione dai poli magnetici. L’asse magnetico non coincide con l’asse di rotazione, quindi i fasci ruotano con la stella e spazzano lo spazio come la luce di un faro. Se uno dei fasci investe la Terra, lo osserviamo come una serie di impulsi regolari, uno per ogni giro. I periodi vanno da poco più di un millesimo di secondo a diversi secondi, con una regolarità che in alcuni casi è paragonabile a quella degli orologi atomici. La maggior parte delle pulsar si osserva nelle onde radio, ma alcune emettono impulsi anche nei raggi X e gamma. La prima fu scoperta nel 1967 da Jocelyn Bell e Antony Hewish. ↩︎
$\text{kpc}$ sta per kiloparsec, cioè mille parsec. Il parsec ($\text{pc}$) è un’unità di misura delle distanze astronomiche pari a $3{,}26$ anni luce: è la distanza da cui il raggio medio dell’orbita terrestre si vedrebbe sotto un angolo di un secondo d’arco, da cui il nome, contrazione di parallasse e secondo. Un kiloparsec vale quindi circa $3\,260$ anni luce e $55\,\text{kpc}$ corrispondono a circa $179\,000$ anni luce. ↩︎
«Such large figures for the total energy and luminosity apparently rule out the possibility that this source is located in the Large Magellanic Cloud». ↩︎
Sistema composto da due stelle, una delle quali - tipicamente un oggetto compatto come una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero - sottrae gravitazionalmente materia alla compagna. Il gas strappato, prima di cadere sull’oggetto compatto, spesso forma un disco di accrescimento che gli ruota intorno. Nel disco la materia si riscalda per attrito fino a emettere intensa radiazione X. È questo il meccanismo che rende le binarie X tra le sorgenti più luminose del cielo in questa banda dello spettro. ↩︎
«When Ruderman (1975) presented his review of the newly discovered gamma-ray bursts at a Texas Symposium he noted there were more theories than the total number of bursts known at the time». ↩︎
«Ruderman noted that among all those speculations one was clearly missing: nobody had yet proposed that the bursts were caused by comets made of antimatter falling into white holes. Almost everything else was». (Fonte: NASA). ↩︎
L’aggettivo isotropo indica qualcosa che ha le stesse proprietà in tutte le direzioni, senza direzioni privilegiate. Il termine ha due usi principali in astrofisica. Una distribuzione isotropa sul cielo è quella di sorgenti sparse in modo uniforme in ogni zona della volta celeste. Non si addensano in una regione particolare, per esempio lungo la fascia della Via Lattea. Un’emissione isotropa è quella di una sorgente che irradia con la stessa intensità in ogni direzione, come fa in ottima approssimazione il Sole. Per questo si parla spesso di energia isotropa, o isotropa equivalente. È l’energia che una sorgente avrebbe emesso se avesse irradiato allo stesso modo in tutte le direzioni, calcolata da quanta ne arriva a noi e dalla distanza. Se l’emissione è in realtà concentrata in un fascio, l’energia vera emessa è minore. ↩︎