L'evento ricostruito pezzo per pezzo

La salita preliminare, da -40 millisecondi a zero#

Il flare gigante di SGR 1806-20 fu un evento colossale, eppure brevissimo; in grado di accecare gli strumenti, ma, allo stesso tempo, anche estremamente complesso. Per capire, dunque, cosa accadde esattamente su quella lontana magnetar persa in direzione del centro galattico, occorre ricostruire pezzo per pezzo l’evoluzione, millisecondo dopo millisecondo, dell’immenso lampo di energia che raggiunse la Terra quel 27 dicembre, circa $30\,000$ anni dopo essere stato emesso dalla sua sorgente.

Nei quaranta millisecondi immediatamente precedenti all’esplosione vera e propria, il numero di fotoni rivelati dallo strumento BAT del satellite Swift crebbe progressivamente, fino a superare i trentamila conteggi al secondo. È come se un rombo sempre più forte stesse crescendo, prima di un immane boato.

Esplode l’intensità in soli 1,5 millisecondi#

Nell’arco di appena $1{,}5$ millisecondi, l’intensità del segnale aumentò di oltre cento volte. In questo tipo di crescita esplosiva, gli scienziati misurano quanto velocemente il segnale si moltiplica attraverso un parametro chiamato “tempo caratteristico”¹. In questo caso quel tempo fu di $0{,}3$ millisecondi: una crescita quasi istantanea per i nostri standard. Anche il “fast peak” descritto alla pagina precedente era salito in appena $4$ decimi di millisecondo, un tempo dello stesso ordine.

Conferma della salita fulminea entro i primi 5,5 millisecondi#

Un secondo satellite, Geotail, frutto di una collaborazione tra JAXA e NASA, osservò la stessa salita ripidissima nella finestra tra $0$ e $5{,}5$ millisecondi, senza che il proprio rivelatore arrivasse a saturazione. Anche qui il tempo di e-folding risultò inferiore a $1{,}3$ millisecondi: una conferma indipendente che la crescita iniziale fu straordinariamente rapida, ottenuta per di più con uno strumento che con la ricerca dei raggi gamma non c’entrava nulla.

Crescita esponenziale nei primi 25 millisecondi#

Nei primi $25$ millisecondi circa, il segnale crebbe in modo esponenziale con un tempo caratteristico di $4{,}9$ millisecondi. Questo numero, all’apparenza un dettaglio tecnico, è in realtà uno dei dati più importanti di tutto l’evento. Secondo una delle interpretazioni che inizialmente ebbero maggiore impatto, corrisponderebbe al tempo impiegato da una frattura per propagarsi per circa cinque chilometri nella crosta solida della stella di neutroni all’origine del brillamento: un vero e proprio “terremoto stellare”, su un corpo la cui “roccia” è indescrivibilmente densa, molto più di qualunque materiale conosciuto sulla Terra, e la cui “faglia” è tenuta insieme da un campo magnetico un milione di miliardi di volte più intenso di quello terrestre.

Una seconda fase di salita, più lenta, tra 25 e 50 millisecondi#

Subito dopo, tra circa $25$ e $50$ millisecondi dall’inizio, la crescita rallentò, assumendo un tempo caratteristico più lungo, tra $67$ e $70$ millisecondi. È come se, esaurita la prima scarica rapidissima di energia, un secondo processo più lento, legato a scale più grandi all’interno della stella, avesse preso il sopravvento.

Il picco assoluto, tra 33 e 55 millisecondi#

In questa finestra di tempo, larga appena una ventina di millisecondi, gli strumenti registrarono il flusso massimo di fotoni provenienti dal lampo: circa 25 milioni al secondo per centimetro quadrato, misurati qui vicino alla Terra. Da questo dato Terasawa e colleghi ricavarono la luminosità della magnetar al picco: circa $5\times10^{47}\,\text{erg}$ al secondo, alla distanza allora assunta di $15\,\text{kpc}$, oltre centomila miliardi di volte la luminosità del Sole. Mantenuta per quei ventidue millisecondi, una simile luminosità corrisponde a un’energia pari a circa $80\,000$ anni di emissione solare. È un’energia inimmaginabile, se compressa in un tempo dell’ordine di un cinquantesimo di un secondo. È questa brevissima ma immensa emissione di energia che rappresenta l’apice dell’evento del 27 dicembre 2004.

La discesa “a scosse”, da 61 a 170 millisecondi#

Dopo il picco, l’intensità dell’emissione cominciò a calare, ma non in modo uniforme: si notarono ripetute “iniezioni” di energia aggiuntiva, separate da intervalli di circa $60$ millisecondi l’una dall’altra. È come se la stella, dopo la scarica principale, avesse continuato a rilasciare energia a piccole ondate regolari, invece di spegnersi tutta insieme.

Il decadimento regolare, da 176 a 380 millisecondi#

Superata la fase delle scosse successive, l’intensità iniziò finalmente a diminuire in modo più regolare, con un tempo caratteristico di decadimento di circa $66$ millisecondi: il lampo, insomma, stava cominciando davvero a spegnersi.

I picchi secondari (humps), tra 390 e 500 millisecondi#

Proprio mentre il segnale principale si stava esaurendo, tre satelliti diversi (Geotail, Swift e Double Star TC-2) videro comparire dei rigonfiamenti secondari nella curva di luce²: piccole risalite di energia, viste indipendentemente da strumenti diversi, il che escluse l’ipotesi di un artefatto di uno specifico rivelatore.

Il ritorno alla calma, verso 600 millisecondi dall’inizio#

Circa sei decimi di secondo dopo l’inizio, anche gli strumenti dedicati a misurare il plasma nello spazio circostante, che fino a quel momento avevano contato i fotoni gamma piovuti sui loro rivelatori, tornarono ai livelli che avevano prima dell’evento: il flusso era sceso sotto la loro soglia di sensibilità. Quell’enorme brillamento, che era stato riflesso persino dalla Luna e che aveva perturbato la ionosfera terrestre, aveva esaurito la sua fase più energetica in appena sei decimi di secondo: poco più di un battito di ciglia.

Il passaggio alla “coda”: tra 1,2 e 2,2 secondi#

In questa fase l’emissione smise di comportarsi come un lampo isolato e cominciò a comportarsi come una sorgente che si affievolisce gradualmente nel tempo, seguendo una legge di potenza. È l’inizio di quella che gli astronomi chiamano la “coda pulsata” del brillamento.

La prima comparsa del “battito” della stella, tra 2 e 5 secondi#

Più o meno nello stesso momento dell’eco lunare, avvenuta $2{,}8$ secondi dopo l’inizio del brillamento, gli strumenti cominciarono a notare, nel segnale, una periodicità di $7{,}56$ secondi. Era il periodo di rotazione della magnetar: la stella, ruotando su se stessa, mostrava alternativamente ai nostri strumenti la sua faccia più calda e quella più fredda, un po’ come un faro che gira. Da qui in avanti, per alcuni minuti, l’emissione “pulserà” a questo ritmo.

La coda pulsata prolungata, da 15 a 400 secondi#

Intanto, la luminosità dell’evento continuava a diminuire, seguendo un decadimento esponenziale con un tempo caratteristico di circa $138$ secondi, mentre restava sempre modulata dal battito di $7{,}56$ secondi della rotazione stellare. È la fase in cui, secondo l’interpretazione più accreditata - quella di Thompson e Duncan - una parte dell’energia liberata dal flare restò intrappolata vicino alla stella in una sorta di “palla di fuoco” di particelle e radiazione, imprigionata da linee di campo magnetico chiuse, raffreddandosi lentamente mentre ruotava insieme alla stella³.

Le vibrazioni nascoste, tra 150 e 300 secondi#

In questa finestra di tempo, nascosto dentro il segnale principale, gli scienziati scoprirono qualcosa di ancora più sottile: delle oscillazioni quasi-periodiche a frequenze precise ($18$, $30$, $92{,}5$, $150$, $625$ e $1840$ oscillazioni al secondo). Non erano un capriccio strumentale: erano, con ogni probabilità, il riverbero delle vibrazioni della stella di neutroni, le frequenze proprie con cui l’oggetto, crosta solida compresa, oscillò dopo essere stato squassato dalla scarica di energia iniziale, un po’ come una campana che risuona con le sue note caratteristiche dopo essere stata colpita.

L’ultima onda, tra 400 e 4.000 secondi#

Nell’ultima fase, che si estende su più di un’ora, comparve una componente di emissione più debole, ritardata, rivelata da fotoni di energia superiore a circa $80\,\text{keV}$, con un picco tra i $600$ e gli $800$ secondi dall’inizio. È la coda più lunga e più fioca dell’intero evento, l’ultimo bagliore residuo di un’esplosione che, complessivamente, in una manciata di secondi liberò più energia di quanta il Sole ne produca in un tempo compreso tra ottantamila e duecentocinquantamila anni (a seconda della distanza attribuita della magnetar).