1997: le nubi molecolari come indicatori di distanza#
Fino ad ora abbiamo ricostruito i numerosi dettagli osservativi del lampo gamma gigante del 27 dicembre 2004. I dati registrati da satelliti e stazioni di monitoraggio, compresa la retro-riflessione del lampo da parte della Luna, sono il materiale grezzo sul quale gli astronomi lavorarono per spiegare cosa era accaduto alla sorgente che aveva generato una tale, gigantesca emissione di energia.
Ma, per capire quelle teorie, che furono numerose e spesso contrastanti, sono necessarie due conoscenze preliminari: a quale distanza da noi si trova effettivamente SGR 1806-20 e, successivamente, che cos’è esattamente una magnetar.
La determinazione della distanza ci consente di dedurre le quantità derivate del fenomeno, come le energie in gioco.
Corbel e colleghi furono i primi a presentare in un articolo del 1997 una stima della distanza di SGR 1806-20. Si servirono di osservazioni di radioastronomia millimetrica a $115\,\text{GHz}$, pari a circa $2{,}6\,\text{mm}$ di lunghezza d’onda, eseguite con il telescopio SEST (Swedish-ESO Submillimetre Telescope), situato a La Silla in Cile. Il procedimento adottato fu quello di mappare l’emissione del monossido di carbonio ($^{12}\text{CO}$) di diverse nubi molecolari1 situate lungo la linea di vista tra noi e SGR 1806-20, un metodo che consentiva di usare le velocità radiali2 di quelle nubi per valutarne la distanza dalla Terra, servendosi di una serie di parametri e relazioni empiriche.
Il passaggio decisivo della loro ricerca fu il riconoscimento del fatto che una specifica nube molecolare, MC 13, per ragioni di velocità e posizione, doveva essere associata alla regione H II3 W31, che conteneva una luminosissima stella di tipo spettrale O9-B2 (LBV 1806-20), altre stelle molto brillanti e la nostra sorgente SGR 1806-20.
Per arrivare a una stima della distanza di MC 13, dovettero utilizzare un mix di cinematica galattica4 e statistica delle nubi molecolari. I calcoli fornivano due distanze possibili: una “vicina”, pari a circa $2{,}3\,\text{kpc}$, e una “lontana”, pari a circa $14{,}5\,\text{kpc}$. Per varie ragioni che sarebbe troppo lungo elencare, l’unica stima in ragionevole accordo coi dati risultò essere quella lontana. Quindi MC 13 doveva trovarsi a $14{,}5\,\text{kpc}$ dalla Terra (circa $47\,000$ anni luce).
L’argomento più ingegnoso fu quello usato per posizionare la stella LBV5 e SGR 1806-20 all’interno del complesso formato dalla nube molecolare e dalla regione H II. Usando le mappe della distribuzione di $\text{CO}$ e $\text{H}\; \text{I}$6 in direzione di W31, gli autori calcolarono quanta polvere e gas si frappongono tra la Terra e le varie nubi. Sommando tutte le nubi molecolari e l’idrogeno atomico che si trovano davanti a MC 13, calcolarono un’estinzione7 visuale totale di $A_V \approx 35 \pm 5$ magnitudini.
Aggiungendo anche il contributo della stessa nube MC 13, spessa e massiccia, l’estinzione totale sarebbe salita a $A_V \approx 46 \pm 6$ magnitudini. Ma le osservazioni ai raggi X e nell’infrarosso della stella O9-B2 (la LBV) e della sorgente SGR 1806-20 mostravano che la luce di questi oggetti subisce un’estinzione di $A_V \approx 30$ magnitudini.
L’estinzione osservata sulla stella ($\sim 30\,\text{mag}$) era compatibile, entro il margine di incertezza, con quella del materiale davanti a MC 13 ($A_V \approx 35 \pm 5\,\text{mag}$), ma molto inferiore all’estinzione che si sarebbe avuta se si fosse trovata dall’altra parte della nube ($\sim 46\pm6\,\text{mag}$). Gli autori ne dedussero che la stella LBV e il presunto resto di supernova G10.0−0.3 associato con SGR 1806−20 dovevano trovarsi esattamente sul bordo frontale della nube molecolare MC 13 rispetto alla Terra. Ciò voleva dire che SGR 1806-20 e la stella luminosissima nei suoi pressi si trovavano alla stessa distanza di MC 13: $\sim14{,}5\,\text{kpc}$.
2004: una conferma analitica della distanza calcolata nel 1997#
Nel 2004 Corbel & Eikenberry pubblicarono un paper che rappresentò un passo avanti enorme rispetto al lavoro pionieristico del 1997. Se nel 1997 gli autori avevano dovuto “indovinare” la struttura della linea di vista verso SGR 1806-20 basandosi su dati a bassa risoluzione, nel 2004 poterono fare una vera e propria “TAC” in 3D della regione, grazie a strumenti molto più precisi e a nuove scoperte che avevano creato non poca confusione nella comunità astronomica.
Tra il 1997 e il 2004, altri astronomi (in particolare Blum et al. nel 2001) avevano studiato un’altra parte della regione H II W31, chiamata G10.2-0.3. Avevano scoperto che le stelle in quella regione si trovavano a una distanza di soli $3{,}4\,\text{kpc}$: erano cioè molto più vicine dei $14{,}5\,\text{kpc}$ stimati nel 1997. Questo creò un grosso problema: W31 era vicina o lontana? SGR 1806-20 e la stella LBV 1806-20 facevano parte di questo gruppo vicino o si trovavano molto più in profondità? Corbel ed Eikenberry decisero di fare chiarezza.
Il metodo di fondo utilizzato in questa nuova ricerca restò lo stesso utilizzato da Corbel e colleghi nel 1997: nubi molecolari, estinzione, curva di rotazione galattica8. Ma stavolta Corbel ed Eikenberry aggiunsero tre elementi nuovi, di cui uno si rivelerà decisivo.
Il primo ingrediente fu strumentale. Gli autori rifecero la spettroscopia del monossido di carbonio ($\text{CO}$) con il telescopio SEST a una risoluzione in velocità molto più alta rispetto al 1997 ($0{,}11\,\text{km/s}$ contro $2{,}3\,\text{km/s}$). Dall’uso di questa risoluzione più fine emerse che quella che nel 1997 era sembrata essere un’unica nube molecolare, cioè MC 13, era in realtà la sovrapposizione di due nubi distinte che avevano velocità leggermente diverse. Una fu ribattezzata MC 13A e l’altra MC 13B.
Questo è il punto chiave: nel 1997 la distanza era stata calcolata trattando come un solo oggetto quelle che in realtà erano due nubi distinte che si trovano a distanze diverse lungo la stessa linea di vista, senza sapere quale delle due fosse davvero associata a LBV 1806-20.
Il secondo ingrediente fu uno spettro di assorbimento dell’ammoniaca misurato contro il continuo radio di G10.0−0.39 con l’antenna Goldstone da $34\,\text{m}$ del Deep Space Network. A quella riga si era già accennato nello studio del 1997, ma qui l’argomento venne invece presentato e discusso per intero. La presenza della riga di assorbimento a $70{,}9 \pm 0{,}5\,\text{km/s}$ aveva una significatività statistica altissima ($8{,}6\,\sigma$), che corrispondeva esattamente alla velocità della nube molecolare MC 73. Poiché quella nube assorbiva parte del continuo radio di G10.0−0.3, doveva trovarsi davanti a LBV 1806-20. Questo dato di fatto oggettivo fissava un limite inferiore diretto e solido alla distanza, $5{,}7 \pm 0{,}4\,\text{kpc}$, indipendente da qualunque assunzione cinematica successiva.
Il terzo ingrediente fu la velocità radiale di LBV 1806-20 stessa, misurata per la prima volta con precisione dalla riga Br γ nello spettro infrarosso10 ad alta risoluzione della stella. Combinando questa velocità (tra $−10$ e $+30\,\text{km/s}$) con il vincolo descritto nel paragrafo precedente e con la curva di rotazione galattica, gli autori poterono restringere la distanza di LBV 1806-20 a un intervallo ampio ma univoco, senza la necessità di fare altre assunzioni sulle nubi intermedie. Il valore ottenuto era compreso tra $13{,}2$ e $21{,}5\,\text{kpc}$ ed era univoco perché escludeva in modo netto la soluzione “vicina” ($2{,}3\,\text{kpc}$), che invece nel 1997 restava in teoria possibile.
A questo punto entrò in gioco la scoperta delle due nubi: tra le nubi compatibili con l’intervallo di distanza appena trovato, solo MC 13A aveva una velocità coerente con quella misurata per LBV 1806-20. Usando quindi la velocità di MC 13A insieme alla curva di rotazione galattica, la distanza fu affinata fino ad ottenere il valore finale:
$$d = 15{,}1^{+1{,}8}_{-1{,}3}\ \text{kpc}$$Gli autori estesero questa distanza anche a SGR 1806-20, che ritenevano con ogni probabilità un membro dello stesso ammasso stellare di LBV 1806-20: la magnetar si sarebbe trovata quindi a circa $49\,000$ anni luce. Gli argomenti a favore di questa appartenenza sono esposti nella sezione seguente, dedicata allo studio che Eikenberry e colleghi pubblicarono nello stesso anno.
Questo valore è stato considerato a lungo la distanza “ufficiale” di SGR 1806-20 e il punto di partenza per calcolare tutte le grandezze del brillamento gigante del 27 dicembre 2004 che potevano essere dedotte dalla distanza.
2004: stima della distanza per associazione con LBV 1806-20#
Intanto una localizzazione più precisa della rete IPN aveva mostrato che la posizione di SGR 1806-20 era significativamente spostata rispetto a quella della LBV e del nucleo radio: la posizione più probabile della sorgente cadeva a circa $15$ secondi d’arco dal centro del nucleo, ben al di fuori di esso. Successivamente, osservazioni nei raggi X da parte del satellite Chandra e poi nell’infrarosso confermarono lo spostamento e ne precisarono la misura: fra la magnetar e LBV 1806-20 c’erano circa $12$ secondi d’arco. Questo dato di fatto avrebbe potuto in linea di principio rompere il legame fra la stella di neutroni e la luminosissima supergigante: la loro separazione angolare non è grande, ma neppure insignificante. Rompere quel legame avrebbe significato rendere nuovamente ignota la distanza della SGR. Infatti non esiste un parametro osservabile diretto, come uno spettro stellare, da cui ricavare la distanza della magnetar.
Nel 2004, Eikenberry ed altri pubblicarono un articolo in cui cercarono di ristabilire il legame fisico fra la SGR e la LBV. Lo fecero attraverso tre argomenti convergenti.
Il primo argomento era che, nonostante i $12^{″}$ di separazione tra SGR 1806-20 e la LBV, la posizione della magnetar restava comunque dentro l’estensione angolare dell’ammasso di stelle calde e luminose identificato da Fuchs et al. (1999) attorno alla supergigante blu.
Il secondo argomento, già invocato da Corbel ed Eikenberry, era l’accordo fra assorbimento ed estinzione: l’assorbimento in banda X misurato verso SGR 1806-20, pari a una densità di colonna di idrogeno di circa $(5\text{-}6)\times10^{22}\,\text{cm}^{-2}$11, combaciava con l’estinzione infrarossa misurata verso le altre stelle dell’ammasso, inclusa LBV 1806-20 (Eikenberry et al. 2001). Poiché entrambe le grandezze misurano, in bande diverse, la stessa cosa, cioè la quantità di gas e polvere interposta lungo la linea di vista, questo accordo indica che la magnetar si trova più o meno dietro la stessa colonna di materiale della LBV, cioè a una distanza paragonabile.
Il terzo argomento era l’improbabilità di una vicinanza angolare puramente casuale. Sia le LBV sia le SGR sono classi di oggetti estremamente rari nella Galassia. Kulkarni et al. (1995) stimarono che la probabilità di trovarne per puro caso due così vicine in cielo, senza che fossero fisicamente collegate in qualche modo, era inferiore a $10^{-5}$: una su centomila. Tale probabilità, già minima, si riduce ulteriormente se si considera la concordanza fra l’estinzione nell’infrarosso e l’assorbimento in banda X di cui abbiamo parlato sopra. La vicinanza casuale nel cielo è insomma assai meno plausibile della spiegazione più naturale, ovvero che la LBV e la SGR appartengano allo stesso ammasso stellare.
Gli autori notarono, inoltre, che l’ammasso contiene anche una stella di Wolf-Rayet12 molto evoluta (la stella B dell’immagine seguente), e che sia questa sia la magnetar rappresentano stadi evolutivi successivi rispetto a LBV 1806-20. È una situazione compatibile con un ammasso che ha generato stelle massicce in epoche diverse. Come ulteriore contesto favorevole all’idea riportarono il fatto che anche SGR 1900+14 risulta associata a un ammasso di stelle massicce, il che suggeriva che il legame fra SGR e ammassi di questo tipo non fosse un caso isolato.
Combinando tutti questi argomenti, Eikenberry e colleghi conclusero che SGR 1806-20, LBV 1806-20 e le stelle B, C, D erano tutte membri dello stesso ammasso e si trovavano quindi alla stessa distanza stimata per LBV 1806-20, pari a $15{,}1 (+1{,}8/−1{,}3)\,\text{kpc}$. La distanza della magnetar era dunque un’inferenza per appartenenza all’ammasso, non una misura diretta. Meglio questo, comunque, che niente.
2004: e se LBV 1806-20 fosse un sistema binario?#
Sempre nel 2004 arrivò una nuova stima della distanza di LBV 1806-20, la stella brillantissima a $12$ secondi d’arco da SGR 1806-20. La stima era contenuta in un articolo di D. F. Figer e altri due autori pubblicato su The Astrophysical Journal.
In osservazioni fatte il 22 giugno 2003 con spettroscopia infrarossa ad altissima risoluzione ($R \approx 26\,500$) presso l’Osservatorio Keck, gli autori notarono alcune righe di assorbimento di $\text{He\, I}$ nello spettro di LBV 1806-20 che apparivano doppie13. Quelle righe erano invece singole in tutte le altre LBV e stelle di confronto osservate (Pistol star, IRS16NE, alcune supergiganti B). Anche le righe dell’idrogeno risultavano più profonde e più strette rispetto a quelle della Pistol star, compatibili con un contributo assorbente sovrapposto proveniente da una seconda stella. L’interpretazione proposta fu che LBV 1806-20 non fosse una stella singola, ma un sistema binario spettroscopico a doppia riga (un sistema composto da due stelle che orbitano troppo vicine perché qualsiasi telescopio possa risolverle come oggetti distinti)14.
Mediando le velocità delle due componenti della riga di $\text{He\, I}$ doppia e assumendo che le due stelle avessero massa simile, gli autori ricavarono una velocità sistemica $V_{LSR} = 36{,}4\,\text{km/s}$15. Era un valore molto diverso dai $10 \pm 20\,\text{km/s}$ riportati da Eikenberry et al. (2004), ma simile a quello misurato per tre stelle calde vicine nello stesso campo ($35{,}0 \pm 5{,}7\,\text{km/s}$).
Applicando il nuovo valore di velocità derivato dalla riga dell’elio a un certo modello di rotazione galattica, trovarono due soluzioni cinematiche possibili: o LBV 1806-20 si trovava a $4{,}1\,\text{kpc}$ oppure a $11{,}8\,\text{kpc}$. Solo la soluzione lontana era compatibile con la posizione della stella oltre la nube che produce l’assorbimento dell’ammoniaca a $5{,}7\,\text{kpc}$, lo stesso vincolo già discusso nello studio di Corbel & Eikenberry. Gli autori adottarono quindi la distanza:
$$d \approx 11{,}8\ \text{kpc}$$Erano circa $38\,500$ anni luce, una stima considerevolmente inferiore a quella di Eikenberry et al. (2004) di $15{,}1 (+1{,}8/−1{,}3)\,\text{kpc}$, un po’ superiore ai $49\,000$ anni luce.
Bisogna specificare che gli autori non nominarono mai esplicitamente SGR 1806-20 nel loro articolo sulla possibile binarietà di LBV 1806-20. Tuttavia, per gli argomenti discussi nelle sezioni precedenti, che legano i due oggetti allo stesso ammasso, è ragionevole considerare questa nuova stima della distanza come valida anche per la “nostra” magnetar.
Un’altra dovuta cautela, chiarita dagli stessi autori dello studio, è che l’ipotesi che LBV 1806-20 fosse davvero una binaria spettroscopica era all’epoca solo una congettura: sostenuta da buone ragioni, ma a tutt’oggi non confermata. Un articolo del 2016 di Christophe Martayan ed altri affermò esplicitamente che non esisteva ancora nessuna osservazione spettroscopica di follow-up per confermare o smentire l’ipotesi di Figer e colleghi.
2005: l’eco radio del brillamento usata come “righello” galattico#
Il primo studio sulla distanza di SGR 1806-20 successivo al brillamento gigante del 27 dicembre 2004 apparve su Nature nel 2005. Nei giorni immediatamente successivi al flare, Cameron e colleghi individuarono con il Very Large Array (VLA) una sorgente radio brillante e in rapida evoluzione proprio nella posizione di SGR 1806−20: si trattava dell’afterglow16 del brillamento, un’emissione radio prodotta dall’interazione del materiale espulso con il mezzo circostante. La scoperta era importante di per sé, ma apriva anche un’opportunità inaspettata.
Gli autori capirono che quell’afterglow, così luminoso e puntiforme, poteva funzionare come una vera e propria lampada contro il cui bagliore misurare lo spettro di assorbimento dell’idrogeno neutro ($\text{H\;I}$) lungo la linea di vista. Il principio è semplice: ogni nube di gas che si trova tra noi e la sorgente assorbe una piccola frazione dell’emissione radio a una frequenza precisa (la riga a $21\,\text{cm}$ dell’idrogeno), spostata in velocità dall’effetto Doppler17 a causa della rotazione della Galassia. Osservando quali velocità mostrano assorbimento e quali no, si può stabilire quali nubi si trovano davanti alla sorgente e fino a che distanza si estende il materiale che assorbe l’emissione radio.
Analizzando lo spettro di assorbimento dell’idrogeno atomico, Cameron et al. trovarono assorbimento significativo fino a velocità corrispondenti a circa $6\,\text{kpc}$ di distanza, ma nessun assorbimento a velocità superiori. La loro interpretazione fu diretta: se SGR 1806−20 si fosse trovata alla distanza di $\sim15\,\text{kpc}$ proposta in precedenza, ci si sarebbe aspettato di vedere assorbimento anche da nubi più lontane; non vedendolo, conclusero che la sorgente doveva trovarsi a una distanza compresa tra $6{,}4$ e $9{,}8\,\text{kpc}$, significativamente inferiore al valore fino ad allora accettato.
Pochi mesi dopo, McClure-Griffiths e Gaensler riesaminarono lo stesso spettro $\text{H\;I}$ e sollevarono un’obiezione cruciale: a basse longitudini galattiche ($l \approx 5^{\circ}\text{-}25^{\circ}$) esiste un noto “buco” nella distribuzione del gas a velocità superiori a $\sim 50\,\text{km s}^{-1}$18. In altre parole, l’assenza di assorbimento ad alte velocità non era una prova che la sorgente fosse vicina. Era possibile semplicemente che non ci fosse gas da assorbire né a $8\,\text{kpc}$ né a $15\,\text{kpc}$. Confermarono quindi che $\sim6\,\text{kpc}$ era un limite inferiore solido per la distanza di SGR 1806-20, ma sostennero anche che i dati disponibili sulla distribuzione dell’idrogeno atomico in direzione dell’afterglow non permettevano di fissare un limite superiore affidabile. Il valore di $\sim15\,\text{kpc}$ restava dunque per loro la stima migliore.
Lo studio di Cameron e colleghi restò comunque un esempio elegante di come un evento transitorio - un bagliore radio di breve durata, conseguenza dell’evento principale - potesse essere sfruttato come strumento di misura. Il dibattito che ne seguì lasciò aperto un intervallo di distanze plausibili compreso fra circa $6$ e $15\,\text{kpc}$. Il limite inferiore di circa $6\,\text{kpc}$, ricavato da Cameron e colleghi e confermato da McClure-Griffiths e Gaensler, fu adottato comunemente nelle analisi successive.
2008: la revisione al ribasso tramite la spettroscopia stellare#
Nel 2008 fu pubblicato un articolo di Bibby e colleghi che affrontava un nodo non risolto. Fino ad allora, l’ammasso stellare Cl* 1806−2019, in cui, secondo gli studi che abbiamo citato, doveva trovarsi anche la magnetar SGR 1806-20, veniva collocato a $12\text{-}15$ kiloparsec dalla Terra. Tuttavia, la prima misura diretta della distanza di SGR 1806-20 aveva dato un valore diverso, compreso tra $6$ e $10$ kiloparsec. La misura era quella presentata nello studio di Cameron et al. del 2005, basata sull’assorbimento dell’idrogeno atomico in direzione dell’afterglow visibile nelle onde radio, generato dal brillamento gigante del 2004. Insomma, l’ammasso stellare che conteneva LBV 1806-20 e altre stelle luminosissime e massicce sembrava trovarsi a una distanza diversa e maggiore rispetto alla sorgente gamma.
Poiché la magnetar era un oggetto troppo piccolo e oscurato dalla polvere interstellare per essere studiato direttamente, il team di Bibby si concentrò sulle stelle massicce che erano state identificate come membri dell’ammasso stellare 1806−20. Utilizzando i telescopi Gemini e VLT, gli autori ottennero immagini e spettri di diverse stelle dell’ammasso nelle lunghezze d’onda dell’infrarosso, una banda dello spettro che permette di penetrare la spessa cortina di polveri interstellari frapposta tra noi e quelle stelle e di registrarne l’emissione termica.
Riuscirono in tal modo a identificare e classificare con precisione quattro stelle supergiganti di classe O e B, giovani, caldissime e molto massicce, e due stelle di Wolf-Rayet. Per calcolarne la distanza, Bibby e colleghi usarono due metodi indipendenti, basati sulla fisica stellare.
Il primo metodo è quello della cosiddetta parallasse spettroscopica20. Una volta ricavato con precisione il tipo spettrale delle stelle osservate, è possibile dedurre quale dovrebbe essere la loro luminosità intrinseca21, una grandezza correlata al tipo spettrale. Confrontando questa luminosità teorica con la luce che effettivamente arriva ai nostri telescopi (la luminosità apparente, attenuata dalla polvere interstellare), si può calcolare a quale distanza si trovano. Il risultato medio per le stelle dell’ammasso Cl* 1806-20 fornì al team di Bibby un modulo di distanza di $14{,}69 \pm 0{,}35\,\text{mag}$, corrispondente a $8{,}7 (+1{,}5/−1{,}3)\,\text{kpc}$.
Il secondo metodo usato fu quello dell’adattamento delle isocrone22. La presenza contemporanea in Cl* 1806-20 di stelle giovani come le supergiganti OB e di stelle più evolute come le Wolf-Rayet e la variabile luminosa blu LBV 1806-20 permise loro di stimare l’età dell’ammasso, che risultò essere di circa $3\text{-}5$ milioni di anni. Inserendo questa età nei modelli teorici di evoluzione stellare (le isocrone, appunto), gli autori poterono verificare a quale distanza le stelle osservate si “adattavano” meglio alle previsioni teoriche. Anche questo metodo confermò più o meno lo stesso modulo di distanza: $14{,}7 \pm 0{,}7$ magnitudini, cioè $6{,}3\text{-}12\,\text{kpc}$, in buon accordo col risultato del primo metodo.
Combinando i due metodi, arrivarono alla conclusione che l’ammasso Cl* 1806−20 si trova a una distanza di $8{,}7\,\text{kpc}$, cioè circa $28\,000$ anni luce, con un margine di errore compreso tra $+1{,}8$ e $-1{,}5\,\text{kpc}$ ($+5\,800$ e $-4\,900$ anni luce). Questa stima rappresentava una revisione al ribasso drastica rispetto ai $15\,\text{kpc}$ calcolati dagli studi precedenti ed ebbe il grande merito di riconciliare le misurazioni cinematiche del gas con le osservazioni dirette delle stelle. Il punto centrale dell’articolo di Bibby e colleghi era aver annullato la tensione tra la distanza dell’ammasso stellare e quella della magnetar: ora SGR 1806−20 poteva essere ritenuta a buon diritto un membro di quel gruppo di stelle molto luminose e massicce.
Questa revisione della distanza ebbe anche altre due importanti conseguenze. La prima fu quella di ridurre più o meno di un fattore $3$ l’energia stimata del lampo gamma gigante del dicembre 2004 (che, come già accennato, scala col quadrato della distanza). La seconda conseguenza aveva a che fare con le stelle dell’ammasso. A una distanza pari a poco più della metà di quella che era stata loro attribuita fin qui, quelle stelle dovevano avere masse e luminosità meno straordinarie di quelle calcolate in precedenza. La progenitrice della magnetar, inoltre, “dimagrì” da una massa presunta di oltre $120$ masse solari a un valore più consono di circa $48$ masse solari, entro i margini di errore.
2011: misurare la distanza di SGR 1806−20 con gli “echi” di raggi X#
Nel 2011 uscì uno studio di Gilad Svirski e altri che usò un metodo diverso da tutti quelli precedenti per arrivare a definire la distanza di SGR 1806-20. I metodi usati fino ad allora si erano basati principalmente sullo studio delle masse di gas e polveri interstellari interposte o sull’analisi spettroscopica delle stelle dell’ammasso. Questo gruppo di ricercatori sfruttò invece un fenomeno fisico affascinante: la diffusione (scattering) dei raggi X da parte dei grani di polvere interstellare.
Per capire come funziona il metodo, bisogna immaginare di guidare di notte nella nebbia. I fari dell’auto illuminano le goccioline d’acqua sospese nell’aria e una piccola parte della luce viene deviata in tutte le direzioni. Se si guarda la scena dall’esterno, si vede un alone luminoso attorno ai fari, più largo e più debole della loro luce diretta.
Nello spazio accade qualcosa di simile: quando SGR 1806−20 emette un lampo di raggi X (un burst), una piccola frazione dei fotoni colpisce i grani di polvere delle nubi molecolari lungo la linea di vista e viene deviata. Questi fotoni deviati percorrono un tragitto più lungo rispetto a quelli che arrivano direttamente: quindi arrivano al telescopio con un ritardo, proprio come l’eco di un suono in montagna arriva dopo il suono diretto.
L’elemento importante è che la crescita dell’anello prodotto dall’eco dipende dalla posizione della nube di polvere rispetto alla sorgente e all’osservatore. Ogni nube produce un anello che nasce stretto e si allarga col passare del tempo. Se la nube è vicina a noi, l’anello si allarga in fretta e diventa presto molto ampio. Se la nube è vicina alla sorgente, l’anello resta stretto a lungo.
Matematicamente, il raggio angolare dell’anello $\theta(t)$ cresce nel tempo secondo la relazione:
$$ \theta(t)=\left[\frac{2c\,(1-x)}{d\,x}\,t\right]^{1/2} $$dove $x$ è la distanza della nube da noi espressa come frazione della distanza $d$ della sorgente, $c$ è la velocità della luce e $t$ è il tempo trascorso dal lampo. Misurando come l’anello si espande nel tempo, si può quindi risalire alla geometria del sistema e, di conseguenza, alla distanza della sorgente.
Il 6 agosto 2006, SGR 1806−20 emise un burst intermedio23. Il satellite Swift, con il suo telescopio a raggi X (XRT), iniziò a osservare la sorgente circa $30$ ore dopo il flare e continuò per due settimane. Nelle prime osservazioni, gli autori videro chiaramente un alone in espansione attorno alla sorgente: l’eco di raggi X prodotta dalla polvere interstellare.
Svirski e colleghi si servirono delle loro osservazioni, assumendo che le posizioni delle nubi molecolari lungo la linea di vista fossero quelle stimate da Corbel & Eikenberry nel 2004, basate su osservazioni dell’emissione del monossido di carbonio ($\text{CO}$) e dell’assorbimento dell’ammoniaca ($\text{NH}_3$). Calcolarono quindi come sarebbe dovuta apparire l’eco per diverse distanze ipotetiche della sorgente (da $5$ a $25\,\text{kpc}$), e confrontarono queste previsioni con i dati ottenuti da Swift.
Il risultato fu che la distanza che meglio riproduceva i dati era quella compresa tra $9{,}4$ e $18{,}6\,\text{kpc}$ ($30\,600-60\,600$ anni luce), con un livello di confidenza del $90\%$24. Questo intervallo è più ampio delle stime precedenti. Non include il valore “corto” di $\sim8{,}7\,\text{kpc}$ proposto da Bibby et al. nel 2008, ma quello “lungo” di $\sim15\,\text{kpc}$ di Corbel & Eikenberry (2004).
Gli autori conclusero il loro articolo affermando che il metodo degli echi di raggi X era molto promettente, ma che i dati di Swift/XRT erano limitati dalla bassa risoluzione spaziale del telescopio e dal ritardo della prima osservazione ($30$ ore dopo il burst). Con strumenti dotati di risoluzione maggiore come Chandra (meno di un secondo d’arco contro i $\sim20\,\text{arcsec}$ di Swift) e osservazioni più tempestive, per esempio entro $12$ ore dal burst, sarebbe possibile risolvere le singole nubi di polvere. Ciascuna nube fornirebbe una stima indipendente della distanza di SGR 1806-20 e il loro accordo renderebbe la misura molto più precisa e robusta. Le posizioni delle nubi lungo la linea di vista resterebbero comunque un dato da ricavare con altre osservazioni.
2012: il moto proprio di SGR 1806−20#
Quando una stella massiccia esplode come supernova, il residuo compatto che rimane dopo l’esplosione (una stella di neutroni o, nel nostro caso, una magnetar) può ricevere una spinta asimmetrica, un vero e proprio “calcio”, che lo scaglia via ad alta velocità dal luogo di nascita. Se riusciamo a misurare il moto proprio25 di questo residuo compatto, cioè il suo spostamento apparente nel cielo nel corso degli anni, possiamo tracciare a ritroso la sua traiettoria e scoprire da dove è partito, in altre parole dov’è nata la stella progenitrice. Questo è esattamente ciò che fecero Tendulkar e colleghi, monitorando per cinque anni SGR 1806−20 (e la magnetar “gemella” SGR 1900+14) con il telescopio Keck da $10$ metri alle Hawaii, dotato di ottica adattiva26.
Confrontando immagini ad altissima risoluzione ottenute in dieci epoche diverse tra il 2005 e il 2010, gli autori misurarono con precisione lo spostamento di SGR 1806−20 rispetto a una griglia di circa $70$ stelle di riferimento nello stesso campo. Il risultato fu un moto proprio di circa $8{,}2 \pm 2{,}4\,\text{mas/anno}$, che corrisponde a un movimento piccolissimo ma rilevabile.
La scoperta più importante dello studio fu di natura cinematica. Tracciando a ritroso la traiettoria della magnetar, gli autori trovarono che circa $650$ anni prima dell’epoca in cui fu emessa la luce che oggi riceviamo, SGR 1806−20 si trovava in prossimità dell’ammasso di stelle massicce, il cui centro dista oggi circa $7''$ dalla magnetar27. Questo risultato fornisce una prova dinamica molto solida del fatto che la magnetar sia effettivamente nata in quell’ammasso, confermando un’associazione che finora era stata basata solo sulla vicinanza angolare.
È importante sottolineare che lo studio di Tendulkar e colleghi non misurò direttamente la distanza di SGR 1806−20. Per convertire il moto proprio, espresso come spostamento angolare in $\text{mas/anno}$, in una velocità lineare in $\text{km/s}$, gli autori dovettero assumere una distanza. Scelsero un valore di compromesso, compatibile con tutte le stime pubblicate fino a quel momento, riassunte nella seguente tabella.
| Studio | Distanza (kpc) | Metodo |
|---|---|---|
| Figer et al. (2004) | $11{,}8 \pm 0{,}5$ | Velocità radiale di LBV 1806-20 |
| Eikenberry et al. (2004) | $15\; (+1{,}8/−1{,}3)$ | Velocità radiale di LBV 1806-20, nebulosa circostante e curva di rotazione galattica |
| Cameron et al. (2005) | $6{,}4\text{-}9{,}8$ | Assorbimento HI dal radio afterglow del flare di dicembre 2004 |
| McClure-Griffiths & Gaensler (2005) | $>6{,}2$ | Stesso metodo, limite più conservativo |
| Bibby et al. (2008) | $8{,}7\; (+1{,}8/−1{,}5)$ | Classificazione spettrale, fotometria IR, isocrone dell’ammasso |
| Svirski et al. (2011) | $9{,}4\text{-}18{,}6$ | Echi di raggi X (scattering su polvere) |
Tennero inoltre conto di due vincoli aggiuntivi, più deboli, ma comunque citati in letteratura: distanza $>9{,}5\,\text{kpc}$ (derivata dalla luminosità delle stelle dell’ammasso) e $>5{,}7\,\text{kpc}$ (derivata dall’assorbimento dell’ammoniaca verso LBV 1806-20).
Alla fine, la distanza di compromesso adottata fu di $9 \pm 2\,\text{kpc}$. Usando questa stima, la velocità trasversa della magnetar risultò di $350 \pm 100\,\text{km/s}$, un valore tipico per le stelle di neutroni nate da esplosioni di supernova asimmetriche, ma ben lontano dalle velocità estreme ($\sim1000\,\text{km/s}$) che alcuni proponevano per le magnetar.
Anche se non fornì una nuova misura della distanza, lo studio di Tendulkar et al. ha un’importante implicazione indiretta. Dimostrando che SGR 1806−20 si trovava al centro dell’ammasso Cl* 1806−20 circa $650$ anni fa, rafforza l’assunzione che la magnetar condivida la distanza dell’ammasso. Questo dà maggiore credibilità a tutte le stime ottenute studiando le stelle dell’ammasso stesso, in particolare gli $8{,}7\,\text{kpc}$ proposti da Bibby et al. nel 2008. Ormai non si trattava più, infatti, di una semplice coincidenza di posizione sul cielo, ma di un’associazione fisica confermata dalla cinematica.
2019: l’analisi dei dati di Gaia#
Il satellite Gaia è stato un telescopio spaziale che, a partire dal 2013, ha misurato posizioni, spostamenti e angoli di parallasse di oltre un miliardo di stelle della Via Lattea per oltre un decennio. Nel 2019 uscì uno studio di Nathan Smith e colleghi dedicato ad analizzare i dati forniti dalla seconda release (DR2 2018) del catalogo di Gaia, con lo scopo di derivare le distanze di $25$ variabili luminose blu (LBV) galattiche.
Per circa metà del campione, le distanze del catalogo Gaia DR2 risultarono significativamente più piccole di quelle accettate in letteratura. Questo aveva implicazioni importanti: voleva dire che molte LBV sono meno luminose di quanto si pensasse e, quindi, meno massicce.
In questa ricerca, gli autori cercarono anche i dati relativi a LBV 1806-20, la luminosissima stella che si trova a pochi secondi d’arco da SGR 1806-20 e che, plausibilmente, fa parte dello stesso ammasso stellare e ne condivide la distanza dalla Terra.
Sfortunatamente, nel catalogo di Gaia non c’era alcun valore per l’angolo di parallasse di LBV 1806-20. La ragione è spiegata chiaramente:
“LBVs or LBV candidate stars in the vicinity of the Galactic Centre are not listed in Gaia DR2 because they are visually obscured.”
In altre parole, LBV 1806−20 è troppo oscurata dalla polvere interstellare (circa $30$ magnitudini di estinzione nella luce visibile!), perché Gaia potesse vederla e misurarne la parallasse. La stella, per quanto luminosa, era semplicemente invisibile per il satellite, che operava principalmente nella banda del visibile.
Questo studio ci dice una cosa importante, anche se negativa: non possiamo aspettarci che Gaia risolva il lungo dibattito sulla distanza di SGR 1806−20. Anche nella release DR3, successiva all’uscita dello studio di Smith e colleghi, l’oscuramento rimase un ostacolo insormontabile per una misura diretta della parallasse della stella28.
Ciò significa che la ricerca della distanza di SGR 1806−20 dovrà continuare ad affidarsi ai metodi indiretti che abbiamo esaminato nelle sezioni precedenti:
- assorbimento del gas interstellare;
- echi di raggi X;
- classificazione spettrale e isocrone dell’ammasso stellare;
- velocità radiali e cinematica galattica;
- moto proprio.
Comunque, anche se non contiene misure dirette della distanza di LBV 1806−20 (e di SGR 1806-20, per via della sua associazione con la LBV), lo studio di Smith et al. ha una conseguenza indiretta rilevante. Gli autori notarono che molte LBV con distanze affidabili fornite da Gaia risultano isolate dai giovani ammassi di stelle O, contrariamente a quanto ci si aspetterebbe se fossero il prodotto dell’evoluzione di stelle singole massicce. Questo rafforza l’ipotesi che molte LBV siano il risultato di evoluzione binaria (fusioni stellari o trasferimento di massa), il che potrebbe spiegare perché appaiono più vecchie del loro ambiente.
Se LBV 1806−20 facesse parte di questa popolazione, la sua associazione con l’ammasso Cl* 1806−20 potrebbe essere più complessa di quanto si era pensato; la sua distanza, di conseguenza, potrebbe non essere necessariamente quella dell’ammasso, forse con ricadute anche per SGR 1806-20. Tuttavia, questa è solo una speculazione: senza una misura diretta dell’angolo di parallasse, non possiamo dirlo.
In conclusione, considerando nell’insieme i risultati dei vari studi analizzati in questa lunga carrellata, possiamo concludere che la distanza più probabile di SGR 1806-20 converge intorno agli $8{,}7\,\text{kpc}$ proposti da Bibby et al., con margini di errore nell’ordine di un paio di $\text{kpc}$. La distanza della SGR può dunque essere posta con buona approssimazione nell’intervallo tra $21\,000$ e $34\,000$ anni luce con un valore intermedio più probabile di circa $28\,000$ anni luce. Il valore inizialmente stimato di circa $50\,000$ anni luce è stato per lo più abbandonato, anche se non tutti i ricercatori sono convinti della revisione al ribasso di Bibby e colleghi del 2008.
Una nube molecolare è una regione dello spazio interstellare in cui la densità e la bassa temperatura del gas (tipicamente $10\text{-}30\,\text{K}$) permettono agli atomi di combinarsi in molecole, principalmente idrogeno molecolare $\text{H}_2$. Sono le regioni più fredde e dense del mezzo interstellare e costituiscono i siti in cui si formano le stelle, per collasso gravitazionale delle porzioni più dense al loro interno. ↩︎
La velocità radiale è la componente della velocità di un corpo celeste diretta lungo la linea di vista dell’osservatore, quella che indica cioè a quale velocità il corpo si sta avvicinando o allontanando dall’osservatore. Si ricava dallo spostamento Doppler delle righe spettrali: uno spostamento verso il rosso, detto redshift, indica allontanamento, uno spostamento verso il blu, o blueshift, indica avvicinamento. ↩︎
Una regione H II è una nube di idrogeno ionizzato dalla radiazione di stelle giovani e massicce al suo interno, sede di attiva formazione stellare. ↩︎
La cinematica è la parte della meccanica che descrive il moto dei corpi senza occuparsi delle forze che lo producono. Per cinematica galattica si intende lo studio del modo in cui stelle e nubi di gas ruotano intorno al centro della Via Lattea. Se si conosce come varia la velocità di rotazione con la distanza dal centro, la velocità con cui una nube si avvicina o si allontana da noi, misurata dallo spostamento Doppler delle sue righe spettrali, è possibile risalire alla sua distanza dalla Terra. Nelle regioni interne della Galassia, però, ogni orbita è un anello che circonda il centro e che il Sole vede dall’esterno. Una linea di vista rivolta verso quelle regioni entra nell’anello e poi ne esce, incontrandolo in due punti: uno più vicino a noi, al di qua del centro galattico, e uno più lontano, di solito al di là del centro. Il gas che si trova nei due punti ruota sulla stessa orbita e ci appare con la stessa velocità di avvicinamento o di allontanamento. Da qui nascono la soluzione “vicina” e quella “lontana” (si veda questo schema). ↩︎
Le variabili luminose blu (in inglese luminous blue variables, da cui la sigla LBV) sono stelle molto massicce, centinaia di migliaia o milioni di volte più luminose del Sole, giunte a una fase breve e instabile della loro evoluzione, che segue la sequenza principale. Questa fase dura qualche decina di migliaia di anni. Il nome fu proposto nel 1984 dall’astronomo Peter Conti. Le LBV perdono massa a ritmi altissimi attraverso venti stellari molto intensi. Nel corso di anni o decenni la loro luminosità visuale può variare di una o due magnitudini senza che cambi molto l’energia totale emessa: varia soprattutto la temperatura superficiale, che oscilla fra circa $8\,000$ e oltre $20\,000\,\text{K}$. Quando la stella è più calda, emette gran parte della sua luce nell’ultravioletto, invisibile all’occhio; quando si raffredda, una quota maggiore della sua luce cade nel visibile e la stella appare più brillante. In alcuni casi vanno incontro a eruzioni gigantesche, come quella di Eta Carinae a metà dell’Ottocento. Sono stelle rarissime: nella Via Lattea se ne conoscono poche decine, fra confermate e candidate. LBV 1806-20 è una di queste candidate. ↩︎
H I è l’idrogeno neutro, cioè idrogeno atomico non ionizzato, l’elemento più abbondante nel mezzo interstellare. Emette e assorbe una riga spettrale caratteristica alla lunghezza d’onda di $21\,\text{cm}$. ↩︎
L’estinzione è l’attenuazione della radiazione elettromagnetica proveniente da un oggetto celeste, causata dall’assorbimento e dalla diffusione (scattering) da parte dei grani di polvere e del gas presenti nel mezzo interstellare. Poiché il fenomeno colpisce maggiormente le lunghezze d’onda più corte, esso riduce la luminosità apparente dell’oggetto e ne altera il colore (il cosiddetto arrossamento interstellare). L’entità dell’attenuazione, solitamente misurata in magnitudini nella banda visuale ($A_V$), è proporzionale alla quantità di materia attraversata; per questo motivo, in astrofisica l’estinzione viene spesso utilizzata come un vero e proprio “contatore” per stimare la quantità di gas e polvere frapposta tra l’osservatore e la sorgente: un aiuto indispensabile per determinarne la distanza o la posizione rispetto alle nubi molecolari. ↩︎
La curva di rotazione galattica è, in un certo senso, il “tachimetro” della nostra galassia. È un grafico che mostra quanto velocemente orbitano le stelle e le nubi di gas attorno al centro della Via Lattea, in base alla loro distanza da esso. Nel Sistema Solare, più un pianeta è lontano dal Sole, più la sua orbita è lenta (Nettuno viaggia molto più “piano” di Mercurio). Gli astronomi si aspettavano che la Via Lattea si comportasse allo stesso modo: le nubi di gas e le stelle più periferiche avrebbero dovuto orbitare più lentamente rispetto a quelle vicine al nucleo centrale. Ma, quando iniziarono a misurare queste velocità, negli anni ‘70, scoprirono che la curva scende molto lentamente alle estremità, restando inspiegabilmente quasi piatta (si veda questo grafico). Le stelle e i gas lontani orbitano ad altissima velocità, tanto che, secondo la massa visibile della Galassia, dovrebbero essere scagliati via nello spazio intergalattico. L’unico modo per spiegare perché la Galassia non si “sbriciola” e perché la curva resti piatta è che esista un’enorme quantità di massa invisibile che la avvolge e la tiene insieme con la sua gravità. Già nel 1933 Fritz Zwicky aveva ipotizzato l’esistenza di massa invisibile studiando l’ammasso di galassie della Chioma, ma furono le curve di rotazione delle galassie, negli anni ‘70, a convincere gran parte degli astronomi. Sono tuttora una delle prove più forti dell’esistenza della materia oscura. ↩︎
Oggi sappiamo che G10.0−0.3 è una nebulosa radio (o più precisamente, una “bolla” scavata dal vento stellare) situata all’interno del gigantesco complesso di formazione stellare W31. La sua emissione radio è alimentata dal furioso vento stellare emanato dalla stella supergigante LBV 1806−20, che si trova esattamente al centro della nebulosa. Il vento della stella spazza via il gas della nube molecolare circostante (MC 13A), creando questo guscio di materiale ionizzato che osserviamo nelle onde radio. Nel paper di Corbel et al. del 1997 la nebulosa radio era stata classificata come un resto di supernova, soprattutto perché al suo interno c’era una sorgente di raggi X (AX 1805.7−2025) coincidente con la soft gamma repeater SGR 1806−20. Ne avevano dedotto lo scenario classico: una stella massiccia era esplosa, lasciando al centro una stella di neutroni (la SGR/pulsar) e un guscio di detriti in espansione, cioè il resto di supernova. Gli stessi autori notarono però un’anomalia: il guscio era enormemente grande ($25\times38$ parsec) per essere un resto di supernova così giovane. Per spiegarlo, ipotizzarono che l’esplosione fosse avvenuta in una “cavità” preesistente, scavata in precedenza dal vento di una stella blu vicina. Tra il 1997 e il 2004, nuove osservazioni ad altissima risoluzione, in particolare lo studio di Gaensler et al. del 2001, permisero di fare chiarezza. Si scoprì che G10.0−0.3 non è affatto un resto di supernova e che al suo centro non c’è una pulsar, ma la stella massiccia LBV 1806−20. Si scoprì, inoltre, che la magnetar SGR 1806−20 è un oggetto distinto, separato dalla stella LBV e dal centro esatto della nebulosa G10.0−0.3 da circa $12$ secondi d’arco, sebbene faccia parte dello stesso ammasso stellare immerso nella nube. ↩︎
La riga Brackett gamma (Br γ) è una riga spettrale dell’idrogeno, nel vicino infrarosso, a una lunghezza d’onda di $2{,}166$ micrometri. Nasce quando l’elettrone dell’atomo di idrogeno passa dal settimo al quarto livello di energia. Appartiene alla serie di Brackett, dal nome dell’astronomo statunitense Frederick Brackett, che identificò la serie nel 1922. È preziosa per stelle come LBV 1806-20, nascoste alla luce visibile dalla polvere interposta: nell’infrarosso la polvere è molto più trasparente e la riga resta ben misurabile. Il suo spostamento rispetto alla lunghezza d’onda misurata in laboratorio, dovuto all’effetto Doppler, rivela la velocità con cui la stella si avvicina o si allontana da noi. Eikenberry e colleghi la scelsero perché era la riga più intensa dello spettro e non si sovrapponeva ad altre righe. ↩︎
La densità di colonna dell’idrogeno è il numero di atomi di idrogeno contenuti in un cilindro immaginario con la base di un centimetro quadrato, che si estende lungo la linea di vista dall’osservatore alla sorgente. È la grandezza con cui si esprime l’assorbimento dei raggi X, che cresce con la quantità di materia attraversata. Una relazione empirica la lega all’estinzione visuale: secondo Predehl e Schmitt (1995), un’estinzione di circa $30$ magnitudini corrisponde a una densità di colonna di circa $5\times10^{22}\,\text{cm}^{-2}$. ↩︎
Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle che nascono con almeno $20$-$25$ volte la massa del Sole. Le vediamo a uno stadio avanzato della loro evoluzione, in cui hanno ormai esaurito l’idrogeno nel nucleo e stanno espellendo violentemente i loro strati esterni sotto forma di forti venti stellari. Questo processo porta in superficie i prodotti della fusione nucleare: prima l’elio e l’azoto, poi il carbonio e l’ossigeno. ↩︎
$R$ indica il potere risolutivo dello spettrografo, cioè il rapporto $\lambda/\Delta\lambda$ fra la lunghezza d’onda osservata e la più piccola differenza di lunghezza d’onda che lo strumento riesce a distinguere. Più alto è $R$, più fini sono i dettagli dello spettro che si possono separare. Tradotto in velocità tramite l’effetto Doppler, $R \approx 26\,500$ permette di distinguere moti che differiscono di circa $11\,\text{km/s}$: un margine ampio per separare le due componenti delle righe di $\text{He\, I}$ di LBV 1806-20, che secondo Figer e colleghi distavano fra loro circa $70\,\text{km/s}$. ↩︎
Il già citato studio di Eikenberry ed altri del 2004 aggiungeva che, se quella compagna binaria esisteva, le due stelle dovevano trovarsi a meno di $450$ unità astronomiche l’una dall’altra. Alla distanza allora adottata, una separazione simile corrisponde in cielo a meno di $30$ millesimi di secondo d’arco: troppo poco perché le osservazioni di supporto all’ipotesi della binarietà, sensibili fino a circa $60$ millesimi, potessero mostrare le due stelle come oggetti distinti. ↩︎
La velocità LSR è la velocità radiale di un oggetto misurata non rispetto al Sole, ma rispetto al Local Standard of Rest (LSR), un punto ideale che si trova alla distanza del Sole dal centro galattico e percorre un’orbita circolare attorno a esso. In pratica l’LSR è definito dal moto medio delle stelle vicine al Sole. Rispetto a questo riferimento, il Sole ha un suo moto peculiare di circa $20\,\text{km/s}$ in direzione della costellazione di Ercole. La velocità LSR si ricava dalla velocità radiale eliocentrica, eliminando il contributo di questo moto. È la quantità che si confronta con la curva di rotazione galattica per ricavare le distanze cinematiche. ↩︎
Il termine inglese afterglow (“bagliore residuo”) indica l’emissione che segue un evento esplosivo, come un lampo gamma o il brillamento gigante di una magnetar. Nasce dall’onda d’urto che il materiale espulso a grande velocità produce nel gas circostante: l’urto accelera gli elettroni del gas, che emettono radiazione di sincrotrone. Il bagliore si attenua poi gradualmente nel corso di giorni, settimane o mesi. A seconda dei casi, l’afterglow si osserva nei raggi X, nella luce visibile o nelle onde radio. ↩︎
L’effetto Doppler è la variazione di lunghezza d’onda della radiazione emessa da una sorgente, dovuta al moto di quest’ultima rispetto all’osservatore: se la sorgente si avvicina le onde arrivano compresse, se si allontana arrivano allungate. È lo stesso fenomeno per cui la sirena di un’ambulanza suona più acuta quando si avvicina e più grave quando si allontana. Nella luce, ciò si traduce in uno spostamento delle righe spettrali verso il blu, per una sorgente che si avvicina, e verso il rosso, per una che si allontana. ↩︎
Questo “buco” nella distribuzione del gas era già stato discusso da Corbel et al. (1997) per spiegare perché l’assenza di assorbimento ad alte velocità non fosse un argomento valido contro la distanza lontana di W31. ↩︎
Chiamato spesso anche semplicemente 1806-20. ↩︎
Nonostante il nome, non ha nulla a che fare con la parallasse geometrica, basata sulla trigonometria e sul moto della Terra attorno al Sole. È un metodo che stima la distanza confrontando la magnitudine apparente di una stella con la sua magnitudine assoluta, dedotta dal suo tipo spettrale. ↩︎
La luminosità intrinseca è la quantità di energia che una stella irradia realmente ogni secondo, nell’intero spettro o in una determinata banda. Dipende soltanto dalle caratteristiche fisiche della stella, come la temperatura e il raggio, e non dalla distanza da cui la osserviamo. ↩︎
In astrofisica, un’isocrona è una curva teorica su un diagramma (tipicamente colore–magnitudine) che collega stelle di massa diversa ma della stessa età. Confrontando la posizione nel diagramma delle stelle osservate in un ammasso con una serie di isocrone di età diverse, si possono stimare simultaneamente l’età e la distanza dell’ammasso stesso. ↩︎
Un burst intermedio è un’esplosione di raggi X di energia intermedia tra i flare ordinari ($\sim10^{41}\,\text{erg}$) e i flare giganti ($\sim10^{46}\,\text{erg}$). Il burst del 6 agosto 2006 aveva un’energia di $\sim10^{42}\,\text{erg}$. ↩︎
In statistica, questa percentuale non indica la probabilità che il valore vero (la distanza di SGR 1806-20, che è un numero fisso, ma ignoto) si trovi all’interno dello specifico intervallo fornito dai ricercatori. Indica piuttosto l’affidabilità del metodo utilizzato per calcolarlo: se l’osservazione e l’analisi venissero ripetute molte volte (ad esempio tramite simulazioni), la procedura adottata produrrebbe un intervallo in grado di “catturare” il valore reale $9$ volte su $10$, mancandolo nel restante $10\%$ dei casi a causa delle inevitabili fluttuazioni casuali dei dati. In pratica, è una garanzia sul fatto che il “retino” gettato dagli scienziati per pescare la risposta è stato calibrato per funzionare nel $90\%$ dei casi. ↩︎
Lo spostamento angolare apparente di un oggetto celeste sul cielo, misurato in genere in millesimi di secondo d’arco all’anno ($\text{mas/anno}$). A differenza della velocità radiale, misurata tramite effetto Doppler, che ci dice quanto velocemente l’oggetto si sposta lungo la nostra linea di vista, il moto proprio ci dice quanto velocemente l’oggetto si muove perpendicolarmente alla nostra linea di vista. ↩︎
Una complessa tecnologia che corregge in tempo reale le distorsioni delle immagini astronomiche causate dalla turbolenza atmosferica, permettendo ai grandi telescopi terrestri di raggiungere risoluzioni angolari paragonabili a quelle dei telescopi spaziali. ↩︎
Se la progenitrice di SGR 1806-20 si trovava realmente al centro dell’ammasso quando esplose, la luce della supernova che generò la magnetar giunse sulla Terra in piena epoca storica (intorno al XIV secolo), ma l’elevatissima estinzione la rese invisibile a occhio nudo. ↩︎
L’ostacolo si potrebbe aggirare osservando nell’infrarosso, dove l’estinzione è molto minore. È ciò che farà JASMINE, una missione astrometrica giapponese che opererà nella banda tra $1{,}0$ e $1{,}6\,\mu\text{m}$. La sua survey principale, però, sarà concentrata sulla regione nucleare della Galassia, a una decina di gradi da LBV 1806-20, che resterà quindi fuori dal campo osservato. Una misura della sua parallasse sarebbe possibile solo con un’eventuale estensione della missione, come spesso accade quando una missione ha successo. ↩︎