La scoperta delle soft gamma repeater (SGR)

L’identificazione di una classe di fenomeni a sé stante#

Fino alla scoperta di GRB 790305b, cioè il brillamento gigante del 5 marzo 1979, ogni lampo di raggi gamma era sembrato un evento a sé stante, un breve e improvviso rilascio di energia da qualche parte nell’Universo, dovuto a un fenomeno sconosciuto ma isolato. Ma il lampo di raggi gamma (probabilmente) associato al resto di supernova N49 nella Grande Nube di Magellano era diverso dagli altri. Aveva delle caratteristiche che altri lampi non avevano:

• si ripeteva: i rivelatori Konus delle sonde sovietiche Venera avevano registrato emissioni dalla stessa sorgente anche il giorno successivo, il 6 marzo;
• i burst erano molto brevi, tipicamente dell’ordine di $0{,}1$ secondi, con salite di pochi millisecondi e profili temporali relativamente semplici;
• lo spettro era soffice rispetto ai GRB classici: gran parte dell’emissione cadeva nei raggi X duri e nei gamma a energia più bassa, con energia caratteristica intorno a $20\text{-}30\,\text{keV}$¹;
• dopo il picco iniziale seguiva una coda più soffice, nei raggi X duri, della durata di alcuni minuti, pulsata con un periodo di circa $8$ secondi.

L’evento del 5 marzo 1979 era stato annunciato da un picco iniziale brevissimo e violentissimo, il brillamento gigante, seguito da una coda più lunga, soffice e modulata.

Pochi giorni dopo, il 24, 25 e 27 marzo 1979, lo stesso esperimento Konus a bordo delle sonde Venera 11 e 12 rilevò tre emissioni di raggi gamma provenienti da un’altra sorgente, allora designata B1900+14. Lo spettro termico del primo dei tre eventi registrati aveva un andamento soft ($kT = 35\pm2\,\text{keV}$) simile a quello dei lampi del 5 marzo.

In seguito, con il progressivo sviluppo della rete satellitare dedicata all’osservazione del cielo nei raggi gamma, si accumularono sempre più osservazioni di GRB. Gli astronomi avevano ormai abbastanza materiale per cominciare a mettere in relazione eventi avvenuti anche a distanza di anni e si scoprì così che esisteva anche un’altra sorgente dotata di caratteristiche simili alle due precedenti.

Quest’altra sorgente, per una singolare ironia del caso, era in realtà una vecchia conoscenza: era il lampo osservato il 7 gennaio 1979 dall’esperimento Konus. A suo tempo era stato catalogato semplicemente come GRB 790107, uno delle centinaia di lampi gamma isolati già noti. Nessuno, nel 1979, aveva motivo di sospettare che quell’evento avesse qualcosa di speciale.

Le cose cambiarono sette anni dopo. Nel 1986, John Laros e i suoi collaboratori pubblicarono su Nature uno studio dedicato proprio a GRB 790107. Ne rilevavano lo spettro insolitamente “morbido”, lo stesso tipo di spettro già osservato negli eventi del 5 e del 24-27 marzo 1979. Il lavoro restava però cauto: gli autori scrivevano esplicitamente di non poter ancora affermare che GRB 790107 e gli altri eventi gamma “soffici” costituissero una vera classe a sé, distinta dai comuni GRB. Era del tutto possibile che fossero casi particolari all’interno della popolazione già nota². Poi, all’ultimo momento prima della pubblicazione, gli autori aggiunsero una breve nota alle bozze che avrebbe cambiato tutto: avevano appena scoperto che, nel corso del solo 1983, la sorgente si era riattivata più volte, forse più di cinquanta.

Era una scoperta enorme, perché nessun GRB ordinario si era mai ripetuto dalla stessa posizione di cielo: la scoperta implicava che quella sorgente fosse rimasta silenziosamente attiva per anni, nascosta negli archivi di dati raccolti da strumenti diversi, sparsi nel sistema solare, senza che nessuno prima di allora avesse messo insieme i singoli eventi. Cominciò così un vero e proprio rastrellamento di quegli archivi. I ricercatori confrontarono sistematicamente le liste di eventi registrati nel corso degli anni da tutta la rete internazionale di rivelatori: sonde americane come l’ICE e il Pioneer Venus Orbiter, il satellite solare SMM della NASA, la sonda sovietica Prognoz 9, con l’esperimento franco-sovietico Signe, le Venera 13 e 14. Alla fine trovarono più di una decina di eventi rilevati in coincidenza da almeno due strumenti indipendenti: un numero di gran lunga superiore a quello che ci si poteva aspettare per puro caso. Era la prova statistica, ormai inequivocabile, che si trattava sempre della stessa sorgente.

Fu proprio in questa fase, presentando i risultati preliminari a un paio di congressi internazionali nel 1986, che Laros e colleghi proposero per la prima volta, in un breve riassunto pubblicato quello stesso anno, un nome ancora provvisorio per la nuova classe di oggetti che pensavano di aver scoperto: soft gamma repeater, “ripetitori gamma soffici”, da cui la sigla SGR. Riferendosi a GRB 790107, essi scrissero: «L’energia media dei suoi fotoni di $\sim 30\,\text{keV}$, insieme al comportamento ripetitivo, ci induce a collocarlo in una nuova classe, che chiamiamo provvisoriamente soft gamma repeater (SGR)».³ Nello stesso riassunto scrissero che dei più o meno $100$ eventi attribuiti fino ad allora alla sorgente, circa $80$ si erano concentrati negli ultimi mesi del 1983. Indicarono inoltre, come probabili membri della stessa famiglia di GRB 790107, le due sorgenti di cui abbiamo già parlato: quella del 5 marzo e quella del 24-27 marzo 1979.

L’annuncio pubblico ufficiale della nuova classe di fenomeni celesti arrivò l’anno successivo, nel settembre 1987, con la pubblicazione di due articoli “gemelli”, apparsi su Astrophysical Journal Letters, firmati in gran parte dagli stessi autori (Laros et al. 1987⁴ e Atteia et al. 1987). Mettendo insieme sette anni di osservazioni dei satelliti di tutta la rete interplanetaria, i due gruppi arrivarono a contare circa cento eventi attribuibili a GRB 790107, la grande maggioranza concentrata proprio in quei mesi del 1983 già segnalati nel riassunto del 1986. Soprattutto, combinando i tempi di arrivo dei singoli lampi ai vari satelliti secondo il principio della triangolazione IPN descritto in precedenza, i due team riuscirono finalmente a restringere la posizione della sorgente a una piccola porzione di cielo in direzione del Sagittario: nessun oggetto X o gamma già noto, stazionario o transiente⁵, risultava trovarsi in quella regione. Fu così che la sorgente ricevette, dalle sue nuove coordinate celesti, il nome che porta ancora oggi: SGR 1806-20.

La sigla SGR non era solo l’acronimo di soft gamma repeater, scelta per distinguere quel tipo di lampi soffici dai comuni GRB, ma faceva anche allusione alla posizione della sorgente: Sgr è infatti l’abbreviazione ufficiale della costellazione del Sagittario stabilita dall’Unione Astronomica Internazionale.⁶

Con i due articoli del 1987, la sigla SGR smise di essere una proposta provvisoria e divenne una vera convenzione di nomenclatura. GRB 790107 fu da allora in poi SGR 1806-20. In seguito, anche GRB 790305b (il grande brillamento del 5 marzo ‘79) e GRB 790324 finirono per condividere il cambiamento di nome. Il primo divenne SGR 0526-66, il secondo SGR 1900+14.

Molte caratteristiche comuni, poche spiegazioni#

Con la definizione della classe delle soft gamma repeater era stato fatto un passo in avanti rispetto al passato. Si era capito, quanto meno, che esistevano due diversi tipi di lampi di raggi gamma. Il primo tipo erano i GRB classici: avevano solitamente spettri molto duri, durata variabile, non si ripetevano, avevano una distribuzione isotropa sul cielo e sembrava impossibile associarli a oggetti noti di qualsivoglia tipo.

Poi c’erano le SGR, che invece, almeno dal punto di vista osservativo, avevano delle caratteristiche piuttosto differenti, sulle quali si poteva lavorare per cercare di arrivare a una spiegazione plausibile. Gli elementi che emergevano dall’analisi dei dati e che distinguevano una sorgente SGR da un GRB erano numerosi:

• burst brevi: ogni singolo evento era costituito da una raffica di raggi gamma di durata molto breve, da pochi millisecondi a poche centinaia di millisecondi, con tempi di salita e discesa altrettanto rapidi;
• spettro “soffice:” l’energia dei fotoni era relativamente bassa, con picco intorno a $20\text{-}40\,\text{keV}$, descrivibile come bremsstrahlung termica⁷: uno spettro nettamente diverso da quello duro, esteso fino al $\text{MeV}$⁸, dei gamma-ray burst classici;
• ripetitività da una posizione fissa: a differenza dei GRB tipici, mai osservati ripetersi dalla stessa direzione di cielo, questi eventi si ripresentavano più volte, a distanza di secondi, giorni o anni, ed erano sempre riconducibili, per triangolazione, a una singola e ristretta regione del cielo;
• raggruppamento temporale (clustering): i burst tendevano ad addensarsi in “periodi attivi” della durata di ore, giorni o settimane, alternati a lunghi intervalli di totale silenzio che potevano durare anni;
• nessuna correlazione tra intensità e intervallo di attesa: non sembrava esserci alcuna correlazione tra l’intensità di un evento e il tempo che intercorreva prima del successivo;
• ampio intervallo dinamico di intensità: le intensità dei singoli lampi di una stessa sorgente variavano di un fattore pari a circa $30$. I lampi deboli erano molto numerosi e quelli via via più intensi sempre più rari, secondo una proporzione regolare; il loro numero seguiva una legge di potenza⁹;
• distribuzione spaziale non isotropa: mentre i GRB classici apparivano distribuiti in modo uniforme sul cielo, queste sorgenti si concentravano nei pressi del piano galattico, con un’unica eccezione verso la Grande Nube di Magellano;
• assenza di controparti in altre bande: fino a quel momento (fine anni ‘80), le ricerche di una controparte ottica, radio o X persistente non avevano dato risultati concludenti, lasciando la natura delle sorgenti aperta a più interpretazioni.

Una delle tre SGR documentate aveva però caratteristiche tali da distinguersi dalle altre due. Stiamo parlando di quella già più volte ricordata, associata al flare gigante del 5 marzo 1979. SGR 0526-66 non solo aveva avuto un brillamento enorme, ma era localizzata nei pressi di un resto di supernova. Inoltre, la periodicità di circa $8$ secondi osservata nella coda pulsante dell’evento fu interpretata da Mazets e collaboratori, nell’articolo di scoperta, come la rotazione di una stella di neutroni, eccitata da materiale strappato a una compagna in un sistema binario ad accrescimento.

Insomma, c’erano ipotesi su cui lavorare, in particolare quelle di eventi legati a stelle di neutroni. I ricercatori stentavano però a mettersi d’accordo sulle distanze, le energie e i meccanismi alla base del fenomeno delle SGR.

L’ipotesi magnetar#

Dall’introduzione della classe delle soft gamma repeater, avvenuta nel 1986-1987, fino alla formulazione di una cornice teorica in grado di tenere insieme tutti gli indizi, dovettero passare ancora degli anni. E, ancora una volta, fu SGR 0526-66, il “ripetitore gamma” scoperto il 5 marzo 1979, a fornire l’indizio decisivo.

Il problema dell’ipotesi proposta da Mazets - brillamenti dovuti ad accrescimento in un sistema binario - era la distanza. Per spiegare l’energia del flare di quel 5 marzo con la caduta di materia su una stella di neutroni, bastava collocare la sorgente a poche centinaia di parsec, ben dentro la Via Lattea. Ma la posizione della sorgente coincideva in modo troppo “sospetto” con quella del resto di supernova N49 nella Grande Nube di Magellano, per considerare il dato come una semplice coincidenza.

A circa $50\text{-}55\,\text{kpc}$ di distanza, cioè da circa centocinquanta a oltre cinquecento volte più lontano della distanza ipotizzata da Mazets e colleghi, l’energia in gioco doveva essere enormemente superiore a quella che un modello di accrescimento binario galattico poteva ragionevolmente fornire.

Fu da questa tensione che partì il lavoro di Robert Duncan e Christopher Thompson, pubblicato nel 1992 su Astrophysical Journal Letters. Si tratta del paper che introduce per la prima volta il termine magnetar: una stella di neutroni con un campo magnetico dipolare¹⁰ compreso tra $10^{14}$ e $10^{15}\,\text{G}$¹¹, da cento a mille volte più intenso di quello delle pulsar radio ordinarie. In pratica, l’oggetto stellare con il campo magnetico più potente dell’intero Universo.

Duncan e Thompson non si limitarono a postulare l’esistenza delle magnetar: proposero anche un meccanismo per generarle. Se una stella di neutroni nasce ruotando molto velocemente, con un periodo iniziale di circa un millisecondo, e nei primi secondi dopo il collasso del nucleo stellare si sviluppano al suo interno moti convettivi turbolenti, si può innescare una dinamo elicoidale¹² capace di amplificare il campo magnetico fino a livelli da cento a mille volte superiori a quelli di una pulsar radio ordinaria. Più il campo è intenso, più rapida è la frenata della rotazione¹³. Una stella di neutroni nata in questo modo perderebbe quindi gran parte della propria energia di rotazione già nelle prime ore di vita e raggiungerebbe periodi di diversi secondi in circa diecimila anni. Da quel momento i suoi lampi di raggi gamma non sarebbero più alimentati dalla rotazione, come l’emissione delle pulsar comuni, ma dall’enorme riserva di energia immagazzinata nel campo magnetico.

Nello stesso articolo, Duncan e Thompson tornarono poi su SGR 0526-66. Applicando all’età stimata del resto di supernova N49 (circa $10^4$ anni) e al periodo di $8$ secondi osservato da Mazets e colleghi nella coda del flare la formula dello spin-down di un dipolo magnetico rotante¹⁴, ricavarono per la stella di neutroni un campo magnetico dell’ordine di $6\times10^{14}\,\text{G}$. Era un valore che rientrava perfettamente nella loro definizione di magnetar.

Notarono inoltre un secondo dettaglio, forse ancora più decisivo. La posizione della sorgente del 5 marzo non coincideva con il centro di N49, ma era spostata. Se la stella era nata nell’esplosione di supernova circa diecimila anni prima, per percorrere quella distanza doveva muoversi a una velocità dell’ordine di $800\text{-}1100\,\text{km/s}$, impressa da un violento rinculo (kick) al momento della nascita. Con una spinta simile era assai improbabile che la stella fosse rimasta legata gravitazionalmente a una eventuale compagna. Tale conclusione metteva in seria difficoltà l’ipotesi della binaria ad accrescimento con cui Mazets, tredici anni prima, aveva cercato di spiegare la periodicità osservata. Nel modello della magnetar, osservavano gli autori, sia il campo intensissimo sia il forte rinculo discendevano da un’unica ipotesi: una rotazione iniziale rapidissima.

Su queste basi Duncan e Thompson arrivarono alla loro proposta più radicale: le esplosioni gamma delle sorgenti SGR non sarebbero alimentate dalla caduta di materia su una stella compatta, come nei modelli ad accrescimento, ma dall’energia immagazzinata nel campo magnetico della stella stessa. Usando le loro stesse parole: «Ipotizziamo che la loro principale firma osservativa siano lampi di raggi gamma alimentati dal loro vasto serbatoio di energia magnetica»¹⁵. Riferendosi alle soft gamma repeater conosciute fino ad allora, conclusero che vi erano prove che fossero magnetar giovani¹⁶.

Pochi mesi dopo, sempre nel 1992, l’astrofisico polacco Bohdan Paczyński pubblicò su Acta Astronomica un articolo anch’esso dedicato all’ex GRB 790305, ora SGR 0526-66. Non si trattava di una proposta del tutto indipendente da quella di Duncan e Thompson: Paczyński cita esplicitamente il loro articolo e ne riprende, arrotondandola, la stima del campo magnetico ottenuta dalla formula di spin-down ($B \approx 5\times10^{14}\,\text{G}$).

Il suo contributo originale sta però in un argomento fisico diverso e complementare: si chiese come un oggetto compatto potesse irraggiare, in modo sostenuto, la luminosità dei lampi ripetuti e della coda pulsata del 5 marzo ‘79, stimata in circa $2\times10^{42}\,\text{erg}/\text{s}$, pari a circa $10\,000$ volte il limite di Eddington¹⁷ per una stella di neutroni ordinaria¹⁸.

La sua idea era questa: in un campo magnetico così intenso, la materia della stella di neutroni diventa più trasparente del normale alla radiazione, la lascia passare più facilmente, invece di assorbirla o disperderla come farebbe in un campo magnetico meno intenso¹⁹. Grazie a questa maggiore trasparenza, la stella riesce a raggiungere una luminosità migliaia di volte superiore al limite di Eddington.

Confrontando lo spettro osservato con quello previsto per l’atmosfera di una stella fortemente magnetizzata, Paczyński stimò una temperatura efficace²⁰ di circa $17\,\text{keV}$ (quasi $200$ milioni di gradi kelvin). Da ciò, calcolò che il raggio della fotosfera della sorgente doveva essere di circa $14\,\text{km}$, sorprendentemente vicino al raggio tipico di una stella di neutroni, e che l’energia magnetica totale immagazzinata doveva essere di circa $4\times10^{46}\,\text{erg}$. Era un valore più che sufficiente ad alimentare sia l’esplosione principale del 5 marzo ($\sim10^{44}\,\text{erg}$) sia tutti i suoi echi successivi. Nella parte finale dell’articolo, discutendo il lampo iniziale fortissimo e brevissimo ($0{,}2$ secondi, con un tempo di salita inferiore al millisecondo), Paczyński avanzò persino l’idea che avrebbe potuto trattarsi di una fireball termalizzata prodotta da un brillamento magnetico a bassa profondità ottica²¹. Era un’intuizione che anticipava di qualche anno il modello della “palla di fuoco intrappolata” che diventerà centrale, anni dopo, per spiegare il flare gigante di SGR 1806-20 nel 2004.

Duncan/Thompson e Paczyński arrivarono dunque, nello stesso anno e con argomenti fisici diversi e complementari - i primi partendo dalla rotazione, il secondo dalla coerenza interna di raggio ed energia - a conclusioni dalle quali la stima del campo magnetico usciva ampiamente confermata: SGR 0526-66 doveva essere una stella di neutroni con un campo magnetico dell’ordine di $5\times10^{14}\,\text{G}$, circa cinquecento volte più intenso di quello di una pulsar radio ordinaria. Una convergenza che, per quanto ancora basata su prove indirette e su un’unica sorgente, rendeva l’ipotesi magnetar molto più solida di una semplice congettura isolata. Mancava però ancora una misura diretta, qualcosa che provasse sperimentalmente il collegamento tra SGR e magnetar.

Il primo passo nella direzione giusta arrivò l’anno dopo e riguardò SGR 1806-20, la sorgente gamma “soffice” che aveva dato il nome alla categoria: nel 1993 Shrinivas Kulkarni e Dale Frail individuarono nella stessa direzione della sorgente quello che allora fu ritenuto un resto di supernova, G10.0-0.3, offrendo per SGR 1806-20 il medesimo tipo di indizio geometrico che per SGR 0526-66 era stato l’innesco del ragionamento di Duncan e Thompson e di Paczyński: una SGR nata dal collasso di una stella massiccia, in un ambiente ancora segnato dal residuo dell’esplosione.

Altre scoperte stavano intanto contribuendo a rendere l’associazione tra SGR e stelle di neutroni sempre più forte. Il 9 ottobre 1993 il satellite giapponese ASCA captò un burst di fotoni X provenire esattamente nello stesso istante e dalla stessa posizione di un lampo di appena $28$ millisecondi registrato da BATSE²². La posizione coincideva con una sorgente X persistente appena scoperta, battezzata AX1805.7−2025. La stessa sorgente, osservata in banda radio, si rivelò essere una compatta nebulosa dallo spettro di sincrotrone²³, brillante al centro: la firma tipica di un plerione, la bolla di particelle relativistiche²⁴ che una giovane pulsar gonfia attorno a sé consumando la propria energia rotazionale²⁵. E il flusso X di quella sorgente, misurato su scale che andavano dai minuti a una settimana intera, restava sorprendentemente costante nel tempo: proprio il comportamento atteso da una stella di neutroni isolata, non da un sistema binario in accrescimento irregolare. Quella sorgente era SGR 1806-20.

Di vedere SGR 1806-20 nella luce visibile non vi era però speranza alcuna. La sorgente è sepolta in direzione del centro galattico dietro un velo di polveri e gas che assorbe circa $30$ magnitudini nella banda del visibile. È come dire che attraverso quel velo può arrivare ai nostri telescopi ottici più o meno un solo fotone ogni mille miliardi emessi dalla sorgente.

Tuttavia, pur escludendo la luce visibile, tre osservazioni indipendenti, condotte nel corso degli stessi mesi, convergevano sulla medesima conclusione: SGR 1806-20 non era più una misteriosa fonte di radiazione senza controparte, ma una sorgente X e radio reale, compatta, persistente, e, con ragionevole certezza, quella sorgente era una stella di neutroni. Mancava ancora, nel 1994, l’ingrediente che avrebbe reso tale identificazione straordinaria: nessuno sapeva ancora quale gigantesco campo magnetico si nascondesse in quella stella né che, nel giro di un decennio, sarebbe arrivata a generare il lampo più energetico mai registrato nella nostra galassia.

La conferma decisiva arrivò poi nel 1998 e questa volta non fu più un’inferenza indiretta ma una misura diretta. Chryssa Kouveliotou e colleghi osservarono SGR 1806-20 nel novembre 1996 con il satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) e scoprirono che la sua emissione X pulsava con un periodo di $7{,}47$ secondi, il periodo di rotazione della stella. Ritrovarono poi le stesse pulsazioni nei dati raccolti da ASCA nel 1993 e, in modo più incerto, nel 1995. Il confronto fra i periodi misurati dai due satelliti mostrò che la rotazione rallentava in media di circa $2{,}6\times10^{-3}$ secondi ogni anno ($2{,}6$ millisecondi). Applicando alla misura diretta la stessa formula di spin-down²⁶ che Duncan e Thompson avevano usato basandosi sull’età stimata di N49, i ricercatori ricavarono un campo magnetico intorno a $8\times10^{14}\,\text{G}$. Era un valore troppo grande per essere sostenuto da qualunque modello di accrescimento binario. Era invece pienamente coerente con la definizione di magnetar formulata sei anni prima.

Il cerchio si chiuse, in un certo senso, proprio in quelle stesse settimane. Il 15 giugno 1998, appena un mese dopo la pubblicazione dei risultati di Kouveliotou su SGR 1806-20, lo strumento BATSE a bordo del Compton Gamma-Ray Observatory registrò una serie di brevi burst gamma molli provenienti da una posizione che non corrispondeva a nessuna sorgente ripetitiva nota: era la scoperta di SGR 1627-41, la prima soft gamma repeater individuata a partire dall’ormai lontano 1979, il quarto membro di una classe che fino ad allora ne contava solo tre.

Nelle sei settimane seguenti la sorgente emise oltre un centinaio di burst, per poi tornare silenziosa per anni. Anche in questo caso, come già per SGR 0526-66 e per SGR 1806-20, la localizzazione, raffinata per triangolazione tra più satelliti, indicò la possibile coincidenza della sorgente con un giovane resto di supernova, G337.0-0.1, immerso nel complesso di formazione stellare CTB 33. Era lo stesso identikit ambientale - origine dal collasso di una stella massiccia, resto di supernova ancora fresco - che aveva già orientato il ragionamento sulle altre sorgenti della categoria. Anche qui, come già per SGR 0526-66, la velocità in gioco parlava da sola: per sfuggire al proprio luogo natale in circa $5\,000$ anni (l’età stimata del resto di supernova), SGR 1627-41 doveva muoversi a circa $1\,000\,\text{km}/\text{s}$, un valore troppo alto per mantenere un legame gravitazionale con un’eventuale compagna binaria, ma perfettamente in linea, invece, con il rinculo impresso a una stella di neutroni isolata al momento del collasso della progenitrice.

Con la scoperta di SGR 1627-41, il modello magnetar smetteva di essere l’interpretazione di un caso isolato per diventare il quadro di riferimento di un’intera famiglia di oggetti. In conclusione, le SGR erano legate effettivamente a stelle di neutroni, come Mazets e colleghi avevano intuito fin dall’inizio, ma non erano del tipo che pensavano loro. Erano stelle di neutroni isolate, il cui unico motore era il proprio immenso campo magnetico. E SGR 1806-20, con la misura diretta del suo rallentamento, era diventata la prova osservativa più solida a sostegno dell’esistenza delle magnetar.

Il brillamento gigante di SGR 1900+14#

Il 27 agosto 1998, a quasi vent’anni da quello del 5 marzo 1979, ci fu un altro brillamento gigante. Stavolta la sorgente era SGR 1900+14, la cui esplosione di attività fu osservata dai satelliti Ulisse, GGS-Wind, RXTE, BeppoSAX e, per una fortunata coincidenza, anche dalla sonda NEAR, che aveva acceso il suo rivelatore gamma pochi giorni prima, mentre era in viaggio verso l’asteroide Eros.

Kevin Hurley, in un articolo su Nature del 1999 (che aveva anche Mazets fra i coautori), ne descrisse la struttura in dettaglio. Il picco iniziale aveva un andamento complesso: non una singola impennata, ma più componenti sovrapposte, risolte fino a un livello di dettaglio minore di $4$ millisecondi. Il picco principale durò in tutto circa $1$ secondo. Alla distanza allora assunta per la sorgente, cioè $\sim7\,\text{kpc}$ in direzione del resto di supernova G42.8+0.6, la sua luminosità di picco raggiunse almeno $2\times10^{43}\,\text{erg}/\text{s}$ e un flusso di picco di almeno $3{,}4\times10^{-3}\,\text{erg}\,\text{cm}^{-2}\,\text{s}^{-1}$ sopra i $25\,\text{keV}$. Il flusso di picco e l’energia complessiva arrivata sulla Terra per unità di superficie furono i più alti mai registrati fino ad allora da una sorgente cosmica. Era un primato di flusso, non di luminosità: secondo gli stessi autori, il brillamento del 5 marzo 1979, molto più lontano, era stato circa venticinque volte più luminoso.

Dopo questo picco, il bagliore non si spense di colpo ma si affievolì gradualmente per circa $300$ secondi, seguendo un decadimento a legge di potenza con un indice di $\sim -1{,}8$: non una discesa a ritmo costante, ma una diminuzione via via più lenta, in cui l’intensità scese rapidamente nei primi istanti e poi si “adagiò” in una coda sempre più debole ma sempre più lunga, il tipo di andamento tipico di molti fenomeni esplosivi in astrofisica.

Dentro questa coda, però, l’emissione non era stata uniforme. I dati mostravano pulsazioni con un periodo di $5{,}16$ secondi: era il ritmo di rotazione della stella di neutroni all’origine del lampo, il cui fascio di radiazione tornava a puntare verso di noi a ogni giro, come la luce di un faro. Ma non si trattava di un lampeggio regolare: dentro ogni singolo periodo di $5{,}16$ secondi comparivano almeno quattro massimi e altrettanti minimi di luminosità, segno che sulla superficie della stella non c’era un’unica regione emittente ma una geometria più complessa, con più punti caldi attivi contemporaneamente. Un altro dettaglio curioso: le pulsazioni non erano presenti fin dal primo istante, ma cominciarono a manifestarsi solo circa $35$ secondi dopo il picco iniziale. Era come se la stella avesse impiegato del tempo a “riorganizzarsi” dopo la gigantesca liberazione iniziale di energia.

Un altro aspetto interessante riguarda lo spettro dell’emissione, cioè quanto fossero energetici i fotoni gamma prodotti, misurati in $\text{keV}$ e $\text{MeV}$. Fuori dal picco, durante la coda, l’energia caratteristica era di $kT \sim 30\,\text{keV}$, un valore del tutto normale per un lampo di SGR. Ma proprio al picco, mediando sulla durata di un secondo, l’energia caratteristica saliva a $kT \sim 240\,\text{keV}$, otto volte più alta. E scendendo alla risoluzione temporale più fine possibile²⁷, gli strumenti Konus misurarono addirittura $kT \sim 1{,}2\,\text{MeV}$ ($1{,}2$ milioni di elettronvolt), quaranta volte il valore di base della coda, con singoli fotoni dotati di energie fino a $2\,\text{MeV}$, già nel territorio dei raggi gamma più duri osservabili in questo tipo di fenomeni.

L’interpretazione del lampo gigante, questa volta, è già quella moderna. Scrissero Hurley e colleghi:

«Questo evento è stato probabilmente innescato da una massiccia frattura della crosta della stella di neutroni, seguita da un flusso di particelle energetiche in rotazione con il periodo della stella».²⁸

La conclusione dell’articolo si sarebbe rivelata profetica. Il brillamento del 5 marzo 1979 era stato seguito da una lunga serie di lampi minori, mentre nei sei mesi precedenti la sorgente non aveva dato alcun segno di attività. Si era quindi pensato che fosse stato un evento unico e catastrofico nella vita di una stella di neutroni e l’origine dei lampi osservati in seguito. SGR 1900+14 smentiva questa ricostruzione: i suoi lampi minori erano cominciati anni prima del brillamento gigante e nei mesi precedenti si erano fatti sempre più frequenti. Secondo gli autori, per lungo tempo la crosta della stella si era adattata agli sforzi magnetici con fratture piccole e localizzate. Il piccolo lampo che precedette il brillamento poteva esserne stato l’innesco finale. I brillamenti giganti, concludevano, potevano dunque essere «la regola, piuttosto che l’eccezione» e verificarsi in qualunque momento.²⁹ Una stessa sorgente avrebbe potuto emettere lampi giganti a distanza di decenni: solo un monitoraggio continuo delle SGR avrebbe potuto confermarlo.

SGR 1806-20: from quiescence to frenzy#

Per quasi un decennio SGR 1806-20 restò, per quanto riguarda la sua emissione di base (quella che gli astronomi chiamano emissione persistente), una sorgente X noiosamente stabile. Pur continuando a produrre lampi gamma occasionali, come quelli rilevati tra il 1997 e il 1998, il suo bagliore X di fondo, misurato tra un lampo e l’altro, variò pochissimo tra il 1993 e il 2001.

Tra il 1998 e il 1999 il satellite BeppoSAX osservò SGR 1806-20 irradiare nei raggi X, fra $2$ e $10\,\text{keV}$, circa $4{,}2\times10^{35}\,\text{erg}$ al secondo: l’equivalente di più o meno $110$ volte la luminosità del Sole, ma tutta concentrata nei raggi X. Questo valore corrispondeva alla stima della distanza di SGR 1806-20 adottata all’epoca, pari a $15\,\text{kpc}$ (circa $49\,000$ anni luce). Successivi studi rividero la distanza al ribasso, portandola a $\sim8{,}7\,\text{kpc}$ (circa $28\,400$ anni luce). In quel caso, l’energia reale irradiata sarebbe stata circa due terzi minore.

Poi qualcosa cominciò a cambiare.

Peter Woods e collaboratori, che monitorarono la sorgente col satellite RXTE per un totale di $194$ puntamenti tra il gennaio 2001 e l’aprile 2005, documentarono un cambiamento a due tempi. Il primo avvenne nel 2000, silenziosamente: il tasso di rallentamento della rotazione passò da $-1{,}48\times10^{-12}\,\text{Hz}$ al secondo, il valore medio tra il 1993 e il 2000, a $-8{,}69\times10^{-12}\,\text{Hz}$ al secondo³⁰ tra il 2001 e il 2004. In pratica sestuplicò, senza che si fosse registrato alcun aumento spettacolare dell’attività, nessuna variazione di flusso, nessuna modifica del profilo della pulsazione. Il secondo cambiamento cominciò all’inizio del 2003 e fu invece un susseguirsi di rapidi e vistosi aumenti dell’attività: lo spettro cominciò a indurirsi, il flusso a salire, i lampi gamma a moltiplicarsi.

Diego Götz e colleghi raccontarono questa fase dal punto di vista di INTEGRAL, il satellite gamma dell’ESA che sorvegliava la regione: due anni di monitoraggio, $224$ lampi brevi analizzati con l’imager IBIS/ISGRI su oltre $4\,300\,000$ secondi di esposizione. Il titolo dello studio dice tutto: from quiescence to frenzy, dalla quiescenza alla frenesia. Il momento culminante di questa fase di attività si ebbe il 5 ottobre 2004: oltre cento lampi gamma emessi nell’arco di dieci minuti, per un’energia totale di $3\times10^{42}\,\text{erg}$ a $15\,\text{kpc}$. Non sfuggì a nessuno che un episodio parossistico molto simile aveva preceduto di tre mesi il brillamento gigante di SGR 1900+14 nel 1998.

Nel frattempo XMM-Newton, che seguiva SGR 1806-20 dall’aprile 2003, vedeva il flusso in banda $2\text{-}10\,\text{keV}$ raddoppiare tra il 2003 e l’autunno 2004, con lo spettro che diventava sempre più duro. Le misure RXTE di Woods e collaboratori mostravano intanto che anche il rallentamento della rotazione aveva ripreso a crescere all’inizio del 2004, fino a raggiungere il proprio massimo³¹ verso la fine di luglio di quell’anno: cinque mesi prima del brillamento gigante che sarebbe arrivato a dicembre.

Questo è uno degli elementi più interessanti della vicenda dal punto di vista astrofisico: la magnetar non “esplose” a ciel sereno. Diede segnali per almeno un anno e mezzo.

Seguendo la sequenza in ordine cronologico: il tasso dei lampi gamma, misurato dalla rete interplanetaria IPN, toccò il suo massimo verso maggio 2004. Lo spettro X raggiunse la sua forma più “dura” (cioè con una proporzione relativamente maggiore di fotoni ad alta energia) attorno all’inizio di giugno 2004. Il rallentamento della rotazione (lo spin-down) toccò il suo valore più alto il 23 luglio 2004. La temperatura di corpo nero raggiunse il suo massimo attorno al 2 ottobre 2004, toccando $\sim0{,}8\,\text{keV}$ (circa $9{,}3$ milioni di kelvin) e superando di gran lunga il valore di $0{,}44\,\text{keV}$ (circa $5{,}1$ milioni di kelvin), misurato tempo prima dal satellite Chandra. Infine il flusso X non assorbito³² ebbe il suo picco il 18 ottobre 2004, appena due mesi e mezzo prima del grande brillamento.

In altre parole, i segnali di allarme non si accesero tutti insieme all’ultimo momento: si accesero uno dopo l’altro, come se la stella si stesse avvicinando gradualmente al cedimento finale della sua resistenza alle tensioni, superando una dopo l’altra una serie di soglie successive.