Una sorgente radio che si può risolvere#
Un evento come il lampo gamma gigante del 27 dicembre 2004 non lasciò indifferente la comunità astronomica. Iniziò subito dopo una vasta campagna di osservazioni, che cercò di cogliere l’eco del brillamento in diverse bande dello spettro. Esamineremo di seguito il risultato di queste osservazioni, a partire da quelle effettuate nelle onde radio.
Il 3 gennaio 2005, sette giorni dopo l’evento del 27 dicembre, Patrick Cameron e Shri Kulkarni puntarono le antenne del Very Large Array, la grande schiera di radiotelescopi del New Mexico, nella sua configurazione a risoluzione più alta, sulla posizione di SGR 1806-20. Vi trovarono una radiosorgente, la cui posizione coincideva con la posizione nei raggi X associata alla magnetar (Kaplan et al. 2002). Alla frequenza di $8{,}46\,\text{GHz}$ la sorgente radio era $100$ volte più luminosa di quanto lo fosse stata SGR 1900+14 al suo picco.
La radiosorgente associata con SGR 1806-20 fu catalogata come VLA J180839−202439 in uno studio di Gaensler et al. pubblicato su Nature nel 2005. Si deve, però, a uno studio di Cameron, Kulkarni ed altri, pubblicato sempre su Nature nel 2005, la definizione della posizione esatta della sorgente radio: $18^{\text{h}}08^{\text{m}}39{,}34^{\text{s}}$ di ascensione retta, $-20°24^′39{,}7^{″}$ di declinazione1, con un’incertezza di $\pm0{,}1^{''}$. In altre parole, la sorgente era stata localizzata con una precisione di un decimo di secondo d’arco: circa tre volte migliore della localizzazione a raggi X più precisa disponibile fino ad allora, ottenuta dal satellite Chandra nel 20022. Fu una precisione che si rivelò decisiva, come vedremo più avanti.
Fin dai primi giorni, l’intensità del segnale radio aveva sorpreso tutti: alla prima rilevazione a $1{,}4\,\text{GHz}$, il 3 gennaio 2005, poco meno di sette giorni dopo il lampo gigante, la luminosità spettrale isotropa di SGR 1806-20 era circa cinquecento volte superiore a quella dell’unico altro brillamento gigante di cui fosse stata rilevata un’emissione radio, quello di SGR 1900+14 nel 1998. Si organizzò in pochi giorni una campagna internazionale di osservazione, con radiotelescopi sparsi fra Stati Uniti, Australia, India, Giappone ed Europa.
Il fatto straordinario è che, a differenza del caso del 1998, questa volta la sorgente radio non restò un semplice punto luminoso. Nelle osservazioni fatte il 3 settembre 1998 con il Very Large Array a $8{,}46\,\text{GHz}$, la sorgente radio associata a SGR 1900+14 risultò non risolta. Si riuscì solo a definire un limite superiore di $0{,}8^{″}$ per il suo diametro angolare. La radiosorgente scoperta nella posizione di SGR 1806-20 aveva invece una forma ellittica, visibile e misurabile, e cresceva di settimana in settimana.
Bryan Gaensler e colleghi, osservando dal giorno 6 al giorno 19 dopo il brillamento, ne descrissero il comportamento con quattro proprietà:
- si espandeva a velocità costante, senza rallentare: circa un quarto della velocità della luce, cioè $0{,}27\,c$ alla distanza di $15\,\text{kpc}$ allora assunta per la magnetar. Come vedremo più avanti, se l’espansione avveniva da un solo lato, il bordo che si allontanava doveva viaggiare molto più in fretta;
- la sua luce era polarizzata linearmente, la firma tipica della radiazione di sincrotrone, cioè della luce emessa da elettroni che si muovono a velocità relativistiche dentro un campo magnetico;
- il suo spettro seguiva una legge di potenza, con un andamento tipico degli shock (i fronti d’urto) più intensi conosciuti in astrofisica;
- il segnale crollò all’improvviso in tutte le frequenze osservate, a partire dal giorno $8{,}8$ dopo il brillamento: nel giro di pochi giorni si era ridotto a una piccola frazione del suo valore massimo.
Da queste proprietà si poté stimare l’energia minima racchiusa nella nebulosa, applicando un ragionamento classico in astrofisica chiamato argomento di equipartizione: si assume che l’energia della nube sia divisa in parti uguali tra il campo magnetico e le particelle relativistiche che le danno luce e da questo bilancio si ricava il valore più basso possibile compatibile con la luminosità osservata. Il risultato fu di $4\times10^{43}\,\text{erg}$ in campi magnetici e particelle relativistiche, con un campo magnetico minimo di circa $0{,}02\,\text{gauss}$.
Qui cominciò però una delle discussioni più fertili di tutta la vicenda. Quel valore, $4\times10^{43}\,\text{erg}$, era molto più grande di quanto ci si sarebbe aspettato da una nube fatta solo di coppie elettrone-positrone, le particelle di materia e antimateria che si formano più facilmente vicino a una magnetar e che per la maggior parte si annichilano prima di allontanarsi dalla stella. Se la nebulosa radio aveva davvero l’energia stimata dal gruppo di Gaensler, qualcosa di più pesante doveva essere stato espulso dalla magnetar insieme a quelle coppie.
Quel qualcosa non poteva essere altro che materia ordinaria - barioni3, le particelle di cui siamo fatti noi stessi - strappata dalla superficie della stella di neutroni dalla spaventosa liberazione di energia avvenuta nella magnetosfera di SGR 1806-20; materia scagliata via a una frazione considerevole della velocità della luce.
Palmer e colleghi, nello stesso periodo, avevano fatto indipendentemente un calcolo opposto: se un’energia enorme, dell’ordine di $10^{46}\,\text{erg}$, viene liberata in modo pressoché uniforme in un volume relativamente piccolo come quello della regione di riconnessione magnetica della magnetosfera, gli strati più superficiali della crosta stellare, quelli meno densi, non restano più legati dalla gravità della magnetar e possono essere espulsi. Il calcolo portò a una massa di circa $10^{24}$ grammi, un miliardo di miliardi di tonnellate4, espulsa a velocità relativistica.
Lo scontro col mezzo interstellare: decelerazione ed illuminazione#
Joseph Gelfand e colleghi continuarono il monitoraggio radio fino al giorno $63$ dopo il brillamento e osservarono qualcosa di inatteso. Dopo il crollo iniziale del giorno $9$, dal giorno $15$ la curva di luce cominciò a discostarsi dal semplice declino osservato fino allora; dal giorno $25$ il flusso tornò a salire per circa otto giorni; dal giorno $33$ riprese a scendere, ma più lentamente di prima.
L’interpretazione richiama quella classica dei resti di supernova, qui compressa in poche settimane invece che in millenni: è il momento in cui il materiale espulso ha spazzato via abbastanza gas interstellare da cominciare a decelerare, passando da un’espansione libera a un’espansione frenata dall’attrito con l’ambiente circostante. È questo attrito che genera l’aumento della luminosità osservato a partire dal giorno $25$. Dalla forma della curva di luce, Gelfand e collaboratori ricavarono un tempo di decelerazione di circa $46$ giorni e, dalle proprietà della risalita del flusso, due limiti importanti: la massa dell’onda d’urto iniziale doveva essere maggiore di $3\times10^{24}$ grammi, dominata da materia ordinaria, e la sua energia cinetica iniziale doveva superare $3\times10^{44}\,\text{erg}$, per una velocità di espulsione pari a circa $0{,}7$ volte quella della luce (valori calcolati considerando, come sopra, una distanza di $15\,\text{kpc}$). Siamo lontani dai numeri delle supernove, ma si trattò comunque di un rilascio di energia fenomenale.
Gli autori aggiunsero, con un certo understatement, che, se quel materiale proveniva davvero dalla magnetar, l’evento avrebbe dovuto produrre anche un lampo di neutrini ad altissima energia, più brillante di quello atteso da qualsiasi altra sorgente astrofisica conosciuta. Quel lampo, però, non fu mai registrato: il rivelatore antartico AMANDA-II cercò specificamente un segnale coincidente con il flare del 27 dicembre senza trovarne traccia e poté solo fissare un limite superiore al flusso. Non si trattò di una prova contraria: per la posizione della sorgente nel cielo australe, la sensibilità ai neutrini del rivelatore era ridotta di un ordine di grandezza, abbastanza da rendere invisibile il segnale previsto anche se fosse stato davvero emesso. Se quei neutrini abbiano mai raggiunto la Terra, e in quale quantità, resta perciò una questione aperta.
Il centroide che si sposta#
Gaensler e colleghi avevano osservato che la nebulosa cresceva e ne avevano descritto le proprietà: polarizzazione, spettro a legge di potenza e crollo improvviso. Lo studio aveva letto la nuova illuminazione del giorno 25 come il segno della decelerazione contro il mezzo interstellare. Nessuno di questi dati, da solo, diceva però se l’esplosione fosse stata simmetrica oppure no. Il dato mancante lo fornì un lavoro pubblicato a novembre 2005 che comprendeva tra gli autori diversi ricercatori che si erano occupati di SGR 1806-20 nel corso degli anni: Greg Taylor, Joseph Gelfand, Bryan Gaensler e Chryssa Kouveliotou. Lo studio riportava osservazioni radio estese fino al giorno $81$ dopo il brillamento. I dati mostravano che non solo la nebulosa cresceva, ma il suo centro di luminosità si spostava.
In settanta giorni il centroide5 si spostò di una distanza angolare che, tradotta in velocità, corrispondeva a $0{,}26\,c$, poco più di un quarto della velocità della luce alla distanza allora assunta di $15\,\text{kpc}$. Poiché questa velocità di spostamento del centroide era circa la metà della velocità di crescita del bordo esterno della nebulosa, la geometria divenne chiara: il deflusso di materia era prevalentemente unilaterale. Dalla superficie di SGR 1806-20 non era partita un’esplosione sferica e simmetrica, ma un violento getto di materia, espulso da un solo lato della stella.
La tabella seguente mostra l’espansione6 della nebulosa, misurata da Taylor e colleghi; le dimensioni angolari, espresse in millesimi di secondo d’arco ($\text{mas}$) sono misure dirette e non dipendono dalla distanza assunta, le velocità sì. Le velocità della tabella presuppongono un deflusso unilaterale e misurano la crescita della dimensione maggiore: per questo sono più alte di quella stimata da Gaensler e colleghi.
| Giorno dal brillamento | Dimensione (mas) | Velocità angolare | Frazione della velocità della luce a $15\,\text{kpc}$ |
|---|---|---|---|
| $6{,}9$ | $\sim57$ | $8{,}3 \pm 0{,}9\,\text{mas/giorno}$ | $0{,}72 \pm 0{,}10$ |
| $7 \to 30$ | $57 \to 260$ | $9{,}0 \pm 1{,}6\,\text{mas/giorno}$ | $0{,}78 \pm 0{,}14$ |
| $30 \to 81$ | $260 \to 322$ | $1{,}0 \pm 2\,\text{mas/giorno}$ | $< 0{,}4$ |
Anche la luce polarizzata era coerente con un simile sviluppo, con la percentuale di polarizzazione che cresceva e calava nel tempo mentre il suo angolo ruotava rapidamente: un comportamento in linea con un campo magnetico allineato lungo la direzione di fuga, esattamente come ci si attende dietro un fronte d’urto in movimento.
Che cosa significhi un deflusso unilaterale resta una domanda aperta, con due risposte possibili, entrambe interessanti: o la riconfigurazione magnetica catastrofica che causò il brillamento fu relativamente localizzata, un evento su una porzione di superficie e non un rivolgimento globale della stella, oppure fu globale ma il materiale espulso era distribuito in modo asimmetrico. Non lo sappiamo ancora e forse non lo sapremo mai.
La ricerca nell’infrarosso: un puntino sfuggente, ma variabile#
Mentre la nebulosa radio si espandeva, mostrando l’evoluzione appena descritta, un’altra squadra di astronomi lavorava in parallelo su un fronte diverso: la ricerca della controparte infrarossa della magnetar.
Trovarla nell’infrarosso sembrerebbe più facile che trovarla nei raggi gamma7. Non è così. Quel punto di cielo giace sul piano della Galassia, a una decina di gradi di longitudine dal centro galattico, sepolto sotto una polvere che oscura la luce visibile di una trentina di magnitudini. Per di più, il campo infrarosso è così affollato di stelle che imbattersi per caso in una di esse dentro il piccolo cerchio d’incertezza non è affatto improbabile. A complicare le cose, a soli dodici secondi d’arco di distanza brilla una stella smisuratamente più luminosa, capace di produrre riflessi fantasma negli strumenti puntati su quello spicchio di cielo. È la già più volte citata LBV 1806-20, una variabile luminosa blu la cui luce è quasi $28\,000$ volte più intensa di quella di SGR 1806-20 in stato di quiescenza8.
La chiave, quindi, non poteva essere la posizione sul cielo: doveva essere la variabilità. Se la controparte infrarossa esisteva davvero, doveva accendersi quando la magnetar si accendeva e spegnersi quando si spegneva.
Due gruppi arrivarono alla stessa risposta per strade indipendenti, entrambi grazie all’uso di ottiche adattive, una complessa tecnologia che corregge in tempo reale le distorsioni introdotte dall’atmosfera terrestre, consentendo ai telescopi da terra di vedere quasi come se fossero nello spazio.
Usando il telescopio Subaru sia con ottiche adattive sia senza, George Kosugi e colleghi confrontarono immagini scattate nel 2002, quando la sorgente era tranquilla, con altre del 2004, quando si trovava in piena agitazione. Di tutte le stelle del campo, una sola mostrò un chiaro aumento di luminosità, più del doppio, mentre tutte le altre restarono costanti entro gli errori di misura. La probabilità che una stella qualsiasi risulti variabile per puro caso in quella misura è bassissima, meno di quattro su mille, e proprio nello stesso periodo anche il flusso di raggi X persistente della magnetar era raddoppiato.
Gian Luca Israel e colleghi, nel frattempo, avevano monitorato lo stesso campo per tutto il 2004 con la camera a ottica adattiva del Very Large Telescope in Cile, ottenendo immagini di qualità ancora superiore. Anche loro trovarono un solo oggetto variabile: la sua luminosità nell’infrarosso quasi raddoppiò tra giugno e ottobre, mentre la luminosità di due stelle vicine, a meno di un quarto di secondo d’arco di distanza, rimaneva invariata.
Il confronto che chiude il ragionamento sta nei numeri. Negli stessi mesi in cui la sorgente infrarossa raddoppiava, anche il flusso di raggi X misurato da due satelliti diversi cresceva quasi della stessa quantità, quasi il doppio in entrambe le bande osservate. Non era una coincidenza: l’infrarosso e i raggi X variavano insieme, allo stesso ritmo. E quando il 3 gennaio 2005 arrivò quella posizione radio precisissima misurata dal VLA, cadde esattamente su quell’oggetto.
SGR 1806-20 divenne così una delle pochissime magnetar, cinque secondo una rassegna del 2008, con una controparte identificata con sicurezza fuori dai raggi X. Che cosa produca quella luce infrarossa resta però un problema aperto: potrebbe essere emissione proveniente dalla magnetosfera della stella oppure il residuo di un disco di polvere riscaldato da lampi ad alta energia. Nel caso di SGR 1806-20 il flusso X supera quello infrarosso di qualche migliaio di volte, il che basta a escludere che si tratti di una stella normale, ma non a scegliere fra le due ipotesi.
Per completezza d’informazione, occorre riportare un dettaglio che nessuno ha ancora spiegato del tutto: anche un paio di sorgenti vicine alla controparte infrarossa della magnetar mostrarono un lieve aumento di luminosità. Kosugi ipotizzò che i fotoni ad alta energia di SGR 1806-20 avessero sublimato la polvere circostante oppure illuminato uno sfondo di stelle non risolte singolarmente.
SGR 1806-20 scrutata dall’occhio a raggi X di Chandra#
L'8 febbraio 2005, quarantatré giorni dopo il brillamento, il telescopio spaziale Chandra, il più potente osservatorio per i raggi X, puntò SGR 1806-20 per $30\,000$ secondi, circa otto ore, con una modalità di osservazione pensata apposta per seguire rapide variazioni nel tempo delle emissioni della sorgente. Fu la prima osservazione a raggi X ad alta risoluzione dopo l’evento. Nanda Rea e colleghi ne ricavarono tre risultati controintuitivi.
Il primo riguardava lo spettro: si era ammorbidito in modo significativo rispetto a prima del brillamento, cioè conteneva relativamente più fotoni a bassa energia. L’indice fotonico9 era passato infatti da circa $1{,}2\,\text{-}\,1{,}6$ delle osservazioni pre-flare a circa $1{,}8$ dopo. Fu un cambiamento controintuitivo, perché sarebbe stato lecito attendersi, in linea di principio, che un evento capace di rilasciare un’energia così enorme avesse lasciato la sorgente più “dura”, non più “morbida”.
Il secondo riguardò il flusso X: invece di risultare aumentato dopo il brillamento del 27 dicembre, come era naturale attendersi dopo un fenomeno di tale portata, il flusso appariva diminuito di circa un quinto rispetto a tre mesi prima del brillamento. L’esplosione non aveva lasciato la magnetar più luminosa, ma meno.
Il terzo riguardò la frazione pulsata, cioè la percentuale di emissione X che varia al ritmo della rotazione stellare: era crollata da circa un decimo a un trentesimo e, nel frattempo, il profilo di pulsazione era passato da una forma quasi sinusoidale a una forma a doppio picco10.
L’interpretazione più naturale del comportamento della SGR rivelato dalle osservazioni di Chandra è quella di un progressivo “srotolamento” della magnetosfera. Prima del brillamento, le linee di campo magnetico esterne alla stella dovevano aver accumulato tensione, attorcigliandosi in modo sempre più stretto: ciò spiegherebbe lo spettro più duro, il flusso più alto e l’attività di lampi osservata in quel periodo. Dopo il brillamento, invece, la violenta scarica di energia semplificò la geometria del campo magnetico, indirizzando i tre valori osservati da Chandra - l’indice fotonico, il flusso X e la frazione pulsata - nella direzione opposta, quella di un rilassamento, forse ancora in corso.
Il confronto con SGR 1900+14 fu illuminante proprio in virtù delle differenze: nonostante il brillamento del 2004 fosse stato cento volte più energetico, il declino del flusso X di SGR 1806-20 fu molto più rapido. Rea e colleghi ne trassero una conclusione che andava oltre il singolo evento: la velocità con cui una magnetosfera si riassesta dopo un brillamento gigante non dipende dall’energia rilasciata nel brillamento stesso. In SGR 1900+14 il flusso X era rimasto elevato per circa quaranta giorni dopo l’evento del 1998 prima di calare e il profilo di pulsazione non era più tornato alla forma precedente, un segno forse di un riassetto permanente della magnetosfera. In SGR 1806-20 il flusso era invece già sceso sotto il livello pre-flare entro un mese e il profilo di pulsazione era comunque cambiato, da singolo a doppio picco. Per gli autori, la rapidità del calo del flusso X era la prova più diretta di uno srotolamento veloce e sostanzioso delle linee di campo esterne.
Due anni dopo: le osservazioni X di Suzaku#
Nel settembre 2006 Paolo Esposito e colleghi ottennero la prima osservazione della sorgente con il satellite giapponese Suzaku, insieme a osservazioni simultanee di altri due satelliti, XMM-Newton e INTEGRAL. Il quadro era quello di una stella di neutroni tornata quasi al punto di partenza: flusso vicino al livello precedente al brillamento, spettro relativamente morbido e una luminosità di circa $5\times10^{35}\,\text{erg/s}$ fra $2$ e $10\,\text{keV}$, alla distanza di $15\,\text{kpc}$ assunta dagli autori.
Concentriamoci per un attimo su questo dato: $5\times10^{35}\,\text{erg/s}$ in stato di quiescenza. Si tratta di una luminosità circa $130$ volte maggiore di quella del Sole. Ed è qualcosa di impressionante, se si guarda al flusso per unità di superficie. Il raggio di una stella di neutroni è intorno ai $10\,\text{km}$, contro i $696\,000\,\text{km}$ del raggio solare. La superficie emittente di una magnetar è quindi qualche miliardo di volte più piccola di quella del Sole. Per compensare questo svantaggio ed emettere comunque $130$ volte la luminosità solare, ogni centimetro quadrato della sua crosta deve irraggiare un flusso immensamente più alto di quello della superficie del Sole, centinaia di miliardi di volte più alto, per giunta concentrato quasi tutto nei raggi X, non distribuito su tutto lo spettro come nel caso della radiazione solare. È uno dei motivi per cui si parla delle magnetar come dei più estremi tra gli oggetti estremi: la fisica in gioco, fatta di campi magnetici da milioni di miliardi di gauss, che deformano una crosta stellare fino a dieci miliardi di volte più resistente dell’acciaio e la riscaldano a milioni di gradi, non ha equivalenti altrove.
Ma torniamo alle osservazioni in banda X di SGR 1806-20. Dal 2003, Esposito e colleghi seguivano SGR 1806-20 con un programma di monitoraggio a raggi X a lungo termine condotto con il satellite XMM-Newton, che nelle tre osservazioni successive al brillamento aveva registrato un calo regolare del flusso. L’osservazione di settembre 2006 ruppe questa tendenza: XMM-Newton misurò un livello di raggi X superiore del $5\%$ rispetto a cinque mesi prima. Suzaku, che osservava la sorgente per la prima volta proprio in quei giorni, misurò un flusso pienamente compatibile con quello rilevato in contemporanea da XMM-Newton: una conferma indipendente, sullo stesso periodo, dell’aumento del $5\%$ registrato da XMM-Newton.
Era un aumento piccolo, ma statisticamente significativo: un’increspatura che indusse Esposito e colleghi a chiedersi se fosse una semplice oscillazione attorno a un valore di equilibrio oppure l’inizio di un nuovo accumulo di torsione magnetosferica, simile a quello che aveva preceduto il brillamento del dicembre 2004. Il numero relativamente alto di lampi registrati durante quelle stesse osservazioni sembrava essere un ulteriore indizio in questo senso, anche se non ancora risolutivo. L’indizio più forte arrivò solo in seguito, con la segnalazione di un lampo particolarmente brillante nei mesi successivi. Anche INTEGRAL, che osservò la sorgente alle energie più alte in due lunghe campagne fra la fine del 2006 e l’inizio del 2007, misurò un’emissione a raggi X duri coerente con quella rilevata da Suzaku: una conferma indipendente che la stella era tornata attiva anche in quella banda.
Il quadro a lungo termine#
La risposta a quell’interrogativo - se SGR 1806-20 si stesse “ricaricando” in vista di un nuovo brillamento gigante - arrivò solo anni dopo, quando fu possibile ricostruire il quadro dell’evoluzione della sorgente su una scala temporale molto più lunga. Nel 2015-2016 George Younes e colleghi osservarono SGR 1806-20 con il telescopio spaziale NuSTAR, sempre nei raggi X, in cinque occasioni distinte, a oltre undici anni dall’evento del 2004. Non trovarono alcuna variabilità significativa tra le cinque osservazioni: la stella aveva raggiunto un livello di flusso X stabile, con ogni probabilità il suo nuovo stato di quiescenza. Quel livello risultava circa la metà del valore medio misurato prima del brillamento, fra il 1993 e il 2003, un comportamento osservato anche in SGR 1900+14. Gli autori notarono inoltre che, dal 2009, la sorgente era rimasta silenziosa: non a caso il loro studio si intitola «The Sleeping Monster», il mostro addormentato. Coerentemente, nei dati NuSTAR non comparve alcun lampo X. A giudicare da questo lungo periodo di quiete, l’aumento di flusso registrato nel settembre 2006 fu dunque, con il senno di poi, la semplice oscillazione ipotizzata come prima possibilità da Esposito e colleghi, non l’inizio di un nuovo accumulo di torsione magnetosferica.
Nel 2018 Francesco Coti Zelati e altri autori inserirono SGR 1806-20 nel primo studio sistematico di tutti gli outburst di magnetar mai osservati: una rianalisi di circa $1100$ osservazioni a raggi X. Questi sono i parametri adottati per la nostra magnetar:
| Parametro | Valore |
|---|---|
| Distanza adottata | $8{,}7\,\text{kpc}$ |
| Periodo di rotazione | $7{,}55\,\text{s}$ |
| Tasso di rallentamento | $76{,}95\times10^{-11}\,\text{s/s}$ |
| Campo dipolare ai poli | $4{,}9\times10^{15}\,\text{G}$ (il più alto dell’intero campione) |
| Perdita di energia rotazionale11 | $7{,}0\times10^{34}\,\text{erg/s}$ |
| Età caratteristica | $\sim155$ anni |
| Luminosità in quiescenza (2011) | $(8{,}2 \pm 0{,}3)\times10^{34}\,\text{erg/s}$ |
| Luminosità al picco dell’outburst (ott. 2004, prima del brillamento) | $(3{,}6 \pm 0{,}1)\times10^{35}\,\text{erg/s}$ |
| Tempo di decadimento dell’outburst | $\sim370$ giorni |
L’età caratteristica di poco più di un secolo e mezzo non va presa come un’età reale della stella: è un artefatto del suo rallentamento anomalo e irregolare. Ma dice quanto SGR 1806-20 resti un caso estremo anche in una classe di oggetti già estremi di per sé.
Nel 2014 Daniele Viganò e colleghi analizzarono due osservazioni d’archivio della sorgente ottenute alla massima risoluzione angolare disponibile su Chandra, per cercare un’eventuale emissione X diffusa su piccola scala attorno alla magnetar: una del 2005, appena $116$ giorni dopo il brillamento, e una del 2013, in piena quiescenza. Non trovarono alcun eccesso significativo: nei raggi X, SGR 1806-20 resta un punto. La spettacolare nebulosa descritta più sopra è esistita solo nelle onde radio e solo per pochi mesi.
Infine IXPE, il primo telescopio dedicato alla misura della polarizzazione dei raggi X, in orbita dal dicembre 2021, ha osservato la sorgente per circa undici giorni complessivi. La sfortuna volle che l’osservazione cadesse in un periodo di flusso particolarmente basso per la stella e di forte disturbo solare, sicché il segnale misurato non fu abbastanza significativo per una conclusione solida. Resta un valore marginale di polarizzazione, intorno al $30\%$, in una delle bande di energia osservate, con limiti superiori più larghi nelle bande vicine. Per confronto, sulla magnetar più brillante conosciuta, 4U 0142+61, IXPE ha misurato un grado di polarizzazione del $41\pm7\%$ nella banda $5{,}5\text{-}8\,\text{keV}$. Per altre sorgenti della stessa classe si arriva addirittura all’$80\%$: valori mai osservati in nessun altro tipo di sorgente astronomica e una prova indipendente, che non passa dalla misura della rotazione e del suo rallentamento, che le magnetar ospitano davvero campi magnetici ultra-intensi12.
L’ascensione retta e la declinazione sono le due coordinate con cui si indica la posizione di un oggetto sulla sfera celeste, in modo simile a longitudine e latitudine sulla Terra. La declinazione misura in gradi la distanza angolare dall’equatore celeste, positiva verso nord e negativa verso sud: con circa $-20°$, SGR 1806-20 si trova nell’emisfero celeste australe. L’ascensione retta si misura lungo l’equatore celeste, verso est, a partire dal punto vernale, cioè il punto in cui il Sole attraversa l’equatore celeste all’equinozio di marzo. Si esprime in ore, minuti e secondi, perché in $24$ ore la sfera celeste compie in apparenza un giro completo: un’ora di ascensione retta vale quindi $15°$. Per questo un secondo di ascensione retta ($^{\text{s}}$) non va confuso con un secondo d’arco ($''$): sull’equatore celeste il primo vale $15''$. ↩︎
Kaplan e colleghi indicarono per la posizione di Chandra un’incertezza di $0{,}3^{″}$. I cerchi d’errore nelle figure di Kosugi e colleghi riportate più avanti sono più ampi, $0{,}77^{″}$ per la posizione X e $0{,}41^{″}$ per quella radio, perché corrispondono a un livello di confidenza del $99$ per cento e includono l’incertezza con cui le due posizioni furono riportate sulle immagini infrarosse. ↩︎
Prima del brillamento, quella materia era crosta solida della stella di neutroni: non protoni e neutroni liberi, ma nuclei atomici interi, per lo più ferro vicino alla superficie e nuclei via via più ricchi di neutroni in profondità. Un calcolo pubblicato nel 2024 da Jakub Cehula, Todd Thompson e Brian Metzger indica però che l’onda d’urto del brillamento riscaldò la maggior parte degli strati di crosta espulsi a temperature così alte da dissociarli quasi completamente in protoni e neutroni liberi. ↩︎
Per avere un termine di paragone, la massa di una magnetar come SGR 1806-20 è di circa $1{,}4$ masse solari: $10^{24}\,\text{g}$ rappresentano una frazione minuscola di quella massa, appena una parte su $2{,}8$ miliardi. Ma, se per la stella di neutroni si trattò appena di un graffio, un miliardo di miliardi di tonnellate resta comunque una quantità di materia enorme in termini umani: equivale a circa un tredicesimo dell’intera massa di Plutone. ↩︎
Il centroide è il punto che rappresenta la posizione media di una distribuzione di massa, di luminosità o, più in generale, di una grandezza fisica estesa su una regione, pesata secondo la distribuzione stessa. Per un insieme di punti materiali è la media delle loro posizioni, pesata per la massa di ciascuno; per una sorgente estesa di radiazione, come una nebulosa o un’immagine radio, è il punto pesato dalla brillanza in ogni sua parte, l’equivalente del baricentro applicato alla luce anziché alla massa. Quando si parla del centroide della nebulosa radio che si sposta, si intende proprio questo: non un singolo punto fisico che si muove nello spazio, ma la posizione media pesata per la brillanza dell’intera sorgente estesa, che si sposta perché la distribuzione della radiazione al suo interno cambia nel tempo, per esempio perché il deflusso è asimmetrico o unilaterale. ↩︎
Un’analisi indipendente dei primi giorni successivi al brillamento, basata su un campione di dati più limitato, non aveva rilevato l’espansione della nebulosa radio. ↩︎
La localizzazione nei soli raggi gamma si otteneva per triangolazione dei tempi di arrivo di un burst fra più satelliti distanti (quelli che formavano l’Interplanetary Network di cui si è parlato nel capitolo 1). Era un metodo indiretto e per anni poco preciso. Nel 1987 Atteia e colleghi restrinsero la posizione della sorgente a un’ellisse di $430\,\text{arcmin}^2$; nel 1999 Hurley e colleghi, con burst più recenti, arrivarono a $230\,\text{arcsec}^2$, l’ellisse più piccola ottenuta fino ad allora per un burst. Erano comunque valori molto lontani dalla precisione di un’immagine X o ottica. ↩︎
La temperatura superficiale di LBV 1806-20 è stimata fra $18\,000$ e $32\,000\,\text{K}$ (Eikenberry et al. 2004). La sua luminosità bolometrica è diversi milioni di volte quella del Sole. Un corpo così caldo irraggia però il grosso della propria energia nell’ultravioletto e nel visibile, non nel vicino infrarosso: a $2{,}2\,\mu\text{m}$, la lunghezza d’onda della banda $K$, ci si trova già ben oltre il picco di emissione, dove il flusso decresce rapidamente. Solo una piccola frazione della luminosità totale della stella emerge dunque a queste lunghezze d’onda: ecco perché il divario osservato con la debole controparte infrarossa della magnetar, per quanto enorme, resta molto più contenuto di quanto sarebbe un confronto fra le rispettive luminosità bolometriche. ↩︎
L’indice fotonico è l’esponente $\Gamma$ che descrive, in una legge di potenza, come il numero di fotoni emessi da una sorgente diminuisca al crescere della loro energia: $N(E) \propto E^{-\Gamma}$. Più l’indice è alto, più lo spettro è “morbido”, cioè relativamente ricco di fotoni a bassa energia rispetto a quelli ad alta energia; più è basso, più lo spettro è “duro”. ↩︎
Il profilo di pulsazione è la curva che si ottiene riportando la luminosità della stella in funzione della fase di rotazione: prima del brillamento mostrava una sola gobba per ogni giro, quasi sinusoidale, dopo ne mostrava due. Il cambiamento suggerisce che la geometria delle regioni emittenti sulla stella o nella sua magnetosfera si fosse riorganizzata: prima solo una regione attraversava la linea di vista una volta per rotazione, dopo il brillamento diventarono visibili due regioni distinte (oppure due direzioni di emissione della stessa regione) a ogni giro. ↩︎
La perdita di energia rotazionale di SGR 1806-20, stimata in $7{,}0\times10^{34}\,\text{erg/s}$, è minore sia della luminosità in quiescenza, pari a $(8{,}2 \pm 0{,}3)\times10^{34}\,\text{erg/s}$, sia, di gran lunga, della luminosità al picco dell’outburst: $(3{,}6 \pm 0{,}1)\times10^{35}\,\text{erg/s}$. In una pulsar ordinaria l’emissione osservata è alimentata proprio da questa energia rotazionale; in una magnetar, l’energia rotazionale persa per frenata non basta a spiegare l’emissione X osservata, tanto meno quella dei brillamenti. Il surplus deve venire da un’altra riserva di energia: il decadimento del campo magnetico interno, non dipolare e molto più intenso di quello superficiale. Questa discrepanza energetica, insieme al rallentamento misurato nel 1998, che con la stessa formula usata per le pulsar implica un campo dipolare di quasi $10^{15}\,\text{G}$, confermò a posteriori il modello della magnetar proposto da Duncan e Thompson nel 1992, quando queste grandezze non erano ancora state misurate. Ed è uno dei motivi per cui le magnetar sono state riconosciute come una classe a sé di stelle di neutroni. ↩︎
La polarizzazione osservata non dipende solo dall’esistenza della birifrangenza del vuoto, ma dal fatto che questa domini sulla birifrangenza prodotta dal plasma della magnetosfera. Un fotone nato vicino alla superficie attraversa regioni dove la direzione del campo cambia continuamente, perché la magnetosfera è attorcigliata: se fosse solo il plasma a governare la propagazione, quella rotazione tenderebbe a rimescolare la sua polarizzazione lungo il cammino. Quando invece il campo è abbastanza vicino o superiore alla soglia $B_\text{QED}$, la birifrangenza del vuoto prende il sopravvento e costringe ogni fotone a seguire la direzione locale del campo in modo adiabatico, cioè con un adattamento continuo alle costanti variazioni di direzione delle linee di campo e non con salti improvvisi fra un modo di polarizzazione e l’altro: la sua polarizzazione resta così coerente con il campo lungo tutto il cammino, fino all’osservatore. Un grado di polarizzazione elevato non è dunque un semplice sottoprodotto di un campo forte: è la firma diretta del fatto che quel campo abbia superato la soglia critica alla quale il vuoto smette di comportarsi come vuoto. Per questo, un valore come l’$80\%$ misurato in altre magnetar equivale a una misura indipendente dell’intensità del campo, che non si appoggia né al calcolo dedotto dal rallentamento della rotazione né a nessun modello dell’interno della stella. ↩︎