Raggi X e Raggi γ dalle
Stelle
Enrico Virgilli
Attività di Stage
Nel laboratorio di Astrofisica
Dipartimento di Fisica
Università di Ferrara
Circa 70 anni fa lo scenario cambia improvvisamente e si
scopre che esiste una Astronomia non ottica !!!
1933: astronomia radio
1962: astronomia X
1964: astronomia microonde
Perché così tardi ?
1 - Molte bande sono schermate dall’atmosfera
2 - Non se ne sospettava l’esistenza (le prime sorgenti
invisibili a occhio nudo sono state scoperte per caso)
3 - Problemi osservativi
Assorbimento atmosferico
Onde radio e
Microonde
A 350-400 km di altezza
c’e’ la “ionosfera” prodotta
dagli UV del sole che
interagiscono con gli atomi
L’ infrarosso:
apparecchi di
visione notturna
La “luce visibile”
300 – 800 nm
Ultravioletti:
UVA, UVB, UVC.
Il sole emette UVA
e UVB ma
l’assorbimento
atmosferico lascia
passare
solo gli UVA.
Ma concentriamoci sull’ultima e piu’ energetica
porzione dello
Spettro elettromagnetico.
Quella che compete ai raggi X e Gamma
Raggi X:
Gamma (γ):
Astronomia X e γ: INTEGRAL
JEM-X immagini e spettri 3– 30 keV
ISGRI imamagini: 15 keV – 10 MeV
SPI spettrometro: 20 keV – 8 MeV
OMC: telescpio ottico
L’Astrofisica delle alte energie (raggi X e γ)
deve essere fatta da satellite.
DOMANDA: PERCHE?
La seconda sorgente X scoperta
(Scorpius X-1) fu rivelata nel 1962
da un team guidato da Riccardo Giacconi.
DOMANDA: PERCHE’ LA SECONDA?
Sono richieste strumentazioni diverse da quelle
utilizzate per l’Astrofisica delle basse energie
Le missioni X e γ presenti e passate
Sorgenti X scoperte fino ad oggi
1960
0 ( o 1 se contiamo il Sole)
1962
1 sorgente (esperimento Rocket )
1965
10 sorgenti (esperimento Rocket)
1970
60 sorgenti (Rocket ed esperimenti da pallone)
1974
160 sorgenti (terzo Catalogo Uhuru )
1
680 sorgenti (Catalogo di Amnuel )
1984
840 sorgenti (catalogo HEAO A-1)
1990
8000 sorgenti (Cataloghi Einstein e EXOSAT)
1
2007
220000 sorgenti (Catalogo ROSAT )
piu’ di 550000 sorgenti!! (satellite XMM-Newton)
Sorgenti γ scoperte fino ad oggi
1967
0 sorgenti
1970
1-2 sorgenti Rocket ed esperimenti da pallone
1973
6 sorgenti SAS-2
1977
13 sorgenti COS-B
1981
25 sorgenti COS-B
1994
50 sorgenti (primo Catalogo Egret)
1995
128 sorgenti (secondo catalogo Egret)
1999
309 sorgenti (Catalogo Gehrels)
2002
420 sorgenti (secondo Catalogo Gehrels)
2010
10900 sorgenti (predetto numero di rivelazioni di GLAST)
Quali sono gli oggetti astronomici che emettono
raggi X o raggi γ?
Emettono solo raggi X o γ o anche in altre bande?
Sono lontani o vicini?
La maggior parte degli oggetti astronomici
emettono in diverse bande di energia:
(Sopra) nell’ottico e (sotto) nella
I contorni in bianco sono le rivelazioni
banda gamma
X (satellite RXTE). Sovrapposto ad
una bella immagine in infrarosso (vedi sotto)
Il telescopio ottico VLT e al centro un
immagine X fatta con Chandra. Si vede
un buco nero supermassivo che in ottico
non si nota. Galassia NGC 1365
(a spirale barrata). D= 56 milioni di A.L.
Sombrero Galaxy in diverse bande: 28 milioni di anni duce dalla terra:
Chandra
Hubble S. T
Spitzer S. T.
M31: la Galassia di Andromeda
Nell’Ottico, nell’ IR (in basso)
e nella banda X (in alto a dx)
Il Sole: nell’ottico, nell’ infrarosso
(a dx in alto) e nell’ X (in basso).
Attenti alle macchie solari, perche’
sono scure?
Non solo gli oggetti densi emettono raggi X. Anche
le polveri che circondano gli astri (polveri interstellari) .
Occupano tutto lo spazio fra le stelle all’interno di una galassia.
“mezzo interstellare” = gas interst. (99%) + polveri interst.
Quando la polvere interstellare
incontra il vento stellare e la
radiazione, viene modellata fino a
mostrare strani disegni. La
nebulosa testa di cavallo si trova
nella piu’ complessa nebulosa di
Orione. In basso a sinistra la
nebulosa NGC 2023.
Parliamo di Buchi neri e stelle di neutroni
Un po’ di Evoluzione Stellare…
100000 atomi al cm3 à protostella
15 milioni di gradi Celsius
Inizia la fusione: deuterio + deuterio à elio
Nana Bianca
Elettroni al lavoro!!
Temperatura superficiale 100000 K
Raggio= raggio terrestre
Densita’ = 1 tonnellata al cm3
Stella di neutroni:
Neutroni al lavoro!
Massa tipica 1.3-2.2 masse solari
Raggio= 10-15 km (!!)
Densita’ 10^14 volte il sole, densita’ atomica
Immagine Chandra della Crab Nebula,
esplosione che ha portato alla formazione
di una stella di neutroni.
Le dimensioni nei confronti della Terra
Un possibile scenario
Come sono fatti i telescopi per vedere i raggi X?
Non cosi’!!!
Radio
Luce
UV - IR
Raggi X e γ
Caratteristiche di una missione per astrofisica X e γ
Imaging
Capacità di risolvere le
singole parti di un oggetto
o di distinguere
i vari oggetti nel cielo
Copertura spettrale
Capacità di osservare un
oggetto su un ampio
intervallo di lunghezze
d’onda
Sensibilità
Capacità di
raccogliere i fotoni
Risoluzione energetica
Capacità di risolvere
le componenti dello
spettro
a diverse lunghezze
d’onda
I raggi X e γ sono molto energetici e non possono essere semplicemente
riflessi da uno specchio, perché lo attraverserebbero
Per energie fino ai 10 keV si usa la tecnica di DEFLESSIONE
Tecnica di focalizzazione utilizzata dal satellite dell’Agenzia Spaziale
Europea XMM-Newton, il telescopio a raggi X più sensibile mai costruito
operante nella banda 0.1-12 keV
Scintillatori e fotomoltiplicatori
Il maggior successo dell’Astrofisica delle Alte Energie
BeppoSAX
Quattro strumenti a piccolo campo (0.1-200 keV)
Due rivelatori a grande campo (3-30 keV)
Un Gamma Ray Burst monitor (60-600 keV)
Gli strumenti a bordo di BeppoSAX
HP (spettri alta energia)
PDS (spettri alta energia)
MECS:
spettri
MECS:
MECS:spettri
spettrie ee
immagini
immagini
immagini
LECS:
spettri
LECS:
LECS:spettri
spettrie ee
immagini
immagini
immagini
I Gamma Ray Bursts: il fenomeno più energetico
dell’Universo dopo il Big Bang
Il primo studio sistematico dei GRB: l’esperimento
BATSE a bordo di CGRO
1997: SAX determina la posizione di un GRB.
Emissione X e ottica
Possibile l’identificazione
Telesc. Spaz.
3/3
28/2
8/3
Una grossa scoperta sull ’origine dei GRB con BeppoSAX
28 Febbraio 1997
Il GRBM e le WFC rivelano un segnale con una
precisione di 3 minuti d’arco
Dopo 8 ore vengono puntati gli strumenti a campo stretto
che scoprono una nuova STELLA! SAX J10501+1164
Scoperta del primo
afterglow X
Caratteristiche principali dei GRB
Oggetti comsologici!!!!!! (alto red-shift, z)
Oggetti più luminosi del Cosmo: 1054 erg
(
Msole c2)
Emissione: 0.5 – 5.000 MeV !!!!!!!!!!
Durata:
GRB corti 0.001 – 2 s (media
GRB lunghi 2 – 1000 s (media
Afterglow a frequenze X e ottiche : alcuni giorni
Frequenza:
1 al giorno
0.3 s)
30 s)
Tipici GRB: curve di luce
Il satellite INTEGRAL
dell’ESA (3 keV – 1.5 MeV)
I nostri strumenti per indagare le
caratteristiche delle stelle che emettono
Raggi X e gamma:
1 Curve di luce
2 Immagini in falsi colori
3 Spettri
Cos’ è una curva di luce?
Curva di luce di un GRB
Curva di luce di un sistema binario…
1 a eclisse ;
2 visuale.
Curva di luce di un sistema binario
a eclisse
Curva di luce
Immagini in banda X
Le Pleiadi
Coma Cluster (ROSAT)
Le “maschere codificate” come
Trucco per creare le immagini
Per ciascuna direzione di incidenza dei
fotoni si produce una differente ombra
sul rivelatore
Emissione termica
1 - Corpo nero: Oggetti otticamente spessi
2 - ‘Termico’ :
Gas ionizzati (alta T) otticamente sottili
Ogni corpo caldo emette radiazione:
Il corpo umano a 36 C ;
Il sole a 6000 K ;
Le stelle di neutroni a 100000000 K !!!
Emissione non termica: particelle relativistiche
Campo Magnetico B: Sincrotrone
Campo Radiazione U: Compton Inverso
Sincrotrone
Compton
Emissione di Righe
1 - Atomi molto ionizzati: elementi pesanti (O, Si, Ne, Fe) in gas caldo (X)
2 - Rotazione e vibrazione di molecole (IR, microonde)
3 - Transizione di spin in atomo di H (λ=21 cm)
Spettro X di Cassiopea A
Spettri
BeppoSAX
RXTE
INTEGRAL
Qual è il modello giusto…
Corona intorno alla stella?
…oppure…
Corona intorno al disco ?
Processo fisico
Rivelatore
Effetti
(fotoni,particelle)
Pubblicazione dei risultati
Dati osservati
Interpretazione degli
osservabili (modelli)
Congressi
Discussioni con la comunità,
proposte di teorie alternative,
o più complete
