Swift Gamma Ray Burst Explorer: differenze tra le versioni

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Contrariamente a quanto comunemente accade per i satelliti il nome non è un [[acronimo]] ma si rifà al nome inglese del [[Apus apus|rondone]], uno degli uccelli dal volo più agile e veloce, ed è stato scelto per richiamare la rapidità di puntamento del satellite<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/name.html La spiegazione del nome dal sito ufficiale]</ref> garantita da un [[giroscopio|sistema giroscopico]] controllato da [[motore elettrico|motori elettrici]].

Il satellite è frutto di una collaborazione tra l'[[Stati Uniti d'America|americana]] NASA, l'[[italia]]na [[Agenzia Spaziale Italiana|ASI]] e il [[:en:Particle Physics and Astronomy Research Council|PPARC (Particle Physics and Astronomy Research Council)]] (a cui sono subentrati l’[[UK Space Agency|Agenzia Spaziale Britannica]] ed il [[:en:Science & Technology Facilities Council|Science & Technology Facilities Council]]). Il centro operativo della missione è gestito dalla [[Pennsylvania State University]], la principale base terrestre è il [[Centro spaziale Luigi Broglio]] a [[Malindi]], in [[Kenia]], mentre l'archivazione dei dati è svolta al [[Goddard Space Flight Center]] (copie dell’archivio sono mantenute anche dall’[[ASI]] e dall’[[Università di Leicester]]). L’[[ASI]] e l’[[Osservatorio Astronomico di Brera]] hanno contribuito anche alla strumentazione.

Uno degli aspetti innovativi della missione Swift è che tutti i dati raccolti sono resi disponibili alla comunità scientifica entro poche ore dalla loro ricezione a Terra. Dopo un primo processamento infatti, chiunque può scaricare i dati attraverso Internet ed analizzarli con un pacchetto software distribuito gratuitamente. Addirittura è possibile svolgere delle analisi preliminari dei dati online attraverso strumenti web.

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Il corpo principale del satellite ha un diametro di circa {{M|2,7||m}} e una lunghezza di 5,7 m; nella configurazione di massimo dispiegamento dei pannelli solari raggiunge una larghezza di 5,4 m. Il peso complessivo è di {{M|1,47||t}}. È dotato di batterie Ni-H₂ (al [[nichel]]-[[idrogeno]]) ricaricate da pannelli solari. La stabilizzazione e il puntamento sono controllati da 6 [[giroscopio|giroscopi]].

Swift è equipaggiato con tre telescopi co-allineati:

* BAT (Burst Alert Telescope, letteralmente ''Telescopio (capace di dare) allerta per il lampo'')<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/general_faq.html#bat_specs Le specifiche di BAT dal sito ufficiale]</ref>: si tratta di uno strumento sensibile a fotoni di energia nella banda tra 15 e {{M|150|k|eV}}. In astronomia questa banda viene generalmente indicata come banda dei [[raggi X]] duri o, alternativamente, dei [[raggi gamma]] molli. BAT impiega una maschera codificata per realizzare immagini del cielo basandosi sul principio della [[stenoscopia]]. Questa tecnologia è stata scelta poiché è molto difficile focalizzare i raggi gamma con le usuali tecniche basate su specchi o lenti. La struttura consta di 52 000 piastrine di schermatura da 5 mm in [[piombo]] distribuite secondo un complesso schema ad una distanza di un metro dalle {{formatnum:32768}} piastrine da 4 mm in CZT ( [[Spettroscopia gamma | tellururo di cadmio drogato con zinco]]) per la rilevazione dei [[raggi X]] duri. L’importante funzione di BAT è di individuare i GRB (ed in generale qualunque fenomeno transiente celeste di alta energia) e per svolgere questo compito efficacemente è stato progettato con un ampio campo di vista. Copre infatti una frazione significativa del cielo, corrispondente ad un angolo solido di 1 [[steradiante]] con alta sensibilità ed una angolo di 3 [[steradiante|steradianti]] con sensibilità inferiore (la visione completa del cielo richiederebbe un angolo di 4π, pari a circa 12.6 steradianti). Avvistato un lampo, entro 15 secondi ne determina la posizione con una precisione di 1÷4 [[Primo (geometria)|arcominuti e]]e la trasmette a terra per facilitare il puntamento di altri telescopi.

* XRT (X-ray Telescope, letteralmente ''Telescopio a [[raggi X]]'')<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/general_faq.html#xray_specs Le specifiche di XRT dal sito ufficiale]</ref>: utilizza un [[telescopio Wolter|telescopio Wolter di tipo I]] ed è abbinato ad un sensore (di tipo [[CCD]]) per [[fotone|fotoni]] di energia compresa tra 0,2 e 10 [[keV]]. Il campo di vista di XRT è di circa 25 [[Primo (geometria)|arcominuti]]. La focalizzazione dei [[fotone|fotoni]] permette ad XRT di migliorare la localizzazione della sorgente individuata da BAT arrivando ad un’incertezza di 3,6 [[Secondo (geometria)|arcosecondi]]. Oltre a migliorare la localizzazione del transiente, questo strumento molto sensibile permette di analizzare lo spettro del transiente o dell'emissione residua dei GRB (detta afterglow), la cui durata può protrarsi per giorni o settimane.

* UVOT (Ultraviolet/Optical Telescope, letteralmente ''Telescopio ultravioletto/ottico'')<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/general_faq.html#uv/opt_specs Le specifiche di UVOT dal sito ufficiale]</ref>: si tratta di un telescopio realizzato con una configurazione [[Ritchey-Chrétien]] modificata e con uno specchio primario da 30 cm. Il campo di vista UVOT è di circa 17 [[Primo (geometria)| arcominuti]]. È sensibile nelle [[lunghezza d'onda]] dal visibile all'[[ultravioletto]] (170 – 600 nm). Nonostante le dimensioni modeste dello specchio, il vantaggio di operare al di fuori del grosso dell’[[atmosfera]] terrestre gli consente di avere un’ottima sensibilità (paragonabile a quella di un telescopio da 4 m sulla Terra) e di raggiungere una risoluzione inferiore all'[[Secondo (geometria)|arcosecondo]].


Questi tre strumenti sono stati progettati in funzione della sofisticata strategia osservativa di Swift. Swift infatti pattuglia il cielo con BAT, lo strumento a grande campo di vista, osservandone il 50-80% ogni giorno alla ricerca di [[lampo gamma|lampi gamma]]. Quando un lampo viene avvistato da BAT, il sistema di controllo automatico permette di inquadrare rapidamente la regione del lampo anche con XRT ed UVOT, strumenti molto sensibili, ma dal campo di vista più piccolo. Entro 20 secondi dalla rilevazione di BAT, inizia il ripuntamento, che si completa generalmente entro pochi minuti. Così XRT ed UVOT iniziano a raccogliere informazioni sul lampo entro qualche minuto dal rilevamento iniziale.<ref>[http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/about_swift/factsheet.pdf Opuscolo divulgativo di Swift]</ref><ref>[http://www.swift.ac.uk/aboutswift.shtml Schema del funzionamento del sistema di autocorrezione del puntamento]</ref>

Questa rapidità, che sarebbe difficile da raggiungere se fosse necessario un intervento umano, consente sia di ottenere rapidamente posizioni via via più precise, utili per puntare altri strumenti, sia di raccogliere preziose informazioni sul lampo in diverse bande energetiche sin dai primi istanti del fenomeno.

== Contributo italiano ==

L'[[Italia]] ha fornito gli specchi del telescopio XRT insieme a parte del software per l’analisi dei dati X. Inoltre Swift utilizza le antenne della stazione [[ASI]] di [[Malindi]] ([[Kenia]]) per ricevere i comandi e trasmettere i dati, questa operazione viene ripetuta una dozzina di volte al giorno ad ogni passaggio del satellite in vista della stazione. La partecipazione italiana a Swift è finanziata dall’[[Agenzia Spaziale Italiana]] (ASI) e dall’[[Istituto Nazionale di Astrofisica ]] (INAF).

== Principali risultati scientifici ==

=== Gamma-ray Burst (GRB) o lampi gamma ===

La rapidità di ripuntamento e la precisa localizzazione nella sfera celeste fanno di Swift uno strumento ideale per l'identificazione e lo studio delle sorgenti rapidamente transienti come i [[lampo gamma | lampi gamma]] o Gamma-ray Burst (GRB). In media Swift identifica 100 nuovi GRB ogni anno, di cui 90 GRB lunghi. La rapida diffusione della posizione dei GRB individuati da Swift ha portato alla misura la distanza per circa un terzo di questi. Questo consente di studiare dal punto di vista statistico la popolazione dei GRB lunghi deducendo, per esempio, quali siano la loro distribuzione lungo la storia dell'universo e le distribuzioni delle loro principali proprietà fisiche nel sistema di riferimento a riposo delle sorgenti.

Le osservazioni dello strumento XRT a bordo di Swift hanno permesso la caratterizzazione delle prime fasi della curva di luce della coda di emissione nei [[raggi X ]] e l'individuazione di brevi ma intensi brillamenti successivi all'emissione gamma che si ritengono legati all'attività del motore centrale.

Riguardo allo studio dei [[lampo gamma|lampi gamma]] corti (circa il 10% dei GRB identificati), il satellite Swift ha segnato una vera svolta. Infatti per la prima volta Swift ha permesso l'identificazione della coda di emissione nei [[raggi X]] per i GRB corti, la misura precisa delle loro coordinate spaziali e, di conseguenza, quella della loro distanza.

Di seguito si riporta una breve lista di [[lampo gamma|lampi gamma]] notevoli individuati da Swift:

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=== Altri oggetti astrofisici ===

Ogni tipo di sorgente celeste ha ricevuto attenzione da parte di Swift, dalle [[comete]] fino alle [[Galassia attiva | galassie attive]] più lontane, passando per [[magnetar]], sorgenti binarie, [[supernova|supernovae]]e, fino ad arrivare al recente evento di distruzione di una stella da parte di un buco nero di alcuni milioni di masse solari al centro di una galassia lontana circa 1.9 miliardi di [[parsec]]. Nulla sfugge a Swift che pattuglia il cielo instancabilmente ed è sempre pronto a ripuntare in automatico. A volte le sorgenti sono vecchie conoscenze ma molto spesso sono assolute novità. Sono tanti e tali i possibili utilizzi di Swift che ora la caccia ai GRB non è più il compito che assorbe la maggior parte del tempo di osservazione del satellite. Questo non significa affatto che i GRB vengano trascurati. Semplicemente non si continua l’osservazione ad oltranza, fino a quando l’emissione X svanisce del tutto. Solo GRB con caratteristiche peculiari, oppure quelli straordinariamente brillanti, vengono osservati a lungo. Il tempo di osservazione che viene così liberato è dedicato all’osservazione di centinaia di sorgenti celesti, spesso in collaborazione con altri satelliti. Tutte le sorgenti rilevate dal telescopio spaziale gamma [[Fermi Gamma-ray Space Telescope | Fermi]] ma di natura non chiara, per esempio, vengono osservate di routine da Swift. Nel caso di utilizzo coordinato di Swift e Fermi, lo strumento più importante è il telescopio XRT, perché quello che più interessa è localizzare una possibile controparte della sorgente gamma. Per lo studio delle [[supernova|supernovae]]e, invece, lo strumento più importante è il telescopio UVOT. Grazie alle osservazioni di Swift abbiamo una straordinaria copertura delle curve di luce (l’evoluzione dell’energia emessa in funzione del tempo) di decine di [[supernova|supernovae]]e. Tra i risultati ottenuti con Swift al di fuori del campo dei GRB si annoverano:

* 9 gennaio [[2008]]: SN 2008D, una supernova nella galassia [[New General Catalogue | NGC]] 2770. Si è trattato di un evento fortuito: gli strumenti di Swift hanno registrato i primissimi momenti di questa supernova mentre stavano effettuando un’osservazione di routine di un’altra supernova precedentemente esplosa nella stessa galassia (SN 2007 uy). Swift ha così potuto osservare un breve ma potente lampo X da SN 2008D. Questo fenomeno, associato all’onda d’urto dell’esplosione di supernova che emerge dalla superficie della stella progenitrice, era stato previsto da studi teorici ma mai osservato prima, poiché nessuno strumento X aveva mai assistito ad una supernova fin dai primi minuti. Generalmente infatti, le [[supernova|supernovae]]e sono scoperte dalla loro emissione ottica, che si manifesta però solo alcuni giorni dopo l’esplosione propriamente detta. Data l’eccezionalità dell’evento, SN 2008D è stata poi osservata da un gran numero di osservatori sia da spazio, sia da Terra (tra i quali i telescopi spaziale [[telescopio spaziale Hubble|Hubble]] e [[Chandra]] e, da Terra, il [[Karl Guthe Jansky | Karl G. Jansky]] [[Very Large Array]], i telescopi [[Telescopi Gemini|Gemini North]], [[Telescopi Keck | Keck I]], e quelli dell'[[osservatorio di Monte Palomar]] e dell'[http://www.apo.nmsu.edu/ osservatorio di Apache Point] raccogliendo un’enorme quantità di dati.

* giugno [[2009]]: Viene scoperta la [[magnetar]] SGR 0418+5729, una scoperta condivisa con il satellite Fermi. Le [[magnetar]] sono [[stelle di neutroni]] dotate di un [[campo magnetico]] eccezionalmente intenso e spesso si manifestano attraverso raffiche di brillanti gamma. Dal momento che questi brillamenti sono in grado di sollecitare il telescopio BAT, Swift ha svolto un ruolo fondamentale nello studio di queste rare sorgenti, scoprendone di nuove e allertando la comunità scientifica quando quelle già conosciute entrano in periodi di intensa attività esplosiva. SGR 0418+5729 si è rivelata una [[magnetar]] particolarmente importante, un’autentica [[Stele di Rosetta]] tra queste sorgenti. Studi successivi, condotti anche con l’ausilio di Swift, hanno dimostrato che in questa sorgente un campo magnetico dipolare simile a quello delle [[stella di neutroni |stelle di neutroni]] “ordinarie” coesiste con altre componenti del campo magnetico responsabili delle peculiarità delle [[magnetar]] (tra cui l’emissione di brillamenti gamma,<ref>[http://www.media.inaf.it/2010/10/14/il-magnetar-che-non-taspetti Il magnetar che non t’aspetti]</ref><ref>[http://www.media.inaf.it/2013/05/23/pulsar-fuori-magnetar-dentro Pulsar fuori, magnetar dentro]</ref><ref>[http://www.media.inaf.it/2013/08/14/magnetar-fuori-norma Magnetar fuori norma]</ref> confermando un’ipotesi formulata molti anni prima.

* marzo [[2011]]: Swift coglie quello che, a prima vista, sembra un lampo gamma come molti altri (GRB 110328A), ma che, a differenza di tutti gli altri, resta acceso, sollecitando più volte BAT. Pur tra alti e bassi, la sorgente SWIFT J1644+57 (usiamo le coordinate celesti e non la data perché non si tratta di un lampo gamma), localizzata al centro di una galassia a [[spostamento verso il rosso]] z = 0.354, è rimasta attiva per più di un anno. Le caratteristiche dell’emissione, l’enorme energia liberata e la localizzazione hanno fatto propendere per una spiegazione quasi da fantascienza: la distruzione di una stella che è passata troppo vicino ad un [[buco nero supermassiccio]] (alcuni milioni di masse solari) al centro della sua galassia. Si era ipotizzato che potesse succedere, ma Swift è stato il primo a vedere un fenomeno così peculiare.<ref>[http://www.media.inaf.it/2011/08/24/buco-nero-swift/ Colto sul fatto il buco nero cannibale]</ref>

* novembre [[2011]]: Si scopre che quella che inizialmente sembrava la classica emissione X di un buco nero, proviene in realtà da un sistema (ora noto col nome MAXI J0158-744) composto da una [[nana bianca]] ed una [[stella Be]], nella [[Piccola Nube di Magellano]]. Si tratta di sistemi molto rari e nessuno era mai stato osservato alla luminosità di MAXI J0158-744.<ref>[http://www.media.inaf.it/2012/12/18/la-nana-e-la-gigante/ La nana e la gigante]</ref> All’origine dell’eccezionale luminosità X vi sarebbe l’interazione tra il materiale espulso durante una fase di [[nova]] termonucleare dalla [[nana bianca]] ed il [[vento stellare|vento della stella]] [[stella Be | Be]].

* gennaio [[2011]]: Dall’analisi delle variazioni periodiche nell’emissione ottica di Swift J1357.2−0933, scoperto da BAT, si deduce che il sistema è composto da un [[buco nero]] in orbita con una stella compagna. Successive analisi hanno dimostrato che il sistema è visto quasi di taglio ed il buco nero è avvolto ed oscurato dal [[disco di accrescimento]] presente nel sistema. Si tratta di una conformazione mai osservata prima, che suggerisce però che oggetti simili potrebbero essere in realtà molto numerosi, ma difficili da vedere.<ref>[http://www.media.inaf.it/2013/03/01/qualcosa-attorno-al-buco-nero/ Il buco nero oltre la siepe]</ref>

* febbraio [[2011]]: Durante una survey a raggi X delle regioni centrali della nostra galassia, il satellite Swift scopre i resti precedentemente sconosciuti di una stella in frantumi, esplosa circa 2500 anni fa. G306.3-0.9, come è stata battezzata la sorgente, è uno dei più giovani [[resto di supernova | resti di supernova]] noti nella [[Via Lattea]].<ref>[http://www.media.inaf.it/2013/03/18/un-giovanissimo-resto-di-supernova/ Un giovanissimo resto di supernova]</ref>

* aprile [[2012]]: La [[magnetar]] 1E 2259+586, una [[stella di neutroni]] supermagnetica (da cui la designazione “magnetar”) che compie una rotazione ogni 7 s, viene visto da Swift rallentare improvvisamente.<ref>[http://www.media.inaf.it/2013/05/29/il-magnetar-non-accelera-anzi-frena/ Il magnetar non accelera, anzi frena]</ref> Mentre sono ben noti episodi in cui stelle di neutroni isolati aumentano improvvisamente la velocità di rotazione (episodi noti agli astronomi come [[Glitch (astronomia) | glitch]], da una parola inglese usata per indicare irregolarità improvvise), non si era mai osservato l’opposto. Per questo l’evento di 1E 2259+586 è stato designato come un anti-glitch. Sebbene molti modelli siano stati proposti per spiegare l’insorgere di glitch, al momento non esiste una spiegazione chiara per l’anti-glitch di 1E 2259+586.

* aprile [[2013]]: Swift osserva un cospicuo aumento di luminosità dalla regione di [[Sagittarius A*]] (Sgr A*), il buco nero di oltre 4 milioni di [[massa solare|masse solari]] al centro della [[Via Lattea]]. Inizialmente il fenomeno era stato interpretato come un lampo dal [[Sagittarius A* | buco nero]], ma si è poi capito trattarsi di una [[magnetar]] mai osservata prima e vicinissima a [[Sagittarius A* | Sgr A*]]. SGR J1745-2900, come poi è stata battezzate, è la [[stella di neutroni]] più vicina a [[Sagittarius A* | Sgr A*]] attualmente nota (ad una distanza proiettata di circa 0.1 [[parsec]]), tanto che probabilmente è legata gravitazionalmente al [[Sagittarius A* | buco nero]]. La presenza di una rara [[magnetar]] nelle zone centrali della [[Via Lattea | nostra galassia]], offre molte informazioni sulle popolazioni di oggetti celesti in quella complessa regione e attraverso lo studio della sua emissione radio è possibile effettuare importanti misure di densità e intensità del campo magnetico locali. Inoltre, passati eventi esplosivi di SGR J1745-2900 (caratteristici delle [[magnetar]]), potrebbero aver giocato un ruolo nella [[ionizzazione]] delle [[nube molecolare | nubi molecolari]] al centro della [[Via Lattea | nostra galassia]], sulla cui origine si dibatte da decenni.<ref>[http://iopscience.iop.org/2041-8205/775/2/L34/ A strongly magnetized pulsar within grasp of the Milky Way's supermassive black hole]</ref>

== Catalogo XRT ==

Oltre 150.000 sorgenti puntiformi nei raggi X tra cui [[stella|stelle]], [[galassia|galassie]] e [[buco nero|buchi neri]] compongono il vasto catalogo ottenuto grazie alle osservazioni del telescopio XRT a bordo del satellite Swift, il 'cacciatore' di [[lampo gamma|lampi gamma]] della NASA. Il sensibile telescopio XRT di Swift infatti raccoglie continuamente informazioni non solo sulle sorgenti verso cui è puntato, ma anche su quelle nelle loro immediate vicinanze. Tutte queste informazioni sono raccolte in un catalogo continuamente aggiornato (l’ultima edizione è stata pubblicata nel dicembre 2013).<ref>[http://www.media.inaf.it/2013/12/17/come-affollato-il-cielo-x-di-swift/ Com'è affollato il cielo X di Swift]</ref>

== Catalogo BAT ==

Nel campo delle sorgenti non variabili nella banda X dura l’avanzamento è più lento. Il telescopio BAT ogni giorno osserva gran parte del cielo e per scoprire nuove sorgenti bisogna sommare giorno dopo giorno i dati raccolti. In questo modo i progressi, ovvero le sorgenti rivelate, crescono all'incirca con la radice quadrata del tempo di osservazione. È una crescita lenta, ma sicura. Il catalogo delle sorgenti (variabili e non) viste nella banda 15-150 keV compilato con i dati BAT rappresenta la più dettagliata mappa del cielo nei [[raggi X]] duri attualmente disponibile.<ref>[http://heasarc.nasa.gov/docs/swift/results/bs58mon/ Swift BAT 58-Month Hard X-ray Survey]</ref>

È un importante database di riferimento che contiene le sorgenti brillanti nella nostra [[Via Lattea | galassia]] e [[nucleo galattico attivo| nuclei galattici attivi]] rivelati fino a [[spostamento verso il rosso]] pari a 4 (questi hanno tutti un [[buco nero supermassiccio | buchi neri supermassivi]] al loro centro).

== Voci correlate ==

* [[INTEGRAL]]