Utente:FT608/Sandbox
| PSR J1023 +0038 | |
|---|---|
| Scoperta | 2007 [1] |
| Scopritore | Istituto nazionale di astrofisica (INAF)[2] |
| Costellazione | Sestante[2] |
| Distanza dal Sole | 4000 anni luce[2] |
PSR J1023 +0038 è una pulsar emettente impulsi periodici sia nella gamma dei raggi X, sia in quella della luce visibile[2]; osservata per la prima volta da un team di ricerca internazionale nel 1999, giungendo ad uno stato di conferma della scoperta nel 2007.[1]
Scoperta
Apre infatti anche la possibilità che una radio pulsar sia attiva nonostante la presenza di un disco. Un risultato totalmente inaspettato che costringerebbe a rivedere molte delle nostre convinzioni sulla interazione tra dischi e campi magnetici delle pulsar.»
PSR J1023 +0038 si tratta di una pulsar al millisecondo, una stella di neutroni in rapidissima rotazione; questa stella stabilisce un primato: è una pulsar che emette circa 590 impulsi di luce visibile ogni secondo; la scoperta viene effettuata grazie al telescopio nazionale Galileo dell'INAF alle isole Canarie.
PSR J1023 +0038 è una radio-pulsar: una stella che ruota abbastanza velocemente da poter accelerare le particelle ad altissima energia (ben maggiore di scale di energia ottenebili al CERN di Ginevra), producendo impulsi di radiazioni (da onde radio a raggi gamma) osservabili, consentendo di conoscere il periodo di rotazione della stella di provenienza con grande precisione; alcune pulsar presentano periodi di qualche millisecondo, con la conseguenza di poter far viaggiare un eventuale oggetto sul loro equatore ad una velocità pari al 10% della velocità della luce.[2] Queste elevatissime velocità sono il risultato di una fase evolutiva lunga miliardi di anni, dove l'originedella rotazione sarebbe da accreditare alla presenza di una "stella compagna", che "scarica" materiale sulla stella di neutroni e facendola ruotare, formando un disco di accrescimento attorno a quest'ultima, rendendo le caratteristiche onde radio invisibili, con una ripresa dell'emissione corrispondente a uno stazionamento della materia del disco di accrescimento.[1]
Nel 2013 vengono osservate alcune pulsar transizionali, ovvero capaci di alternare, in meno di qualche settimana, fasi pulsar con emissione di raggi X e fasi radio-pulsar alimentate dalla sola rotazione del loro immenso campo magnetico. Questa natura variabile colloca queste stelle tra i sistemi incrementanti di materia e le normali radio-pulsar. Per una più accurata osservazione il telescopio Galileo viene equipaggiato con tecnologia Sifap (Silicon Fast Astronomical Photometer): un fotometro ottico ad alta risoluzione, capace di misurare l'arrivo dei singoli fotoni da una sorgente luminosa con una precisione di circa 25 nanosecondi. Grazie a questa tecnologia viene registrato un segnale pulsato di luce visibile, presentando un comportamento radio-pulsar, nonostante la presenza del disco di accrescimento.[2]
Osservazione
La formazione ed evoluzione delle pulsar al millisecondo (MSP) è stata materia di dibattito; la teoria più accreditata è quella che vede sistemi binari di stelle di neutroni a bassa massa (LMXB) accelerate fino a periodi di millisecondi grazie al momento angolare ottenuto dal materiale proveniente dalla stella compagna.
PSR J2013 +0038 viene inizialmente identificata come stella a bassa massa, con periodo orbitale di poco meno di 5 ore. Qualche anno più tardi viene osservata una pulsazione di circa 1.70 millisecondi. In seguito a queste osservazioni PSR J1023 +0038 viene confermata come sistema appena nato di pulsar al millisecondo e immesso come anello mancante tra stelle a bassa massa e pulsar; la transizione tra i due stati è molto recente, ma è convinzione diffusa che il disco di accrescimento dovrebbe riformarsi in tempi brevi a causa di un aumento del trasferimento di massa, con conseguente spegnimento, come un "faro cosmico" [2], della pulsar, in attesa di una nuova accelerazione della rotazione.
Dal giugno 2013 le pulsazioni oscillano tra 350 MHz e 5 GHz, le spettroscopie indicano la formazione del disco di accrescimento, produzione di raggi X, un aumento di luminosità ed emissione di raggi UV, puntando al passagio da pulsar a stella di bassa massa, viene individuata, grazie al Fermi Large Area Telescope (LAT) un'anomala produzione di raggi gamma (che dovrebbe, come le onde radio, cessare); nessuna stella di bassa massa era infatti mai stata osservata dal Fermi.[3]
Analisi spettrale
Al fine di un completo resoconto energetico si osservano, grazie al telescopio Fermi, due diversi periodi: dal 14 agosto 2008 fino al 31 maggio 2013 e dal 1 luglio 2013 fino al 12 novembre 2013, ovvero prima e dopo il cambio di stato della stella. Durante entrambi gli intervalli, vengono creati due diversi modelli di PSR J1023 +0038, secondo una legge di potenza semplice e una con cutoff esponenziale. Entrambe le equazioni forniscono risultati coerenti con le osservazioni, individuando un preciso profilo energetico stellare[3]
Analisi radio
Le emissioni radio di PSR j1023 +0038 vengono osservate dal FIRST VLA (Very Large Array) nel 1999, mostrando la variabilità dell'emissione proveniente dal sistema, capace di modificarsi di un fattore 4 nell'arco di unasignola settimana. Nonostante la manacnza di risultati spettroscopici, si era quasi sicuri che la stella fosse in stato d'accrescimento, dato che durante lo stadio rotatorio le emissioni radio sono più frequenti e più intense. Un nuovo intervallo osservativo, dal 2008 fino a metà del 2012, fornisce nuove informazioni su alcune interruzioni del segnale, queli eclissi variabili, sparizioni a breve termine dell'emissione e dispersione eccessiva a intervalli casuali della fase orbitale.
Nel 2013 non viene rilevato alcun segnale pulsato, questo risvolto non necessariamente indica un cambiamento di fase, dato che un fallimento di risposta può avvenire a causa del materiale espulso dalla rotazione della pulsar, offuscando ciò che gli strumenti dovrebbero rilevare.[3]
Modello teorico
In seguito alle osservazioni del 2013 viene teorizzato un modello in linea con i riscontri delle lunghezze d'onda, implementando i risultati delle analisi riguardanti le emissioni di raggi UV, la pressione del gas e la rapidità di perdita di massa da parte del disco di accrescimento. Dai calcoli si evince che il disco non si estende fino alla pulsar, dato che renderebbe non rilevabili le emissioni; la spettroscopia evidenzia che le radiazioni dei raggi gamma causano l'evaporazione del disco di accrescimento di una stella a bassa massa in stato quiescente (questo processo avviene solo se il disco risulta troppo denso), la materia evaporata tende a nascondere il segnale pulsato di svariati GHz (come dimostra il fatto che sotto a 5 GHz non siano stati rilevati segnali da stelle in stato accrescitivo, anche a rotazione in corso).
L'aspettativa è che, al di sotto del raggio critico, il disco di accrescimento debba muoversi verso la pulsar, diminuando il tasso di accrescimento. La massa persa dal disco a causa dei raggi gamma è più moderata di quella prevista dalla teoria. La materia però, durante lo stato accrescitivo non entra nellamagnetosfero, anche dopo la sparizione della pulsazione. L'aumento di un fattore 10 del flusso dopo la cessazione della pulsazione indica la presenza di un nuovo componente dominante nella parte magnetosferica: il processo Compton inverso, imputato della produzione aggiuntiva di raggi gamma a causa dello spargimento di fotoni dal disco attraverso il vento pulsar relativistico (situazione che avviene se il disco ha una misura del raggio minore di 3 × 10^9 cm). Il vento pulsar è costituito di elettroni, postitroni e campo magnetico, formando una funzione monoenergetica.[3]
Conclusioni
I riscontri pratici puntano ad un nuovo disco di accrescimento associato alle emissioni UV, producendo raggi gamma attraverso effetto Compton inverso, a metà strada tra il processo di emissione UV e il vento pulsar. Allo stesso tempo una parte del vento viene bloccata dalle onde intrabinarie, provocando un incremento di radiazioni X. Il modello standard del disco implica che le emissioni UV/ottiche provengono principalmente dalla distanza assiale, corrispondete ad un periodo orbitale di 160(R/5 × 10^9)^3/2 s, consistente con il periodo osservato.[3]
Vedi anche
Note
- ^ a b c "Missing Link" Revealing Fast-Spinning Pulsar Mysteries, su nrao.edu, 21 maggio 2009.
- ^ a b c d e f g "Raffiche di luce dalla pulsar al millisecondo", su media.inaf.it, 3 ottobre 2017.
- ^ a b c d e MULTI-WAVELENGTH EMISSIONS FROM THE MILLISECOND PULSAR BINARY PSR J1023+0038 DURING AN ACCRETION ACTIVE STATE, su iopscience.iop.org, 3 aprile 2014.