Astronomia: spettroscopia nei raggi x

I raggi X hanno come radiazione un numero di proprietà uniche che vanno oltre la loro lunghezza d’onda molto corta. Una delle loro importanti proprietà per la scienza è la selettività degli elementi. Scegliendo ed esplorando gli spettri dei singoli elementi, che si trovano in luoghi unici in molecole complesse, abbiamo un “sensore atomico” localizzato.

Esaminando questi atomi in momenti diversi dopo che la struttura è eccitata dalla luce, possiamo tracciare lo sviluppo dei cambiamenti elettronici e strutturali anche in sistemi molto complessi o, in altre parole, possiamo seguire l’elettrone attraverso la molecola e attraverso le interfacce.

Storia

La radiazione X fu portata a conoscenza della comunità il 28 dicembre 1895 da Wilhelm Röntgen, scienziato tedesco, il quale utilizzò la lettera “X” proprio a indicare una tipologia di raggio ancora non conosciuta.  Il nome “raggi X” rimase, anche se a volte si fa riferimento alla radiazione di Röntgen, e l’annuncio valse il Nobel per la Fisica nel 1901 anche se in realtà ben prima di Röntgen altri illustri scienziati portarono avanti esperimenti sulla stessa radiazione.

Wilhelm Röntgen indagò sulla capacità di vari materiali di fermare i raggi, mise un piccolo pezzo di piombo in posizione mentre si stava verificando una scarica. Così, vide la prima immagine a raggi X, il suo stesso scheletro tremolante sullo schermo del cianuro di platino di bario.

Nel 1887 Nikola Tesla inventò un tubo a raggi X a singolo elettrodo, esperimento che venne spiegato – unitamente a tanti altri compiuti entro il 1892 – dallo stesso Tesla all’Accademia delle Scienze di New York. Gli esperimenti portarono Tesla ad avvertire riguardo la pericolosità della radiazione X per la specie umana.

Ancor prima dell’annuncio ufficiale, Hermann von Helmholtz descrisse la radiazione X in termini matematici basandosi sulla teoria elettromagnetica mentre William Crookes costruì il tubo di Crookes. Ancora, nel 1892 Heinrich Hertz dimostrò l’attraversamento di fogli di metallo sottile da parte dei raggi “catodici” mentre Philip Leonard, studente di Hertz, completò una nuova versione del tubo catodico studiando la penetrazione dei raggi X attraverso i metalli senza però rendersi conto di avere a che fare con una nuova radiazione.

Wilhelm Conrad RöntgenWilhelm Conrad Röntgen

In seguito disse che era in quel momento che decise di continuare i suoi esperimenti in segreto, perché temeva per la sua reputazione professionale se le sue osservazioni fossero sbagliate. Lo scienziato tedesco fu insignito del primo premio Nobel per la fisica nel 1901 per la scoperta dei raggi X nel 1895. Secondo il National Acceleration Laboratory SLAC, la sua nuova tecnologia è stata rapidamente utilizzata da altri scienziati e medici.

Charles Barkla, un fisico britannico, ha condotto una ricerca tra il 1906 e il 1908, che ha portato alla sua scoperta che i raggi X possono essere caratteristici delle singole sostanze. Il suo lavoro gli è valso anche il premio Nobel per la fisica, ma solo nel 1917.

L’uso della spettroscopia a raggi X in realtà iniziò un po ‘prima, nel 1912, a partire dal lavoro congiunto del padre e figlio dei fisici britannici William Henry Bragg e William Lawrence Bragg.

Hanno usato la spettroscopia per studiare l’interazione dei raggi X con gli atomi all’interno dei cristalli. La loro tecnica, chiamata cristallografia a raggi X, divenne lo standard in questo campo entro il prossimo anno e vinse il premio Nobel per la fisica nel 1915.

Negli ultimi anni, la spettrometria a raggi X è stata utilizzata in vari modi nuovi ed entusiasmanti. Sulla superficie di Marte c’è uno spettrometro a raggi X che raccoglie dati sugli elementi che compongono il terreno.

Il potere dei raggi è stato utilizzato per rilevare la vernice di piombo sui giocattoli, che ha ridotto il rischio di avvelenamento da piombo. La collaborazione tra scienza e arte può essere vista nell’uso dei raggi X, se usati nei musei, per identificare elementi che possono danneggiare le collezioni.

Dal punto di vista astronomico, i raggi X ci mostrano l’aspetto torrido dell’universo. Relativamente allo spettro elettromagnetico , la radiazione X è la porzione in cui la lunghezza d’onda è compresa tra 10 nanometri e 1/1000 di nanometro. Dato l’ampio spettro, si usa suddividere tra raggi X molli e raggi X duri, secondo lo schema seguente:

Radiazione X
Radiazione Lunghezza d’onda
Raggi X molli > 0.1 nm
Raggi X duri < 0.1 nm

Teoria di base

La spettroscopia XAS (X-ray Absorption Spectroscopy) studia l’andamento del coefficiente di assorbimento di una sostanza in funzione dell’energia della radiazione incidente nella regione dei raggi X, da prima di una soglia di assorbimento fotoelettrico a circa 1000 eV dopo la soglia.

Per gli spettri XAS, le energie coinvolte vanno da poche centinaia di eV (raggi X molli) a svariate decine di migliaia di eV (raggi X duri). Per esempio, la soglia K dell’ossigeno si trova a 543 eV, quella del gallio a 10367 eV, quella del renio a 71676 eV.

Visto che bisogna cambiare l’energia della radiazione in maniera continua su un largo intervallo, e dato che il segnale utile è tipicamente un millesimo del segnale totale, è richiesta una sorgente di raggi X ad alta brillanza su una larga banda energetica, ovvero una sorgente di luce di sincrotrone. La necessità di usare queste installazioni di larga scala, e l’estrema difficoltà di realizzare analisi XAS in laboratorio, hanno limitato molto la diffusione di questa tecnica.

Quando un atomo è instabile o è bombardato da particelle ad alta energia, i suoi elettroni passano tra i livelli di energia. Quando gli elettroni si adattano, l’elemento assorbe ed emette fotoni a raggi X ad alta energia in un modo caratteristico degli atomi che costituiscono questo particolare elemento chimico.

Utilizzando la spettroscopia a raggi X, è possibile determinare le fluttuazioni di energia. Ciò consente di identificare le particelle e vedere l’interazione degli atomi in diversi ambienti.

Esistono due metodi principali di spettroscopia a raggi X: dispersione di lunghezza d’onda (WDXS) e dispersione di energia (EDXS). WDXS misura raggi X a lunghezza d’onda singola che diffrangono su un cristallo. EDXS misura i raggi X emessi da elettroni stimolati da una fonte di particelle cariche ad alta energia.

Spettro xas
Spettro XAS del rame metallico a 77 K

L’analisi della spettroscopia a raggi X in entrambi i metodi di distribuzione delle radiazioni indica la struttura atomica del materiale e, quindi, gli elementi all’interno dell’oggetto analizzato.

Da un punto di vista microscopico, lo spettro XAS ha origine da una combinazione di effetti legati ad un elettrone espulso da uno stato profondo (elettrone di core):

  • le transizioni dell’elettrone a stati legati, atomici o molecolari
  • processi multi elettronici, quali shake-up e shake-off
  • l’interferenza quantistica del fotoelettrone con sé stesso, dopo la diffusione da parte degli atomi circostanti

Gli effetti sono elencati nell’ordine in cui influiscono sullo spettro XAS: le transizioni in stato legato sono confinate a pochi eV nell’intorno della soglia; i processi multielettronici e di diffusione multipla perdono importanza entro poche decine di eV dopo la soglia; l’ultimo effetto è quello che governa tutta la regione EXAFS, ed è quello più importante dal punto di vista pratico.

L’analisi dei dati EXAFS è infatti un’attività di caratterizzazione proficua e matura, paragonabile alla diffrazione, mentre l’analisi della regione XANES, dati i notevoli problemi teorici e computazionali, è ancora oggetto di ricerche di base.

Se l’energia del fotone incidente è superiore all’energia di legame dell’elettrone, l’eccesso di energia viene ceduto al fotoelettrone, che può così interagire con gli atomi vicini, propagandosi come un’onda sferica. Quest’onda può essere retrodiffusa dagli atomi vicini, e interagire con sé stessa: l’ampiezza dell’onda risultante in corrispondenza dell’atomo assorbitore è proporzionale all’ampiezza dell’oscillazione EXAFS.

L’ampiezza e la fase del fotoelettrone diffuso da parte degli atomi circostanti dipendono dalla specie atomica, dall’energia del fotoelettrone e dagli angoli formati dalle configurazioni a tre o più corpi. In generale, al variare dell’energia, l’interferenza del fotoelettrone con sé stesso sarà alternativamente costruttiva e distruttiva, dando luogo ad un segnale oscillatorio. Il segnale EXAFS totale sarà quindi funzione dell’intorno atomico locale e del disordine.

Metodi a raggi X

Esistono diversi metodi di radiografia e spettroscopia ottica dello spettro elettronico, che vengono utilizzati in molte aree della scienza e della tecnologia, tra cui l’archeologia, l’astronomia e l’ingegneria. Questi metodi possono essere usati indipendentemente l’uno dall’altro o insieme per creare un’immagine più completa del materiale o dell’oggetto da analizzare.

L’astronomia dei raggi-X è una branca dell’astronomia che si occupa dell’osservazione e della rilevazione di raggi-X prodotti da oggetti astronomici. Poiché i raggi-X vengono assorbiti dall’atmosfera terrestre, gli strumenti utilizzati per rilevarli devono essere portati ad altitudini elevate. Per questo solitamente vengono utilizzati palloni, razzi-sonda e satelliti.

L’emissione dei raggi-X è causata da oggetti astronomici che contengono gas caldi a temperature che vanno da milioni di kelvin (K) a centinaia di milioni di kelvin (MK). Sebbene l’emissione dei raggi-X da parte del Sole è stata osservata fin dagli anni ’40, la scoperta nel 1962 della prima sorgente di raggi-X cosmici fu sorprendente.

Questa sorgente, trovata nella costellazione dello Scorpione, è chiamata Scorpius X-1. Basandosi sulle scoperte fatte riguardo l’astronomia dei raggi-X, a partire da Scorpius X-1, nel 2002 Riccardo Giacconi vinse il Premio Nobel per la Fisica.

Come ormai noto le sorgenti di raggi-X sono le stelle degeneri, come ad esempio le stelle di neutroni e i buchi neri. Sebbene gli oggetti che cadono nei buchi neri potrebbero emettere raggi-X, i buchi neri stessi non sono in grado di tali emissioni. La sorgente di energia per l’emissione di raggi-X è la gravità, infatti nel caso di forti campi gravitazionali i gas e le polveri vengono scaldati e sono portati a emettere raggi-X.

Il cielo a raggi X

Sono molti gli oggetti del profondo cielo ad emettere raggi X. Dai gruppi di galassie ai buchi neri presenti nel nucleo delle galassie attive (AGN) sino alla luna che riflette i raggi X emessi dal sole.

  • Nei buchi neri, a causa della materia in caduta gravitazionale, si producono raggi X termici emessi dalle alte temperature prodotte dalla compressione della materia. La materia, prima di sparire oltre l’orizzonte degli eventi acquisisce un grande momento angolare con cui spiraleggia attorno al buco nero prima di cadere. L’emissione è in genere variabile anche con brevi intervalli e dipendente dalla materia risucchiata. Le variazioni di luminosità consentono di ricavare informazioni riguardo alle dimensioni del buco nero.
  • Nelle nane bianche in compagnia di una stella vicina, la materia viene estratta dalla stella meno densa, la quale cadendo verso la nana bianca colpisce la superficie densa del corpo celeste producendo raggi X.
  • Anche nelle stelle di neutroni legate gravitazionalmente ad un’altra stella compagna avviene un processo simile, la materia venendo estratta acquisisce energia cinetica che si trasformerà in emissione X per frizione nel disco di accrescimento. Perduto tutto il momento angolare, la materia colpisce la superficie generando un’ulteriore emissione X.
  • Gli ammassi di galassie sono uniti da un legame gravitazionale; la materia che cade nel buco nero centrale di ogni galassia emette raggi X termici tramite il meccanismo del bremsstrahlung. Grazie a queste emissioni è possibile calcolare anche la presenza di materia oscura tra le galassie.
  • Anche il sole è un produttore di raggi X; essi vengono emessi soprattutto nella corona a causa delle alte temperature.
  • Esiste infine una radiazione X di fondo, la cui natura è ancora non del tutto chiarita.

Rivelatori e telescopi

I telescopi per raggi X

Schema del telescopio Wolter

Quello che si ottiene dai telescopi sensibili a queste lunghezze d’onda non è propriamente un’immagine, ma una mappa ricostruita delle intensità e direzioni da cui provengono i segnali. La difficoltà maggiore che si incontra nella progettazione di simili telescopi è che, a causa della forte penetrazione della radiazione, non possiamo ottenere un effetto di riflessione totale convogliando tutti i raggi nel fuoco grazie ad un semplice specchio parabolico o sferico perpendicolare alla sorgente, come si fa per i telescopi ottici.

L’unico modo per convergere i raggi in un unico fuoco è quello di operare con angoli di incidenza molto piccoli (di solito intorno agli 1,5 gradi). Per fare ciò sono necessari più specchi, ed in generale sono utilizzati set di specchi parabolici e iperbolici disposti secondo uno schema tubolare.
La prima apparizione di questo metodo avvenne nel 1978, quando fu applicato al progetto HEAO2, l’osservatorio Einstein.

Una volta convogliata la radiazione nel fuoco, si utilizzano strumenti quali i contatori proporzionali ed i CCD (Charge Coupled Device), entrambi capaci di contare ogni singolo fotone X, e registrare così l’intensità globale del segnale ricostruendo un’immagine a raggi X.

I contatori proporzionali

I contatori proporzionali sono generalmente usati per la rivelazione di raggi X di bassa energia dell’ordine di pochi keV e di elettroni di bassissima energia. Di solito i gas utilizzati nel rivelatore sono mantenuti a pressione atmosferica, ma possono essere utilizzate pressioni più alte per poter accrescere la densità e quindi l’efficienza del rivelatore.

Il principio di funzionamento è il seguente: in assenza di campo elettrico gli elettroni e gli ioni liberati dal passaggio della radiazione si diffondono uniformemente, urtando le molecole di gas e perdendo gran parte della loro energia. In presenza di un campo elettrico, gli elettroni e gli ioni liberati dalla radiazione sono accelerati lungo le linee del campo verso l’anodo e il catodo rispettivamente. Questa accelerazione è interrotta dalle collisioni con le molecole del gas.

La velocità detta di deriva in un gas è molto più elevata per gli elettroni che per gli ioni. Sotto l’azione del campo elettrico, gli elettroni vengono accelerati verso l’anodo e gli ioni verso il catodo. Se l’anodo non è costituito da un’unica piastra, ma da una griglia di fili incrociati, è possibile allora ottenere le due coordinate del punto in cui il fotone si manifesta per poi costruire un’immagine.

Storia delle osservazioni in astronomia a raggi X

L’astronomia a raggi X è fatta di corpi celeste estremi, caldissimi. E’ fatta di morte stellare, di getti relativistici e di attività dei buchi neri ma non solo. Nel corso degli anni tanti osservatori orbitanti hanno fatto la storia dell’astronomia X

La prima conferma alla previsione per la quale i corpi celesti emettono nello spettro X è giunta nel 1962 ad opera del Premio Nobel Riccardo Giacconi, riconosciuto insieme a Bruno Rossi come “il padre dell’astronomia a raggi X“.

Bruno Rossi fu collaboratore di Enrico Fermi e si occupò di radiazione X già nel 1946 quando insegnava al MIT. Il team di Rossi e Giacconi portò un rivelatore X al di fuori dell’atmosfera, riuscendo a scoprire una radiazione diffusa, proveniente da ogni parte del cielo, ed una sorgente più accentuata localizzata nello Scorpione e nota oggi con il nome di Scorpius-X1.

Da allora le ricerche vennero ovviamente intensificate, fino ai primi satelliti rivolti allo studio del cielo nel dominio dello spettro X. Il primo satellite fu Uhuru, a dicembre 1970, che tracciò la prima mappa del cielo X rivelando numerose sorgenti.

Con Giuseppe Vaiana, a capo del programma di Astronomia X solare, si giunse nel 1973 al lancio dello Skylab, laboratorio spaziale americano diretto da Vaiana che, oltre a vari esperimenti scientifici, prevedeva lo studio X del Sole e della sua corona come obiettivo principale.

Le sorgenti X individuate dal satellite Uhuru racchiuse in una mappa. Crediti NASA
Le sorgenti X individuate dal satellite Uhuru racchiuse in una mappa. Crediti NASA

Dopo Uhuru, il satellite Ariel 5 continuò il lavoro iniziato sui raggi X molli, mentre nel 1977 il satellite HEAO-1 si specializzò in raggi X duri. Il problema di questi primi satelliti era dato dall’incapacità di determinare la direzione del raggio e la sua provenienza se non con un errore di parecchi gradi, quindi era ovviamente impossibile stabilire, in qualche grado di profondo cielo, quale corpo fosse l’origine della radiazione e, di conseguenza, quale processo fosse causa di quella violenta energia.

Un netto passo in avanti fu fatto con il satellite HEAO-2, meglio noto come EINSTEIN, in grado di fornire immagini a raggi X non inferiori a quelle nello spettro ottico. Le sorgenti X iniziarono ad essere identificate con precisione. EINSTEIN operò dal 1978 al 1984 e fu seguito dal satellite europeo EXOSAT, lanciato nel 1983 ed in funzione per tre anni. Proprio EINSTEIN e EXOSAT, insieme a ROSAT, sono i principali artefici di tutte le sorgenti X che conosciamo oggi, e grazie a loro siamo entrati in possesso di numerose informazioni.

Mappa del cielo a raggi X morbidi ottenuta da ROSAT. Crediti NASA
Mappa all-Sky nei raggi X “morbidi” ottenuta dal satellite Rosat, satellite lanciato nel 1990 con la collaborazione di Germania, USA e Gran Bretagna e rientrato nel Golfo del Bengala a 450 km/h il 23 ottobre 2011 dopo aver scoperto 150 mila nuove sorgenti X e aver rivoluzionato l’astronomia

Due satelliti sono risultati in seguito fondamentali per la precisione delle osservazionie: il primo è della NASA ed il suo nome originario è Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF), meglio noto come Chandra X-Ray Observatory in seguito alla dedica del satellite al grande astrofisico teorico Subrahmanyan Chandrasekhar. Il secondo è dell’ESA e si chiama X-ray Multi Mirror (XMM-Newton).

Chandra riesce a scorgere sorgenti X centinaia di volte più deboli rispetto a quelle scoperte dai precedenti satelliti ed ha consentito di poggiare le teorie su una serie impressionante di dati. Da Chandra, ad esempio, è arrivata l’ipotesi di una probabile presenza di buchi neri al centro di alcune galassie, supernovae, ammassi stellari e galattici.

XMM-Newton è un satellite ESA a specchi multipli noto come High Throughput X-ray Spectroscopy Mission e lanciato il 10 dicembre 1999 dalla Guyana francese a bordo di un Ariane 5, in una orbita ellittica che tocca un apogeo di 114.000 chilometri e un perigeo di appena 7.000 chilometri. XMM-Newton ha scoperto numerose sorgenti X ed ha misurato per la prima volta l’effetto Einstein previsto dalla Relatività Generale: perdita di energia della radiazione emessa da una stella di grande massa , con relativo spostamento verso il rosso della lunghezza d’onda.

I dati di XMM-Newton sono a disposizione di tutti e non è raro che scoperte vengano effettuate da appassionati o studenti. Il catalogo Exploring the X-ray Transient and variable Sky (EXTraS) nasce così e comprende le sorgenti X sottoposte a variazioni nel tempo, sorgenti tra le quali andare a scavare per ottenere una lista degli oggetti più interessanti.

NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) è un osservatorio NASA a raggi X lanciato il 13 giugno 2012 tramite un razzo Pegasus allo scopo di individuare buchi neri supermassicci nell’universo.

Mappa del cielo a raggi X. Crediti XMM-Newton/ESA
Mappa del cielo a raggi X. Crediti XMM-Newton/ESA

La mappa del cielo in banda X è stata rilasciata, in upgrade alle versioni precedenti, nel 2015 da parte di XMM-Newton tramite i dati derivanti dalle operazioni condotte tra Agosto 2001 e Dicembre 2014. La mappa riguarda l’84% circa del cielo e sebbene XMM-Newton si sia mosso essenzialmente alla ricerca di target ben precisi è riuscito, in questo periodo, a ricreare una cartina delle sorgenti X, dai buchi neri alle stelle di neutroni, dalle pulsar ai venti stellari fino alle galassie attive.

Molte volte il telescopio orbitante ha inquadrato la stessa zona, puntando alcuni oggetti anche in 15 diverse occasioni mentre altri 4.924 oggetti sono stati osservati due o più volte, ma la normalizzazione dei dati ha consentito di elaborare una mappa ben precisa e omogenea: in rosso le energie minori, in blu quelle maggiori.

Più grandi sono i puntini e maggiore è la luminosità dell’oggetto. Il centro della mappa indica il centro galattico, comprendente le sorgenti di Cygnus X-1 e Vela X-1 mentre i poli eclittici si trovano in alto a sinistra e in basso a destra. Sopra e sotto il piano galattico dominano, invece, le galassie che emettono in banda X.

In particolar modo XMM-Newton si è soffermato sul centro della Via Lattea: l’immagine abbraccia una zona di circa mille anni luce a energie tra 0.5 e 2 keV mostrate in rosso, tra 2 e 4.5 in verde e tra 4.5 e 12 in blu. I punti più brillanti sono rappresentati da oggetti compatti come stelle di neutroni o buchi neri in sistemi binari con compagne alle quali strappano materiale, riscaldandolo. I punti bianchi o rossi sono stelle singole, giovani, e ammassi stellari di recente formazione. La zona è permeata da gas scavato dai venti stellari di potenti stelle appena nate oppure da esplosioni di supernova.

A destra dell’immagine è SgrA*, il buco nero  galattico con massa di qualche milione di masse solari. La brillante luce è emessa dal materiale che circonda il buco nero, mentre sono presenti due lobi che si estendono verso l’alto e verso il basso partendo dallo stesso, causati forse dal buco nero stesso nel suo processo di acquisizione di massa o forse dall’effetto cumulato di più venti stellari.

In basso a sinistra di SgrA* è una struttura ellittica, una superbolla di gas caldo soffiata dai resti di diverse supernovae: era già nota, ma ora è certo che si tratti di una singola bolla.  Arc Bubble è un’altro ammasso di gas posto nei pressi del centro dell’immagine, soffiato da venti stellari provenienti dagli ammassi vicini, oltre che da altre supernovae.

La visione mostra anche l’emissione, seppur debole, da parte del plasma nelle zone in alto e in basso dell’immagine: potrebbe essere l’effetto macroscopico di effetti più piccoli genrati dalla formazione stellare nella zona centrale.

I rilevatori di radiazione X vengono detti “osservatori” ma in realtà il loro funzionamento è ben diverso da quello dei telescopi che operano in luce visibile visto che l’energia dei fotoni X necessita di una modalità di cattura diversa. Vengono così costruiti strumenti in grado di far convergere i fotoni X verso un fuoco attraverso angoli di incidenza molto piccoli (circa 1.5 gradi) in modo da evitare la penetrazione profonda del fotone sul sensore.

Sono quindi presenti tanti specchi disposti in schema tubolare in grado di convogliare la radiazione verso il fuoco, dove ogni singolo fotone viene contato e disposto su una matrice. Data l’energia captata e la posizione sul sensore, si procede quindi all’elaborazione di una immagine.

Immagini di Chandra X-Ray selezionate dalla NASA per festeggiare il quindicesimo anniversario dell'osservatorio
Immagini di Chandra X-Ray selezionate dalla NASA per festeggiare il quindicesimo anniversario dell’osservatorio

A Maggio 2019 è stato approvato il documento di requisiti del futuro osservatorio a Raggi X di ESA, X-Ifu (X-ray Integral Field Unit) che sarà installato su Athena (Advanced Telescope for High Energy Astrophysics). Lo strumento sarà in grado di misurare ogni singolo fotone della radiazione, registrando immagini delle sorgenti.

Il 13 luglio 2019 viene invece lanciato da Baikonur il telescopio tedesco extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array (eRosita), a bordo di un Proton M nell’ambito della missione Spektrum-Roentgen-Gamma (Spektr-RG), finalizzato alla prima survey completa nel range medio dei raggi X fino a energie di dieci KeV. Negli intenti, eRosita segna l’inizio di una nuova era nell’astronomia a raggi X, mappando la grande scala dell’universo osservando circa centomila ammassi galattici focalizzandosi sul mezzo intergalattico ma anchesu gas e polvere tra gli ammassi.

Ci si aspetta la scoperta di milioni di AGN  mentre a livello di Galassia eRosita dovrà scoprire migliaia di sorgenti X compresi sistemi binari e resti di supernovae. Al suo interno non saranno presenti specchi parabolici normali ma telescopi Wolter unitamente a un nuovo sensore di tipo X-Ray CCD di puro silicio e raffreddato a -90°C.

eRosita sarà installato a bordo del satellite russo Spektr-RG e sarà l’estensione (da qui il nome “e”) di Rosita, osservatorio minore dei primi anni Duemila che non venne poi installato sulla ISS. Il satellite si posiziona nel punto lagrangiano L2 del sistema Terra-Sole, a 1.5 milioni di chilometri dalla Terra.

Una futura missione della NASA per l’osservazione a raggi X dell’universo è la Imaging X Ray Polarimetry Explorer (IXPE), la quale attraverso lo studio polarimetrico vuol aggiungere ulteriori informazioni su processi e geometrie di sorgenti compatte. IXPE si compone di tre telescopi a raggi X in grado di convogliare la radiazione  verso rivelatori chiamati Gas Pixel Detectors (GPD), in grado di misurare simultaneamente energia, posizione, tempo di arrivo e angolo di polarizzazione dei fotoni. Le ottiche sono realizzate dal Marshall Space Flight Center di Huntsville della NASA con importante contributo INAF e INFN per strumenti e ottiche.

Corpi celesti e emissioni a raggi X

Quali sono i corpi celesti in grado di emettere nella banda X dello spettro elettromagnetico e quali sono i temi ancora aperti su questa branca dell’astronomia. Dalle nane bianche alle AGN passando per stelle di neutroni e buchi neri

Gli oggetti del profondo cielo in grado di emettere a raggi X sono di diverso tipo e di seguito ne vedremo una carrellata. Il miglioramento degli strumenti fa sì che periodicamente vengano creati cataloghi sempre più completi di oggetti sorgenti di raggi X. Un esempio è il catalogo del 2019 basato sui dati di XMM-Newton e dello strumento RGS presente a bordo, in grado di fornire un catalogo di dodicimila righe spettrali da poter utilizzare nelle survey a larga scala. Gli spettri catturati hanno una risoluzione di 1/6000 nanometri (Junjie Mao et al. CIELO-RGS: a catalogue of soft X-ray ionized emission lines, Astronomy & Astrophysics, 2019).

Sistemi binari con oggetti compatti

Rappresentazione artistica di sistema binario a raggi X. Credit UniverselNASA
Rappresentazione artistica di sistema binario a raggi X. Credit UniverselNASA

I sistemi binari nei quali è presente una nana bianca  o una stella di neutroni  prevedono il passaggio di materia dalla compagna “normale” alla stella compatta. Il materiale strappato può andare a colpire la superficie della nana bianca emettendo in banda X oppure può acquisire energia cinetica che, entrando in contatto con il materiale del disco di accrescimento di una stella di neutroni, si trasforma in emissione X per atttrito. Durante l’accrescimento, la materia penetra nella magnetosfera e fluisce lungo le linee del campo magnetico verso i poli magnetici della stella di neutroni. Cadendo verso i poli, il gas si riscalda fino a centinaia di milioni di gradi emettendo in banda X. Se gli assi magnetici della stella sono inclinati rispetto all’asse di rotazione  , un osservatore esterno può vedere un segnale intermittente in effetto-faro. La rotazione assiale della stella compagna, specie se molto potente, può essere così rapida da generare un rigonfiamento equatoriale tanto ampio da formare un disco che va a riempire il lobo di Roche  . La stella di neutroni inizia quindi a ingerire una maggiore quantità di gas dalla compagna aumentando l’emissione X e dando vita a un outburst.

La pulsar della Vela ripresa in banda X da Chandra X-ray observatory. Credit NASA
La pulsar della Vela ripresa in banda X da Chandra X-ray observatory. Credit NASA

A un certo punto il disco di accrescimento della stella di neutroni si satura e il gas non cade più sulla stella di neutroni a causa dell’influenza del campo magnetico e della forza centrifuga . Questo dà vita a un effetto chiamato “elica”: la pulsar entra in uno stato in cui l’accrescimento non si verifica e i raggi X vengono meno.

Ancora per le pulsar, quando astri di questo tipo si muovono nel mezzo interstellare , la nebulosa può creare un fronte d’urto davanti e una coda dietro rispetto al senso di marcia: osservazioni di Chandra, da X a radio, hanno confermato la presenza di una coda brillante e molto estesa, con una lunghezza nello spettro X che può eccedere la dimensione della nebulosa compatta stessa.

Ammassi di galassie

Gli ammassi di galassie sono insiemi di galassie legate gravitazionalmente, con buco nero  centrale produttore di intensa radiazione X. Un caso in particolare è dato dall’ammasso del Perseo, un laboratorio naturale facile da osservare e uno dei più interessanti, molto brillante in banda X a evidenziare la presenza di una grande quantità di gas caldo e relativamente vicino.

Grande 11 milioni di anni luce e distante solo 240 milioni di anni luce, l’ammasso è stato sottoposto a fuoco incrociato da parte dell’osservatorio Chandra, di osservazioni radio operate dal Jansky Very Large Array e di simulazioni sviluppate da John ZuHone lasciate girare sul supercomputer Pleiades della NASA alla Silicon Valley.

Ammasso galattico del Perseo ai raggi X del satellite Hitomi. Crediti Hitomi/JAXA
Ammasso galattico del Perseo ai raggi X del satellite Hitomi. Crediti Hitomi/JAXA

La struttura di particolare interesse è una cavità, una sorta di baia ampia circa 200 mila anni luce, quindi il doppio della nostra Via Lattea: un’onda formatasi miliardi di anni fa presumibilmente in seguito al passaggio di un ammasso più piccolo, in grado di innescare un effetto ondulatorio sul gas.

A creare questa baia non può essere stata qualche bolla lanciata da un buco nero visto che in tal caso si sarebbe evidenziata qualche emissione radio, cosa che il Jansky non ha invece osservato.

Ammasso galattico del Perseo osservato da Chandra. In evidenza l'onda nella zona periferica. Crediti NASA/Chandra
Ammasso galattico del Perseo osservato da Chandra. In evidenza l’onda nella zona periferica. Crediti NASA/Chandra

Chandra ha così potuto provvedere a 10.4 giorni di osservazione ad alta risoluzione unitamente a 5.8 giorni di grande campo alle energie comprese tra 700 e 7000 electron volts. I dati sono stati poi filtrati per evidenziare i perimetri delle strutture e scendere in dettaglio ancora maggiore.

Il gas nell’ammasso del Perseo si compone di una regione centrale fredda, con temperature di circa 30 milioni di gradi Celsius, circondata da una zona tre volte più calda. Un ammasso galattico  minore, con circa mille volte la massa della Via Lattea, potrebbe aver effettuato un passaggio ravvicinato, a circa 650 mila anni luce dal centro dell’ammasso di Perseo. Il fly-by avrebbe creato un disturbo gravitazionale in grado di smuovere il gas e creare una spirale di gas freddo.

Dopo 2.5 miliardi di anni, con il gas giunto a 500 mila anni luce dal centro, si sono formate enormi onde che corrono nella periferie per centinaia di milioni di anni prima di dissiparsi. Versioni giganti delle onde di Kelvin-Helmotz, che si formano in presenza di diverse velocità tra due fluidi a contatto, come il vento che soffia sull’oceano ad esempio. Strutture simili sembrano associate, per dimensione, alla forza del campo magnetico e sono state rinvenute anche in altri due ammassi come Centaurus e Abell 1795.

Stelle di sequenza principale e comete

Quasi tutte le stelle di sequenza principale  , Sole compreso, hanno una radiazione X che segue l’andamento della corona  solare, quindi se ne deduce che la maggior parte delle stelle sia dotata di corona.

La cometa C/2012 S1 ISON ripresa in raggi X da Chandra. Crediti Chandra/NASA
La cometa C/2012 S1 ISON ripresa in raggi X da Chandra. Crediti Chandra/NASA

Per lo studio del Sole, il telescopio Chandra X-Ray Observatory si è avvalso anche dell’uso di comete come la C/2012 S1 ISON e la C/2011 S4 PanSTARRS, osservate nel 2013 durante i relativi perieli a 90 e 130 milioni di miglia di distanza rispettivamente.

Tramite la differenza di posizione della radiazione ottica da quella X è possibile infatti osservare le differenze nel vento solare al tempo dell’osservazione. Le comete emettono in banda X quando le particelle del vento solare ne colpiscono l’atmosfera.

Sebbene gran parte delle particelle del vento solare siano composte da idrogeno e elio, l’emissione X osservata deriva da atomi pesanti come carbonio e ossigeno. Questi atomi, largamente ionizzati, collidono con gli atomi neutri nell’atmosfera cometaria in un processo chiamato “scambio di carica“. Dopo la collisione, un raggio X viene emesso nel momento in cui l’elettrone catturato si muove in una orbita più stretta.

Fondo X

Mappa a raggi X e Local Hot Bubble. Credit The Astrophysical Journal/W. Liu et al./DXL
Mappa a raggi X e Local Hot Bubble. Credit The Astrophysical Journal/W. Liu et al./DXL

Ciò che ancora è campo incerto è l’origine della radiazione diffusa nello spettro X che permea l’universo (vedi immagine di ROSAT più in alto in questa pagina). Due sono le sorgenti il cui contributo al fondo sembrano sicure: la prima è il vento solare, quindi le particelle cariche soffiate dal Sole, mentre la seconda è da tempo imputata a una sorta di bolla (Local Hot Bubble) formata dal mezzo interstellare che circonda il Sistema Solare .

A queste soluzioni se ne accompagnano diverse, accumulate nel corso di decenni di teorie, ma il mistero resta comunque fitto.
Le sorgenti dovrebbero comunque trovarsi nei nostri paraggi cosmici poiché se fossero sorgenti distanti a creare un rumore di background il gas neutro della Via Lattea riuscirebbe ad assorbire la radiazione in ingresso.

La ricerca si focalizza quindi nelle zone appena al di fuori del Sistema Solare, ed è proprio in virtù di questo ragionamento che si è giunti a ipotizzare la presenza di una enorme bolla di gas ionizzato a circondare il nostro sistema planetario, appunto la citata Local Hot Bubble. A partire da dieci miliardi di anni fa, quindi, tre successive esplosioni di supernova  avrebbero ionizzato il gas della Local Hot Bubble (tre è il numero minimo per giungere a ionizzare tutta la materia ipotizzata).

Per quanto riguarda il vento solare , invece, le particelle cariche interagiscono con il gas neutro, in cui elettroni e ioni sono ancora legati, e prendono un elettrone. Nel momento in cui si torna in una situazione stabile viene persa energia nello spettro X, energia che però risulta dello stesso tipo di quello presente nella Local Bubble e questa somiglianza ha messo in dubbio l’esistenza della bolla.

A settembre 2016 i dati di DXL (Diffuse X-Ray Emission from the Local galaxy) ottenuti durante un volo supersonico di 15 minuti oltre l’atmosfera terrestre, hanno cercato di fare chiarezza al riguardo. Il volo è avvenuto proprio nel momento in cui la Terra attraversava una regione di spazio in cui l’elio neutro è molto più denso rispetto a quanto non lo sia nel resto del Sistema Solare (zona chiamata helium-focusing cone). Il Sistema Solare si muove a 15 miglia al secondo nel mezzo interstellare , in uno spazio pieno di idrogeno ed elio.

L’elio è più pesante, così nel cono indicato il Sole riesce a formare una coda. Proprio questa situazione ha consentito agli scienziati di capire quali raggi provengano dal Sole e quali dalla Local Bubble: circa il 40% della radiazione X osservata proviene dal Sole, nel piano galattico (in altre zone è inferiore), ma la radiazione a maggiore energia resta ancora priva di una spiegazione: soltanto meno di un quarto dell’emissione X a alta energia proviene dal vento solare, e la Local Bubble non rappresenta una buona spiegazione a copertura: la temperatura della Local Bubble non è alta abbastanza per giungere a una radiazione X così energetica. Il mistero resta attualmente in piedi.

Buchi neri

In seguito alla caduta gravitazionale di materia verso il buco nero  vengono prodotti raggi X termici emessi come conseguenza della compressione della materia. La materia, infatti, prima di venire risucchiata oltre l’orizzonte degli eventi si scalda fino a temperature elevatissime con emissione variabile in banda X. Proprio la variabilità consente di ottenere informazioni sulle proprietà del buco nero.

Cygnus X1, buco nero in sistema binario ripreso da Chandra X-Ray Observatory. Crediti NASA/Chandra
Cygnus X1, buco nero in sistema binario ripreso da Chandra X-Ray Observatory. Crediti NASA/Chandra

A metà 2018 viene annunciata quella che, alla data dell’articolo, appariva come la prova più evidente della presenza di un buco nero intermedio, uno dei tanti misteri osservativi della cosmologia moderna.

I dati di Chandra X-Ray ObservatoryXMM-Newton e Swift hanno riguardato il decadimento luminoso di un burst verificatosi nell’ottobre 2003, decadimento giunto a termine dopo una decina di anni seguendo alla lettera quanto previsto per la curva prodotta da un evento di distruzione mareale di una stella in prossimità di un buco nero (TDE – Tidal Disruption Event).

Proprio in base alla curva di luce è stato possibile stimare la massa del buco nero “assassino” e da questo si è giunti a una misurazione del tutto compatibile con quella dei buchi neri intermedi. Data la rarità di questi eventi, sembra possibile che l’evoluzione galattica possa comportare la nascita di tantissimi oggetti di questo tipo. Il problema è trovarli.

Eventi di distruzione mareale di stelle (TDE – Tidal Disruption Event)

Quando una stella si avvicina troppo a un buco nero  , l’attrazione gravitazionale di questo ultimo può generare effetti mareali notevoli sull’astro inducendolo alla distruzione. Si tratta di eventi rari, stimati in uno ogni dieci mila anni (o cento mila nelle stime peggiori) per galassia, eventi che comunque, con il miglioramento delle strumentazioni, sono sempre più importanti per la comprensione del processo alla base del rilascio di energia X.

Il giorno 11 novembre 2014 la survey ASASSN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) ha catturato un TDE in una galassia distante 300 milioni di anni, con follow-up di 270 giorni che ha coinvolto anche diversi telescopi importanti come Swift della NASA. L’evento, chiamato ASASSN 14li, ha mostrato una modulazione di variazioni ottiche e ultraviolette alle quali sono poi seguite modulazioni in banda X caratterizzate dallo stesso identico pattern ma shiftate nel tempo di 32 giorni.

Analizzando la zona di provenienza della radiazione è stata osservata una radiazione X nella zona più interna del disco di accrescimento del buco nero, disco formato dai detriti della stella distrutta. Le variazioni ottiche e ultraviolette sono state invece registrate nella parte più distante dal centro.

Rappresentazione della dinamica in ASASSN-14li: il materiale che torna indietro va in collisione con quello ancora in caduta generando l'emissione ritardata. Crediti Chandra/NASA
Rappresentazione della dinamica in ASASSN-14li: il materiale che torna indietro va in collisione con quello ancora in caduta generando l’emissione ritardata. Crediti Chandra/NASA

I detriti della stella, nel loro disporsi intorno al buco nero creano infatti il disco di accrescimento e collidono l’uno con l’altro dando vita alla modulazione ottica e ultravioletta osservata. Sono gli stessi pezzi che si formano in questo momento che poi, con il tempo, si avvicinano sempre più al buco nero, si scaldano e iniziano a emettere in bande sempre più energetiche, fino a quella X.

Non tutti gli eventi TDE, tuttavia, si rendono visibili in banda X e – stando ai campioni e ai modelli finora ottenuti – il motivo starebbe nella geometria dell’evento rispetto al nostro punto di osservazione: se la galassia di appartenenza ci si presenta di faccia la radiazione non viene bloccata dalle polveri circostanti e riusciamo a vedere la radiazione X prodotta dall’evento, mentre man mano che aumentiamo l’inclinazione la radiazione viene sempre più bloccata dalle polveri del disco galattico, con radiazione che – assorbita e riemessa – scende all’ultravioletto e poi allo spettro visibile.

Aurore polari

Il satellite INTEGRAL dell’ESA, in genere rivolto ad altro tipo di osservazioni, ha girato per un po’ il proprio sguardo verso il nostro pianeta per osservarne le aurore, gli splendidi giochi di luce che si verificano a latitudini polari in seguito all’interazione tra vento solare e campo magnetico terrestre.

Le aurore emettono anche nello spettro X in seguito alla decelerazione delle particelle in ingresso e così il 10 novembre 2015 INTEGRAL ha osservato tutto questo mentre era impegnato a misurare il background cosmico a raggi X.

Lo scopo era isolare il contributo terrestre alla radiazione diffusa X per meglio comprendere quale sia la quantità proveniente dall’universo, ma sfortunatamente i raggi X dalle aurore terrestri hanno “occultato” il fondo cosmico. Non si è trattato di un male, tuttavia: la distribuzione degli elettroni che cadono negli strati superiori dell’atmosfera terrestre è stata infatti analizzata a fondo.

Rappresentazione delle emissioni X osservate da INTEGRAL nelle aurore polari. Crediti ESA/INTEGRAL
Rappresentazione delle emissioni X osservate da INTEGRAL nelle aurore polari. Crediti ESA/INTEGRAL

I dati di XMM-Newton, nei raggi X, sono ancora in gran parte da analizzare e presentano molte sorgenti la cui natura è ancora tutta da scoprire. Nel 2018, ad esempio, sei studenti hanno evidenziato la presenza di un oggetto intrigante posto all’interno dell’ammasso globulare NGC 6540.

Le variazioni in luminosità sono apparse del tutto peculiari, con accensioni che hanno portato l’oggetto a brillare cinquanta volte più della media nel 2005 prima di cadere di nuovo dopo appena cinque minuti.

Flare di stelle come il Sole durano qualche ora mentre outburst brevi sono osservati in sistemi binari che presentano stelle di neutroni, ma nella fattispecie specifica la luminosità non ha raggiunto le vette attese. Una soluzione potrebbe risiedere in un sistema binario  con variazioni X causate da processi cromosferici, ma anche stavolta i modelli non calzano a pennello.

Sta di fatto che l’elencazione appena terminata di fenomeni astrofisici in grado di emettere radiazione X è sicuramente non esaustiva e dovrà essere periodicamente aggiornata.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Giacconi Riccardo e Tucker Wallace. H. L’universo in raggi X. La ricerca del fuoco cosmico dai buchi neri allo spazio intergalattico. Mondadori ISBN 978-88-04-52014-6
  2. J.J. Rehr e R.C. Albers, “Theoretical approaches to X-ray absorption fine structure”, Reviews of Modern Physics 72 (2000), 621-654
  3. A. Filipponi, A. Di Cicco e C.R. Natoli, “X-ray absorption spectroscopy and n-body distribution functions in condensed matter”, Physical Review B 52/21 (1995) 15122-15148
  4. F. de Groot, “High-resolution X-ray emission and X-ray absorption spectroscopy”, Chemical Reviews 101 (2001) 1779-1808
  5. F.W. Lytle, “The EXAFS family tree: a personal history of the development of extended X-ray absorption fine structure”, Journal of Synchrotron Radiation 6 (1999), 123-134
  6. B.-K. Teo, EXAFS: basic principles and data analysis, Springer 1986
  7. (X-ray Absorption: principles, applications and techniques of EXAFS, SEXAFS and XANES, a cura di D.C. Koeningsberger, R. Prins, Wiley 1988
  8. R. Stumm von Bordwehr”A History of the X-ray Absorption Fine Structure”, Ann. Phys. Fr. vol. 14, 377-466 (1989)
  9. Amici della Scienza

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