Introduzione
NICER (sul cui significato inglese gioca il titolo) è un realtà un acronimo che sta per Neutron-star Interior Composition ExploreR. Insieme al SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology) fa parte di un unico equipaggiamento, trasportato a bordo della ISS tramite la nave cargo Dragon. Come si intuisce, lo scopo dei due strumenti è, nel primo caso, lo studio delle stelle di neutroni tramite "timing" dei raggi X morbidi, mentre nell'altro è una dimostrazione sulla possibilità di navigare con precisione nello spazio basandosi sul segnale dalle pulsar.
Il progetto, guidato dal Goddard Space Flight Center della NASA in collaborazone con il Massachusetts Institute of Technology (MIT), varie altre università e alcuni partners commerciali, realizzarà le prime osservazioni ad alta risoluzione temporale e spettrale di stelle di neutroni in rapida rotazione, permettendo di tracciarne la curva di luminosità in varie regioni della banda X a bassa energia, durante la loro rotazione. Questo consentierà di porre per la prima volta limiti stringenti sulla struttura, la dinamica e il bilancio energetico di questi corpi.
Cosa vogliamo scoprire?
Le stelle di neutroni (NS) sono residui stellari ultra-densi che misurano solo poche decine di chilometri di diametro, ma possono contenere due volte la massa del Sole a densità estremamente alta, comparabile a quella del nucleo atomico. Come la materia si comporti in queste condizioni estreme è stata una domanda aperta per decenni, durante i quali una serie di teorie sono state sviluppate, in competizione tra loro. Come illustrato nella figura sottostante, al di sotto di un'atmosfera sottile ricca di idrogeno e di elio (e più in basso elementi ancora più pesanti fino ai transuranici che non si trovano altrove in natura), ci dovrebbe essere una crosta esterna di ioni ed elettroni liberi (la materia degenere che costituisce le nane bianche), una crosta interna composta da un reticolo ionico di neutroni superfluidi e un nucleo esterno di elettroni, neutroni e protoni superconduttori. Qualunque cosa ci sia nel centro delle stelle di neutroni (fluido di quark liberi o altre particelle più esotiche), deve essere a pressioni immense e densità almeno doppia di quella nucleare (un miliardo di tonnellate in un cucchiaino da caffè!).
Struttura e densità interna (ipotetica) di una stella di Neutroni - Credit : NASA
Stabilire la presenza di “fasi esotiche” nel nucleo delle NS è la chiave per comprendere la fisica della materia ad elevata densità, come pure l'astrofisica delle fasi finali di vita delle stelle e dei sistemi binari in particolare. Qualsiasi forma abbia la materia a densità così alte, essa è abbondante nell'universo: ci sono milioni di stelle di neutroni solo all'interno della Via Lattea, normalmente le osserviamo come Pulsar. Il loro numero è notevolmente aumentato negli ultimi anni specialmente grazie al telescopio per raggi γ Fermi che si è rivelato una formidabile macchina per scoprire stelle di neutroni.
In astrofisica, la struttura interna di un corpo è calcolata a partire dalla Equazione di Stato (EOS), che descrive il comportamento della materia densa sotto opportune ipotesi. La EOS mette in relazione pressione e densità in ogni punto della stella e, di conseguenza, per una data teoria di gravitazione, fornisce la relazione globale tra la massa M e il raggio R della stella di neutroni. La maggior parte delle EOS per questi corpi prevedono una riduzione di R man mano che M aumenta e le forze gravitazionali crescono, ma assunzioni diverse sulla composizione interna portano a differenze significative tra le differenti curve M-R, come mostrato nel grafico sottostante; la Fisica Nucleare prevede in questo diagramma differenti curve a forma di S e i dati di NICER serviranno a confrontare tali curve con i dati sperimentali, selezionando i modelli più aderenti alle osservazioni ed escludendone altri.
Relazioni M-R per diversi modelli di stella di Neutroni ; si noti, per un caso particolare, la zona di incertezza fornita dal satellite XMM Newton (in azzurro) e quella prevista per NICE (rosso) - Credit : NASA
Nel diagramma ci sono due cose da sottolineare: la prima è che, in teoria, le stelle di neutroni dovrebbero occupare soltanto la metà superiore del grafico, più precisamente sopra 1,4 e sotto ≈3 masse solari, altrimenti si trasformerebbero in nane bianche o buchi neri, rispettivamente. L'altra osservazione è che, per definire le regioni di incertezza di XMM e NICE, si è adottato il criterio di 1,6σ che corrisponde a circa il 90% di probalità; questo è lo stesso criterio che il sottoscritto raccomandava di utilizzare al posto di 1σ o 2σ, soprattutto in ambito divulgativo!
Altro aspetto imprtante da sottolineare è che, data l'estrema compattezza delle stelle di neutroni, lo spaziotempo si incurva notevolmente nelle loro vicinanze; in effetti, la velocità di fuga dalla loro superficie è una frazione significativa della velocità della luce per cui gli effetti di red-shift gravitazionale e deflessione della luce diventano importanti e vanno tenuti in considerazione, come pure il fenomeno di frame-dragging dovuto anche all'elevata velocità di rotazione.
Il modo in cui NICER effettuerà queste misure è ingegnoso. L'idea è quella di studiare la curva di luminosità X di ciascuna pulsar con una risoluzione temporale tale da poter “vedere” le modulazioni prodotte da singole regioni più luminose (“hot spots”) sulla sua superficie in rotazione; siccome l'obiettivo delle osservazioni saranno le pulsar con periodo estremamente breve, dell'ordine di qualche millisecondo (MSPs), questa indagine richiederà una acquisizione precisa dei tempi di arrivo dei fotoni X, unita a una elevata sensibilità e quindi una grande area di raccolta di tali fotoni, per avere dati statisticamente significativi. Il motivo per cui ci si concentra sulle pulsar MSPs è che spesso esse appartengono a sistemi binari e questo consente di conoscerne con precisione la massa M dalla misura del periodo di rivoluzione e dell'ampiezza dell'orbita (terza legge di Keplero); inoltre, hanno una rotazione e una luminosità molto stabili nel tempo. In realtà, NICER studierà anche un altro tipo di oggetti, pulsar in cui l'emissione proviene da fenomeni di accrescimento di materia tramite dischi in rapida rotazione contenenti essi stessi degli “hot spots” più caldi.
Per stimare le masse e i raggi di queste stelle di neutroni, NICER utilizza una misura dei ritardi temporali nell'arrivo dei raggi X provenienti dai punti caldi rotanti sulla superficie. L'analisi delle curve di luminosità con una elevata risoluzione spettrale e temporale produrrà un'incertezza di +/- 5% sulle misurazioni del raggio (un ordine di grandezza migliore di quelle attuali) mentre il ritardo dovuto all'effetto Shapiro (altra conseguenza della relatività generale e dovuto alla deformazione dello spaziotempo per gravità) potrà fornire una ulteriore stima sulla massa.
Simulazione delle curve di luce osservate a diverse energie durante il passaggio di "hot spots" sulla superficie della stella di neutroni. Il valore della "fase" si riferisce alla frazione di rotazione effettuata dall'astro (1 significa che ha ruotato di 360°) - Credit: NASA
Il diagramma qui sopra mostra, a sinistra, come la "compattezza" del corpo (ovvero il rapporto M/R che si intende misurare) influenzi l'estensione della superficie di NS visibile da Terra; questo è dovuto alla deflessione della luce che permette di vedere anche dietro la stella; nelle NS più compatte e nei buchi neri lo stesso effetto è talmente marcato da provocare la presenza di una "sfera fotonica" in cui la luce rimane intrappolata e orbita attorno all'astro! Naturalmente, questa sorta di "miraggio relativistico" influenza la forma della curva di luminosità dell'"hot spot", specialmente la sua ampiezza. Nella parte destra della figura, invece, vediamo come, per una data massa della NS, valori diversi del raggio portino a differenze apprezzabili nella curva di luminosità, differenze che variano secondo la lunghezza d'onda (ovvero l'energia) a cui vengono osservate.
Per stimare le masse e i raggi di queste stelle di neutroni, NICER utilizza una misura dei ritardi temporali nell'arrivo dei raggi X provenienti dai punti caldi rotanti sulla superficie. L'analisi delle curve di luminosità con una elevata risoluzione spettrale e temporale produrrà un'incertezza di +/- 5% sulle misurazioni del raggio (un ordine di grandezza migliore di quelle attuali) mentre il ritardo dovuto all'effetto Shapiro (altra conseguenza della relatività generale, dovuto alla deformazione dello spaziotempo per gravità e fino ad oggi misurato solo nella banda radio) potrà fornire una ulteriore stima sulla massa.
In ogni caso, NICER ha anche altri obiettivi secondari e verrà utilizzato, tra l'altro, per localizzare nuove sorgenti come le pulsar radio-quiete, studiarne le variazioni di periodo (astrosismologia) e persino porre le basi di temporizzazione per la rilevazione di onde gravitazionali di grande lughezza d'onda.
Come lo vogliamo scoprire?
Nel cuore di NICER c'è un innovativo telescopio a raggi X (XTI), realizzato da un insieme di ben 56 concentratori di raggi X (XRC) con i relativi rivelatori al silicio (SDD). Ogni ottica XRC raccoglie fotoni su un'area geometrica larga circa 50 cm2, provenienti sempre dalla stessa regione di cielo ampia 15 minuti d'arco quadrati (per confronto, la luna piena copre in cielo quasi 700 arcmin2). Quando i singoli fotoni a raggi X arrivano nel fuoco di un concentratore, il corrispondente SDD ne misura energia e tempo di arrivo con una elevata precisione.
La parte frontale del telescopio a raggi X, con le 56 aperture circolari XRC. - Credit: NASA
Questo insieme agisce come un enorme occhio composto ma, al contrario di quello degli insetti, tutti gli elementi sono tra loro allineati e puntano nella stessa direzione di cielo; lo scopo è quello di aumentare la sensibilità mantenendo le dimensioni del telescopio compatte. In pratica, come mostrato il grafico in basso a sinistra, l'area efficace totale dello strumento supera i 2000 cm2 nella regione 1-2 keV, mentre il telescopio a raggi X più sensibile lanciato in precedenza (l'europeo XMM-Newton) ha una superficie di raccolta che non raggiunge nemmeno la metà di questo valore! I due strumenti si equivalgono intorno a 0,3 e 6 keV e, nominalmente, NICER rileva fotoni con energie che vanno da 0,2 a 12 keV.
Credit: NASA
Quello in alto a destra è un diagramma tridimensionale che mostra ancora meglio la superiorità di NICER rispetto a tutti i satelliti precedenti, non solo in termini di sensibilità ma anche di risoluzione temporale (pochi decimi di microsecondo) e risoluzione spettrale (circa il 5%).
La struttura di un singolo concentratore a raggi X è affascinante. Dato che i raggi X tendono a penetrare la materia quando la colpiscono frontalmente, non è possibile costruire telescopi a specchio analoghi a quelli usati con la luce visibile. Tuttavia, si è scoperto che, se invece di essere vicino ai 90°, l'angolo di incidenza è molto piccolo (pochi primi d'arco o meno), alcuni metalli riescono a riflettere efficacemente i raggi X di energia non troppo elevata. Un concentratore a raggi X sfrutta questo principio di "incidenza radente" e, a rigore, dovrebbe usare coppie di superfici di profilo parabolico/iperbolico per concentrare la radiazione di una sorgente in un punto. Nel caso di NICER, tuttavia, ogni XRC è formato da 24 sottili "fogli" concentrici a forma di tronco di cono, una approssimazione della figura ideale che risulta comunque efficace nel produrre una grande superficie di raccolta a costi accettabili, a scapito di una ridotta risoluzione angolare (circa 2 primi d'arco) che comunque è sufficiente per discriminare efficacemente le singole sorgenti. A differenza delle ottiche usate in passato in altre missioni, infatti, qui i soggetti sono essenzialmente puntiformi e NICER non deve riprendere immagini; per questo i raggi X subiscono un solo riflesso nel loro percorso e l'assenza di specchi secondari ne aumenta l'efficienza, diminuendo la massa, il costo e la complessità.
XRC visti da vicinio, prima di venire installati nella schiera. - Credit: NASA
Il telescopio spaziale assemblato: si vedono a sinistra i concentratori (con coperture) e a destra i rivelatori al silicio. - Credit: NASA
NICER, come pure Fermi, è dotato di un ricevitore GPS che gli consente di stabilire la propria posizione con un errore inferiore a 5 metri e stabilire il tempo di arrivo dei singoli fotoni X con una incertezza migliore di 0,3 microsecondi. Un piccolo telescopio (Star tracker) montato accanto la schiera di concentratori (rettangolo rosso in fondo a sinistra nell'immagine qui sopra) consente di inquadrare correttamente la zona di cielo da esaminare inseguendo l'obiettivo e annullando la rapida rotazione della ISS nel corso dell'orbita. L'intero sistema è in grado di operare autonomamente, spostandosi da un obiettivo al successivo tra quelli prefissati.
Il package NICER+EPIC+AFRAM nelle due configurazioni compatta (a sinistra) e dispiegata (a destra); il pallone rende idea delle dimensione reale. - Credit: NASA
Raggi X al posto delle onde radio
Passiamo all'altro aspetto affascinante di questa missione, la possibilità di usare le pulsar come "fari" per costruire un sistema di riferimento valido per la navigazione interplanetaria. Lo scopo dell'esperimento SEXTANT è quello di dimostrare la possibilità di utilizzare i raggi X sia per la navigazione (XNAV) che per le comunicazioni (XCOM) nello spazio, specialmente oltre il sistema solare interno (a rigore, SEXTANT si occupa solo del primo aspetto).
Il vantaggio di usare per questi scopi i raggi X invece delle classiche onde radio deriva dal fatto che queste ultime, a causa della lunghezza d'onda molto maggiore, sono soggette a fenomeni di dispersione e di diffrazione dalle quali i raggi X sono praticamente immuni. In altre parole, quando un'onda radio attraversa il mezzo ionizzato interplanetario e interstellare subisce un ritardo di propagazione (dispersione) che dipende dalla lunghezza d'onda e risente delle condizioni variabili del suddetto mezzo; date le grandi distanze a cui si trovano le pulsar MPS, questo compromette la possibilità di usarne gli impulsi estremamente regolari come riferimenti temporali. Invece usando i raggi X la dispersione è trascurabile ed è possibile stabilire facilmente la propria posizione, esattamente come farebbe un ricevitore GPS con gli impulsi regolari emessi dai satelliti in orbita terrestre. Naturalmente, per fare questo è necessario che esista un database di riferimento contenente le informazioni precise e aggiornate relative alla fase con cui ciascuna pulsar emette impulsi di raggi X; questo è appunto il compito svolto da strumenti come NICER/SEXTANT.
Per quanto riguarda il fenomeno della diffrazione, le leggi di ottica ondulatoria stabiliscono che è impossibile realizzare un fascio fortemente concentrato di radiazioni a meno di non costruire una antenna molto più grande della lunghezza d'onda utilizzata; dato che le onde radio hanno una lunghezza d'onda tipica di almeno alcuni centimetri e dato che le dimensioni delle sonde spaziali (e quindi delle loro antenne) non possono superare pochi metri, questo implica in fase di trasmissione dei dati a Terra l'uso di fasci di onde radio piuttosto ampi (dell'ordine di 1°) con conseguente affievolimento del segnale e spreco di potenza; certo, la situazione potrebbe migliorare se si usassero onde millimetriche o se le sonde sfruttassero antenne ripiegabili che si aprono nello spazio, ma il vantaggio risulterebbe limitato (1 ordine di grandezza al massimo) mentre i problemi tecnici si moltiplicherebbero. Per contro, i raggi X hanno una lunghezza d'onda estremamente piccola (dell'ordine dei nanometri) perciò la diffrazione è milioni di volte più piccola; di fatto, essa risulta trascurabile perchè l'ampiezza di un fascio di raggi X risulta limitata da altri fattori come il grado di precisione nella lavorazione delle ottiche; in ogni caso, anche utilizzando ottiche “a basso costo” e imperfette come quelle di NICER, si può ottenere un fascio ampio solo 2' quindi 30 volte più concentrato di quello radio. Se la sonda si trova a 1 miliardo di km dalla Terra, questo implica che l'energia del segnale si distribuirà su una regione ampia meno di 1 milione di km anziché quasi 20 milioni di km e quindi, a parità di potenza ricevuta a Terra, quella emessa dalla sonda sarà 1000 volte più piccola!
Un altro motivo per desiderare un fascio più collimato sta nella risevatezza delle comunicazione; ad esempio, nel caso di una trasmissione a distanza più ravvicinata, si può illuminare solo la zona in cui c'è un eventuale satellite ricevente e non tutta l'orbita bassa terrestre. Lo scotto da pagare è, appunto, la necessità di avere un ricevitore nello spazio, dato che i raggi X vengono bloccati dall'atmosfera; un discorso in parte analogo si potrebbe fare per la comunicazione ottica tramite raggi laser [sistema che il sottoscritto ritiene quello ottimale da usare nello spazio!]
Ultimi sviluppi
Iniziamo con la notizia diffusa nei giorni scorsi, ovvero il trasporto e l'installazaione dello strumento sulla ISS e vediamo anche alcuni risultati scientifici iniziali.
Lanciato lo scorso 3 giugno in una missione della durata nominale di 18 mesi, NICER è giunto sulla ISS a bordo della navetta Dragon della SpaceX e da questa è stato estratto pochi giorni dopo usando il braccio robotico, come si vede in questa ripresa “time-lapse”.
Credit: NASA
Una volta installato sul supporto logistico ExPRESS 2, la fase di commissariamento è iniziata il 14 Giugno. Lo strumento è stato dispiegato dalla sua configurazione compatta e ha iniziato una serie di osservazioni scientifiche preliminari, volte a verificare il buon funzionamento dei vari sottosistemi e a calibrare gli strumenti.
NICER e SEXTANT si avvantaggiano della abbondante disponibilità di potenza e della telemetria fornita dalla piattaforma “ExPRESS Logistics Carriers” (ELCs) sulla ISS, con conseguente semplificazione del design e una significativa riduzione dei costi rispetto ad un satellite autonomo.
Tra gli oltre 40 oggetti osservati in questa fase preliminare, qui sotto riportiamo l'osservazione casuale di un brillamento X di tipo I, dovuto ad una esplosione termonucleare sulla superficie di una stella di neutroni:
Credit: NASA - Processing: M. Di Lorenzo
L'evento in questione si è verificato nel sistema binario 4U 1608–522, formato da una NS e da una stella di piccola massa dalla quale la NS risucchia materia; questa, precipitando e accumulandosi per effetto dell'enorme forza di gravità, innesca una fusione nucleare sulla superficie della NS la cui atmosfera si riscalda a milioni di gradi e brilla nei raggi X per qualche minuto prima di raffreddarsi. Questo raffreddamento è chiaramente visibile nel progressivo ridursi dell'energia dei raggi X dopo la rapida impennata iniziale; la cosa bella è che, grazie alla grande risoluzione temporale, NICER ha osservato i singoli impulsi prodotti dall'hot spot sulla superficie e ha trovato che la frequenza di rotazione, pari a 619 Hz, subiva un incremento dello 0,1% durante il raffreddamento, evidentemente a causa del trasferimento di momento angolare.
Per finire, qui sotto un altro esempio di risultati scientifici preliminari; anche qui si tratta di un sistema binario, stavolta la compagna della NS è una gigante di grande massa che perde materia attraverso un intenso vento solare. Questo materiale, ricco di elementi pesanti sintetizzati nell'anziana compagna, cade sulla NS e genera per fluorescenza delle righe spettrali chiaramente riconoscibili nello spettro X riportato qui sotto, testimonianza della ottima risoluzione spettrale di NICER:
Credit: NASA - Processing: M. Di Lorenzo
Riferimenti:
http://spaceflight101.com/dragon-spx11/nicer/
file:///C:/Users/Marco/Documents/Articoli/NICER-SPIE-July2012-v4.pdf
GOOGLENEWS
