Questa immagine, presa dall'osservatorio XMM-Newton dell'ESA, mostra il cuore del residuo di supernova RCW103. Una nuova stella di neutroni normalmente ruota abbastanza rapidamente, ma poi il suo potente campo magnetico la rallenta. Ma un campo magnetico non è stato in grado di farlo entro 2000 anni, come hanno osservato gli astronomi.
Grazie ai dati del satellite XMM-Newton dell'ESA, un team di scienziati che ha esaminato più da vicino un oggetto scoperto oltre 25 anni fa ha scoperto che non è come nessun altro conosciuto nella nostra galassia.
L'oggetto si trova nel cuore del residuo della supernova RCW103, i resti gassosi di una stella esplosa circa 2 000 anni fa. Preso al valore nominale, RCW103 e la sua fonte centrale sembrerebbero un esempio da manuale di ciò che rimane dopo un'esplosione di una supernova: una bolla di materiale espulso e una stella di neutroni.
Un'osservazione profonda e continua di 24,5 ore ha tuttavia rivelato qualcosa di molto più complesso e intrigante. Il team, dell'Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF) dell'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) di Milano, Italia, ha scoperto che l'emissione dalla fonte centrale varia con un ciclo che si ripete ogni 6,7 ore. Questo è un periodo sorprendentemente lungo, decine di migliaia di volte più lungo del previsto per una giovane stella di neutroni. Inoltre, le proprietà spettrali e temporali dell'oggetto differiscono da una precedente osservazione XMM-Newton di questa stessa fonte nel 2001.
"Il comportamento che vediamo è particolarmente sconcertante in vista della sua giovane età, meno di 2 000 anni", ha detto Andrea De Luca di IASF-INAF, l'autore principale. “Ricorda una fonte di svariati milioni di anni. Per anni abbiamo avuto la sensazione che l'oggetto fosse diverso, ma fino ad ora non abbiamo mai saputo quanto fosse diverso. "
L'oggetto si chiama 1E161348-5055, che gli scienziati hanno convenientemente soprannominato 1E (dove E sta per Osservatorio di Einstein che ha scoperto la fonte). È incorporato quasi perfettamente al centro di RCW 103, a circa 10.000 anni luce di distanza nella costellazione della Norma. L'allineamento quasi perfetto di 1E nel centro di RCW 103 lascia gli astronomi piuttosto fiduciosi che i due siano nati nello stesso evento catastrofico.
Quando una stella almeno otto volte più massiccia del nostro sole esaurisce il combustibile per bruciare, esplode in un evento chiamato supernova. Il nucleo stellare implode, formando una densa pepita chiamata stella di neutroni o, se c'è abbastanza massa, un buco nero. Una stella di neutroni contiene circa una massa di un sole ammassata in una sfera larga solo circa 20 chilometri.
Gli scienziati hanno cercato per anni la periodicità di 1E al fine di saperne di più sulle sue proprietà, come la velocità con cui gira o se ha un compagno.
"La nostra chiara individuazione di un periodo così lungo insieme alla variabilità secolare nell'emissione di raggi X costituisce una fonte molto strana", ha dichiarato Patrizia Caraveo di INAF, co-autrice e leader del Gruppo Milano. "Tali proprietà in un oggetto compatto di 2000 anni ci lasciano con due scenari probabili, essenzialmente una fonte che è alimentata da accrescimento o alimentata da campo magnetico."
1E potrebbe essere una magnetar isolata, una sottoclasse esotica di stelle di neutroni altamente magnetizzate. Qui, le linee del campo magnetico agiscono come freni per la stella che gira, liberando energia. Sono note circa una dozzina di magnetar. Ma le magnetar di solito ruotano più volte al minuto. Se 1E gira solo una volta ogni 6,67 ore, come indica il rilevamento del periodo, il campo magnetico necessario per rallentare la stella di neutroni in soli 2000 anni sarebbe troppo grande per essere plausibile.
Un campo magnetico magnetarico standard potrebbe fare la differenza, tuttavia, se un disco di detriti, formato da materiale residuo della stella esplosa, aiuta anche a rallentare la rotazione della stella di neutroni. Questo scenario non è mai stato osservato prima e indicherebbe un nuovo tipo di evoluzione della stella di neutroni.
In alternativa, il lungo periodo di 6,67 ore potrebbe essere il periodo orbitale di un sistema binario. Una tale immagine richiede che una stella normale a bassa massa sia riuscita a rimanere legata all'oggetto compatto generato dall'esplosione della supernova 2000 anni fa. Le osservazioni consentono un compagno di metà della massa del nostro Sole, o anche più piccolo.
Ma 1E sarebbe un esempio senza precedenti di un sistema binario a raggi X a bassa massa nella sua infanzia, un milione di volte più giovane dei sistemi binari a raggi X standard con compagni di luce. La giovane età non è l'unica peculiarità di 1E. Il modello ciclico della sorgente è molto più pronunciato di quello osservato per dozzine di sistemi binari a raggi X a bassa massa che richiedono un insolito processo di alimentazione di stelle a neutroni.
Un doppio processo di accrescimento potrebbe spiegare il suo comportamento: l'oggetto compatto cattura una frazione del vento della stella nana (accrescimento del vento), ma è anche in grado di estrarre gas dagli strati esterni del suo compagno, che si deposita in un disco di accrescimento (disco accrescimento). Un meccanismo così insolito potrebbe essere all'opera in una fase iniziale della vita di un binario a raggi X a bassa massa, dominato dagli effetti dell'eccentricità iniziale, prevista, orbitale.
"RCW 103 è un enigma", ha dichiarato Giovanni Bignami, direttore del CESR, Tolosa e coautore. "Semplicemente non abbiamo una risposta definitiva a ciò che sta causando i lunghi cicli di raggi X. Quando lo scopriremo, impareremo molto di più sulle supernove, sulle stelle di neutroni e sulla loro evoluzione ".
Se la stella fosse esplosa nel cielo del nord, Cleopatra avrebbe potuto vederla e considerarla un presagio della sua infelice fine, disse Caraveo. Invece l'esplosione è avvenuta in profondità nel cielo meridionale e nessuno l'ha registrata. Tuttavia, la fonte è di buon auspicio per gli astronomi a raggi X che sperano di conoscere l'evoluzione stellare.
Fonte originale: comunicato stampa ESA
