Il flare storico di Sagittarius A fu un evento polarizzante ?


Una mappa di una regione della Zona Molecolare Centrale dove sarà possibile rilevare la polarizzazione con l’IXPE. L’emissione di raggi X riflessa rilevata da Chandra viene mostrata sullo sfondo, mentre le linee bianche e nere indicano l’angolo di polarizzazione. Il grado di polarizzazione è rappresentato dalla lunghezza delle linee. Le linee bianche sono la polarizzazione prevista se la sorgente non è polarizzata e le linee nere sono la polarizzazione prevista da una sorgente polarizzata linearmente.

Ogni tanto, il buco nero supermassiccio al centro della nostra Galassia, noto come Sgr A, ha una fiammata. Il buco nero non è dormiente, anzi, emette più luce del solito. Questi flare-up durano poche ore prima di morire di nuovo, in uno stato relativamente fioco. La luce regolare proviene dall’accrescimento del materiale, e se questo tasso di accrescimento aumenta, aumenta anche l’emissione.

Circa 120 anni fa, Sgr A ebbe un brillamento molto più luminoso dei tipici brillamenti e durò circa 1,5 anni. L’evento fu così luminoso che i suoi echi possono essere visti ancora oggi riflettersi sulle vicine nubi cosmiche. All’interno di circa 500 pc di Sgr A si trova una regione conosciuta come Zona Molecolare Centrale, che contiene dense nubi molecolari. La luce del flare, avendo viaggiato per 120 anni dalla nostra prospettiva (ma istantaneamente per la luce), colpisce le nubi molecolari e rimbalza verso di noi.

Dall’emissione dei raggi X di queste nubi, possiamo dedurre quando è avvenuto il brillamento in base alla distanza della nube dalla sorgente. Ciò deriva da una tecnica chiamata mappatura del riverbero, che può essere utilizzata nelle galassie attive per saperne di più sui loro buchi neri. Gli autori dell’articolo di oggi hanno presentato un modo per imparare qualcosa di più che la tempistica dei flare di Sgr A, utilizzando una proprietà della luce nota come polarizzazione.

La luce è costituita da campi sia elettrici che magnetici, oscillanti perpendicolarmente tra loro e nella direzione di propagazione. Molte delle luci che sperimentiamo quotidianamente non sono polarizzate – il che significa che la direzione del campo elettrico è casuale per ogni fotone. Tuttavia, molti processi astronomici producono luce polarizzata. Cioè, il campo elettrico della luce si trova preferibilmente in una direzione. Il grado di polarizzazione indica quanto della luce si comporta in questo modo.

Questa figura mostra la geometria della polarizzazione da dispersione di una singola nube molecolare (cerchio grigio). Le coordinate sono centrate su Sgr A, la fonte presunta. Le linee blu e rosse rappresentano i casi in cui la luce della sorgente è rispettivamente non polarizzata e polarizzata. Nel caso in cui la luce della sorgente sia polarizzata, l’angolo di polarizzazione rispetto al piano di diffusione è indicato da Φ.

La luce che riceviamo dalle dense nubi molecolari che riflettono lo storico flare è polarizzata, come ci si potrebbe aspettare. Se la luce proveniente dalla sorgente non è polarizzata, allora la luce diffusa è polarizzata (vedi le linee blu nella Figura sopra) in modo che il campo elettrico sia perpendicolare al piano di diffusione nella figura questo è il piano x-z). Se la sorgente emette luce polarizzata (le linee rosse), le cose si fanno un po’ più complicate. In sostanza, sia il grado di polarizzazione che l’angolo di polarizzazione dipendono dall’orientamento del campo elettrico della sorgente rispetto al piano di diffusione (angolo Φ).

Sulla base della geometria della dispersione e della nostra capacità di misurare la polarizzazione, possiamo solitamente dedurre da dove proviene la luce originale. Tuttavia, se pensiamo di sapere già dove si trova la sorgente (in questo caso, la posizione di Sgr A), possiamo usare le informazioni sulla polarizzazione per dedurre se l’emissione dalla sorgente è polarizzata o meno e, in tal caso, le proprietà di polarizzazione.

Ecco la fregatura: attualmente non possiamo misurare la polarizzazione dei raggi X di queste nubi. Tuttavia, l’Imaging X-Ray Polarimetry Explorer (IXPE) avrà proprio questa capacità. Attualmente previsto per il lancio nell’aprile 2021, questo veicolo spaziale migliorerà la sensibilità dei dati di polarizzazione di due ordini di grandezza e sarà in grado di sondare le dense nubi molecolari che sono attualmente illuminate da quella storica fiammata.

In previsione di ciò, gli autori di oggi hanno prodotto la mappa di polarizzazione prevista che sovrappone una mappa dell’emissione di raggi X prodotta dall’Osservatorio a raggi X di Chandra. (Immagine in alto)Le linee bianche indicano l’angolo di polarizzazione se la sorgente del flare non era polarizzata e le linee nere rappresentano una sorgente polarizzata.

Con IXPE, saremo in grado di risolvere le proprietà di polarizzazione delle singole nubi e di confrontarle con i diversi scenari presentati in questo documento e di far luce sull’origine fisica dell’eruzione. Questo potrebbe rispondere all’importante domanda di come ha avuto origine l’eruzione di 120 anni fa, se si tratta solo di un evento più grande dei tipi che vediamo oggi, o se è stato causato da qualcos’altro. Ci sono altre eruzioni storiche che potrebbero essere esaminate anche in questo modo. Questo potrebbe portare a prevedere i futuri brillamenti, che potrebbero presentare opportunità astronomiche ancora sconosciute.

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