GRS 1915+105 è il nome del sistema binario a raggi X scoperto nel 1992 dal GRANAT (Osservatorio Astrofisico Internazionale), lanciato nello spazio nel 1989 e rimasto attivo fino al 1998. Il sistema si trova nella costellazione dell’Aquila ed è costituito da una stella evoluta e da un buco nero di massa circa 10 volte la massa solare, attorno al quale orbita un disco di accrescimento che è il più esteso tra i sistemi binari a raggi X fin'ora noti; inoltre GRS 1915+105 è stata la prima sorgente galattica in cui abbiamo osservato espulsione di materiale a velocità superluminare. Dagli studi ci si aspettava che avrebbe smesso di emanare radiazione così intensamente entro qualche mese ma non ha mai interrotto la sua attività e gli astrofisici delle alte energie e i radioastronomi hanno deciso di studiarlo più approfonditamente. Cos’è quindi che rende questo buco nero unico?
Lo abbiamo chiesto a Olga Pietrosanti, studentessa al primo anno di magistrale di Astrophysics and Space Physics presso l’Università di Milano-Bicocca, che ha svolto la tesi triennale in Fisica sul sistema binario, Sara Motta, ricercatrice presso l’Osservatorio INAF di Merate che ha seguito Olga come relatrice esterna, e Massimo Dotti, professore di Introduction to Cosmology e Galaxies and Dynamics dell’Università Bicocca.
Olga, puoi spiegarci cos’è un sistema binario a raggi X?
Un sistema binario a raggi X è costituito da un oggetto compatto - ovvero una stella di neutroni o un buco nero - ed una stella compagna. I due sono gravitazionalmente legati e il forte campo dell’oggetto compatto attrae verso di sé il gas proveniente dalla stella. Quest’ultimo forma così un disco di accrescimento attorno all’oggetto compatto e, nel caso di un buco nero, la materia inizia a spiraleggiare verso l’orizzonte degli eventi in un processo durante il quale l’energia cinetica del gas viene convertita in luminosità con un’efficienza del 50% o superiore. Ciò significa che l’energia della materia in caduta verso il buco nero si converte in luce e dunque la sorgente emette radiazione in tutte le bande dello spettro elettromagnetico, ma prevalentemente nei raggi X. Tali sistemi sono transienti: trascorrono la maggior parte della loro vita in fase di quiescenza, ovvero la luminosità che emettono è spesso troppo bassa per essere rilevata, ma se la luminosità emessa aumenta di oltre 1000 volte rispetto alla quiescenza si dice che il sistema entra in fase di “outburst”. Durante questa fase la sorgente potrebbe espellere materia a velocità relativistica, la quale emette invece radiazione nelle bande radio e viene osservata come due getti che si propagano verso lo spazio esterno in direzione ortogonale rispetto al piano del disco.
Cos’è che differenzia GRS 1915+105 dagli altri buchi neri fino ad ora studiati? E qual è la scoperta più recente?
GRS 1915+105 è un sistema che è peculiare rispetto agli altri sistemi binari a raggi X con buco nero (“Black Hole X-Ray Binary” o BHXRB) poiché la sua fase di outburst, che solitamente dura qualche settimana o al massimo qualche mese, è durata ben 27 anni! Dal 1992, quando il sistema è stato osservato la prima volta, esso è stato molto attivo nell’X e nel radio, mentre nel luglio del 2018 è entrato in una nuova fase di bassa luminosità, seguita da una fase di oscuramento in X, ma intensa attività in diverse lunghezze d’onda e principalmente nel radio. Il sistema, che ha poi continuato ad indebolirsi da allora fino alla fine del 2021, recentemente si è stabilizzato attorno ad una luminosità che è elevata per un sistema binario prossimo alla quiescenza, ma, considerata l’alta luminosità di GRS 1915 durante tutto l’outburst, una luminosità così inferiore suggerisce che esso sia entrato in una fase che è stata definita di “quiescenza inusualmente brillante”. Ciò è probabilmente dovuto al fatto che la sorgente possieda il disco di accrescimento più esteso tra tutti i BHXRB fino ad ora conosciuti.
Nella mia tesi mi sono occupata di studiare una transizione anomala avvenuta subito prima della fase oscurata. Solitamente l’evoluzione dell’outburst di un sistema binario è descritta da un ciclo percorso in senso antiorario nel diagramma “hardness-intensity” (HID), ovvero un grafico in cui si rappresentano la quantità e l’energia dei fotoni emessi da una sorgente. GRS 1915+105, invece di seguire il “solito” tragitto che porta tutti i buchi neri alla quiescenza, ha effettuato un breve ciclo in senso orario nel diagramma HID ed infine la sua luminosità è diminuita in maniera inconsueta, andando ad indicare l’ingresso nella fase di quiescenza. Questa non è però l’unica particolarità di GRS 1915+105 e tutte le altre fasi di emissione anomala sono state studiate a fondo dalla dottoressa Motta e da altri prima di lei, ma ciò che è accaduto subito prima della quiescenza è stato insolito persino per un sistema tanto “fuori dalla norma” e suggerisce che qualcosa di nuovo sia accaduto al disco di accrescimento e abbia effettivamente causato la transizione verso la fase oscurata, portando poi la sorgente alla quiescenza.
Continuerete lo studio di questo sistema per capire cosa sia successo e come mai sia entrato in quiescenza dopo così tanti anni di attività?
Olga: Sì, indubbiamente. Io e la dottoressa Motta abbiamo interrotto lo studio a causa della mia urgenza di scrivere la tesi di laurea entro novembre, ma avevamo già pensato di approfondire i risultati trovati e raccoglierli in un paper. Al momento abbiamo ripreso i primi esiti della tesi e li stiamo rielaborando.
Dr.ssa Motta: Indubbiamente. GRS 1915+105 è uno dei sistemi binari X più interessanti che conosciamo. Lo studio e la caratterizzazione di questo sistema possono fornire informazioni cruciali per la comprensione dei sistemi binary X in generale. Il cambiamento che questa sorgente ha subito negli ultimi anni era atteso da molto tempo. Nel momento in cui è avvenuto GRS 1915 ha continuato a stupire mostrando nuovi comportamenti mai osservati precedentemente.
Sarà possibile trovare altri buchi neri che funzionano allo stesso modo o sarebbe come cercare l’ago in un pagliaio? Ci sono già delle ricerche in corso?
Dr.ssa Motta: GRS 1915+105 è per molto versi un unicum: nessun altro sistema mostra una fenomenologia così ricca e così disparata, ma esistono diversi altri sistemi (non solo sistemi binari con buchi neri, ma anche sistemi binari con stelle di neutroni) che mostrano saltuariamente comportamenti simili a quelli che osserviamo in 1915, e che per questo vengono studiati al fine di chiarire che fenomeni fisici stanno dietro a comportamenti simili in sistemi anche molto diversi.
Professor Dotti, quali conseguenze possono avere buchi neri come GRS 1915+105 sull’evoluzione delle galassie?
Fino ad ora buchi neri di questo tipo non hanno effetti particolarmente rilevanti nell’evoluzione delle galassie a causa delle masse relativamente piccole. Al contrario dei buchi neri supermassicci, ovvero con masse che possono arrivare a milioni o miliardi di volte quella del sole, la loro energia è troppo bassa per influenzare la vita delle galassie.
È possibile fare un paragone con gli AGN (nuclei galattici attivi) nelle galassie?
Certamente. All’interno di alcune galassie, come la nostra, i buchi neri supermassicci sono quasi spenti, mentre in altre sono così attivi da risultare fra le sorgenti più luminose dell'universo. Risulta però difficile studiare i processi fisici che portano un buco nero supermassiccio ad accendersi o spegnersi, poiché questi hanno tempi scala tipicamente molto più lunghi della vita di un astronomo. Questo ci porta a studiare buchi neri più piccoli, in cui avvengono gli stessi processi ma in tempi scala ridotti, per poter capire come funzionano quelli supermassicci. Nei buchi neri studiati fino ad ora avviene sempre un cambiamento di energia che li porta da stati di energia più alti a stati più bassi (stato di quiescenza). Come spiegato da Olga e dalla dottoressa Motta quest’evoluzione è stata osservata anche in GRS con la particolarità che è avvenuta al contrario: prima di arrivare allo stato di quiescenza GRS è passato infatti da uno stato più debole ad uno più elevato di energia che ha portato anche ad un cambiamento del colore del suo spettro.
Foto credits: X-ray: NASA/CXC/Harvard/J. Neilsen et al. Optical: Palomar DSS2 (http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/photo09-020.html)
