H.E.S.S. rileva una nebulosa a vento di pulsar in Vela Junior

Gli astronomi che utilizzano l'High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) hanno isolato con successo una potente sorgente di raggi gamma annidata all'interno del complesso guscio del resto di supernova Vela Junior. Questa scoperta epocale identifica la pulsar wind nebula (PWN) che circonda PSR J0855-4644, rivelando uno degli acceleratori leptonici più efficienti della Via Lattea. Utilizzando tecniche avanzate di modellazione 3D, il team di ricerca — che comprende Y. Tian, S. Casanova e Ł. Stawarz — ha risolto le emissioni ad alta energia sovrapposte che in precedenza avevano oscurato la firma univoca della pulsar. Il rilevamento, confermato con un'elevata significatività statistica di 12,2σ, offre uno sguardo raro sull'interazione tra una stella di neutroni in rapida rotazione e l'ambiente circostante.

La regione Vela Junior, formalmente nota come RX J0852.0-4622, è da tempo oggetto di studi intensi a causa del suo status di luminosa sorgente di raggi gamma TeV. Situato nel piano galattico, questo resto di supernova presenta una complessa morfologia "a guscio" (shell-like) che spesso maschera strutture interne più piccole. Le pulsar situate all'interno di tali resti sono note per essere eccezionali acceleratori di leptoni (elettroni e positroni), ma distinguere la loro emissione da quella del resto più ampio richiede una strumentazione di precisione e analisi dei dati sofisticate. Questo studio ha cercato di districare queste componenti per comprendere meglio la distribuzione dell'energia all'interno di questo complesso cimitero stellare.

Cos'è una pulsar wind nebula (PWN)?

Una pulsar wind nebula (PWN) è una struttura celeste alimentata da venti relativistici di particelle cariche che fluiscono da una stella di neutroni centrale in rapida rotazione chiamata pulsar. Questi venti energetici creano uno shock di terminazione (termination shock) dove le particelle subiscono un'accelerazione estrema, dando origine a emissioni non termiche visibili negli spettri radio, ai raggi X e ai raggi gamma ad alta energia. A differenza della struttura cava a guscio di un resto di supernova, una PWN appare tipicamente compatta e luminosa al centro.

Le pulsar wind nebulae fungono da enormi laboratori per lo studio dei plasmi magnetizzati relativistici in condizioni che non possono essere replicate sulla Terra. Nel caso di PSR J0855-4644, la nebulosa si forma quando il vento della pulsar interagisce con il mezzo ambiente circostante o con l'interno degli ejecta della supernova. Questa interazione trasforma l'energia cinetica rotazionale della pulsar in una nube di particelle ad alta energia, rendendola un candidato primario per lo studio dell'accelerazione leptonica all'interno della nostra galassia.

In che modo lo spettro della PWN differisce da quello di Vela Junior?

Lo spettro della PWN associata a PSR J0855-4644 segue una distinta distribuzione a legge di potenza con un indice di best-fit di ΓE = 1,81 ± 0,07stat, distinguendosi dal resto circostante. Mentre il guscio più ampio della supernova Vela Junior mostra una morfologia tipica delle particelle accelerate da shock, la PWN mostra un'emissione TeV con una luminosità centrale. Questa morfologia dipendente dall'energia ha permesso ai ricercatori di risolvere la nebulosa come una componente separata dal bagliore diffuso dei raggi gamma del guscio.

Per ottenere questa risoluzione, il team di ricerca ha applicato un metodo di full forward folding e una modellazione 3D ai dati raccolti dall'osservatorio H.E.S.S. Questa metodologia ha permesso loro di "sfogliare" i vari strati del sistema Vela Junior, identificando diverse componenti appartenenti al SNR e una specifica componente estesa coincidente con le coordinate della pulsar. Le osservazioni chiave di questa analisi spettrale includono:

• Indice spettrale: l'indice della PWN di 1,81 è significativamente più rigido rispetto a molti resti di tipo a guscio, indicando un diverso meccanismo di accelerazione.
• Campo magnetico: un fit congiunto leptonico a zona singola (one-zone) utilizzando i dati ai raggi X di XMM-Newton e i dati ai raggi gamma di H.E.S.S. ha stabilito un limite inferiore per il campo magnetico di 1,6 μG.
• Morfologia: l'emissione coincide fisicamente con la pulsar, mostrando una morfologia che si evolve con l'energia, un tratto classico delle pulsar wind nebulae.

Quali sono le implicazioni per l'accelerazione leptonica in questa regione?

Il rilevamento di una PWN ad alta energia in questa regione conferma che PSR J0855-4644 è un acceleratore altamente efficiente di elettroni e positroni. Questi risultati forniscono vincoli critici sui modelli di produzione di particelle nelle magnetosfere delle pulsar e aiutano a spiegare l'eccesso di positroni osservato nei dati dei raggi cosmici da esperimenti come PAMELA e AMS-02. Identificando questa sorgente, gli scienziati possono mappare meglio la distribuzione degli acceleratori di particelle cosmiche in tutta la Via Lattea.

L'accelerazione leptonica nello shock di terminazione del vento della pulsar è un contributo fondamentale al bilancio della radiazione ad alta energia della galassia. I dati di H.E.S.S. rivelano che la PWN di PSR J0855-4644 è coerente con la popolazione nota di pulsar wind nebulae TeV, eppure la sua posizione all'interno di un prominente resto di supernova la rende un esemplare ideale per studiarne l'evoluzione. L'indice spettrale osservato di α = 1,88 ± 0,01 rafforza ulteriormente la teoria secondo cui questi oggetti sono responsabili di una porzione significativa dei leptoni a ultra-alta energia che attraversano lo spazio interstellare.

Il successo di questo studio è ampiamente attribuito alle avanzate tecniche di analisi 3D che hanno permesso al team di isolare il segnale a 12,2σ da un rumore di fondo. Risolvendo con successo le componenti di emissione della regione Vela Junior, i ricercatori hanno fornito un modello per indagare altre sorgenti complesse e sovrapposte nel piano galattico. Questa precisione è essenziale per costruire un censimento completo di quanta energia le pulsar conferiscano al mezzo interstellare rispetto agli eventi di supernova da cui hanno origine.

Il futuro della regione Vela Junior

Le ricerche future su PSR J0855-4644 si concentreranno probabilmente su immagini a risoluzione più elevata per definire ulteriormente il confine tra il vento della pulsar e il guscio del SNR. Man mano che entreranno in funzione osservatori di prossima generazione come il Cherenkov Telescope Array (CTA), gli astronomi si aspettano di vedere dettagli ancora più fini della struttura della nebulosa. Queste osservazioni future aiuteranno a determinare se il vento della pulsar stia attualmente interagendo con lo shock inverso (reverse shock) della supernova, una fase che innesca cambiamenti significativi nella luminosità e nello spettro particellare di una nebulosa.

Comprendere l'evoluzione a lungo termine di questi sistemi è vitale per ricostruire la storia della formazione stellare e delle morti esplosive della nostra galassia. Il lavoro della collaborazione H.E.S.S. ha trasformato un complesso "ammasso" di raggi gamma in una mappa dettagliata di una pulsar e del suo resto, dimostrando che anche le sorgenti "nascoste" possono essere trovate con i giusti strumenti analitici. Per ora, PSR J0855-4644 testimonia la capacità delle stelle di neutroni di agire come alcuni dei motori di particelle più formidabili dell'universo.