Accordare l’Orchestra Cosmica: Calibrare ASO-S/HXI per Svelare i Segreti del Sole

Ciao a tutti gli appassionati di spazio e del nostro Sole! Oggi voglio portarvi dietro le quinte di un lavoro tanto affascinante quanto cruciale: far “parlare” la stessa lingua a diversi telescopi spaziali che osservano i potenti eventi che accadono sulla nostra stella, in particolare le emissioni di raggi X durante i brillamenti solari. Parliamo della calibrazione incrociata spettrale, e nello specifico di come stiamo mettendo a punto il nostro strumento HXI a bordo del satellite ASO-S (Advanced Space-based Solar Observatory) confrontandolo con altri “occhi” cosmici come STIX su Solar Orbiter, GBM su Fermi e Konus-Wind.

Perché è così importante questa “sincronizzazione”?

Immaginate di voler capire la forma tridimensionale di un’esplosione solare o come l’energia viene emessa in diverse direzioni (la cosiddetta direttività). Avere un solo punto di vista non basta. È come cercare di capire la forma di una scultura guardandola solo da davanti. Serve osservarla da più angolazioni contemporaneamente! Ecco dove entrano in gioco le missioni multiple. ASO-S/HXI e Solar Orbiter/STIX, in particolare, ci offrono per la prima volta la possibilità di avere immagini e spettri (cioè la “ricetta” energetica della luce) dello stesso brillamento solare da punti di vista diversi e nello stesso intervallo di energia (circa 10-150 keV).

Ma c’è un “ma”. Ogni strumento è un pezzo unico, con le sue caratteristiche, la sua sensibilità, il suo modo di “vedere” i raggi X. Prima di poter confrontare direttamente i dati e dire “Ok, questa differenza è dovuta alla fisica del brillamento e non a una diversa taratura degli strumenti”, dobbiamo essere sicurissimi che siano perfettamente calibrati l’uno rispetto all’altro. È un po’ come accordare tutti gli strumenti di un’orchestra prima di un concerto: ognuno deve suonare la nota giusta!

La sfida della calibrazione incrociata

Mettere d’accordo strumenti diversi non è una passeggiata. Ci sono un sacco di fattori da considerare:

• Effetti di albedo: i raggi X possono “rimbalzare” sull’atmosfera solare (la fotosfera) e questo effetto cambia a seconda dell’angolo da cui si guarda.
• Risoluzione energetica diversa: alcuni strumenti distinguono meglio le energie dei fotoni rispetto ad altri.
• Design dei rivelatori differente.
• Livelli di rumore di fondo variabili.
• Effetto “pile-up”: quando arrivano troppi fotoni tutti insieme, il rivelatore può “confondersi” e registrarli come un unico evento di energia più alta, distorcendo lo spettro. Questo è particolarmente vero per brillamenti molto intensi.
• Effetti strumentali specifici di ogni missione.

Insomma, è un lavoro da detective, dove dobbiamo isolare le differenze reali dovute al fenomeno osservato da quelle apparenti dovute agli strumenti.

Il check-up interno di HXI

Prima di confrontarci con gli altri, abbiamo fatto un controllo “in famiglia”, all’interno di HXI stesso. HXI ha tre rivelatori principali (chiamati D92, D93, D94, o T1, T2, T3 per gli amici) che misurano il flusso totale di raggi X. T1 e T2 sono gemelli, con un filtro di alluminio più spesso (0.85 mm), mentre T3 ha un filtro più sottile (0.6 mm) per essere più sensibile alle basse energie. Idealmente, analizzando lo stesso evento, dovremmo ottenere risultati molto simili da tutti e tre (tenendo conto delle diverse sensibilità).

Ebbene, ci siamo accorti che qualcosa non tornava. Confrontando gli spettri ottenuti dai tre rivelatori per gli stessi brillamenti, abbiamo notato che il T3 (quello col filtro sottile) sembrava “vedere” le cose in modo leggermente diverso dagli altri due, specialmente alle energie più basse. Le curve spettrali non combaciavano perfettamente come ci aspettavamo.

Trovare la giusta “accordatura” per T3

A questo punto, il sospetto è caduto sulla cosiddetta matrice di risposta del rivelatore T3. Questa matrice è fondamentale: è un modello matematico che descrive come il rivelatore traduce i fotoni X in arrivo (con la loro energia reale) nei conteggi che noi misuriamo (distribuiti nei canali energetici dello strumento). Se la matrice non è accurata, l’interpretazione dello spettro sarà sbagliata.

Cosa abbiamo fatto? Abbiamo usato i dati degli altri strumenti (STIX, Fermi, Konus-Wind) come riferimento esterno. Confrontando i dati di HXI T3 con quelli che ci saremmo aspettati basandoci sulle osservazioni quasi simultanee delle altre missioni, abbiamo avuto conferma: la matrice di risposta di T3 andava aggiustata. Sembrava che il filtro di alluminio, nella pratica, si comportasse come se fosse leggermente più sottile di quanto misurato inizialmente (0.6 mm).

Abbiamo quindi iniziato un lavoro di simulazione certosino, utilizzando il potente strumento software GEANT4. Abbiamo creato diverse matrici di risposta per T3, ipotizzando spessori effettivi dell’alluminio via via minori (0.55 mm, 0.50 mm, 0.45 mm…). Per ogni spessore simulato, abbiamo ri-analizzato i dati dei brillamenti e confrontato i risultati sia internamente (T3 vs T1/T2) sia esternamente (T3 vs STIX/Fermi/Konus-Wind).

Il risultato? Lo spessore effettivo che metteva tutti d’accordo, minimizzando le discrepanze, era di 0.5 mm! Con questa nuova matrice di risposta “calibrata”, i dati di T3 si sono allineati splendidamente sia con quelli dei suoi fratelli T1 e T2, sia con quelli degli altri telescopi.

I frutti della calibrazione: un’orchestra (quasi) perfetta

Con la nuova matrice di risposta per T3 implementata (che sarà disponibile nella prossima versione del software HXI, v1.50beta!), abbiamo ri-analizzato tutti gli eventi selezionati. I risultati sono davvero incoraggianti!

Abbiamo scoperto che:

• Circa l’88% degli eventi co-osservati mostra una consistenza nell’indice spettrale degli elettroni (un parametro chiave che descrive l’energia delle particelle accelerate) entro un margine di ±0.5 tra i diversi strumenti.
• Confrontando i conteggi totali sopra i 30 keV (dove domina l’emissione non termica, cruciale per studiare l’accelerazione), le differenze tra HXI e STIX sono inferiori al 10% per brillamenti osservati con un angolo di separazione piccolo (< 20°). Addirittura, la differenza media scende a un incredibile ±4%!
• Anche con Fermi/GBM, per brillamenti di moderata intensità, le differenze nei conteggi sopra i 30 keV restano entro il ±10%.

Questi livelli di accordo sono fantastici! Significano che ora possiamo fidarci molto di più quando confrontiamo i dati e possiamo iniziare a fare studi quantitativi sulla direttività dei raggi X e sulla struttura 3D dei brillamenti. Le piccole differenze residue possono finalmente essere attribuite (con cautela!) alla fisica reale del Sole.

Sfide future e conclusioni

Certo, il lavoro non è finito. Rimangono delle sfide:

• Le incertezze residue nella conoscenza perfetta delle risposte dei rivelatori.
• L’effetto pile-up, che può ancora giocare brutti scherzi nei brillamenti più intensi, specialmente per strumenti come Fermi/GBM.
• La modellizzazione dell’effetto albedo, che è complessa e dipende dalle caratteristiche del brillamento.
• La calibrazione precisa alle energie più basse, che rimane delicata.

Tuttavia, questo lavoro preliminare di calibrazione incrociata tra HXI, STIX, Fermi e Konus-Wind è un passo avanti enorme. Dimostra che, nonostante le difficoltà, possiamo far collaborare i nostri “occhi” spaziali per ottenere una visione più completa e accurata dei fenomeni più energetici del nostro Sole. Siamo pronti per studiare la direttività dei raggi X e l’anisotropia degli elettroni accelerati con un livello di dettaglio mai raggiunto prima, specialmente nell’intervallo energetico tra 30 e 80 keV dove tutti questi strumenti danno il meglio di sé. L’orchestra cosmica è accordata, e non vediamo l’ora di ascoltare la musica del Sole!

Fonte: Springer