La PWN G21.5-0.9 ha attirato molto interesse a causa delle sue proprieta' molto diverse rispetto alla Crab, ed in particolare un rapporto piu' basso e la presenza di un break nello spettro sotto i 100 GHz, non compatibile con la teoria di emissione per sincrotrone (anche se ultimamente il valore della frequenza di break e' stato rivisto verso l'alto). Una serie di recenti osservazioni XMM-Newton e Chandra hanno mostrato la presenza di un alone di emissione X attorno al plerione di origine sconosciuta, che non mostra alcuna controparte radio, cosi' come atteso invece nel caso in cui l'alone fosse da attribuire alla shell del resto di supernova o al plerione stesso.
Abbiamo effettuato un'analisi estensiva dei dati XMM-Newton e Chandra dell'alone, includendo tutte le osservazioni pubbliche di questo oggetto, che, essendo uno dei target di calibrazione strumentale, e' stato osservato molte volte. Si e' evidenziato che l'emissione X dell'alone e' composta da due componenti: emissione diffusa ed alcuni grumi di emissione concentrata ad essa sovrapposta. Lo spettro del piu' luminoso dei grumi (denominato "North Spur") e' stato analizzato dettagliatamente ed ha rivelato che la composizone della sorgente e' di tipo solare e che la sua eta' e' piuttosto giovane (100-1000 anni). Si e' concluso che l'origine del grumo sia da ricercare nell'interazione fra i frammenti stellari ed il guscio di idrogeno di una supernova di tipo IIP. In questo modo, si e' potuto identificare il tipo della supernova progenitrice, con una precisione mai prima raggiunta su questo oggetto.
Abbiamo verificato che la componente diffusa dell'alone e' pesantemente contaminata dall'emissione diffusa dalla polvere interstellare. Abbiamo realizzato un modello per la componente diffusa ed abbiamo esplorato il range dei parametri della polvere compatibile con le osservazioni. Una volta sottratta la componente diffusa, abbiamo rivelato la presenza di una shell incompleta associata all'espansione dello shock primario del RSN nel mezzo interstellare, che prima risultava invisibile.
Una volta rivelata la shell e la posizione degli ejecta (definita dal "North Spur"), abbiamo realizzato un modello per l'interazione della PWN con il materiale circumstellare che spiega bene le posizioni relative di tutte gli oggetti. Abbiamo quindi ricavato una stima dell'eta della PWN dell'ordine di 200-1000 anni. La mancanza di un supernova storica associata con quest'oggetto non e' una sorpresa vista l'alta estinzione interstellare in questa direzione del cielo.
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La PWN G21.5-0.9 e' stata osservata anche con il satellite per l'astronomia gamma dell'ESA INTEGRAL, ed e' stata rivelata nella banda 10-100 keV dallo strumento ISGRI. In generale, la conoscenza attuale dello spettro duro nella banda X dei PWN, ad energie maggiori di 10 keV, e' piuttosto limitata. Le uniche eccezioni sono la Crab e la Vela. Tuttavia, la forma dello spettro della nebulosa a queste energie rivela i dettagli del processo di accelerazione degli elettroni allo shock di terminazione della pulsar e della loro diffusione fino all'estremita' della nebula. Recentemente, sono stati presentati in letteratura dei sofisticati modelli magneto-idrodinamici che per la prima volta sono capaci di fare delle predizioni accurate riguardo allo spettro ad alta energia delle PWN, sottolineando l'importanza della banda dura nel vincolare i parametri del modello, ed in particolare il parametro di magnetizzazione, altrimenti estremamente difficile da misurare.
Abbiamo avviato un progetto di confronto fra questi modelli ed i dati disponibili sullo spettro ad alta energia delle PWN. G21.5-0.9 e' inclusa in molte osservazioni iNTEGRAL del centro galattico, ed abbiamo accumulato 489 puntamenti per un totale di 934 ks. Abbiamo poi fittato lo spettro XMM e quello IBIS/ISGRI congiutamente, rivelando che lo spettro puo' essere descritto con un unica legge di potenza in tutta la banda (1-100 keV). Abbiamo tuttavia verificato che un break nello spettro non e' escluso completamente dai dati, a patto di essere ad energie maggiori di 30-40 keV ed avere un cambio di pendenza superiore a 0.4. Si e' cosi' potuto escludere che G21.5-0.9 presenti dei break a bassa energia e con ampiezze grandi, tipo quello gia' rivelato nella PWN della Vela. Attualmente stiamo verificando quale regione nello spezio dei parametri viene esclusa dal confronto fra i nostri dati ed i recenti modelli magneto-idrodinamici delle PWN.