G54.1+0.3

G54.1+0.3 è la nebulosa plerionica che si avvicina di più alle caratteristiche della Crab: questo è il motivo per cui Lu et al. (2002, ApJ, 568, L49) l'hanno soprannominata ``il cugino stretto della Crab''. Usando dei dati Chandra, questi autori hanno mostrato la presenza di una struttura toroidale ben definita a circa 10'' dalla pulsar, ed anche una elongazione della nebulosa nella direzione est-ovest, che potrebbe indicare la presenza di getti. Da questi dati, la dimensione della nebulosa nella banda X e di 1 arcmin, ma le parti più esterne di essa sono molto deboli, ed il bordo non è ben definito. Nella banda radio, invece, la nebulosa sembra essere più grande, circa 1.5 arcmin, che corrispondono a circa 1.5 pc ad una distanza di 5 kpc. È importante capire sino a quanto questa differenza fra le dimensioni radio ed X sia reale (dunque dovuta alle perdite di sincrotrone degli elettroni emittenti), oppure un artefatto della limitata sensibilità delle osservazioni nella banda X.

Confrontando le mappe spettrali e di luminosità nella banda dei raggi X ed in quella radio, si possono estrarre informazioni importanti sullo spettro di sincrotrone in diverse regioni di questa nebulosa, e si può seguire la distribuzione spaziale e spettrale degli elettroni che emettono tale radiazione. Lu et al. (2002) hanno effettuato alcuni fit spettrali in alcune regioni dentro G54.1+0.3, ed hanno mostrato la presenza di alcune variazioni spettrali all'interno delle nebulosa. Purtroppo, un'analisi dettagliata e quantitativa mancava in letteratura, perché richiede una sensibilità superiore ed una attenta sottrazione di tutte le componenti di background, incluso il contributo derivante dalla diffusione dei fotoni da parte delle particelle di polvere del mezzo interstellare.

Un altro motivo di interesse è l'assenza di una shell attorno a questo plerione. È ragionevole attendersi che tale shell sia presente in tutti plerioni, e che sia solo una questione di sensibilità delle osservazioni il fatto che non ci sia in G54.1+0.3. Infatti, una shell è stata scoperta in G21.5-0.9 (Bocchino et al. 2005), in G0.9+0.1 (Porquet et al. A&A, 401, 197), in G11.2-0.3 e G292.0+1.8. Le esperienze passate hanno dimostrato che l'osservazione dei plerioni nella banda X con gli strumenti attualmente in orbita si è dimostrata efficace nella rivelazione di shell precedentemente sconosciute, anche in presenza di alto assorbimento interstellare. Dunque, anche se G54.1+0.3 sembra essere in radio un plerione ``purò' (cioè senza la shell), ci sono delle ottime ragioni per cercare la shell mancante. Gli oggetti in cui sono rivelati la pulsar centrale (come in G54.1+0.3, recentemente scoperta), la nebulosa plerionica e la shell tutte insieme, sono considerati molto importanti ai fini del confronto con i modelli evolutivi dei resti di supernova compositi.

Figure: A sinistra: Immagine del tasso di conteggi nei raggi X della nebulosa plerionica G54.1+0.3 nella banda $1-7$ keV ottenuta con il satellite XMM-Newton, sovrapponendo le immagini di tutti gli strumenti della camera EPIC. A destra: Immagine di G54.1+0.3 ottenuta con il satellite giapponese SUZAKU, sovrapponendo le osservazioni di tutte le camere CCD nella banda $1-7$ keV.

Per questo motivo abbiamo avviato una campagna di osservazioni di questo oggetto con il satellite dell'Agenzia Spaziale Europea XMM-Newton e con il satellite dell'Agenzia Spaziale Giapponese (JAXA) SUZAKU. L'osservazione SUZAKU è stata condotta il 30.10.2007 per un tempo di esposizione di 84 ks per ognuno dei 3 CCD XIS, durante il quale sono stati raccolti circa 45000 fotoni. L'osservazione XMM-Newton è stata condotta il 26.09.2006, per un totale di 41 ks per ognuno degli strumenti PN, MOS1 e MOS2. L'analisi delle osservazioni è ancora in corso ed in Fig.  mostriamo alcuni risultati iniziali. I dati raccolti dagli strumenti della camera EPIC di XMM-Newton (cioè il PN, MOS1 e MOS2) sono stati combinati per sfruttare al massimo l'area efficace dello strumento, tenendo conto delle differenze in sensibilità ed efficienza di ognuno degli strumenti facente parte della combinazione. L'immagine risultante è mostrata nel pannello a sinistra della Fig. , dove il cerchio bianco più interno rappresenta l'estensione radio del plerione (circa 2 arcmin di raggio). Risulta evidente la presenza di un alone di emissione X diffusa fino ad una distanza dalla pulsar di circa 6 arcmin, marcata dal cerchio bianco più esterno. Tale emissione era precedentemente sconosciuta ed ha un valore di luminosità superficiale circa 300 volte minore delle regioni più brillanti immediatamente vicine alla pulsar (saturate in bianco nell'immagine mostrata). La struttura dell'alone non sembra essere a simmetria sferica, ma presenta una parte più luminosa nella zona sud del plerione, lasciando intravedere una strutture più fine fatta di strutture più piccole delle dimensioni di 1 arcmin. Non c'è traccia di emissione radio associata con l'alone X appena scoperto. La relativa bassa luminosità dell'alone ha richiesto la realizzazione di una verifica indipendente della sua esistenza, e per questo motivo abbiamo combinato le osservazioni con tutti gli strumenti a bordo di SUZAKU per realizzare l'immagine mostrata nel pannello a destra di Fig. , con una procedura simile a quella usata per XMM-Newton per la massimizzazione del rapporto segnale sul rumore e la correzione degli effetti di vignetting dello strumento. L'immagine SUZAKU mostra anch'essa la presenza di emissione diffusa attorno al plerione, sebbene con alcune differenze morfologiche dovute alle diverse caratteristiche della funzione di risposta alle sorgenti puntiformi (PSF) e le differenze in sensibilità dei due strumenti, e dunque conferma in pieno l'esistenza dell'alone. Attualmente stiamo verificando l'origine fisica dell'alone, ed in particolare stiamo effettuando dei confronti con i modelli di diffusione dei raggi X da parte delle particelle di polvere interstellare, in modo da verificare se l'emissione osservata è intrinseca alla sorgente oppure no. È inoltre prevista un'analisi spettrale completa dell'alone e, qualora si dovesse verificare essere la shell finora sconosciuta di G54.1+0.3, il confronto con modelli evolutivi di resti di supernova compositi per stabilire l'età dell'oggetto.