Swift Gamma Ray Burst Explorer: differenze tra le versioni

* XRT (X-ray Telescope, letteralmente ''Telescopio a [[raggi X]]'')<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/general_faq.html#xray_specs Le specifiche di XRT dal sito ufficiale]</ref>: utilizza un [[telescopio Wolter|telescopio Wolter di tipo I]] ed è abbinato ad un sensore (di tipo [[CCD]]) per [[fotone|fotoni]] di energia compresa tra 0,2 e 10 [[keV]]. Il campo di vista di XRT è di circa 25 [[Primo (geometria)|arcominuti]]. La focalizzazione dei [[fotone|fotoni]] permette ad XRT di migliorare la localizzazione della sorgente individuata da BAT arrivando ad un’incertezza di 3,6 [[Secondo (geometria)|arcosecondi]]. Oltre a migliorare la localizzazione del transiente, questo strumento molto sensibile permette di analizzare lo spettro del transiente o dell'emissione residua dei GRB (detta afterglow), la cui durata può protrarsi per giorni o settimane.

* UVOT (Ultraviolet/Optical Telescope, letteralmente ''Telescopio ultravioletto/ottico'')<ref>[http://swift.sonoma.edu/about_swift/general_faq.html#uv/opt_specs Le specifiche di UVOT dal sito ufficiale]</ref>: si tratta di un telescopio realizzato con una configurazione [[Ritchey-Chrétien]] modificata e con uno specchio primario da 30 cm. Il campo di vista UVOT è di circa 17 [[Primo (geometria)| arcominuti]]. È sensibile nelle [[lunghezza d'onda]] dal visibile all' [[ultravioletto]] (170 – 600 nm). Nonostante le dimensioni modeste dello specchio, il vantaggio di operare al di fuori del grosso dell’[[atmosfera]] terrestre gli consente di avere un’ottima sensibilità (paragonabile a quella di un telescopio da 4 m sulla Terra) e di raggiungere una risoluzione inferiore all'[[Secondo (geometria)|arcosecondo]].


Questa rapidità, che sarebbe difficile da raggiungere se fosse necessario un intervento umano, consente sia di ottenere rapidamente posizioni via via più precise, utili per puntare altri strumenti, sia di raccogliere preziose informazioni sul lampo in diverse bande energetiche sin dai primi istanti del fenomeno.

== Contributo italiano ==

Ogni tipo di sorgente celeste ha ricevuto attenzione da parte di Swift, dalle [[comete]] fino alle [[Galassia attiva | galassie attive]] più lontane, passando per [[magnetar]], sorgenti binarie, [[supernova|supernovae]], fino ad arrivare al recente evento di distruzione di una stella da parte di un buco nero di alcuni milioni di masse solari al centro di una galassia lontana circa 1.9 miliardi di [[parsec]]. Nulla sfugge a Swift che pattuglia il cielo instancabilmente ed è sempre pronto a ripuntare in automatico. A volte le sorgenti sono vecchie conoscenze ma molto spesso sono assolute novità. Sono tanti e tali i possibili utilizzi di Swift che ora la caccia ai GRB non è più il compito che assorbe la maggior parte del tempo di osservazione del satellite. Questo non significa affatto che i GRB vengano trascurati. Semplicemente non si continua l’osservazione ad oltranza, fino a quando l’emissione X svanisce del tutto. Solo GRB con caratteristiche peculiari, oppure quelli straordinariamente brillanti, vengono osservati a lungo. Il tempo di osservazione che viene così liberato è dedicato all’osservazione di centinaia di sorgenti celesti, spesso in collaborazione con altri satelliti. Tutte le sorgenti rilevate dal telescopio spaziale gamma [[Fermi Gamma-ray Space Telescope | Fermi]] ma di natura non chiara, per esempio, vengono osservate di routine da Swift. Nel caso di utilizzo coordinato di Swift e Fermi, lo strumento più importante è il telescopio XRT, perché quello che più interessa è localizzare una possibile controparte della sorgente gamma. Per lo studio delle [[supernova|supernovae]], invece, lo strumento più importante è il telescopio UVOT. Grazie alle osservazioni di Swift abbiamo una straordinaria copertura delle curve di luce (l’evoluzione dell’energia emessa in funzione del tempo) di decine di [[supernova|supernovae]]. Tra i risultati ottenuti con Swift al di fuori del campo dei GRB si annoverano:

* 9 gennaio [[2008]]: SN 2008D, una supernova nella galassia [[New General Catalogue | NGC]] 2770. Si è trattato di un evento fortuito: gli strumenti di Swift hanno registrato i primissimi momenti di questa supernova mentre stavano effettuando un’osservazione di routine di un’altra supernova precedentemente esplosa nella stessa galassia (SN 2007 uy). Swift ha così potuto osservare un breve ma potente lampo X da SN 2008D. Questo fenomeno, associato all’onda d’urto dell’esplosione di supernova che emerge dalla superficie della stella progenitrice, era stato previsto da studi teorici ma mai osservato prima, poiché nessuno strumento X aveva mai assistito ad una supernova fin dai primi minuti. Generalmente infatti, le [[supernova|supernovae]] sono scoperte dalla loro emissione ottica, che si manifesta però solo alcuni giorni dopo l’esplosione propriamente detta. Data l’eccezionalità dell’evento, SN 2008D è stata poi osservata da un gran numero di osservatori sia da spazio, sia da Terra (tra i quali i telescopi spaziale [[telescopio spaziale Hubble|Hubble]] e [[Chandra]] e, da Terra, il [[Karl Guthe Jansky | Karl G. Jansky]] [[Very Large Array]], i telescopi [[Telescopi Gemini|Gemini North]], [[Telescopi Keck | Keck I]], e quelli dell'[[osservatorio di Monte Palomar]] e dell'[http://www.apo.nmsu.edu/ osservatorio di Apache Point] raccogliendo un’enorme quantità di dati.

* novembre [[2011]]: Si scopre che quella che inizialmente sembrava la classica emissione X di un buco nero, proviene in realtà da un sistema (ora noto col nome MAXI J0158-744) composto da una [[nana bianca]] ed una [[stella Be]], nella [[Piccola Nube di Magellano]]. Si tratta di sistemi molto rari e nessuno era mai stato osservato alla luminosità di MAXI J0158-744.<ref>[http://www.media.inaf.it/2012/12/18/la-nana-e-la-gigante/ La nana e la gigante]</ref> All’origine dell’eccezionale luminosità X vi sarebbe l’interazione tra il materiale espulso durante una fase di [[nova]] termonucleare dalla [[nana bianca]] ed il [[vento stellare|vento della stella]] [[stella Be | Be]].

* gennaio [[2011]]: Dall’analisi delle variazioni periodiche nell’emissione ottica di Swift J1357.2−0933, scoperto da BAT, si deduce che il sistema è composto da un [[buco nero]] in orbita con una stella compagna. Successive analisi hanno dimostrato che il sistema è visto quasi di taglio ed il buco nero è avvolto ed oscurato dal [[disco di accrescimento]] presente nel sistema. Si tratta di una conformazione mai osservata prima, che suggerisce però che oggetti simili potrebbero essere in realtà molto numerosi, ma difficili da vedere.<ref>[http://www.media.inaf.it/2013/03/01/qualcosa-attorno-al-buco-nero/ Il buco nero oltre la siepe]</ref>