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La polarimetria ha un ruolo fondamentale nella verifica (o confutazione) di molti modelli teorici sui meccanismi di emissione e sulla geometria di sorgenti X astronomiche quali buchi neri, GRB, stelle di neutroni, stelle binarie ed altre, fornendo informazioni non ottenibili in altro modo. Si aggiungono infatti due quantità misurabili (angolo e percentuale di polarizzazione) a quelle tradizionalmente rivelate in astrofisica .
La polarimetria, però, a differenza di spettroscopia, fotometria ed l’imaging, è l’unica tecnica di osservazione stellare che non ha ancora conosciuto uno sviluppo significativo: basti pensare che l’unica misura con rilevanza scientifica mai fatta risale ormai a 30 anni fa: la polarizzazione della nebulosa del Granchio da parte del satellite OSO-8.
Il motivo di tale ritardo risiede nelle tecniche polarimetriche classiche fino ad oggi sfruttate per la realizzazione dei rivelatori, ossia lo scattering Thomson e la riflessione di Bragg, che non permettono di raggiungere livelli di efficienza e sensibilità adeguati. Per rimuovere queste limitazioni un polarimetro ad alta efficienza appartenente alla famiglia dei MPGD (Micro Pattern Gas Detectors) e basato sull’effetto fotoelettrico è stato sviluppato dal gruppo Pixi presso l’INFN di Pisa.
Questo strumento è stato ideato per la misurazione della polarizzazione della banda X a bassa energia (da 2 fino a 10KeV) dove l’effetto fotoelettrico è dominante nel processo di assorbimento dei fotoni in un gas e dove il fotoelettrone emesso genera una traccia di poche centinaia di micron la cui direzione iniziale è strettamente correlata all’angolo di polarizzazione lineare della radiazione incidente.
Il rivelatore è costituito da una sottile finestra di berillio che definisce una cella gassosa di assorbimento della radiazione X. All’interno del volume di conversione è mantenuto attivo un campo elettrico per il trasferimento degli elettroni verso una struttura tipo GEM (Gas Electron Multiplier) per la moltiplicazione delle cariche primarie. Il piano di raccolta della carica, posto a circa un mm dal piano inferiore della GEM è finemente suddiviso in pixel per una ricostruzione bidimensionale della traccia e quindi dell’angolo di emissione del foto-elettrone. La misura della modulazione della distribuzione angolare ricostruita rappresenta una misura diretta della polarizzazione della radiazione incidente.
In questa tesi descrivo lo sviluppo che hanno subito tutti i componenti dello strumento ed i miglioramenti progressivamente introdotti nelle varie fasi, in particolare con riguardo a quello che è l’elemento più innovativo dell’intero detector, ossia un ASIC (Application Specific Integrated Circuit) che integra al suo interno sia il piano di raccolta bidimensionale suddiviso in elettrodi micrometrici ad alta densità, sia l’intera catena elettronica di amplificazione e formatura del segnale analogico in uscita. E’ grazie alle sue peculiarità che l’intero rivelatore riesce a raggiungere la sensibilità, la compattezza e l’integrazione dei componenti tipiche dei rivelatori a stato solido.
Vengono quindi studiate approfonditamente le caratteristiche del microchip ed analizzate in dettaglio le sue funzionalità come piano di raccolta per un polarimetro. Sono poi presentati i risultati ottenuti con questo strumento quando esposto alla radiazione polarizzata, risultati che dimostrano come con esso sia possibile misurare gradi di polarizzazione anche dell’ordine dell’ 1% con flussi di radiazione al livello del millesimo di quello della Crab.
Viene infine riportato uno studio delle possibili applicazioni del rivelatore in specifici esperimenti di astrofisica che dimostrano come la sua sensibilità ed efficienza rappresentino una svolta per l’astronomia X, permettendo di effettuare misure di polarimetria per centinaia di sorgenti galattiche ed extragalattiche in tempi fino a 1000 volte inferiori rispetto ai polarimetri classici.