Un problema aperto: I gamma-ray burst (GRB)

1. Un problema aperto: I gamma-ray burst (GRB) A cura di Daniele Malesani

2. Dicesi gamma-ray burst (GRB)… “Impulso improvviso ed intenso di raggi gamma, “proveniente da una direzione casuale del cielo”

3. GRB Lo spettro elettromagnetico Quello che vediamo noi… …Ma c’è di PIÙ

4. Si “classifica” in base alla • frequenza (Hertz) • lunghezza d’onda (cm)  c Proprietà della radiazione elettromagnetica Si propaga (nel vuoto) con velocità c  3108 m s1 È costituita da particelle elementari: i fotoni Un fotone di frequenza  ha energiaE  hh  6.6261034 J Hz1 (costante di Planck) Si misura di solito in elettronvolt (eV): 1 eV  1.6021019 J (energia acquistata da un elettrone sottoposto ad un campo elettrico di 1 Volt)

5. Astronomia in bande diverse da quella ottica L’aspetto degli oggetti celesti può cambiare di molto se si cambia la banda di osservazione Esempio:radiogalassia PKS 2356-61 BLU: immagine ottica ROSSO: immagine radio

6. Oggi vengono usati rivelatori montati su satellite L’Italia ha in orbita un satellite X /: BeppoSAX La radiazione di alta energia: X e  I -ray burst sono attivi nella banda  Frequenza:  1020 HzEnergia:  500 keV Le osservazioni si possono effettuare solo dallo spazio, a causa del forte assorbimento da parte dell’atmosfera terrestre I primi esperimenti risalgono al 1962, utilizzando un missile (Giacconi, Rossi et al.)

7. La scoperta dei   ray burst (GRB) Satelliti VELA (1963): controllo del Nuclear Test Ban TreatyRivelatori di raggi  per ricercare esplosioni nucleari nello spazio Il primo GRB: 2 luglio 1967Annuncio alla comunità scientifica: 1973, dopo la de-classificazione

8. Più intensi di tutto il resto del cielo Da qualche ms a un centinaio di s Cosa sono i   ray burst ? Impulsi brevi ed intensi di raggi  due picchi GRB 670702 intensità del cielo

9. La variabilità: un indizio prezioso Curva di luce: intensità del burst in funzione del tempo. Nei GRB, le curve di luce sono complicate ed irregolari, variano su scale temporali molto corte Durata del burst: 100 s Durata dei picchi: 1 s

10. Perché è importante Consideriamo una sorgente di dimensione tipicaL, che varia in un tempo  t  Necessariamente L  c  t Infatti: • una variazione della luminosità è il risultato di una modifica nella sorgente • la modifica nella sorgente procede a velocità v, e necessariamente vc • il tempo in cui la modifica si completa è  t L / v • così Lv  t  c  t

11. Un esempio chiarificatore (???) Il filamento di una lampadina: 1: spento L 2: accendo l’interruttore Il filamento è tutto acceso solo dopo che la corrente lo ha attraversato completamente. Il tempo impiegato è almenoL/vcorrente

12. Cosa concludiamo? Nei GRB:  t 1 ms  L’oggetto che li produce deve essere compatto: una stella di neutroni oppure un buco nero

13. Scoperta di una controparte Xal GRB del 28 Febbraio 1997 La chiave di volta: gli afterglow A lungo si sono cercate controparti a frequenze diverse dai raggi  Problemi: gli strumenti  hanno poca risoluzione angolare nelle altre bande il cielo è molto affollato      ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? • 30 Aprile 1996: lancio del satellite italo-olandese BeppoSAX • Risoluzione angolare migliorata • Rapidità di puntamento

14. 28/02/1997 03/03/1997

15. Finalmente si vede qualcosa! Scoperta la controparte X, non è difficile trovarne una visibile   ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? L’afterglow ottico è transiente: dopo un po’ emerge una nebulosità diffusa: la galassia ospite Osservazione del telescopio spaziale

16. Conoscendo la distanza, si risale alla sua ENERGIA Infatti: …E ci dice molto! Le osservazioni ottiche permettono di determinare la DISTANZA di una sorgente  L 4 R2  F

17. E quanto fa? La distanza è dell’ordine di 10 Gpc  3.11016 cm I flussi osservati sono dell’ordine di 106 erg cm2 s1 La luminosità è quindi 1052 erg s1 Un GRB dura 10 s l’energia totale rilasciata è 1053 erg • Un confronto. Per emettere questa energia: • il Sole impiegherebbe 1012 anni • l’intera Via Lattea impiega 100 anni • occorrono 100 supernovæ

18. Misura della distanza: la spettroscopia Spettroscopia: studia come viene distribuitatralevariefrequenze la radiazione emessa da una sorgente Negli spettri ci sono spesso righe di emissione: la maggior parte della luce è concentrataafrequenzebendeterminate Radiazione prodotta da transizioni elettroniche all’interno degli atomi

19. Più la sorgente è lontana, più l’effetto è pronunciato;fintanto che z è piccolo, vale la legge di Hubble: è semplice misurare R (H è la costante di Hubble) Misura della distanza: il redshift A causa di certi effetti cosmologici, durante il percorso la lunghezza d’onda  della radiazione aumenta. Il colore rosso corrisponde alle lunghezze d’onda maggiori:le righe si spostano quindi verso il rosso: red  shift Quantitativamente:

20. 3 modelli Chi può produrre un GRB Abbiamo visto le proprietà di un GRB. Ma chi può produrlo? Requisiti del progenitore: • Deve essere di dimensioni ridotte • Deve poter rilasciare 1053 erg  0.1 M /c2 • Deve essere estremamente raro: 1 GRB ogni 10000 supernovæ Probabilmente un GRB accompagna la nascita di un buco nero

21. La massa di una stella di neutroni non può superare 1.5 M Stelle di neutroni & buchi neri Una stella è stabile perché la gravità è bilanciata dalla pressione interna. Quando le reazioni nucleari terminano, la stella collassa Interviene un nuovo tipo di pressione (un effetto quantistico).Se però la stella è troppo massiccia, questa pressione non basta! I caso: massa  8 M STELLA DI NEUTRONI II caso: massa  8 M BUCONERO

22. Primo modello Collasso di un sistema binario di stelle di neutroni (NS2M) Due stelle di neutroni in orbita l’una attorno all’altra Nel tempo, la separazione tra le due stelle diminuisce alla fine le due componenti cozzano e si fondano Nobel 1993: R. Hussel & J. Taylor! Ciascuna stella ha massa  1 MLa massa totale 2 Msupera il limite massimo per una NS Il risultato è quindi necessariamente un buco nero  Il tasso di ricorrenza previsto è quello giusto  I GRB sono localizzati sempre all’interno delle galassie

23. Una simulazione

24. Secondo modello Esplosione di una stella massiva (Hypernova) Si tratta di una supernova peculiare, originata da una stella • molto massiccia ( 20 M) • rapidamente rotante Il nucleo collassa, ed al centro si forma un buco nero, mentre il resto della stella precipita molto più lentamente L’esplosione non è sferica, ma si forma un getto  I GRB si trovano in regioni di formazione stellare  Le stelle massive sono ricche di ferro, come è stato osservato

25. Un’altra simulazione…

26. Terzo modello Supra-nova Si parte da una stella di neutroni di massa superiore al limite massimo;questo è possibile perché la stella ruota rapidamente Se la rotazione rallenta, la stella di neutroni non può più esistere, e si forma il solito buco nero È un modello a 2 fasi: supernova convenzionale  GRB  I GRB si trovano in regioni di formazione stellare  Non si è mai vista una NS supra-massiva

27. I GRB sono spesso localizzati in regioni di formazione stellare • Forte supporto ai modelli II e III La formazione stellare • Le stelle si formano a ‘ondate’, che durano  50 milioni di anni; si formano stelle di tutte le masse • Curiosamente, più una stella è massiva, meno vive: T M 2 • Una stella molto massiva vive meno di 50 milioni di anni; e sono proprio le stelle massive a produrre supernovæ • Le supernovæ avvengono quindi mentre le altre stelle si stanno formando! • Per cercare stelle che muoiono, bisogna andare dove nascono!

28. Cosa non sappiamo? • Quale dei tre modelli è giusto? Ce ne è uno giusto ? • Come viene prodotta la radiazione osservata ? • C’è connessione tra le supernovæ ‘standard’ ed i GRB ? • Cosa ci possono dire i GRB sulla fisica dei buchi neri ? • Cosa ci possono dire i GRB sull’Universo lontano ? • I GRB producono anche neutrini ed onde gravitazionali ?

29. Il futuro Per risolvere gli interrogativi proposti, il punto chiave è l’osservazione delle prime fasi del burst. Fondamentale la velocità di reazione Oggi la posizione di un GRB viene individuata con circa 812 ore di ritardo (tempo per ripuntare il satellite) Nel settembre 2003 verrà lanciato il satellite Swift,in grado di ripuntarsi automaticamente in  50 s La posizione dei burst verrà comunicata entro  100 sLa risoluzione sarà di qualche secondo d’arco

30. Telescopio X Telescopio  2 m Telescopioottico

31. Conclusioni • I GRB offrono un’unica occasione di mettere alla prova • La relatività ristretta; • La relatività generale; • La cosmologia. Il loro studio ha stimolato lo sviluppo di tecnologia: • Strumenti e satelliti; • Software.