La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ Relatrice:Candidato: Dottoressa Silvia VernettoGabriele Bruni IFSI, INAF - Torino 29 Aprile.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ Relatrice:Candidato: Dottoressa Silvia VernettoGabriele Bruni IFSI, INAF - Torino 29 Aprile."— Transcript della presentazione:

1 Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ Relatrice:Candidato: Dottoressa Silvia VernettoGabriele Bruni IFSI, INAF - Torino 29 Aprile 2005 Università degli Studi di Torino

2 Sommario I Gamma Ray Burst: caratteristiche, produzione e assorbimento Tecniche di rivelazione: rivelatori di sciami atmosferici e Argo Analisi dei primi dati raccolti da Argo-YBJ

3 I Gamma Ray Burst I GRB sono brevi ed intensi lampi di fotoni compresi tra i KeV e i GeV Scoperti casualmente negli anni 60 da un satellite americano per il controllo dei test nucleari nello spazio Fino al 1997 non corrispondenti a nessuna sorgente astrofisica conosciuta Il satellite USA Vela Batse, a bordo del satellite Compton Gamma Ray Observatory, lavorò nellintervallo di energie tra 20 KeV e 10 MeV Osservò in media un GRB al giorno, di durata variabile da qualche ms a qualche centinaia di secondi BATSE BATSE BATSE ( )

4 Curve di luce Aspetto caratteristico dei GRB è la completa diversità degli eventi, le curve di luce infatti hanno le più svariate forme Ciò ha impedito qualsiasi classificazione

5 Queste distribuzioni erano compatibili con due diverse localizzazioni delle sorgenti : Alone galattico di spessore minimo 100 Kpc (Energia emessa circa erg) Oggetti a distanze cosmologiche il cui redshift attenua gli oggetti più lontani (Energia erg) La distribuzione di luminosità era però disomogenea Attesa Rilevata La distribuzione dei GRB era isotropa

6 LAfterglow Il satellite italo-olandese BeppoSAX nel 1997 scoprì in diversi GRB una controparte nello spettro X. Inoltre scoprì una emissione di lunga durata: lafterglow. Questa emissione puo durare giorni o mesi, diminuendo nel tempo secondo una legge di potenza. Emissione X Emissione Gamma L t GRB

7 Afterglow X Feb 28 Mar 3 Lalta risoluzione angolare di BeppoSAX (50) sulla posizione della controparte X ha permesso una migliore localizzazione degli eventi e la scoperta della controparte ottica e radio dellafterglow. Quasi tutti i GRB hanno lafterglow X, il 50% anche ottico, infrarosso e radio Afterglow ottico GRB

8 Lafterglow ottico ha permesso di determinare il redshift e con esso di dare conferma dellorigine extragalattica dei GRB Il redshift

9 Il modello teorico Accertata lorigine cosmologica dei GRB il modello teorico deve soddisfare tre requisiti fondamentali: La sorgente deve liberare almeno ~10 51 erg sotto forma di radiazione Il meccanismo di emissione deve essere in grado di produrre le svariate curve di luce osservate e attenuazioni in legge di potenza Il fenomeno deve verificarsi circa una volta ogni milione di anni per galassia

10 Il modello fireball Il modello teorico più accreditato è il fireball, ovvero una espansione di particelle a velocità relativistiche nel mezzo circostante. La decelerazione dovuta agli urti con il mezzo interstellare provocherebbe così prima lemissione e in seguito lafterglow. Lespansione può essere isotropa o a jet ovvero direzionale, nel secondo caso richiede molta meno energia; vi sono inoltre prove a favore di questultimo tipo di espansione.

11 Collasso di un sistema binario formato da stelle a neutroni o buchi neri Esplosione di una ipernova, Frequenza attesa di eventi corrispondente a quella misurata (10 -6 eventi per galassia per anno) Energia liberata di erg, di cui una piccola parte (1/100) dà origine al GRB Collasso gravitazionale di una stella ipermassiva (M > 25 M ). Quale evento celeste può provocare una tale espansione? Recentemente sono state trovate connessioni tra gli eventi di GRB e le esplosioni di supernova (curve di luce, righe del ferro)

12 1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 Eev Tecniche di rivelazione: bande di energia dei rivelatori Rivelatori su satelliti Telescopi Cerenkov Apparati a sciame

13 Sciami atmosferici Una volta raggiunta latmosfera i fotoni gamma danno origine a uno sciame di particelle. e+e+ e-e- e+e+ e+e+ I principali meccanismi di produzione sono: Produzione di coppie N e-e- e+e+ Bremmstrahlung e N e

14 Apparati a sciame Gli apparati a sciame standard sono costituiti da più detector disposti su una superficie ampia, in grado di rivelare le particelle dello sciame. Uno sciame colpisce lapparato La direzione di arrivo dello sciame è ottenuta dai tempi di volo tra i vari detector

15 Lo sciame è un disco concavo di particelle che si propaga quasi alla velocità della luce

16 Assorbimento di fotoni gamma nello spazio extragalattico Il fenomeno responsabile dellassorbimento è la produzione di coppie: e + e - e + e - Esso avviene tra i fotoni del GRB e i fotoni di bassa energia (ottici, infrarossi) presenti nello spazio extragalattico. dN/dE = K E -2 e - (E,z) Lassorbimento aumenta con il redshift z e con lenergia del GRB

17 ARGO - YBJ Argo è un apparato a sciame di nuova generazione che lavora con una soglia di energia pari al centinaio di GeV grazie a: Posizione dellapparato ad elevata altitudine, più vicino al punto di massimo sviluppo degli sciami meno energetici Superficie di rivelazione a copertura totale, in grado di massimizzare il numero di particelle rivelate ARGO-YBJ, Tibet, 4300 m

18 La struttura Una volta assemblato (2006), Argo disporrà di una superficie di 5550 m 2 completamente coperta da rivelatori sensibili al passaggio di sciami. Lanello di guardia permette lo studio degli eventi in prossimità del bordo Anello di guardia Vista dellinterno Componenti installati

19 I Resistive Plate Counters (RPC) ARGO e formato da un tappeto di RPC, rivelatori a gas costituiti da due elettrodi piani e paralleli in bachelite, distanti tra loro 2 mm, tra cui è presente una miscela di gas costituita al 60% da Argon (per la moltiplicazione degli elettroni), al 38% da Isobutano e al 2% da Tetrafluoretano che contengono la propagazione trasversale della scarica. Gli RPC lavorano con una V ~ 7 KV. LRPC è costituito da 10 pad, formate a loro volta da 8 strips da 6,7 x 62 cm 2 (RPC= 268x124 cm 2 ) 10 RPC formano un cluster (cella da 125 x 280 cm 2 ) Lunita di base e la PAD di dimensioni 56 x 62 cm 2, che lavora con una risoluzione temporale di 1 ns.

20 Sciami visualizzati

21 Sciami E.M. e Adronici

22 Ricerca di GRB con i dati preliminari di Argo (dicembre 2004 – gennaio 2005) Dati disponibili: - Sciami con un numero minimo di pad accese = 60 Energia di soglia 1 Tev Frequenza degli eventi 160 eventi/secondo Ricostruzione della direzione di arrivo degli sciami e posizione del core Ricerca di GRB: - Ricerca di eccessi statisticamente significativi di sciami (da una data direzione e di breve durata) rispetto al fondo uniforme dovuto agli sciami prodotti dai raggi cosmici.

23 Linea dellorizzonte Zenith Equatore celeste : Ascensione Retta, ovvero angolo misurato sullequatore celeste dal punto : Declinazione, ovvero angolo misurato a partire dallequatore celeste La mappatura del cielo Il cielo viene descritto tramite le coordinate equatoriali e Polo nord celeste

24 Planisfero celeste: il polo nord coincide con il polo nord celeste, lequatore con lequatore celeste. A causa dellassorbimento atmosferico selezioniamo gli sciami con angolo zenitale minore di 50°. Il cielo osservato da Argo si estende quindi nella fascia di declinazione compresa tra –20° e +80° gradi.

25 Il cielo viene diviso in caselle quadrate il cui lato dipende dalla risoluzione angolare Il valore che massimizza il rapporto segnale/rumore è = 1.4 Le caselle sono sovrapposte, per migliorare lefficienza ai bordi Il lato vale 3° e ad ogni /3 si fa cominciare la casella successiva Costruzione delle mappe Una volta costruita questa mappa di caselle, la si riempie con gli sciami rivelati in intervalli di tempo di varie durate, che rispecchiano le durate tipiche dei GRB: t = 10, 50, 100, 300 s Queste mappe si susseguono nel tempo, sfasate di un intervallo t/2: t Mappa 1 Mappa2

26 La statistica 1.Le mappe così ottenute vengono riempite con gli eventi osservati. 2.Il numero di eventi in ogni casella viene confrontato con il numero medio atteso da un background uniforme di raggi cosmici. 3.I GRB sono individuabili come un eccesso significativo rispetto al valore atteso 4.Per effettuare questo tipo di calcolo probabilistico si utilizza la distribuzione di Poisson: n 0 : eventi osservati m: numero medio di eventi attesi dal fondo P m ( n 0 ) = P (n, m) n n 0 5.Si calcola la probabilità integrale: P m (n 0 ) = e -m m n 0 / n 0 !

27 Risultati: distribuzione probabilita t = 10 s t = 50 s t = 100 s t = 300 s P = probabilita di avere n eventi in una casella Candidato GRB 05/01/05 02:42:30 UT = = ev in t = 300 s Background atteso = 108 ev P (n 166) = Imit freq. = 1/50 days Tempo totale = h (dal 27/12/04 al 19/01/05) Selezione di eventi con < 50° : Eventi totali = ( freq = Hz)

28 G.R.B. (y/m/d) Ascensione Retta (gradi) Declinazione (gradi) T.U. (h/m/s) Z (gradi) Azimuth (gradi) :31:46.91N.V :28:30N.V :46: :42: B :38:48N.V C :29:51.64N.V :58: :06:18N.V :20: :34: :49: :52: B :03:35N.V :22:53.69N.V :30:03N.V :00: :20: :03:03N.V.

29 Conclusioni Abbiamo analizzato i primi dati di Argo-YBJ ottenuti con una parte del rivelatore già in funzione ( 1900 m 2 ) Abbiamo cercato Gamma Ray Burst di alta energia su un tempo di misura di circa 143 ore Non abbiamo trovato eventi significativi ma abbiamo dimostrato che lesperimento è stabile e i dati raccolti sono compatibili con un fondo uniforme di raggi cosmici


Scaricare ppt "Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ Relatrice:Candidato: Dottoressa Silvia VernettoGabriele Bruni IFSI, INAF - Torino 29 Aprile."

Presentazioni simili


Annunci Google