Seminario di Francesco de Palma Gamma-ray burst Seminario di Francesco de Palma

Outline Storia della scoperta Caratteristiche generali Classificazioni dei GRB Galassie ospiti Sistemi di emissione e metodi di generazione g Osservazioni previste e attese teoriche.

GRB I GRBs sono improvvise esplosioni di γ-rays, per pochi secondi (1 ms ÷100s), illuminano il cielo gamma altrimenti abbastanza buio. Lo spettro in varie lunghezze d’onda (dal radio al gamma) è stato attualmente misurato per centinaia di GRB. I GRB possono arrivare ad emettere una energia isotropica del ordine della massa solare e la regione in cui si emettono i gamma deve essere dell’ordine dei ms-luce (<300 km) per la rapida variazione del flusso.

Scoperta nel 1973 I satelliti Vela avevano degli scintillatori al CsI e schermi anticoincidenza 16 eventi tra il 69 ed il 72 Alta significatività (>6 s) Origine cosmologica ma nessuna associazione con Supernovae (SNs) Pubblicato in ritardo per timori militari

Compton Gamma Ray Observatory (1991-2000) BATSE(20 - 600 keV): osserva tutto il cielo non occultato ed è composto da scintillatori al NaI(TL) Distribuzione isotropica Origine cosmologica EGRET (20 MeV to 30 GeV): primi 5 GRB con energia superiore ai 100 MeV ed in 1 caso emissione ritardata.

Beppo-sax (1996-2003): 1997 primo afterglow in X GRB970228 prima osservazione di un afterglow in X che perdura per giorni. Costa et al., Nature, 1997, Frontera et al., ApJ, 1998 Osservazione contemporanea in ottico (luce visibile e infrarosso) del GRB e della possibile galassia ospite nelle vicinanze. J. van Paradijs, Nature ,1997

1997: prima misura di z e osservazione radio GRB 970508 prima misura di distanza spettroscopica e osservazione radio di un GRB. Spettro dai raggi X alle onde radio Galama et al., Apj,1998 Osservazione della galassia ospite e distanza compatibile con quella spettroscopica (z=0.835) Osservazione HST E. Pian et al., Apj,1998 Giugno 1997 Agosto 1998 GRB galassia ospite

Caratteristiche generali: light curves Grande variabilità delle curve di luce. Differenze in numero e caratteristiche dei picchi. 12 tra i GRB più intensi del catalogo di BATSE

Caratteristiche generali: Prompt phase 2) Lo spettro della parte iniziale ( ms ÷ 100 s ) o “Prompt” della gran parte dei GRB nel g segue la funzione fenomenologica di Band. Una componente spettrale di alta energia aggiuntiva è stata rivelata in alcuni GRB osservati da Fermi (indizi di tale effetto si erano avuti anche cin EGRET e BATSE). D. Band et al, Apj ,1993

Caratteristiche generali: Afterglow 3)L’”afterglow” segue la fase prompt. Viene rivelato per molti giorni dai raggi X alle onde radio ed è estremamente utile per lo studio della galassia ospite e delle caratteristiche del luogo di emissione. Nonostante le grandi differenze tra i vari burst esiste un andamento canonico dell’afterglow iniziale. In figura l’andamento canonico nel X ottenuto da Swift. I - steep decay – emissione ad alta latitudine II - plateau – iniezione continua di energia III - decadimento FS . I flare sono possibili in qualunque fase e sono dovuti allo shock interno dentro il jet. J.A.Nousek, Apj, 2006

Caratteristiche generali : Jet break (1) Al termine delle fasi canoniche del afterglow è atteso per il modello di Forward Shock un jet break acromatico, quando il fattore di Lorentz della materie emessa diviene dell’ordine di grandezza dell’inverso dell’apertura del jet G 1/qj (qj è l’angolo di apertura del Jet). Solo il 12% dei GRB osservati da Swift ha un chiaro break X mentre per il 40% del campione vi è la possibilità che ci sia ma non chiaramente osservato. Ciò può essere dovuto a break molto vicini al trigger o molto lontani e pertanto non osservati. I jet risulterebbero estremamente collimati o estremamente larghi, rispettivamente. Racusin,2009, ApJ

Caratteristiche generali: Jet break (2) Solo 6 burst osservati da Swift sono chiaramente acromatici (contemporaneità ottico-X). L’acromaticità è richiesta poiché l’effetto dovrebbe essere puramente geometrico e quindi non dipendere dalla lunghezza d’onda. Ulteriore problema per la teoria standard sugli afterglow. En-Wei Liang et al 2008 ApJ

Caratteristiche generali: X-ray flare (1) Durante l’afterglown possono esserci dei flare osservabili facilmente nell’X. L’energia rilasciata durante un flare è dell’ordine di grandezza dell’energia rilasciata nella fase prompt e vi è una correlazione tra il rilascio di energia nelle due fasi. Tale correlazione può essere causata o amplificata da fenomeni di selezione. (2) (1) (3) (4) X-ray flares del GRB050904. (1): osservazioni XRT e fit con una broken power-law del afterglow (2): primo flare (3): secondo flare, (4): flares seguenti. AI flare è sottratto il continuum dell’afterglow G. Chincarrini 2009 ASR

Caratteristiche generali: X-ray flare (2) Ciascun flare può essere adeguatamente fittato con una power-law o con una funzione di Band. La seconda funzione risulta favorita dal integrazione sull’intera durata del flare. L’indice spettrale dei flare non coincide sempre con quello del resto dell’afterglow e le distribuzioni differiscono. Ciò suggerisce un differente meccanismo di produzione del flare, essi potrebbero essere dovuti a emissioni del motore interno. Falcone 2007 Apj Distribuzione dei 14 GRB analizzati con flare e redshift . Il valore medio di z è 2.6 consistente con quello del campione totale di Swift (al 2007) che è tra 2.5 e 2.8 . Ciò implica che i flare non possono essere spiegati unicamente come un effetto del redshift sull’emissione prompt del grb.

Caratteristiche generali: Precursors La natura dell’emissione prima del picco principale gamma non è ancora ben compresa. Data la grande variabilità della curva di luce diverse definizione sono state utilizzate in letteratura: Koshut 95: Il precursor ha Ep minore del GRB ed attraversa una fase quiescente lunga almeno quanto il picco principale: 3% del campione di BATSE sino al 94, più brevi dei GRB ma non spettralmente correlati. Lazzati 05: eventi deboli prima del trigger di Swift: 20% dei GRB e sono più deboli. Burlon 08: Ep minore del GRB e emissione a livello del bkg prima del GRB, noto redshift: 15% del campione e caratteristiche spettrali molto simili al GRB e distacchi sino a 100s GRB930201 osservato da BATSE , Burlon A&A 2009 -> spettri consistenti nel campione BATSE con selezione B08

Classificazione SH-LS I GRB dalle analisi sui dati di BATSE vengono distinti in due classi: Short hard SH (T90<2s) 25% del campione totale. Non hanno ritardi di componenti spettrali. (Spectral lag 0) Long soft LS (T90 >2s) (Spectral lag  50 ms) Definizione operativa legata agli strumenti. Koveliotou ,1993, ApJ Afterglow molto simili tra SH-LS Nysewander, et al. 2009, ApJ

SH-LS in Swift Il 10 % dei GRB è short. Meno di BATSE perché Swift è sensibile a fotoni di minore energia (15–150 keV) rispetto a BATSE (50 keV–2 MeV) e poichè l’algoritmo di trigger di Swift è meno sensibile ad eventi con una piccola “fluence”(flusso x tempo) Gehrels, 2009, Annu. Rev. Astro. Astrophys. L’istogramma blu è la distribuzione dei T90, quello arancione è corretto per il sistema di riferimento della sorgente T90/(1 + z) per quei burst di cui si conosce il redshift z. Nel riferimento della sorgente la durata media di un long burst è di ∼20 s rispetto ai ∼50 s nel nostro sistema di riferimento. Un burst “long” nel nostro sistema di riferimento può risultare “short” nel sistema di riferimento della sorgente (come nel caso del GRB090423 estremamente lontano)

Relazioni spettrali Relazione proposta da Amati tra l’Ep dei GRB LS nel sistema di riferimento del GRB e l’energia isotropica emessa. Possibile relazione analoga anche per i burst short (Zhang et al. 2009). Relazione con una grande dispersione, ancora molto dibattuta in letteratura (non chiara evidenza nel campione di BATSE). Utilizzata anche per gli X ray flare e X Ray Flash (XRF). Test per i meccanismi di emissione e possibile metodo per valutare i parametri cosmologici. Molte altre relazioni spettrali sono allo studio in letteratura (e.g. Ghirlanda, Yonetoku). Amati, A&A, 2009 Ep,i = Ep (1 + z) Amati, NCimB, 2007

Possibili sorgenti dei GRB Short Hard -> Mergers, Fusione di Sistemi stellari molto massivi NS-NS, NS-BH Long-Soft-> Collapsars, Esplosioni di stelle ultra massive Il motore centrale può essere o un BH o una magnetars con un elevato campo magnetico e alta velocità di rotazione (per una review Metzger, 2010)

Connessione Hypernova-GRB Prima indiscutibile connessione tra i GRB e fenomeni esplosivi come le Hypernovae. Lo spettro più in alto del GRB030329/SN2003dh (z = 0.1685) è una power-law come i comuni afterglow. Lo spettro centrale mostra una chiara deviazione da una legge di potenza come la GRB980425/SN1998bw. Lo spettro in basso, è dominato dalla supernova. Il plot della SN1998bw è ottenuto riscalandolo al redshift di questo grb. La regione oltre i 9,000 Å è modificata dall’atmosfera ma il segnale centrato at 10,000 Å potrebbe essere dovuto alla SN. Dalle linee spettrali si ottiene che la galassia ospite è una galassia nana con una formazione stellare attiva e bassa metallicità. J. Hjorth et al., Nature, 2003

GRB lunghi e vicini senza SN Nessuna emissione da SN visibile in coincidenza di alcuni GRB vicini. Il GRB 060505 è stato uno dei meno luminosi GRB osservati da Swift ( Eiso =1.2  x 1049 erg), durata relativamente breve, singolo picco e debole afterglow. Il GRB 060614 fu 100 volte più intenso (Eiso = 8.9 x 1050 erg) con una grossa evoluzione spettrale. Curve di luce delle supernovae SN 1998bw, SN 2002ap and SN 2006aj riscalate alla distanza del GRB 060505 ( in alto) e del GRB060614 ( in basso) e degli afterglow (detection o UL) dei GRB. J. P. U. Fynbo, Nature, 2006

SN senza GRB SN con un jet relativistico e con un motore centrale senza controparte g o X osservata. La percentuali di tali SN Ibc è del 1% del totale. L’emissione radio a 8.46 Ghz dalla SN 2009bb (in rosso) è la più luminosa di qualunque altra SN vicina di tipo Ibc (142 con d ≲ 200 pc) ed è simile agli afterglow dei GRB vicini. Le SN Ibc locali hanno una emissione inferiore e piccata a tempi successivi, ciò indica dimensioni inferiori e una velocità di espansione minore. Anche le caratteristiche energetiche sono simili ai GRB vicini. AM Soderberg et al. Nature 2010

XRF e connessione con SN (1) I X-ray flashes furono rivelati da BeppoSAX tra 2-25 keV senza una controparte gamma. L’ XRF 060218 associato con una supernova Ic SN 2006aj ha una Eiso  1049 erg un centinaio di volte più debole dei normali GRB. In modo simile anche I segnali nel radio e nel X sono 103 e 102 volte più deboli dei GRB cosmici (era a z = 0.033) Alcune teorie prevedono che siano GRB fuori asse o semplicemente sorgenti di energia intermedia tra le comuni SN e i GRB canonici anche se ciò rende non facilmente spiegabile l’afterglow simile ai GRB. (per una review Gendre 2007 A&A ) Campana 2006 Nature (altre 3 pubblicazioni su XRF 060218 nello stesso numero di Nature)

XRF e connessione con SN (2) La SN 2008D/XRF 080109 con un energia di (E ≈ 6 × 1051 erg) ed una massa espulsa di (~7M◉)] è intermedia tra una normale supernova Ibc e una Hypernova. Prima dell’esplosione era una stella di massa ~30 M◉. Quando la stella è collassata, si è formato il BH ed un debole jet relativistico fu prodotto rendendo osservabile l’XRF. La SN 2008D è probabilmente una delle esplosioni più deboli che possa causare un Jet relativistico. Mazzali, Nature ,2009 La curva di luce della SN2008D è simile alla SN 1998bw e ad altre GRB/HNe, e compatibile con la non-GRB HN SN 1997ef, anche se molto più larga della XRF/SN 2006aj o della normale SN Ic 1994I.

Distribuzione dei GRB Vista a 360° del cielo con le strutture visibili distribuite secondo la distanza , il tempo ed il redshift. I GRB sono compatibili con le galassie e quasar più lontane . Il GRB 090423, più lontano e recente posto a z = 8.2, non è in figura. Swift <z > ∼ 2.5 Pre-Swift <z >∼ 1.2 La linea continua illustra l’evoluzione di un volume comovente del universo, la linee tratteggiata è la convoluzione tra la precedente con un modello di formazione stellare calcolato da Porciani & Madau (2001). Gehrels, 2009, Annu. Rev. Astro. Astrophys.

Galassie ospiti LONG SHORT Possibili classi di galassie ospiti per gli SH (grande varietà): 1) low-redshift (z < 0.5), high-mass (L ∼ L*), early-type host galaxies and galaxy clusters 2) low-redshift, sub-L*, late-type galaxies 3) Poco luminose, star-forming a z≥1 Gerhels, 2009

Differenze tra galassie di GRB SH e LS Field galaxies (GOODS-N) x GOODS SH La zona tratteggiata raffigura il valore medio (+/- 1 sigma ) per il GRB LS. Le probabilità di K-S sono: 0.3 % SH –LS 60% SH GRB host e “field galaxies” Un test di K-S sulle distribuzioni cumulative di luminosità indica : 10 % SH e LS GRB host sono della stessa popolazione 60% SH GRB host e “field galaxies” stessa popolazione Bergers, Apj 2009

Distanza dalla galassia ospite Distribuzione differnziale Distribuzione cumulativa del flusso frazionario in coincidenza con il GRB relativo al resto della galassia. La linea tratteggiata è quella attesa per eventi che seguono la luminosità della galassia ospite. Gli SH sembra sotto rappresentino la luminosità della galassia mentre I LS avvengono nella zona più luminosa della galassia Il valore medio per gli SH GRB, 5 kpc, è all’incirca 5 volte quello per i LS. Buon accordo con i modelli teorici di NS-NS merger. Previsto per i “kick” durante la fusione. Fong, 2010 ApJ

Problemi della differenziazione classica La classificazione fenomenologica LS-SH è dipendente dagli osservatori e le distribuzioni della durata e della durezza sono continue. Zhang et al. 2009 -> classificazione fisica stabilendo 2 tipi di GRB in base alla possibile sorgente. Definizione di “Gold samples“ per l’identificazione di ulteriori caratteristiche comuni

“Classificazione fisica” GRBs tipo 1 (o compact star GRBs) sono i GRBs associati con i modelli teorici che considerano esplosioni distruttive in stelle degenerate compatte che facciano parte di una vecchia popolazione. Il modello più studiato è la fusione di due stelle compatte. Gold sample (deve avere almeno 1 delle caratteristiche seguenti): 1. La galassia ospite è ellittica o di tipo primordiale 2. Il GRB è in un luogo con una bassa SSFR, o un grande distanza dal centro della galassia (kick dovuto alla fusione) e nessuna SN rilevata. GRBs tipo II (o massive star GRBs) sono i GRB associati con i modelli teorici che prevedono esplosioni distruttive in stelle giovani e molto massive. Il modello corrente è quello del collasso del centro di stelle massive. 1. SN associata 2. Alto SSFR , il GRB non è molto lontano dal centro galattico e non esiste uno stringente UL sulla mancanza della SN.

Possibile flow chart per la classificazione

Zone di emissione Il flusso di accrescimento sarà incluso nella corona. Il flusso uscente relativistico è in jet Il flusso è collimato lungo l’asse di rotazione ma si allarga. Molte stelle non collassano totalmente. Dimensione tipica della stella massiva. Breakout termico prima del canonico segnale soft γ Nucleo del GRB (BH o NS-NS) e la magnetosfera Gli shock oltre la fotosfera causano l’alta variabilità γ L’ES diventa rilevante quando l’inerzia del materiale causa un rallentamento del jet. Fine della fase relativistica, M=E/c2 emessa

Modello di emissione (adottato per il grb naked eye ) Questo GRB è il più intenso mai osservato nel visibile. E’ stato osservato dall’ottico al gamma sin dalla fase iniziale. Il modello teorico utilizzato prevede che l’emissione gamma iniziale sia dovuta agli shock interni al jet sottile. L’afterglow è dovuto sia al forward che al reverse shock sia nel jet più largo che in quello più stretto. Il reverse shock nel jet sottile è troppo debole rispetto al jet più largo e non è stato chiaramente rivelato. Racusin Nature 2008

Osservazioni attese L’energia emessa nei neutrini dovrebbe essere di due ordini di grandezza superiore a quella emessa in gamma, un osservazione di questi eventi consentirebbe una selezione tra i diversi meccanismi di emissione. (IceCube UL sul naked eye GRB 080319B, in 5 anni di presa dati di IC test modello attuale ) L’osservazione di onde gravitazionali consentirebbe di studiare l’associazione con le SN e di verificare i modelli sui progenitori (LIGO\Virgo UL sul GRB070201 e burst seguenti) La rapida osservazione nell’ottico sta consentendo uno studio complessivo delle controparte e una valutazione spettroscopica del redshift. Un significativo aumento della statistica di GRB osservati consentirà di verificare numerose teorie. Lo studio ad altissima energia (GeV) consentirà di limitare notevolmente il numero di sorgenti possibili.

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