Un problema aperto: I gamma-ray burst (GRB) A cura di Daniele Malesani
Dicesi gamma-ray burst (GRB)… “Impulso improvviso ed intenso di raggi gamma, “proveniente da una direzione casuale del cielo”
Lo spettro elettromagnetico Quello che vediamo noi… …Ma c’è di PIÙ GRB
È costituita da particelle elementari: i fotoni Un fotone di frequenza ha energia E h h 10 34 J Hz 1 (costante di Planck) Si misura di solito in elettronvolt (eV): 1 eV 10 19 J (energia acquistata da un elettrone sottoposto ad un campo elettrico di 1 Volt) Proprietà della radiazione elettromagnetica Si propaga (nel vuoto) con velocità c 3 10 8 m s 1 c Si “classifica” in base alla frequenza (Hertz) lunghezza d’onda (cm)
Astronomia in bande diverse da quella ottica L’aspetto degli oggetti celesti può cambiare di molto se si cambia la banda di osservazione BLU:immagine ottica ROSSO:immagine radio Esempio: radiogalassia PKS
La radiazione di alta energia: X e I -ray burst sono attivi nella banda Frequenza: Hz Energia: 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.) Oggi vengono usati rivelatori montati su satellite L’Italia ha in orbita un satellite X / : BeppoSAX
Il primo GRB: 2 luglio 1967 Annuncio alla comunità scientifica: 1973, dopo la de-classificazione La scoperta dei ray burst (GRB) Satelliti VELA (1963): controllo del Nuclear Test Ban Treaty Rivelatori di raggi per ricercare esplosioni nucleari nello spazio
GRB Cosa sono i ray burst ? Impulsi brevi ed intensi di raggi Da qualche ms a un centinaio di s Più intensi di tutto il resto del cielo intensità del cielo due picchi
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
Perché è importante Consideriamo una sorgente di dimensione tipica L, 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
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 almeno L/v corrente
Nei GRB: t 1 ms L’oggetto che li produce deve essere compatto: una stella di neutroni oppure un buco nero Cosa concludiamo?
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 Scoperta di una controparte X al GRB del 28 Febbraio 1997 ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?
28/02/199703/03/1997
? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? Finalmente si vede qualcosa! Scoperta la controparte X, non è difficile trovarne una visibile Osservazione del telescopio spaziale L’afterglow ottico è transiente: dopo un po’ emerge una nebulosità diffusa: la galassia ospite
…E ci dice molto! Le osservazioni ottiche permettono di determinare la DISTANZA di una sorgente L 4 R 2 F Conoscendo la distanza, si risale alla sua ENERGIA Infatti:
E quanto fa? La distanza è dell’ordine di 10 Gpc 3.1 cm I flussi osservati sono dell’ordine di 10 6 erg cm 2 s 1 La luminosità è quindi erg s 1 Un confronto. Per emettere questa energia: il Sole impiegherebbe anni l’intera Via Lattea impiega 100 anni occorrono 100 supernovæ Un confronto. Per emettere questa energia: il Sole impiegherebbe anni l’intera Via Lattea impiega 100 anni occorrono 100 supernovæ Un GRB dura 10 s l’energia totale rilasciata è erg
Misura della distanza: la spettroscopia Spettroscopia:studia come viene distribuita tra le varie frequenze la radiazione emessa da una sorgente Negli spettri ci sono spesso righe di emissione: la maggior parte della luce è concentrata a frequenze ben determinate Radiazione prodotta da transizioni elettroniche all’interno degli atomi
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: 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)
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 erg 0.1 M /c 2 Deve essere estremamente raro: 1 GRB ogni supernovæ Probabilmente un GRB accompagna la nascita di un buco nero 3 modelli
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 BUCO NERO La massa di una stella di neutroni non può superare 1.5 M
Primo modello Collasso di un sistema binario di stelle di neutroni (NS 2 M) 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 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 Nobel 1993: R. Hussel & J. Taylor!
Una simulazione
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
Un’altra simulazione…
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 I GRB si trovano in regioni di formazione stellare Non si è mai vista una NS supra-massiva È un modello a 2 fasi: supernova convenzionale GRB
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! I GRB sono spesso localizzati in regioni di formazione stellare Forte supporto ai modelli II e III
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 ?
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 s La risoluzione sarà di qualche secondo d’arco
Telescopio Telescopio X 2 m Telescopio ottico
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.