Osservazione di Gamma Ray Bursts con Argo - YBJ Candidato Ferriani Giulia Relatore Dott.ssa Silvia Vernetto 23 Luglio 2004

Gamma Ray Bursts (GRBs) Scoperti negli anni ’60 Osservati solo da satelliti Energia dei fotoni g dai KeV ai TeV Sorgente sconosciuta

Compton Gamma Ray Observatory - CGRO (1991 - 2000) OSSE 0.05 -10 MeV BATSE 20 KeV- 10 MeV COMPTEL 0.8 -30 MeV EGRET 20 MeV - 30 GeV Compton Gamma Ray Observatory - CGRO (1991 - 2000) Beppo Sax (1996 – 2000) X-ray detectors Gamma Ray Burst monitor 40-700 KeV.

Mappa GRBs osservati da BATSE

Nessuna correlazione tra flusso, tempo e morfologia Curve di luce Forma e durata diverse Nessuna correlazione tra flusso, tempo e morfologia

GRB galattici o extragalattici? BATSE ha trovato una distribuzione isotropa dei Burst e una carenza di oggetti deboli Il flusso medio registrato è di circa 10-6 erg/cm2 Alone galattico di almeno 100 Kpc Energia emessa di circa 1042 erg Burst galattici Lo spostamento verso il rosso causa la carenza di oggetti deboli Energia emessa di circa 1051-54 erg (più di una supernova) Burst extragalattici

L’afterglow GRB 970228 Emissione di raggi X vista da Beppo Sax in coincidenza col GRB ma più debole e più lunga nel tempo. Lo spettro X decresce con una legge di potenza. GRB Emissione raggi X

GRB 970228 Prima controparte ottica del GRB ripresa dall’ Hubble Space Telescope 28 Feb 3 Mar Immagini dell’emissione in raggi X riprese da Beppo Sax Di tutti i Burst osservati il quasi tutti hanno l’afterglow nella banda X, il 50% anche nella banda ottica, nell’infrarosso e radio

Il primo redshift z Origine cosmologica! Lo studio degli spettri delle controparti ottiche ha permesso di determinare i redshift z e quindi le distanze dei bursts: per il GRB 970508 si è calcolato z ≥ 0.84 corrispondente a una distanza di circa 5*109 anni luce Origine cosmologica! I GRBs più lontani osservati hanno z = 3.9 e z = 4.5 e sono avvenuti quando l’universo era “piccolo piccolo”!

Origine dei GRBs Requisiti del modello: Origine extragalattica Altissima energia prodotta ≈ 1051-54 erg Spettro di emissione ampio: Lampo γ di breve durata Piccole dimensioni della sorgente GRB: gamma, X Afterglow: X, ottico, radio

La decelerazione produce l’Afterglow Modello FIREBALL Esplosione a velocità relativistica accelera gli elettroni Gli elettroni di sincrotrone producono il GRB La decelerazione produce l’Afterglow Collasso gravitazionale (Ipernovae) Fusione di un sistema binario compatto (Stelle di neutroni o buchi neri) Ci sono forti indicazioni di un collegamento tra Supernovae e GRBs (curve di luce, righe del ferro) Emissione isotropa o in jets?

Assorbimento extragalattico  L’interazione dei fotoni gamma con fotoni di bassa energia (infrarossi, ottici) dello spazio extragalattico causa l’assorbimento dei γ di alta energia e+ q ( γ + γ e+ e- e- g Luce stellare Polveri 100 TeV 1000 TeV 10 TeV 1 TeV 100 GeV Energia raggi γ Lunghezza d’onda dei fotoni Radiazione cosmica di fondo Background

Assorbimento di raggi gamma Stecker, 1998 L’assorbimento di radiazione aumenta con l’energia E e con la distanza z

Argo YBJ detector Apparato a sciame a copertura totale grande altitudine (4300m) Rivelatore: tappeto di Resistive Plate Counters (RPCs) coperto da 0,5 cm Pb Full coverage carpet 78 x 75 m2 circondato da un anello 111 x 99 m2 Area totale: 6700 m2 Detector installati (Dic 2002) = 1650 m2

Configurazione del rivelatore 18480 PADs 12 10 1.3 x 2.8 m2 7.6 x 5.7 m2 56 x 62 cm2

Vista dell’interno del laboratorio: camere RPC RPCs

Primi sciami rivelati da Argo ARGO consente una misura di alta risoluzione dello spazio tempo del fronte dello sciame

Tecniche di rivelazione di GRBs con Argo Sciami a bassa molteplicità Particella singola GRB Sciami piccoli Npad ≥ 20 Permette di ricostruire la direzione di arrivo con un errore di circa 2.7° E > 102 GeV fondo Non ricostruisce la direzione E > 10 GeV

Raccolta e analisi dati Si selezionano dai cataloghi i GRBs con redshift z misurato Per ogni GRB: Si è utilizzato il flusso rivelato dai satelliti tra i KeV e i MeV e si è estrapolato alle alte energie utilizzando uno spettro di potenza  E-2 Si modifica lo spettro tenendo conto dell’assorbimento dei fotoni nello spazio extragalattico Si ipotizza un angolo zenitale  = 20° Si valuta l’eventuale segnale del GRB rivelato da Argo

31 GRBs analizzati

La maggior parte dei GRB ha durata tra 10 e 100 sec Molti GRB hanno z 1 La maggior parte dei GRB ha durata tra 10 e 100 sec

Valutazione dello spettro differenziale Fluence F (E1,E2) misurata da satellite Modello di spettro differenziale con α =2 Valutazione del coeff. dello spettro Spettro con assorbimento

Si utilizza un programma che: Simula il flusso di raggi gamma del GRB e la risposta del rivelatore Valuta il numero di eventi attesi dal GRB e dal fondo Confronta il segnale col fondo e valuta la significatività statistica del segnale:

Distribuzione delle sigma rispetto ai redshift z GRB 030329 Con la tecnica della particella singola si ha maggiore sensibilità per gli eventi ad alto redshift Argo può vedere 4 GRB sui 31 analizzati circa il 13%

Prospettive per Argo Argo osserverà alcuni GRB l’anno Ad Ottobre 2004 sarà lanciato il Satellite SWIFT per osservare GRB Si prevedono 320 GRB osservati in un anno Argo ha un campo di vista di circa 1.5 sr, (circa il 12% della sfera celeste). Se rivela una frazione del 10% dei GRB visti da Swift Argo osserverà alcuni GRB l’anno

Grazie per l’attenzione e Buone Vacanze!