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

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

4 È costituita da particelle elementari: i fotoni Un fotone di frequenza ha energia E  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) 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)

5 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 2356-61

6 La radiazione di alta energia: X e  I  -ray burst sono attivi nella banda  Frequenza:  10 20 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

7 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

8 GRB 670702 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

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 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

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 almeno L/v corrente

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

13 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 ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?      ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?

14 28/02/199703/03/1997

15 ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?   ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? 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

16 …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:

17 E quanto fa? La distanza è dell’ordine di 10 Gpc  3.1  10 16 cm I flussi osservati sono dell’ordine di 10  6 erg cm  2 s  1 La luminosità è quindi 10 52 erg s  1 Un confronto. Per emettere questa energia: il Sole impiegherebbe 10 12 anni l’intera Via Lattea impiega 100 anni occorrono 100 supernovæ Un confronto. Per emettere questa energia: il Sole impiegherebbe 10 12 anni l’intera Via Lattea impiega 100 anni occorrono 100 supernovæ Un GRB dura 10 s  l’energia totale rilasciata è 10 53 erg

18 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

19 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)

20 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 10 53 erg  0.1 M  /c 2  Deve essere estremamente raro: 1 GRB ogni 10000 supernovæ Probabilmente un GRB accompagna la nascita di un buco nero 3 modelli

21 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 

22 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!

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 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

27 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

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 s La risoluzione sarà di qualche secondo d’arco

30 Telescopio  Telescopio X 2 m Telescopio ottico

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.