fcayg, la plata 24/11/2006leonardo j. pellizza1 gamma-ray bursts leonardo j. pellizza (iafe &...

FCAyG, La Plata 24/11/200FCAyG, La Plata 24/11/20066

Leonardo J. PellizzaLeonardo J. Pellizza 11

Gamma-Ray Bursts

Leonardo J. Pellizza(IAFE & GARRA, Argentina, & Service d’Astrophysique, CEA Saclay, France)

I. Félix Mirabel (ESO, Chile)

Pierre-Alain Duc (SAp, CEA Saclay, France)

Emeric Le Floc’h (Steward Observatory, USA)

the MISTICI* collaboration(~ 40 colaboradores!)

*Multiwavelength Italian Swift Team and International Co-Investigators

Sebastián Nuza (IAFE, Argentina)

Patricia Tissera(IAFE, Argentina)

Diego G. Lambas(Grupo IATE, Argentina)

Cecilia Scannapieco (IAFE, Argentina)

María Emilia De Rossi (IAFE, Argentina)



ResumenResumen

PromptPrompt AfterglowsAfterglows Galaxias huéspedGalaxias huésped Resultados recientesResultados recientes



Gamma-Ray BurstsGamma-Ray Bursts

Breves destellos de radiación Breves destellos de radiación (~1/día) (~1/día) Energías: keV-MeVEnergías: keV-MeV TT9090 ~ 0.001-1000 s ~ 0.001-1000 s

Descubiertos por los satélites Descubiertos por los satélites VelaVela a fin de los ’60s a fin de los ’60s Desafío observacionalDesafío observacional

CGRO, Beppo-SAX, XMM-Newton, Chandra, INTEGRAL, HETE-2, SwiftCGRO, Beppo-SAX, XMM-Newton, Chandra, INTEGRAL, HETE-2, Swift




Origen extraterrestre (Klebesadel+ 1973)Origen extraterrestre (Klebesadel+ 1973) Distribución isótropa (Meegan+ 1992): Distribución isótropa (Meegan+ 1992):

ExtragalácticosExtragalácticos




Más de 2700 GRBsMás de 2700 GRBs

Dos clasesDos clases de GRBs (Kouveliotou+ 1993) de GRBs (Kouveliotou+ 1993)

LargosLargos (T (T9090 > 2s) > 2s)

CortosCortos (T (T9090 < 2s) < 2s) 2s




Diferencias espectralesDiferencias espectrales Largos = blandosLargos = blandos Cortos = durosCortos = duros

F(F() ~ ) ~ --

LLCC

Diferentes condiciones físicas en Diferentes condiciones físicas en mecanismo de emisiónmecanismo de emisión



AfterglowsAfterglows

Emisión transitoria en X, duración ~días: Emisión transitoria en X, duración ~días: afterglows afterglows (GRB (GRB largoslargos, van Paradijs+ , van Paradijs+ 97)97)

Precisión ~1’: búsqueda de afterglows en otros rangos espectralesPrecisión ~1’: búsqueda de afterglows en otros rangos espectrales Afterglows ópticos, radio, NIR: precisión de 1": Afterglows ópticos, radio, NIR: precisión de 1": búsqueda de progenitoresbúsqueda de progenitores




Decaimiento rápido Decaimiento rápido de afterglowsde afterglows Desafío Desafío

observacionalobservacional Observatorios Observatorios

dedicadosdedicados RobóticosRobóticos En todo el mundo En todo el mundo

(cubrimiento de todo (cubrimiento de todo el cielo)el cielo)

Diseminación rápida Diseminación rápida de datos X/de datos X/




Espectros de afterglows: Espectros de afterglows: Líneas de Líneas de absorciónabsorción




Corrimientos al rojo Corrimientos al rojo <z> ~ 1-2: <z> ~ 1-2: fuentes fuentes

cosmológicascosmológicas Emisión total de Emisión total de

energía ~10energía ~105353 erg: erg: del orden o mayor del orden o mayor que SN que SN




Estudio del Estudio del medio interestelar medio interestelar ee intergalácticointergaláctico




Coincidencia GRBs – Coincidencia GRBs – SNs Ib/cSNs Ib/c (e.g., Malesani+ 2004)(e.g., Malesani+ 2004)

Aumento de brillo Aumento de brillo interpretado como pico de interpretado como pico de luminosidad de SN (Della luminosidad de SN (Della Valle+ 2003)Valle+ 2003)




Evidencia espectral de SNs en afterglows Evidencia espectral de SNs en afterglows ópticos: líneas Ca H+K (Della Valle+ 2003)ópticos: líneas Ca H+K (Della Valle+ 2003)

v ~ 20000 km/s: v ~ 20000 km/s: hipernovashipernovas




Espectros de afterglows: Espectros de afterglows: elementos pesados, elementos pesados, medio enriquecido en Fe medio enriquecido en Fe típico de SNs (Piro+ típico de SNs (Piro+ 2000)2000)

Conexión GRB-SNConexión GRB-SN




Conexión Conexión GRB – SNGRB – SN Progenitores: Progenitores: estrellas masivasestrellas masivas Conexión Conexión GRB –GRB – formación estelarformación estelar Sólo para Sólo para GRBs largosGRBs largos Desafiada por el bajo número de Desafiada por el bajo número de

coincidencias: coincidencias: jets? relación entre jets? relación entre luminosidad del GRB y de la SN?luminosidad del GRB y de la SN?

Si se demuestra,Si se demuestra, GRBs podrían GRBs podrían transformarse en unatransformarse en una herramienta herramienta cosmológica importantecosmológica importante



Galaxias huéspedGalaxias huésped

Posicionamiento Posicionamiento preciso de GRBs: preciso de GRBs: galaxias huéspedgalaxias huésped

Poblaciones Poblaciones estelares que dan estelares que dan origen a GRBsorigen a GRBs

Estrellas (o sistemas) Estrellas (o sistemas) progenitorasprogenitoras




Fuertes líneas de emisión que indican Fuertes líneas de emisión que indican actividad actividad de formación estelarde formación estelar (Kulkarni+ 1998) (Kulkarni+ 1998)

Distribución de posiciones de GRBs consistente Distribución de posiciones de GRBs consistente con la pertenencia de sus progenitores a los con la pertenencia de sus progenitores a los discos de las galaxiasdiscos de las galaxias (Bloom+ 2002) (Bloom+ 2002)

Algunos posiblemente en Algunos posiblemente en galaxias en colisión galaxias en colisión o o concon signos de interacción signos de interacción (Chary+ 2001) (Chary+ 2001)




Subluminosas Subluminosas IR/visible IR/visible

Baja masaBaja masa (Le (Le Floc’h+ 2003)Floc’h+ 2003)

Más Más azules azules que las que las galaxias con brotes galaxias con brotes de formación de formación estelar en el estelar en el Universo localUniverso local




Similares a las Similares a las galaxias galaxias azules azules subluminosas con subluminosas con actividad de actividad de formación estelarformación estelar observadas a alto zobservadas a alto z

Baja metalicidadBaja metalicidad (Le (Le Floc’h+ 2003)Floc’h+ 2003)




No se detectan GRBs en No se detectan GRBs en brotes de formación brotes de formación estelar luminosos o estelar luminosos o fuentes enrojecidasfuentes enrojecidas

Efecto de selecciónEfecto de selección debido debido al polvo?al polvo?

Conexión GRB-FE Conexión GRB-FE inválidainválida?? EvoluciónEvolución de de

progenitores? progenitores? (metalicidad)(metalicidad)




No se observaron afterglows ni galaxias huésped de GRBs No se observaron afterglows ni galaxias huésped de GRBs cortos (hasta 2005)cortos (hasta 2005)

Existen GRBs largos para los cuales no se han detectado Existen GRBs largos para los cuales no se han detectado afterglows ópticos: afterglows ópticos: oscurososcuros Luminosidad intrínseca?Luminosidad intrínseca? Alto z?Alto z? Absorción por polvo? Absorción por polvo?



ModelosModelos

ColápsarsColápsars: Acreción del núcleo de He de una : Acreción del núcleo de He de una estrella por parte del núcleo colapsado de Fe. estrella por parte del núcleo colapsado de Fe. Fuertes vientos remueven la envoltura de HFuertes vientos remueven la envoltura de H Consistentes con modelos cosmológicos (Nuza+ Consistentes con modelos cosmológicos (Nuza+

2006)2006)

Fusiones de objetos compactosFusiones de objetos compactos: NS/BH-NS/NS : NS/BH-NS/NS – WD/BH– WD/BH

Retraso respecto de la formación estelar + Retraso respecto de la formación estelar + progenitores diferentesprogenitores diferentes Diferentes propiedades de la población estelar al Diferentes propiedades de la población estelar al

instante del GRB instante del GRB Distribución espacial diferenteDistribución espacial diferente



SwiftSwift

SwiftSwift (10/11/2004) (10/11/2004) ~100 GRB/año~100 GRB/año BAT: detección GRB (2')BAT: detección GRB (2') XRT: afterglow X (3")XRT: afterglow X (3") UVOT: afterglow UV-ópticaUVOT: afterglow UV-óptica Position diseminada en Position diseminada en

segundos: útil para GRBs segundos: útil para GRBs cortos/oscuroscortos/oscuros



Nuestro proyectoNuestro proyecto

Obtener una Obtener una muestra significativamuestra significativa y y sin sin efectos de selecciónefectos de selección de galaxias huésped de galaxias huésped

Investigar las GHs de GRBs Investigar las GHs de GRBs cortos /oscuroscortos /oscuros

Determinar Determinar masas, tasas de FE, absorción, masas, tasas de FE, absorción, composición química, poblaciones estelares composición química, poblaciones estelares de GHsde GHs

Objetivo final: Objetivo final: evaluar modelos de GRBs y la evaluar modelos de GRBs y la conexión GRB-FEconexión GRB-FE



Nuestro proyectoNuestro proyecto

Posiciones X precisasPosiciones X precisas provistas por provistas por Swift Swift

Imágenes profundasImágenes profundas con telescopios 8m con telescopios 8m (VLT, Gemini) para hallar las GHs(VLT, Gemini) para hallar las GHs

Espectros e imágenes ópticas e IREspectros e imágenes ópticas e IR para para determinar las propiedades de las GHsdeterminar las propiedades de las GHs



Resultados recientesResultados recientes

GRBs cortosGRBs cortos:: Primera observación del Primera observación del

afterglow y GH de un GRB afterglow y GH de un GRB cortocorto

Asociados con Asociados con poblaciones poblaciones estelares viejasestelares viejas (galaxias (galaxias elípticas)elípticas)

Favorece los modelos de Favorece los modelos de fusión de objetos fusión de objetos compactoscompactos

Un caso singular: galaxia Un caso singular: galaxia E+A (Covino+ 2005, E+A (Covino+ 2005, MISTICI)MISTICI)

Progenitor diferente?Progenitor diferente? Corto tiempo de fusión?Corto tiempo de fusión?




GRBs sin SN GRBs sin SN asociada (nuevo tipo asociada (nuevo tipo de GRBs?)de GRBs?)

GRBs a alto z: GRBs a alto z: descubrimiento del descubrimiento del GRB GRB más lejanomás lejano a a z=6.3 (Tagliaferri+ z=6.3 (Tagliaferri+ 2005, MISTICI)2005, MISTICI)




GRBs oscurosGRBs oscuros Primera GH de un Primera GH de un

GRB con afterglow GRB con afterglow X solamente X solamente (Pellizza+ 2006, (Pellizza+ 2006, MISTICI)MISTICI)




Espectro de la GH Espectro de la GH de un GRB oscurode un GRB oscuro

Actividad estelarActividad estelar Absorción por polvoAbsorción por polvo Poblaciones Poblaciones

estelares más estelares más viejas (Pellizza+ viejas (Pellizza+ 2006, MISTICI)2006, MISTICI)

fcayg, la plata 24/11/2006leonardo j. pellizza1 gamma-ray bursts leonardo j. pellizza (iafe &...

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