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 hh 6.6261034 J Hz1 (costante di Planck)

Si misura di solito in elettronvolt (eV): 1 eV 1.6021019 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 3108 m s1

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 2356-61

La radiazione di alta energia: X e I -ray burst sono attivi nella banda

Frequenza: 1020 HzEnergia: 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 1967Annuncio alla comunità scientifica: 1973, dopo la de-classificazione

La scoperta dei ray burst (GRB)

Satelliti VELA (1963): controllo del Nuclear Test Ban TreatyRivelatori di raggi per ricercare esplosioni nucleari nello spazio

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

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/vcorrente

Nei GRB:

t 1 ms

km300s10sm103 38 /tcL

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 affollato30 Aprile 1996: lancio del satellite italo-olandese BeppoSAX

• Risoluzione angolare migliorata• Rapidità di puntamento

Scoperta di una controparte Xal GRB del 28 Febbraio 1997

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28/02/1997 03/03/1997

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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 R2 F

Conoscendo la distanza, si risale alla sua ENERGIA

Infatti:

FL

R

4 2

flusso (osservato)energia

tempo superficie

tempo

energialuminosità

distanza

E quanto fa?

La distanza è dell’ordine di 10 Gpc 3.11016 cm

I flussi osservati sono dell’ordine di 106 erg cm2 s1

La luminosità è quindi 1052 erg s1

Un confronto. Per emettere questa energia:

• il Sole impiegherebbe 1012 anni

• l’intera Via Lattea impiega 100 anni

• occorrono 100 supernovæ

Un confronto. Per emettere questa energia:

• il Sole impiegherebbe 1012 anni

• l’intera Via Lattea impiega 100 anni

• occorrono 100 supernovæ

Un GRB dura 10 s l’energia totale rilasciata è 1053 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:em

osem

z

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)

zH

cR

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 1053 erg 0.1 M /c2

Deve essere estremamente raro: 1 GRB ogni 10000 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

BUCONERO

La massa di una stella di neutroni non può superare 1.5 M

Primo modello

Collasso di un sistema binario di stelle di neutroni (NS2M)

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 812 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 sLa risoluzione sarà di qualche secondo d’arco

Telescopio Telescopio X

2 m

Telescopioottico

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.