Un problema aperto: I gamma-ray burst (GRB)

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Un problema aperto:

I gamma-ray burst (GRB)

A cura di Daniele Malesani

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Dicesi gamma-ray burst (GRB)…

“Impulso improvviso ed intenso di raggi gamma,

“proveniente da una direzione casuale del cielo”

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Lo spettro elettromagnetico

Quello che vediamo noi…

…Ma c’è di PIÙ

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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

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)

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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

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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

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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

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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

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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

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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

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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

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Nei GRB:

 t  1 ms



km 300

s 10 s

m 10

3 

⁸



³





 c t /

^

L 

L’oggetto che li produce deve essere compatto:

una stella di neutroni oppure un buco nero

Cosa concludiamo?

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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

? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?      ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?

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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

L’afterglow ottico è transiente: dopo un po’ emerge una

nebulosità diffusa: la galassia ospite

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…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:

F L

 R

4 

²

flusso (osservato) energia

tempo superficie

 

tempo energia luminosità 

distanza

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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

Un confronto. Per emettere questa energia:

• il Sole impiegherebbe 10

¹²

anni

Un GRB dura 10 s  l’energia totale rilasciata è 10

⁵³

erg

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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

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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 os em



  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

c z

R 

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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

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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

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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

Nobel 1993: R. Hussel & J. Taylor!

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Una simulazione

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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

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Un’altra simulazione…

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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

È un modello a 2 fasi: supernova convenzionale  GRB

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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!

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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 ?

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