Introduzione all`astrofisica gamma
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Introduzione all’astrofisica gamma Alla scoperta dell’universo violento Rachele Desiante INFN Torino [email protected] Riassunto • Introduzione: raggi cosmici e raggi gamma • Come li osserviamo? • I telescopi per raggi gamma • Quali sono gli acceleratori cosmici? • I transienti gamma e il lavoro del ricercatore I raggi cosmici • Particelle altamente energetiche provenienti dallo spazio • Componente primaria: ~ 90% protoni, ~ 10% nuclei di elio, nuclei piu’ pesanti • Interagiscono con atmosfera creando sciami elettromagnetici (muoni, elettroni e positroni, neutrini, ..) • 1 muone al s attraversa la nostra testa • Quelli piu’ energetici sono piu’ rari • Possibili sorgenti: sole, oggetti galattici (SNR, pulsar ..) o extragalattici (AGN, GRBs ..) I raggi cosmici • Particelle altamente energetiche provenienti dallo spazio • Componente primaria: ~ 90% protoni, ~ 10% nuclei di elio, nuclei piu’ pesanti • Interagiscono con atmosfera creando sciami elettromagnetici (muoni, elettroni e positroni, neutrini, ..) • ~ 1 muone al s attraversa la nostra testa • Quelli piu’ energetici sono piu’ rari • Possibili sorgenti: sole, oggetti galattici (SNR, pulsar ..) o extra-galattici (AGN, GRBs ..) • 1 eV = 1.6 x 10-19 J Massa dell’elettrone: me = 0.511 MeV/c2 Piu’ info nelle prossime lezioni della Dott.ssa Laura Collica!! I raggi gamma… non solo Hulk! :) • Perche’ studiarli? • Cosa sono • Chi li produce: acceleratori cosmici • Rivelazione diretta e indiretta I raggi gamma • Perche’ studiarli? • Cosa sono • Chi li produce: acceleratori cosmici • Rivelazione diretta e indiretta I raggi gamma: perche’ studiarli? • Interagiscono poco nella regione di produzione, permettono di studiare da vicino i più potenti acceleratori di particelle in Natura • l’Universo è essenzialmente trasparente ai raggi gamma: provengono anche da distanze cosmologiche • Sono neutri, non sono deviati dai campi magnetici: puntano verso la sorgente • L’Astrofisica gamma delle alte energie permette di trarre informazioni complementari sulle sorgenti astrofisiche più potenti nell’Universo insieme alle altre branche dell’astrofisica delle particelle (studio dei raggi cosmici, astronomia X, osservazione dei neutrini) I raggi gamma: cosa sono? Lo spettro elettromagnetico Lo spettro elettromagnetico • Insieme di fotoni (particelle senza massa) che si muovono come onde e viaggiano alla velocità della luce • Ogni fotone ha una certa quantità di energia • l’unica differenza tra le varie radiazioni elettromagnetiche è l’energia dei fotoni • Relazioni fondamentali: • E=hν=hc/λ h = 4.1 × 10 − 15 eV ⋅ s (Costante di Planck) c = 3 × 10 8 m / s (velocita’ della luce nel vuoto) Lo spettro elettromagnetico • • Onde radio • Telecomunicazioni (TV, radio, telefoni) • Molti oggetti celesti (stelle, nubi di gas, galassie attive, pulsar, pianeti… emissione da elettroni in campi magnetici) Microonde • forno, GSM… • Radiazione cosmica di fondo… residuo di luce fossile del Big Bang!! Lo spettro elettromagnetico • • Infrarosso: • E’ radiazione termica, emessa da tutti i corpi (anche da noi!) • Pianeti, stelle, polvere interstellare.. soprattutto oggetti freddi Visibile: • L’unica radiazione visibile dai nostri occhi (Il Sole emette luce bianca) • Un prisma scompone la luce bianca nei colori dell’arcobaleno Lo spettro elettromagnetico • • Ultravioletto • Radiazione emessa dal Sole: causa le scottature • Gran parte assorbita dall’atmosfera Raggi X • Radiazione energetica! • Permettono di vedere attraverso i materiali finchè qualcosa non li ferma (ossa, metallo…) • Buchi neri, stelle di neutroni, SNR, Sole, dischi attorno ad oggetti compatti I raggi gamma • Radiazione più energetica, fenomeni violenti! • Le sorgenti gamma sono spesso altamente variabili! • • Brillamenti solari, Supernovae, Buchi Neri… ci mostrano un’universo in continua evoluzione! I raggi gamma non possono essere catturati e riflessi dagli specchi: attraversano tutti i materiali! … si studiano attraverso l’interazione con la materia: • Telescopi spaziali: effetto Compton e conversione di coppia • Telescopi a terra: effetto Cherenkov Rivelazione indiretta Astronomia gamma delle altissime energie (~ TeV) • Usare l’atmosfera come parte del rivelatore: sciami atmosferici • I raggi gamma danno origine a degli sciami di particelle cariche (soprattutto e ±) al loro impatto con l’atmosfera • Lo sciame atmosferico si sviluppa lungo la direzione dello sciame del fotone primario • Particelle di alta energia e± con velocita v > c/n emettono radiazione Cherenkov che raggiunge il terreno come un flash ultra corto (≈ 3 ns) osservabile nell’ UV Pair production Bremmstrahlung Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACT) Tecnica di rivelazione Particle shower ~ 10 km Il principio: • cos(theta) = c / n v • Un singolo telescopio entro il cono di luce della radiazione Cherenkov puo’ ottenere un’immagine dello sviluppo dello sciame. Ch er en ko vl ig ht ~ 1o ~ 120 m Tecnica di rivelazione Intensita’ dell’immagine ! Energia dello sciame Orientazione dell’immagine ! Direzione dello sciame Forma dell’immagine ! Tipo di particella Separazione gamma/adroni 100 GeV proton h (m) Gamma shower wid th len gth ( narrow, points to source ) Proton shower ( wide, points anywhere ) alpha m Tecnica di rivelazione Migliore reiezione del fondo Migliore risoluzione angolare Migliore risoluzione energetica Telescopi IACT di seconda generazione MAGIC (2004) HESS (2003) VERITAS (2006) CANGAROO-III (2004) MAGIC @ La Palma (Canarie), 2200 m di altitudine Rivelazione diretta Osservatori spaziali (…EGRET, AGILE, Fermi) • Effetto Compton: fotone gamma diffuso dall’interazione con un elettrone trasferisce ad esso una parte della sua energia. • Produzione di coppie assorbimento del fotone mediante produzione di una coppia elettrone positrone —-> tracciare il percorso compiuto da queste due particelle onde risalire alla direzione di provenienza e all’energia del fotone che le ha originate • I telescopi “tracciatori di coppie” sono costruiti con una tecnologia presa in prestito dal mondo della ricerca delle particelle elementari Fermi Gamma Ray Space Telescope (ex GLAST) • Collaborazione internazionale: NASA, Italia, Francia, Germania, Svezia e Giappone • Lanciato l’11 giugno 2008 da Cape Canaveral • Fermi e’ in orbita a ~ 500 km • E costituito da due strumenti: Large Area Telescope (LAT) e Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) Fermi Gamma Ray Space Telescope • E costituito da due strumenti: Large Area Telescope (LAT) e Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) • LAT • telescopio a conversione di coppia • Sensibile ad energie da ~ 30 MeV a > 500 GeV • Largo campo di vista: 20% del cielo ad ogni istante e osserva ogni punto del cielo per 30 min ogni 3h Fermi Gamma Ray Space Telescope • E costituito da due strumenti: Large Area Telescope (LAT) e Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) • GBM • 12 rivelatori allo ioduro di sodio (NaI) e 2 al germanato di bismuto (BGO) disposti intorno al satellite • 8 keV < E < 40 MeV • Campo di vista: tutto il cielo non occultato! • Ha anche la funzione di ‘allertare’ il satellite in modo che possa ripuntare automaticamente verso GRBs (lampi di raggi gamma..) particolarmente energetici e brillanti IACT e Telescopi spaziali a confronto Satellite LAT Ground MAGIC Gamma-ray detection Direct (pair creation) Indirect (atmospheric Cherenkov) Energy range 30 MeV - ~ 500 GeV ~ 40 GeV - 100 TeV Positive aspects High S/N Large FOV Large area Good Δθ Negative aspects Small area High cost Large Background Small FOV L’universo visto da Fermi-LAT (2 anni) • Mappa della galassia L’universo visto da Fermi-LAT (5 anni) • Mappa della galassia Principi fisici e fenomeni emissivi Radiazione di sincrotrone Radiazione di bremsstrahlung Annichilazione materia-antimateria Collisioni ad alta velocità Decadimento nucleare Scattering Compton inverso Fusione nucleare Fenomeni Emissivi: Bremsstrahlung • radiazione emessa da particelle cariche quando subiscono una decelerazione (radiazione di frenamento) Fenomeni Emissivi: Radiazione di Sincrotrone • radiazione elettromagnetica generata da particelle cariche che viaggiano a velocità ~ c che vengono costrette da un campo magnetico a muoversi lungo una traiettoria curva • > velocità della particella, > energia della radiazione emessa • Picco dell'emissione avviene alle lunghezze dei raggi X Fenomeni Emissivi: Scattering Compton inverso • Diffusione Compton: urto elastico (si conserva sia la quantità di moto che l'energia cinetica) tra un fotone e un elettrone. • Compton inverso: l’energia del fotone è molto più piccola di quella dell’elettrone (es. un elettrone di altissima energia dei raggi cosmici che interagisce con un fotone della radiazione cosmica di fondo) I brillamenti solari • Rapido e intendo rilascio di energia nella corona solare • energia magnetica accumulata e rilasciata durante fenomeni di riconnessione • Accelerazione di particelle (elettroni, protoni e nuclei più pesanti) e “riscaldamento” del plasma coronale I brillamenti solari: emissione gamma • bremsstrahlung: elettroni con energie fino ad alcuni MeV interagiscono con regioni ad alta densita’ nella corona e nella cromosfera solare (riga tratteggiata blu) • diseccitazione nucleare (nuc. lines) • annichilazione elettrone/positrone (511 keV) • cattura neutronica: neutroni accelerati catturati dai protoni formando deuterio (2.2 MeV) • decadimento del pione neutro: i pioni sono prodotti dall’interazione tra protoni energetici (E>300 MeV) e ioni in atmosfera solare (A) I brillamenti solari: emissione gamma • bremsstrahlung: elettroni con energie fino ad alcuni MeV interagiscono con regioni ad alta densita’ nella corona e nella cromosfera solare • diseccitazione nucleare • annichilazione elettrone/positrone • cattura neutronica: neutroni accelerati catturati dai protoni formando deuterio • decadimento del pione neutro: i pioni sono prodotti dall’interazione tra protoni energetici (E>300 MeV) e ioni in atmosfera solare Il flare di Marzo 2012 visto da Fermi-LAT https://youtu.be/QhBukQNyZnI http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/news/highestenergy.html Resti di supernovae • Morte di stella molto massiccia • Termina il suo combustibile nucleare, collassa su se stessa sotto l'azione della propria forza di gravità • L'esplosione risultante espelle la maggior parte della materia che componeva la stella • Il nucleo collassa in un oggetto molto compatto (stella di neutroni) • Gli strati esterni vengono espulsi (velocità ~ 3 10 km/s) dando origine a una nube di gas e polveri in espansione. • Il mezzo interstellare che si arricchisce degli elementi pesanti prodotti dalla stella: siamo polvere di stelle!! :-) • Tasso di esplosione: ~ 1 SN ogni 50 anni nella Galassia Resti di supernovae: emissione gamma • Nube attraversata da onde d'urto generate dall'esplosione stessa o dall'interazione tra la nube e il mezzo interstellare • Protoni accelerati nelle collisioni fra gli strati di materia espulsa ed emettono raggi gamma di altissima energia quando interagiscono con i nuclei atomici del gas interstellare. • Le osservazioni di Fermi (il satellite) hanno mostrato evidenza di questo meccanismo in resti di supernove di varie età. • Meccanismi di accelerazione di Fermi (il grande fisico): particelle accelerate in seguito a collisioni con disuniformita’ del campo magnetico galattico, in moto casuale nel mezzo interstellare. Questa perturbazione del campo si comporta come uno “specchio magnetico” In seguito ad ogni riflessione su tale specchio, le particelle acquistano energia statisticamente Resti di supernovae: Fermi da ragione a Fermi! https://youtu.be/C3ue7cEocvI https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/news/supernovacosmic-rays.html#.V4znYo42Rn4 Nuclei Galattici Attivi (AGN) • Modello standard degli AGN: l’energia generata dalla materia che cade all'interno di un buco nero supermassiccio (106 Msun<M<109 Msun) • La materia che cade nel buco nero forma un disco di accrescimento • Spesso si osservano getti che originano dal disco di accrescimento • Gli AGN i cui jets puntano verso di noi sono chiamati blazar sorgenti luminose di raggi gamma! Nuclei Galattici Attivi • Compton inverso tra fotoni d’ambiente e elettroni relativistici all’interno del jet • Il terzo catalogo degli AGN osservati dal LAT riporta ben ~ 1400 visibili in banda gamma! • Gli AGN osservati arrivano a distanze ~ 10 miliardi di anni luce! AGN sono sorgenti variabili! https://youtu.be/9Rl4l6tuHGg http://apod.nasa.gov/apod/ap150722.html APOD (Astronomy Picture of the Day) 2015 July 22: Gamma-ray Rain from 3C 279 If gamma-rays were raindrops a flare from a supermassive black hole might look like this. Not so gently falling on the Fermi Gamma-ray Space Telescope from June 14 to June 16 the gamma-ray photons, with energies up to 50 billion electron volts, originated in active galaxy 3C 279 some 5 billion light-years away. Each gamma-ray "drop" is an expanding circle in the timelapse visualization, the color and maximum size determined by the gamma-ray's measured energy. Starting with a background drizzle, the sudden downpour that then trails off is the intense, high energy flare. The creative and calming presentation of the historically bright flare covers a 5 degree wide region of the gamma-ray sky centered on 3C 279. I Lampi di Raggi Gamma (Gamma-ray bursts) • Esplosioni piu’ violente che avvengono nell’universo! • Scoperti negli anni ’60 dai satelliti militari Vela • BATSE (1991-2000): • distribuzione isotropa • diversita’ delle curve di luce • distinzione in corti (durata < 2s) e lunghi (durata >2s) I Lampi di Raggi Gamma (GRBs) • • Progenitori: • esplosione di stelle massicce (osservati in coincidenza con supernovae!) • fusione di oggetti compatti di origine stellare in sistemi binari (NS-NS o NS-BH) Caratterizzati da due fasi di emissione: • prompt (impulsiva) osservata principalmente in banda energetica hard-X e gamma • afterglow (temporalmente estesa) osservata anche a lunghezze d’onda maggiori fino al radio • Grazie alle osservazioni in banda ottica e’ possibile individuare la galassia ospite e la sua distanza (sfruttando lo spostamento Doppler delle righe righe spettrali) • Sono stati osservati GRBs fino a ~ 13 miliardi di anni luce! • GRB corti sono collegati alla rivelazione di onde gravitazionali GRBs visti da Fermi • Emissione ritardata e temporalmente estesa dei fotoni di più alta energia • GRB 130427: un mostro ‘vicino’ • Osservazione di fotoni di altissima energia (~100 GeV): • pongono limiti sull’assorbimento da parte della radiazione extra-galattica di fondo • permettono di studiare la fisica fondamentale (es. test di gravita’ quantistica e ‘Lorentz Invariance Violation’: fotoni di energie diverse hanno velocita’ diverse??) GRBs visti da Fermi • Emissione ritardata e temporalmente estesa dei fotoni di più alta energia • GRB 130427: un mostro ‘vicino’ (~3.5 miliardi di anni luce) • Osservazione di fotoni di altissima energia (~100 GeV): • pongono limiti sull’assorbimento da parte della radiazione extra-galattica di fondo • permettono di studiare la fisica fondamentale (es. test di gravita’ quantistica e ‘Lorentz Invariance Violation’: fotoni di energie diverse hanno velocita’ diverse??) L’universo visto da Fermi https://youtu.be/9J41wQt7SIE http://www.media.inaf.it/2013/06/14/cinque-anni-di-fermi/ Il mio lavoro: i transienti gamma • • Importanza di real-time trigger e analisi veloce • Allertare la comunità scientifica per osservazioni multifrequenza (follow-up) • I GRBs interessanti esplodono sempre nel week-end! :) Il caso delle onde gravitazionali
