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
