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
Proprietà della radiazione elettromagnetica
Si propaga (nel vuoto) con velocità c 3108 m s1
Si “classifica” in base alla
frequenza (Hertz)
lunghezza d’onda (cm)
c
È costituita da particelle elementari: i fotoni
Un fotone di frequenza ha energia E h
h 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)
Astronomia in bande diverse da quella ottica
L’aspetto degli oggetti celesti può cambiare di molto se si
cambia la banda di osservazione
Esempio:
radiogalassia PKS 2356-61
BLU:
immagine ottica
ROSSO: immagine radio
La radiazione di alta energia: X e
I -ray burst sono attivi nella banda
Frequenza: 1020 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
L’Italia ha in orbita un satellite X / : BeppoSAX
La scoperta dei ray burst (GRB)
Satelliti VELA (1963): controllo del Nuclear Test Ban Treaty
Rivelatori di raggi per ricercare esplosioni nucleari nello spazio
Il primo GRB: 2 luglio 1967
Annuncio alla comunità scientifica: 1973, dopo la de-classificazione
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
GRB 670702
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
Lct
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
Cosa concludiamo?
Nei GRB:
t 1 ms
L c t 3 108 m/s 103s 300 km
L’oggetto che li produce deve essere compatto:
una stella di neutroni oppure un buco nero
La chiave di volta: gli afterglow
A lungo si sono cercate controparti a frequenze diverse dai raggi
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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
Scoperta di una controparte X
al GRB del 28 Febbraio 1997
28/02/1997
03/03/1997
Finalmente si vede qualcosa!
Scoperta la controparte X, non è difficile trovarne una visibile
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L’afterglow ottico è transiente: dopo un po’ emerge una
nebulosità diffusa: la galassia ospite
Osservazione del
telescopio spaziale
…E ci dice molto!
Le osservazioni ottiche permettono di determinare la
DISTANZA di una sorgente
Conoscendo la distanza, si risale alla sua ENERGIA
Infatti:
L
F
4 R 2
energia
flusso (osservato)
tempo superficie
L 4 R2 F
energia
luminosità
tempo
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 GRB dura 10 s l’energia totale rilasciata è 1053 erg
Un confronto. Per emettere questa energia:
• il Sole impiegherebbe 1012 anni
• l’intera Via Lattea impiega 100 anni
• occorrono 100 supernovæ
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
em os
Quantitativamente: z
em
Più la sorgente è lontana, più l’effetto è pronunciato;
fintanto che z è piccolo, vale la legge di Hubble:
c
R
z
H
(H è la costante di Hubble)
è semplice misurare R
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
II caso: massa 8 M
STELLA DI
NEUTRONI
BUCO
NERO
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
R. Hussel & J. Taylor!
Nel tempo, la separazione tra le due Nobel
stelle1993:
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
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
È un modello a 2 fasi: supernova convenzionale GRB
I GRB si trovano in regioni di formazione stellare
Non si è mai vista una NS supra-massiva
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 s
La risoluzione sarà di qualche secondo d’arco
Telescopio X
Telescopio
Telescopio
ottico
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.
