Meccanismi di emissione dei GRB
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Presentazione sui meccanismi interni ed esterni che spiegano le evidenze sperimentali dei GRB (Gamma Ray Burst)
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Meccanismi di emissione dei GRB
- 1. Meccanismi di emissione dei GRBs Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica Universit`a di Roma, La Sapienza 30 Luglio 2014
- 2. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Gamma Ray Bursts Gamma-Ray Bursts (GRBs) I GRBs sono brevi lampi di raggi-γ che possono durare da pochi millisecondi a pochi minuti. Eventi cosmologici con distribuzione isotropa nello spazio fino ad alti redshift. GRBs corti (25%): tempi di emissione < 2 secondi e picco a 150 keV. GRBs lunghi (75%): tempi di emissione > 2 secondi e picco a 230 keV. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 3. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Gamma Ray Bursts GRB Lunghi (LGRBs) Maggior candidato progenitore: collasso di una stella di tipo Wolf-Rayet (M > 30M ). Modello COLLAPSAR Il collasso del nucleo di ferro e formazione BH. Formazione disco di accrescimento e getti di particelle barioniche alimentando un GRB (fireball). Effetti dissipativi nel disco convertono energia cinetica in calore L’interazione del getto col mezzo interstellare origina l’afterglow. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 4. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Spettro Osservazioni sperimentali - Spettro GRB Lo spettro non `e termico e si estende fino al GeV. Descritto empiricamente dalla formula di Band. (1993) Band function: hν < (α − β)E0: N(ν) = N0(hν)α exp − hν E0 hν > (α − β)E0: N(ν) = [(α − β)E0](α−β) (hν)β exp(β − α) Picchi di emissione tra 100 keV e 1 MeV Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 5. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Spettro Osservazioni sperimentali • Struttura temporale: l’80% dei bursts presenta forti variazioni nel flusso su tempi molto minori della durata dell’evento (∼ ms). Il resto presenta una struttura FRED (Fast Rise Exponential Decay). • Popolazioni: oltre alla distribuzione bimodale delle durate dei bursts che distingue SGRBs dai LGRBs, emerge una sotto-categotria meno energetica (Ep < 10keV ) che prende il nome di X-Ray Flashes (XRFs). Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 6. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Spettro Osservazioni sperimentali • Polarizzazione: dalle osservazioni sembra esserci una forte polarizzazione lineare dei fotoni-γ. Informazioni sui campi magnetici. • Flash ottico: generato simultaneamente con i raggi X e γ durante alcuni eventi GRB. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 7. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Spettro Osservazioni sperimentali - Afterglow Dal 1997 con Beppo-SAX, si scoprirono bagliori residui in tutte le bande elettromagnetiche dopo l’emissione γ e vennero chiamati afterglow. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 8. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Spettro Osservazioni sperimentali • Host Galaxies: I GRBs sono eventi che avvengono all’interno di galassie ad alto tasso di formazione stellare. • Associazione GRB-SN: Spettro di GRB 980326 comparato con SN1998bw a diversi z. Red bump Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 9. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Ingredienti accettati Visione globale Moti relativistici: La scintillazione radio e l’auto-assorbimento a frequenze pi`u basse permette di stimare l’estensione dell’afterglow (∼ 1017 cm), due settimane dopo il burst (espansione relativistica Γ > 100). Dissipazione: Nella maggior parte dei modelli l’energia del flusso relativistico `e dissipata e questa fornisce l’energia necessaria per il GRB ed il conseguente afterglow. Radiazione di sincrotrone: modelli di GRB e afterglow sono basati sull’emissione di sicrotrone dagli elettroni relativistici accelerati all’interno degli shocks. Getti e collimazione: breaks monocromatici nello spettro sono interpretati come “jet breaks” dovuti all’irraggiamento laterale dell’emissione relativistica e alla diffusione laterale del flusso. Nascita oggetto compatto: le energie coinvolte (∼ 1051 ergs) e l’interpretazioni a fasci relativistici suggeriscono una compattezza dell’oggetto interessato. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 10. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Effetti relativistici Effetti relativistici Problema della compattezza Una sorgente isotropa a distanza D rilascia un’energia pari a: E = 4πD2 F La variabilit`a temporale `e dell’ordine δt ∼ 1 − 10ms, ci`o implica che la dimensione della sorgente `e compatta → R0 3 · 107 cm Conoscendo l’energia del fotone εγ e il flusso F → δε = 4πd2 F εγc3δt2 Condizione per la produzione di coppie: εγ1 εγ2 ≥ (me c2 )2 Profondit`a ottica per la creazione di coppie: τγγ fe± σT 4πd2 F εγc2δt → τγγ ∼ 1015 Inconsistente con lo spettro non-termico! Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 11. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Effetti relativistici Problema della compattezza Il problema si risolve considerando il sistema in modo relativistico: I fotoni osservati sono blu-shifted e l’energia `e pi`u debole di un fattore Γ. Questo effetto modifica il valore di fe± di un fattore Γ−2α . Le dimensioni della sorgente sono R ∼ cδtΓ2 , influendo sulla densit`a di un fattore Γ−4 e sulla profondit`a ottica come Γ−2 . Si ottiene di un valore di α ∼ 2 e Γ 100. Calcolo della profondit`a ottica relativistica (Lithwick & Sari, 2001): τγγ = 11 180 σT d2 (me c2 )−α+1 F c2δT(α − 1) Emax me c2 α−1 Γ2α+2 (1 + z)2α−2 , 1 < τ < 5 Implicazione: Modello Fireball Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 12. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Prompt Emission GRBs sono prodotti da shocks interni all’interno del flusso relativistico. Di conseguenza shocks esterni tra il flusso e l’ISM circostante producono un’emissione prolungata e regolare (afterglow). • Shocks interni Si tratta di shocks tra diverse shell della materia relativistica espulsa. Si manifestano a Rint cδtΓ2 = 3 · 1014 cm Γ2 100δt. δt `e la differenza temporale tra le emissioni delle due shell. Gli shocks interni sono caratterizzati da un fattore di Lorentz 1 < Γ < 10 che rispecchia i moti relativi tra le shell di densit`a simile. In questo caso, il fattore di Lorentz della regione interessata `e : Γ = Γ2 + 1 2 Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 13. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Efficienza degli Internal Shocks (IS) Si considerino collisioni tra shell con masse mr e ms che si muovono a differenti velocit`a relativisitiche: Γr Γs 1. Nel modello di collisione elastica, il fattore di Lorentz risultante Γm sar`a Γm mr Γr + ms Γs mr /Γr + ms /Γs Energia interna vista da un osservatore esterno: Eint = Γmεint , che coincide con la differenza di energia cinetica prima e dopo la collisione Eint = mr c2 (Γr − Γm) + ms c2 (Γs − Γm) Efficienza di conversione dell’energia cinetica in energia interna: = 1 − (mr + ms )Γm (mr Γr + ms Γs ) Conversione efficiente se Γr Γs e mr ∼ ms . Numericamente ∼ 20% (Guetta 2001). Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 14. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Curve di luce degli IS La larghezza degli impulsi `e determinata dal tempo angolare: δt = RS /(2cΓ2 s ) Se le shells hanno massa uguale (m1 = m2) δt ≈ RS /2aΓ2 c ≈ L/ac Energia uguale (m1 = am2) δt ≈ RS /2Γ2 c ≈ L/c Il modello delle shell con energie uguali sembra produrre curve simili alle curve di luce osservate. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 15. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Meccanismo di Fermi - I Ordine (DSA) Si ipotizza che le particelle vengano diffuse da uno shock piano che si propaga nel mezzo interstellare con velocit`a supersonica (U cs ). Il fluido non ancora raggiunto dallo shock `e detto upstream mentre quello downstream `e stato gi`a raggiunto e superato dallo shock. Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 16. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Meccanismo di Fermi - I Ordine (DSA) L’energia di ogni particella nell’attraversamento del fronte dello shock dalla regione upstream a quella downstream `e data da E = γ(E + pV cos θ) Lo shock si muove con velocit`a non-relativistca U c quindi γ ∼ 1 a differenza delle velocit`a delle particelle vp ∼ c. In un ciclo completo di attraversamento dello shock, da upstream a downstream e viceversa, il guadagno di energia `e: < ∆E E >∼ 4U 3c ∼ U c ≡ β Spettro energetico: dN/dE ∝ E−2 Energia massima raggiunta dalle particelle ∼ 1013 eV /nucleone (Lagage 1983). Meccanismo insufficiente per spiegare energie rivelate di ∼ 1020 eV !! Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 17. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Prompt emission Polarizzazione Prompt Il tipo di polarizzazione lineare indica che il meccanismo di emissione `e il sincrotrone. angolo del jet ϑ ∼ Γ−1 Conseguenze della linearit`a (Lyutikov & Granot): campi magnetici uniformi all’interno delle regioni di emissione il flusso relativistico `e dominato dal flusso di Poynting la dissipazione `e data dall’instabilit`a del plasma esterno (Waxman & Nakar): campo magnetico uniforme per`o non diminato dal flusso di Poynting Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 18. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Afterglow • External Shocks (ES) Nel modello degli shock esterni, le emissioni dei GRB sono prodotte dall’energizzazione e decelerazione dall’onda d’urto relativistica dovuta all’interazione con la CBM (circumburst matter). Lo spettro non termico suggerisce che la radiazione `e di sincrotrone Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 19. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Radiazione di sincrotrone Gli elettroni di un plasma che emettono radiazione di sincrotrone, si stanno raffreddando. Energia vista dall’osservatore: (hνsyn)obs = qe B me c γe Γ Potenza emessa: Psyn = 4 3 σT cUB γ2 e Cooling time: tsyn(γe ) = γe me c2 Psyn = 3me c 4σT UB γe Γ → tsyn(ν) = 3 σT 2πcme qe B3Γ ν−1/2 tsyn ∝ ν−1/2 ∼ δTexp ∝ ν−0.4 Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 20. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Spettro di sincrotrone otticamente sottile Distribuzione aspettata di particelle accelerate dallo shock: N(γe ) ∼ γ−p e 1 < p < 2 Fast cooling νm > νc Fν ∝ ν2 , ν < νa ν1/3 , νa < ν < νc ν−1/2 , νc < ν < νm ν−p/2 , νm < ν Slow cooling νm < νc Fν ∝ ν2 , ν < νa ν1/3 , νa < ν < νm ν−(p−1)/2 , νm < ν < νc ν−p/2 , νc < ν Dove: νa: frequenza al di sotto del quale il GRB `e opaco (regime RJ) - auto-assorbimento. νm: frequenza (energia) minima acquisita dopo l’attraversameto dello shock. νc : frequenza di raffreddamento Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 21. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Spettro di sincrotrone 1 νa < νm (slow cooling) 2 νm < νa < νc (slow cooling) 3 νa > νm, νc 4 νc < νm (fast cooling) 5 νc < νm, νa < νc (fast cooling) Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 22. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Sincrotrone - Valori osservati • Forward shock Energia e tempo caratteristici (Piran 2004): (hνsyn)obs|γe,min = 160 keV 1/2 b 2 e Γ4 2,100n 1/2 1 tsyn|γe,min = 0.085sec −1 b −1 e Γ−4 2,100n−1 1 • Reverse shock: Propagazione inversa dello shock dopo aver “urtato” la ISM. νm|reverse shock = 1.3 · 1013 Hz( B /0.1)1/2 ( e /0.1)2 Γ2 100 νc|reverse shock = 8 · 1018 Hz( B /0.1)3/2 (Γ2/100)−4 n −3/2 1 t−2 s causa degli optical/UV flashes!! Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 23. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Afterglow Afterglow - predizioni e simulazioni Power low (Adiabatic Synchrotron Model) F ∝ t−α ν−β Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 25. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Altre emissioni Altre emissioni TeV γ-rays: grazie al processo del Compton inverso (IC) Neutrini: prodotti dagli shocks interni ed esterni. Energia: 1014 eV < Eν < 1017 eV Raggi cosmici e UHECR: il GRB `e in grado di accelerare protoni fino a energie ∼ 1020 eV Radiazione gravitazionale: collasso gravitazionale catastrofico per lo studio delle onde gravitazionali Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 26. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Modelli di motori interni Modelli di motori interni Accrescimento buco nero Modello Pulsar Buco nero rotante e meccanismo di Blandford-Znajek Modello collapsar Modello Supranova Fusione stelle di neutroni Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs
- 27. Introduzione Osservazioni Modelli fisici per l’emissione conclusioni Conclusioni e prospettive future Misteri irrisolti: tutti i meccanismi interni dell’emissione prompt questioni aperte su shocks, accelerazione di particelle, generazione campi magnetici forti GRB corti.. Prospettive estendere il range energetico ai TeV migliorare la risoluzione spettrale ad alte energie Confermare il legame tra XRFs e GRBs approfondire la composizione delle hosts studio dei neutrini ricerca delle onde gravitazionali Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universit`a “La Sapienza”, Roma Meccanismi di emissione dei GRBs