Università degli Studi di Torino
Osservazione di Gamma Ray Burst
con il rivelatore Argo -YBJ
Relatrice:
Dottoressa Silvia Vernetto
IFSI, INAF - Torino
Candidato:
Gabriele Bruni
29 Aprile 2005
Sommario
• I Gamma Ray Burst:caratteristiche, produzione e assorbimento
• Tecniche di rivelazione: rivelatori di sciami atmosferici e Argo
• Analisi dei primi dati raccolti da Argo-YBJ
I Gamma Ray Burst
• I GRB sono brevi ed intensi lampi di fotoni
compresi tra i KeV e i GeV
• Scoperti casualmente negli anni ’60 da un
satellite americano per il controllo dei test
nucleari nello spazio
• Fino al 1997 non corrispondenti a nessuna
sorgente astrofisica conosciuta
BATSE
Il satellite USA ‘Vela’
BATSE (1991-2000)
• Batse, a bordo del satellite Compton
Gamma Ray Observatory, lavorò
nell’intervallo di energie tra 20 KeV e
10 MeV
• Osservò in media un GRB al giorno,
di durata variabile da qualche ms a
qualche centinaia di secondi
Curve di luce
• Aspetto caratteristico
dei GRB è la completa
diversità degli eventi,
le curve di luce infatti
hanno le più svariate
forme
• Ciò ha impedito
qualsiasi
classificazione
La distribuzione dei GRB era isotropa
La distribuzione di luminosità era però
disomogenea
Attesa
Rilevata
Queste distribuzioni erano compatibili con due diverse localizzazioni delle sorgenti:
Alone galattico
di spessore minimo 100 Kpc
(Energia emessa circa 1042 erg)
Oggetti a distanze cosmologiche
il cui redshift attenua gli oggetti
più lontani (Energia 1051-54 erg)
L’Afterglow
• Il satellite italo-olandese
BeppoSAX nel 1997
scoprì in diversi GRB una
controparte nello spettro X.
• Inoltre scoprì una
emissione di lunga durata:
l’afterglow. Questa
emissione puo’ durare
giorni o mesi, diminuendo
nel tempo secondo una
legge di potenza.
Emissione X
Emissione Gamma
GRB 970228
L  t - 1.3
Afterglow X
GRB 970228
Afterglow ottico
Feb 28
Mar 3
L’alta risoluzione angolare di BeppoSAX
(50’’) sulla posizione della controparte X ha
permesso una migliore localizzazione degli
eventi e la scoperta della controparte ottica e
radio dell’afterglow.
Quasi tutti i GRB hanno l’afterglow X, il 50%
anche ottico, infrarosso e radio
Z
4,4 - 4,6
4,2 - 4,4
4 - 4,2
3,8 - 4
3,6 - 3,8
3,4 - 3,6
3,2 - 3,4
3 - 3,2
2,8 - 3
2,6 - 2,8
2,4 - 2,6
2,2 - 2,4
2,0 - 2,2
1,8 - 2,0
1,6 - 1,8
1,4 - 1,6
1,2 - 1,4
1 - 1,2
0,8 - 1
0,6 - 0,8
0,4 - 0,6
0,2 - 0,4
0 - 0,2
#
Il redshift
L’afterglow ottico ha permesso di determinare il redshift
e con esso di dare conferma dell’origine extragalattica dei GRB
8
7
6
5
4
3
2
1
0
Il modello teorico
Accertata l’origine cosmologica dei GRB il modello teorico deve
soddisfare tre requisiti fondamentali:
• La sorgente deve liberare almeno ~1051 erg sotto forma di radiazione
• Il meccanismo di emissione deve essere in grado di produrre le
svariate curve di luce osservate e attenuazioni in legge di potenza
• Il fenomeno deve verificarsi circa una volta ogni milione di anni
per galassia
Il modello fireball
• Il modello teorico più accreditato è il fireball, ovvero una
espansione di particelle a velocità relativistiche nel mezzo
circostante.
• La decelerazione dovuta agli urti con il mezzo interstellare
provocherebbe così prima l’emissione g e in seguito l’afterglow.
• L’espansione può essere isotropa o a ‘jet’ ovvero direzionale, nel
secondo caso richiede molta meno energia; vi sono inoltre prove a
favore di quest’ultimo tipo di espansione.
Quale evento celeste può provocare una tale espansione?
Collasso di un sistema binario
formato da stelle a neutroni o
buchi neri
• Frequenza attesa di eventi
corrispondente a quella
misurata (10-6 eventi per
galassia per anno)
Esplosione di una ‘ipernova’,
• Collasso gravitazionale di
una stella ipermassiva
(M > 25 M).
• Energia liberata di 1053 erg,
di cui una piccola parte (1/100)
dà origine al GRB
Recentemente sono state trovate connessioni tra gli eventi di
GRB e le esplosioni di supernova (curve di luce, righe del ferro)
Tecniche di rivelazione: bande di energia dei rivelatori
1 MeV 1 GeV
Rivelatori su
satelliti
1 TeV
1 PeV
1 Eev
Apparati a
sciame
Telescopi
Cerenkov
Sciami atmosferici
Una volta raggiunta l’atmosfera i fotoni gamma danno origine a uno sciame di
particelle.
I principali meccanismi di produzione sono:
g
e+
e+
Produzione di coppie
N
eg e+
g
e+
e-
g
Bremmstrahlung
e
N
e
g
Apparati a sciame
Gli apparati a sciame standard sono costituiti da più detector disposti su una
superficie ampia, in grado di rivelare le particelle dello sciame.
Uno sciame colpisce
l’apparato
La direzione di arrivo dello sciame
è ottenuta dai tempi di volo tra i
vari detector
Lo sciame è un disco
concavo di particelle che si
propaga quasi alla velocità
della luce
Assorbimento di fotoni gamma nello spazio extragalattico
Il fenomeno responsabile dell’assorbimento è la produzione di coppie:
gg
e+e-
g
g
q(
e+
e-
Esso avviene tra i fotoni del GRB e i fotoni di bassa energia (ottici, infrarossi)
presenti nello spazio extragalattico.
dN/dE = K E-2 e -t (E,z)
L’assorbimento aumenta con il redshift z
e con l’energia del GRB
ARGO - YBJ
Argo è un apparato a sciame di nuova generazione che lavora con una soglia di
energia pari al centinaio di GeV grazie a:
• Posizione dell’apparato ad elevata altitudine, più vicino al punto di massimo
sviluppo degli sciami meno energetici
• Superficie di rivelazione a copertura totale, in grado di massimizzare il numero
di particelle rivelate
ARGO-YBJ, Tibet, 4300 m
La struttura
• Una volta assemblato (2006),
Argo disporrà di una superficie
di 5550 m2 completamente
coperta da rivelatori sensibili al
passaggio di sciami.
• ‘L’anello di guardia’ permette
lo studio degli eventi in
prossimità del bordo
Anello di guardia
Componenti installati
Vista dell’interno
I Resistive Plate Counters (RPC)
ARGO e’ formato da un tappeto di RPC, rivelatori a gas costituiti da due elettrodi
piani e paralleli in bachelite, distanti tra loro 2 mm, tra cui è presente una miscela di
gas costituita al 60% da Argon (per la moltiplicazione degli elettroni), al 38% da
Isobutano e al 2% da Tetrafluoretano che contengono la propagazione trasversale
della scarica. Gli RPC lavorano con una V ~ 7 KV.
• L’RPC è costituito da 10 pad,
formate a loro volta da 8 strips
da 6,7 x 62 cm2
(RPC= 268x124 cm2)
•10 RPC formano un cluster
(cella da 125 x 280 cm2)
L’unita’ di base e’ la “PAD” di
dimensioni 56 x 62 cm2, che
lavora con una risoluzione
temporale di 1 ns.
Sciami visualizzati
Sciami E.M. e Adronici
Ricerca di GRB con i dati preliminari di Argo
(dicembre 2004 – gennaio 2005)
Dati disponibili:
- Sciami con un numero minimo di pad accese = 60
Energia di soglia  1 Tev
Frequenza degli eventi  160 eventi/secondo
Ricostruzione della direzione di arrivo degli sciami e posizione del core
Ricerca di GRB:
- Ricerca di eccessi statisticamente significativi di sciami (da una data direzione e di
breve durata) rispetto al fondo uniforme dovuto agli sciami prodotti dai raggi
cosmici.
La mappatura del cielo
Il cielo viene descritto tramite le coordinate equatoriali  e 
Zenith
Polo nord
celeste
Linea dell’orizzonte
Equatore celeste
 : Ascensione Retta, ovvero angolo misurato sull’equatore celeste dal punto g
 : Declinazione, ovvero angolo misurato a partire dall’equatore celeste
A causa dell’assorbimento atmosferico selezioniamo gli sciami con angolo
zenitale minore di 50°. Il cielo osservato da Argo si estende quindi nella fascia di
declinazione compresa tra –20° e +80° gradi.
Planisfero celeste: il polo nord coincide con il polo nord celeste,
l’equatore con l’equatore celeste.
Costruzione delle mappe
• Il cielo viene diviso in caselle quadrate il cui lato  dipende dalla risoluzione
angolare 
• Il valore che massimizza il rapporto segnale/rumore è  = 1.4 
• Le caselle sono sovrapposte, per migliorare l’efficienza ai bordi
• Il lato  vale 3° e ad ogni /3 si fa cominciare la casella successiva
1
2
3
4
• Una volta costruita questa ‘mappa’ di caselle, la si riempie con gli sciami rivelati in
intervalli di tempo di varie durate, che rispecchiano le durate tipiche dei GRB:
t = 10, 50, 100, 300 s
• Queste mappe si susseguono nel tempo, sfasate di un intervallo t/2:
Mappa 1
Mappa2
t
La statistica
1.
Le mappe così ottenute vengono riempite con gli eventi osservati.
2.
Il numero di eventi in ogni casella viene confrontato con il numero medio
atteso da un background uniforme di raggi cosmici.
3.
I GRB sono individuabili come un eccesso significativo rispetto al valore
atteso
4.
Per effettuare questo tipo di calcolo probabilistico si utilizza la distribuzione
di Poisson:
n0: eventi osservati
Pm(n0) = e-m mn0 / n0!
m: numero medio di eventi
attesi dal fondo
5.
Si calcola la probabilità integrale:

Pm( n0) = P (n , m)
nn0
Risultati: distribuzione probabilita’
Tempo totale = 143.4 h (dal 27/12/04 al 19/01/05)
Selezione di eventi con q < 50° : Eventi totali = 8.05 107 ( freq = 155.9 Hz)
 t = 10 s
 t = 50 s
P = probabilita’ di avere  n
eventi in una casella
Candidato GRB
05/01/05 02:42:30 UT
 = 305.8 =30.5
166 ev in  t = 300 s
 t = 100 s
 t = 300 s
Background atteso = 108 ev
P (n 166) = 1.0 10-8
Imit freq. = 1/50 days
G.R.B.
Ascensione Retta
Declinazione
T.U.
Z
Azimuth
(y/m/d)
(gradi)
(h/m/s)
+20.4000
11:31:46.91
(gradi)
N.V.
(gradi)
041211
(gradi)
100.8000
041217
164.8333
-17.9500
7:28:30
N.V.
041218
24.8167
+71.3333
15:46:02.47
44.3164
166.8323
041219
6.1500
+62.8333
01:42:54.79
85.9335
188.1802
041219B
167.7167
-33.4500
15:38:48
N.V.
041219C
344.0250
-76.8000
20:29:51.64
N.V.
041220
291.3083
+60.6167
22:58:26
79.2924
041223
100.1833
-37.0667
14:06:18
N.V.
041224
56.0200
-6.6500
20:20:57
79.2362
75.7289
041226
79.5833
+73.3500
20:34:19
51.5319
162.5118
041228
336.6833
+5.0500
10:49:13
28.0652
29.3796
050117
358.4667
+65.9333
12:52:36
44.0156
156.7552
050117B
243.4417
-70.3500
20:03:35
N.V.
050123
157.9333
-11.5667
10:22:53.69
N.V.
050124
192.9417
+13.0333
11:30:03
N.V.
050126
278.1750
+42.3833
12:00:53
88.0686
139.4749
050128
219.6083
-34.7667
04:20:04
88.2060
47.3381
050129
252.0800
-3.0833
20:03:03
N.V.
203.7276
Conclusioni
• Abbiamo analizzato i primi dati di Argo-YBJ ottenuti con una parte del rivelatore
già in funzione (1900 m2)
• Abbiamo cercato Gamma Ray Burst di alta energia su un tempo di misura di circa
143 ore
• Non abbiamo trovato eventi significativi ma abbiamo dimostrato che
l’esperimento è stabile e i dati raccolti sono compatibili con un fondo uniforme di
raggi cosmici