Osservazione di Gamma Ray
Bursts con Argo - YBJ
Candidato
Relatore
Dott.ssa Silvia Vernetto
Ferriani Giulia
23 Luglio 2004
Gamma Ray Bursts
(GRBs)
•
•
•
•
Scoperti negli anni ’60
Osservati solo da satelliti
Energia dei fotoni g dai KeV ai TeV
Sorgente sconosciuta
OSSE
COMPTEL
0.05 -10 MeV
BATSE
0.8 -30 MeV
20 KeV- 10 MeV
Compton
Gamma Ray
Observatory CGRO
(1991 - 2000)
EGRET
20 MeV - 30 GeV
Beppo Sax
(1996 – 2000)
X-ray detectors
Gamma Ray Burst monitor
40-700 KeV.
Mappa GRBs osservati da BATSE
Curve di luce
Forma e durata
diverse
Nessuna correlazione
tra flusso, tempo e
morfologia
GRB galattici o extragalattici?
BATSE ha trovato una distribuzione isotropa dei
Burst e una carenza di oggetti deboli
Il flusso medio registrato è di circa 10-6 erg/cm2
Alone galattico di almeno 100 Kpc
Burst galattici
Burst extragalattici
Energia emessa di circa 1042 erg
Lo spostamento verso il rosso causa la
carenza di oggetti deboli
Energia emessa di circa 1051-54 erg
(più di una supernova)
L’afterglow
GRB 970228
GRB
Emissione raggi X
Emissione di raggi X
vista da Beppo Sax in
coincidenza col GRB
ma più debole e più
lunga nel tempo. Lo
spettro X decresce con
una legge di potenza.
GRB 970228
Prima controparte
ottica del GRB ripresa
dall’ Hubble Space
Telescope
28 Feb
3 Mar
Immagini dell’emissione in raggi X
riprese da Beppo Sax
Di tutti i Burst osservati il quasi tutti hanno l’afterglow nella banda X, il 50%
anche nella banda ottica, nell’infrarosso e radio
Il primo redshift z
Lo studio degli spettri delle controparti ottiche ha permesso di
determinare i redshift z e quindi le distanze dei bursts: per il GRB
970508 si è calcolato z ≥ 0.84 corrispondente a una distanza di circa
5*109 anni luce
Origine cosmologica!
I GRBs più lontani osservati hanno z = 3.9 e z = 4.5 e sono
avvenuti quando l’universo era “piccolo piccolo”!
Origine dei GRBs
Requisiti del modello:
– Origine extragalattica
– Altissima energia prodotta ≈ 1051-54 erg
– Spettro di emissione ampio: GRB: gamma, X
Afterglow: X, ottico, radio
– Lampo γ di breve durata
– Piccole dimensioni della sorgente
Modello FIREBALL
Esplosione a velocità relativistica accelera gli elettroni
Gli elettroni di sincrotrone producono il GRB
La decelerazione produce l’Afterglow
Fusione di un sistema
binario compatto
(Stelle di neutroni o
buchi neri)
Emissione isotropa o in jets?
Collasso
gravitazionale
(Ipernovae)
Ci sono forti indicazioni di un
collegamento tra Supernovae e
GRBs (curve di luce, righe del
ferro)
Assorbimento extragalattico
L’interazione dei
fotoni gamma con
fotoni di bassa
energia (infrarossi,
ottici) dello spazio
extragalattico
causa
l’assorbimento dei
γ di alta energia
g
γ+γ
e+ e-
q(
g
e
+
e-
1 TeV10 TeV100 TeV
100 GeV
1000 TeV
Energia raggi γ
Luce
stellare
Polveri
Background
Radiazione
cosmica di
fondo
Lunghezza
d’onda dei fotoni
Assorbimento di raggi gamma
Stecker, 1998
L’assorbimento di
radiazione aumenta
con l’energia E e con
la distanza z
dN dN 0  ( E , z 

e
dE dE
Argo YBJ detector
Apparato a sciame a
copertura totale
Rivelatore: tappeto di
Resistive Plate Counters
(RPCs) coperto da 0,5 cm Pb
grande altitudine
(4300m)
Full coverage carpet
78 x 75 m2 circondato
da un anello 111 x 99 m2
Area totale: 6700 m2
Detector installati (Dic 2002) = 1650 m2
Configurazione del rivelatore
18480 PADs
12
10
1.3 x 2.8 m2
7.6 x 5.7 m2
56 x 62 cm2
Vista dell’interno del laboratorio: camere RPC
RPCs
Primi sciami rivelati da Argo
ARGO consente una misura di alta risoluzione dello
spazio tempo del fronte dello sciame
Tecniche di rivelazione di GRBs con Argo
Sciami a bassa
molteplicità
Particella singola
GRB
Sciami piccoli
Npad ≥ 20
Permette di ricostruire la
direzione di arrivo con un
errore di circa 2.7°
fondo
E > 102 GeV
Non ricostruisce la direzione
E > 10 GeV
Raccolta e analisi dati
 Si selezionano dai cataloghi i GRBs con redshift z misurato
Per ogni GRB:
 Si è utilizzato il flusso rivelato dai satelliti tra i KeV e i MeV e si è estrapolato
alle alte energie utilizzando uno spettro di potenza  E-2
 Si modifica lo spettro tenendo conto dell’assorbimento dei fotoni nello spazio
extragalattico
 Si ipotizza un angolo zenitale q = 20°
 Si valuta l’eventuale segnale del GRB rivelato da Argo
31 GRBs analizzati
GR B
A s c e n s io n e
R e tta
D e c lin a z io n e
R e d s h if t z
031203
+08:02:30,36
-39:51:00,10
0,105
030429
+12:13:07,50
-20:54:49,70
2,65
0,002
dt
(s e c )
0,00093
5
0,09468
2,857
35
0,49184
0,07239
+10:44:49,96
+21:31:17,44
030328
+12:10:48,40
-09:20:51,30
1,52
0,188
100
030323
+11:06:09,40
-21:46:13,20
3,372
0,026
26
1,98
0,036
100
+11:33:04,93
+25:53:55,30
+08:08:59,88
+06:43:37,88
021004
+00:26:54,68
+18:55:41,60
020813
+19:46:41,87
-19:36:04,81
020405
+13:58:03,12
020124
+09:32:50,83
011211
010921
021211
000926
000911
0,01021
0,01375
1,01
0,110
5,7
0,06813
2,3
0,011
100
0,00628
1,25
0,190
125
0,13706
-31:22:21,90
0,69
0,469
40
0,33813
-11:31:11,00
3,198
0,027
70
0,01133
+11:15:17,98
-21:56:56,20
2,14
0,012
270
0,00404
+22:55:59,90
+40:55:53,00
0,45
0,010
12
0,00452
+17:04:09,00
+51:47:10,00
2,066
0,550
25
0,39674
+02:18:34,36
+07:44:27,70
1,058
0,006
500
0,271
0,00451
30
0,19536
0,15028
000418
+1225:19,30
+20:06:11,60
1,118
000301c
+23:39:27,12
+75:47:12,86
2,03
0,208
6
+06:13:31,00
-51:56:40,00
4,5
0,125
50
000131
c o e ff k
(g a m m a c m -2
s e c - 1 G e V - 1)
30
0,131
030329
030226
0,168
f lu e n c e
(M e v c m -2
s e c )
21
0,09017
991216
+05:09:31,30
+11:17:07,26
1,02
4,470
4,20063
991208
+16:33:53,52
+46:27:21,00
0,706
1,042
60
990510
+13:38:07,64
-80:29:48,80
1,619
0,148
80
0,05186
990506
+11:54:52,92
-26:43:39,90
1,3
0,929
150
0,57732
0,76427
0,75140
990123
+15:25:30,34
+44:45:59,10
1,6
2,188
100
980703
+23:59:06,67
+08:35:07,09
0,966
0,015
90
0,00510
980613
+10:17:57,82
+71:27:25,50
1,096
0,053
20
0,03320
980425
+01:36:23,92
+15:45:12,87
0,01
0,063
40
0,03488
980329
+07:02:38,02
+38:50:44,02
3,9
0,568
55
980326
+08:36:34,28
-18:51:23,90
0,125
5
0,06976
971214
+11:56:26,35
+65:12:00,70
3,42
0,297
40
0,16569
970508
+06:53:49,00
+79:16:19,50
0,835
0,055
35
0,01415
970228
+05:01:41,68
+11:47:05,10
0,695
0,347
3,6
0,09413
1
0,31711
Distribuzione degli z
7
Numero di GRBs
6
Molti GRB
hanno z 1
5
4
3
2
1
0
0
1
2
3
4
Redshift z
Distribuzione durate temporali
7
6
Numero di GRBs
La maggior parte
dei GRB ha durata
tra 10 e 100 sec
5
4
3
2
1
0
1
10
Durate dei Bursts (sec)
100
Valutazione dello spettro differenziale
E2
Fluence F (E1,E2)
misurata da satellite
Modello di spettro
differenziale
Valutazione del
coeff. dello spettro
E2
dN
F (E1 , E2   
EdE  K  E  EdE
E1 dE
E1
dN
 K  E 
dE
con α =2
F (E1 , E2 
K
ln(E2   ln(E1 
Distribuzione coeff K
10
Spettro con
assorbimento
Frequenze
8
6
4
2
0
-3
-2
-1
Log10[valori di K(MeV/cm2/s)]
0
1
Si utilizza un programma che:
Simula il flusso di raggi gamma del GRB e la risposta
del rivelatore
Valuta il numero di eventi attesi dal GRB e dal fondo
Confronta il segnale col fondo e valuta la significatività
statistica del segnale:
segnaleGRB

fluttuazione segnale di fondo
Distribuzione delle sigma rispetto ai redshift z
sigma LM Vs. redshift z
35
30
GRB 030329
sigma LM
25
Con la tecnica della
particella singola si ha
maggiore sensibilità per gli
eventi ad alto redshift
20
15
10
5
0
0
1
2
Redshift z
3
4
5
sigma SP Vs. redshift z
20
Argo può vedere 4 GRB
sui 31 analizzati
sigma SP
15
10
5
circa il 13%
0
0
1
2
3
Redshift z
4
5
Prospettive per Argo
Ad Ottobre 2004 sarà lanciato il Satellite SWIFT
per osservare GRB
Si prevedono 320 GRB osservati in un anno
Argo ha un campo di vista di circa 1.5 sr,
(circa il 12% della sfera celeste).
Se rivela una frazione del 10% dei GRB
visti da Swift
Argo osserverà alcuni GRB l’anno
Grazie
per l’attenzione
e
Buone Vacanze!