Meccanismi di emissione dei GRB

Meccanismi di emissione dei GRBs

Armando Brandonisio

Dipartimento di FisicaUniversita di Roma, La Sapienza

30 Luglio 2014

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 apochi minuti.

Eventi cosmologici condistribuzione isotropa nellospazio 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. Universita “La Sapienza”, Roma



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.




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




Spettro

Osservazioni sperimentali

• Struttura temporale: l’80% dei burstspresenta forti variazioni nel flusso sutempi molto minori della duratadell’evento (∼ ms).Il resto presenta una struttura FRED(Fast Rise Exponential Decay).

• Popolazioni: oltre alla distribuzionebimodale delle durate dei bursts chedistingue SGRBs dai LGRBs, emergeuna sotto-categotria meno energetica(Ep < 10keV ) che prende il nome diX-Ray Flashes (XRFs).




Spettro


• Polarizzazione: dalleosservazioni sembra esserci unaforte polarizzazione lineare deifotoni-γ. Informazioni suicampi magnetici.

• Flash ottico: generatosimultaneamente con i raggi Xe γ durante alcuni eventi GRB.




Spettro

Osservazioni sperimentali - Afterglow

Dal 1997 con Beppo-SAX, si scoprirono bagliori residui in tutte le bandeelettromagnetiche dopo l’emissione γ e vennero chiamati afterglow.




Spettro


• Host Galaxies:

I GRBs sono eventi che avvengonoall’interno di galassie ad alto tasso diformazione stellare.

• Associazione GRB-SN:

Spettro di GRB 980326 comparato conSN1998bw a diversi z . Red bump




Ingredienti accettati

Visione globale

Moti relativistici: La scintillazione radio e l’auto-assorbimento a frequenzepiu basse permette di stimare l’estensione dell’afterglow (∼ 1017cm), duesettimane dopo il burst (espansione relativistica Γ > 100).

Dissipazione: Nella maggior parte dei modelli l’energia del flussorelativistico e dissipata e questa fornisce l’energia necessaria per il GRB edil conseguente afterglow.

Radiazione di sincrotrone: modelli di GRB e afterglow sono basatisull’emissione di sicrotrone dagli elettroni relativistici accelerati all’internodegli shocks.

Getti e collimazione: breaks monocromatici nello spettro sonointerpretati come “jet breaks” dovuti all’irraggiamento lateraledell’emissione relativistica e alla diffusione laterale del flusso.

Nascita oggetto compatto: le energie coinvolte (∼ 1051ergs) el’interpretazioni a fasci relativistici suggeriscono una compattezzadell’oggetto interessato.




Effetti relativistici


Problema della compattezza

Una sorgente isotropa a distanza D rilascia un’energia pari a: E = 4πD2F

La variabilita temporale e dell’ordine δt ∼ 1− 10ms, cio implica che ladimensione della sorgente e compatta → R0 . 3 · 107cm

Conoscendo l’energia del fotone εγ e il flusso F → δε =4πd2F

εγc3δt2

Condizione per la produzione di coppie: εγ1εγ2 ≥ (mec2)2

Profondita ottica per la creazione di coppie:

τγγ 'fe±σT 4πd2F

εγc2δt→ τγγ ∼ 1015

Inconsistente con lo spettro non-termico!





Problema della compattezza

Il problema si risolve considerando il sistema in modo relativistico:

I fotoni osservati sono blu-shifted e l’energia e piu 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 densita di unfattore Γ−4 e sulla profondita ottica come Γ−2.

Si ottiene di un valore di α ∼ 2 e Γ & 100.

Calcolo della profondita ottica relativistica (Lithwick & Sari, 2001):

τγγ =11

180

σTd2(mec

2)−α+1Fc2δT (α− 1)

(Emax

mec2

)α−1

Γ2α+2(1 + z)2α−2 , 1 < τ < 5

Implicazione: Modello Fireball




Prompt emission

Prompt Emission

GRBs sono prodotti da shocks interni all’interno del flusso relativistico. Diconseguenza shocks esterni tra il flusso e l’ISM circostante produconoun’emissione prolungata e regolare (afterglow).

• Shocks interni

Si tratta di shocks tra diverse shell della materia relativistica espulsa.

Si manifestano a Rint ' cδtΓ2 = 3 · 1014cm Γ2100δt.

δt e la differenza temporale tra le emissioni delle due shell.

Gli shocks interni sono caratterizzati da un fattore di Lorentz 1 < Γ < 10 cherispecchia i moti relativi tra le shell di densita simile. In questo caso, il fattoredi Lorentz della regione interessata e :

Γ′ =

√Γ2 + 1

2




Prompt emission

Efficienza degli Internal Shocks (IS)

Si considerino collisioni tra shell con masse mr e ms che si muovono a differentivelocita relativisitiche: Γr & Γs � 1. Nel modello di collisione elastica, il fattoredi Lorentz risultante Γm sara

Γm '

√mr Γr + ms Γs

mr/Γr + ms/Γs

Energia interna vista da un osservatore esterno: Eint = Γmεint , che coincide conla differenza di energia cinetica prima e dopo la collisione

Eint = mrc2(Γr − Γm) + msc

2(Γs − Γm)

Efficienza di conversione dell’energia cinetica in energia interna:

ε = 1− (mr + ms )Γm

(mr Γr + ms Γs )

Conversione efficiente se Γr � Γs e mr ∼ ms .Numericamente ε ∼ 20% (Guetta 2001).




Prompt emission

Curve di luce degli IS

La larghezza degli impulsi edeterminata dal tempo angolare:

δt = RS/(2cΓ2s )

Se le shells hanno massa uguale(m1 = m2)

δt ≈ RS/2aΓ2c ≈ L/ac

Energia uguale (m1 = am2)

δt ≈ RS/2Γ2c ≈ L/c

Il modello delle shell con energie ugualisembra produrre curve simili alle curvedi luce osservate.




Prompt emission

Meccanismo di Fermi - I Ordine (DSA)

Si ipotizza che le particelle vengano diffuse da uno shock piano che si propaganel mezzo interstellare con velocita supersonica (U � cs ).

Il fluido non ancora raggiunto dallo shock e detto upstream mentre quellodownstream e stato gia raggiunto e superato dallo shock.




Prompt emission

Meccanismo di Fermi - I Ordine (DSA)

L’energia di ogni particella nell’attraversamento del fronte dello shock dallaregione upstream a quella downstream e data da

E ′ = γ(E + pV cos θ)

Lo shock si muove con velocita non-relativistca U � c quindi γ ∼ 1 adifferenza delle velocita delle particelle vp ∼ c.

In un ciclo completo di attraversamento dello shock, da upstream adownstream 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 ∼ 1013eV /nucleone (Lagage 1983).

Meccanismo insufficiente per spiegare energie rivelate di ∼ 1020eV !!




Prompt emission

Polarizzazione Prompt

Il tipo di polarizzazione lineare indica che il meccanismo di emissione e ilsincrotrone.

angolo del jet ϑ ∼ Γ−1

Conseguenze della linearita (Lyutikov &Granot):

campi magnetici uniformi all’interno delleregioni di emissione

il flusso relativistico e dominato dal flussodi Poynting

la dissipazione e data dall’instabilita delplasma esterno

(Waxman & Nakar):

campo magnetico uniforme pero nondiminato dal flusso di Poynting




Afterglow

Afterglow

• External Shocks (ES)

Nel modello degli shock esterni, le emissioni dei GRB sono prodottedall’energizzazione e decelerazione dall’onda d’urto relativistica dovutaall’interazione con la CBM (circumburst matter).

Lo spettro non termico suggerisce che la radiazione e di sincrotrone




Afterglow

Radiazione di sincrotrone

Gli elettroni di un plasma che emettonoradiazione di sincrotrone, si stannoraffreddando.

Energia vista dall’osservatore:

(hνsyn)obs =~qeB

mecγeΓ

Potenza emessa:

Psyn =4

3σT cUBγ

2e

Cooling time:

tsyn(γe) =γemec

2

Psyn=

3mec

4σTUBγeΓ→ tsyn(ν) =

3

σT

√2πcmeqe

B3Γν−1/2

tsyn ∝ ν−1/2 ∼ δTexp ∝ ν−0.4




Afterglow

Spettro di sincrotrone otticamente sottile

Distribuzione aspettata di particelle accelerate dallo shock:

N(γe) ∼ γ−pe 1 < p < 2

Fast coolingνm > νc

Fν ∝

ν2, ν < νa

ν1/3, νa < ν < νc

ν−1/2, νc < ν < νm

ν−p/2, νm < ν

Slow coolingνm < νc

Fν ∝

ν2, ν < νa

ν1/3, νa < ν < νm

ν−(p−1)/2, νm < ν < νc

ν−p/2, νc < νDove:

νa: frequenza al di sotto del quale il GRB e opaco (regime RJ) -auto-assorbimento.

νm: frequenza (energia) minima acquisita dopo l’attraversameto delloshock.

νc : frequenza di raffreddamento




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)




Afterglow

Sincrotrone - Valori osservati

• Forward shock

Energia e tempo caratteristici (Piran 2004):

(hνsyn)obs|γe,min= 160 keV ε

1/2b ε2

eΓ42,100n

1/21

tsyn|γe,min= 0.085secε−1

b ε−1e Γ−4

2,100n−11

• Reverse shock:Propagazione inversa dello shock dopo aver “urtato” la ISM.

νm|reverse shock = 1.3 · 1013Hz(εB/0.1)1/2(εe/0.1)2Γ2100

νc|reverse shock = 8 · 1018Hz(εB/0.1)3/2(Γ2/100)−4n−3/21 t−2

s

causa degli optical/UV flashes!!




Afterglow

Afterglow - predizioni e simulazioni

Power low(Adiabatic Synchrotron Model)

F ∝ t−αν−β




Altre emissioni

Altre emissioni

TeV γ-rays: grazie al processo delCompton inverso (IC)

Neutrini: prodotti dagli shocksinterni ed esterni. Energia:1014eV < Eν < 1017eV

Raggi cosmici e UHECR: il GRB ein grado di accelerare protoni finoa energie ∼ 1020eV

Radiazione gravitazionale: collassogravitazionale catastrofico per lostudio delle onde gravitazionali




Modelli di motori interni

Modelli di motori interni

Accrescimento buco nero

Modello Pulsar

Buco nero rotante e meccanismodi Blandford-Znajek

Modello collapsar

Modello Supranova

Fusione stelle di neutroni




Conclusioni e prospettive future

Misteri irrisolti:

tutti i meccanismi interni dell’emissione prompt

questioni aperte su shocks, accelerazione di particelle, generazione campimagnetici 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



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