Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ

1. Università degli Studi di Torino Osservazione di Gamma Ray Burst con il rivelatore Argo -YBJ Relatrice:Candidato: Dottoressa Silvia Vernetto Gabriele Bruni IFSI, INAF - Torino 29 Aprile 2005

2. 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

3. 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 Il satellite USA ‘Vela’ BATSE (1991-2000) BATSE • 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

4. 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

5. La distribuzione di luminosità era però disomogenea La distribuzione dei GRB era isotropa 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)

6. Emissione X 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 Gamma GRB 970228 L  t - 1.3

7. GRB 970228 Afterglow X 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

8. Il redshift L’afterglow ottico ha permesso di determinare il redshift e con esso didare conferma dell’origine extragalattica dei GRB

9. 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

10. 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.

11. Quale evento celeste può provocare una tale espansione? Esplosione di una ‘ipernova’, 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) • Energia liberata di 1053 erg, di cui una piccola parte (1/100) dà origine al GRB • Collasso gravitazionale di una stella ipermassiva • (M > 25 M). Recentemente sono state trovate connessioni tra gli eventi di GRB e le esplosioni di supernova (curve di luce, righe del ferro)

12. Tecniche di rivelazione: bande di energia dei rivelatori 1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 Eev Apparati a sciame Rivelatori su satelliti Telescopi Cerenkov

13. Sciami atmosferici Una volta raggiunta l’atmosfera i fotoni gamma danno origine a uno sciame di particelle. I principali meccanismi di produzione sono: Produzione di coppie g e+ N e+ e- g e- g e+ g e+ Bremmstrahlung e e N g

14. 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

15. Lo sciame è un disco concavo di particelle che si propaga quasi alla velocità della luce

16. Assorbimento di fotoni gamma nello spazio extragalattico Il fenomeno responsabile dell’assorbimento è la produzione di coppie:  e+ e- g ge+e- q ( 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

17. 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

18. 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

19. 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.

20. Sciami visualizzati

21. Sciami E.M. e Adronici

22. 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.

23. 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

24. 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.

25. 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

26. La statistica • Le mappe così ottenute vengono riempite con gli eventi osservati. • Il numero di eventi in ogni casella viene confrontato con il numero medio atteso da un background uniforme di raggi cosmici. • I GRB sono individuabili come un eccesso significativo rispetto al valore atteso • Per effettuare questo tipo di calcolo probabilistico si utilizza la distribuzione di Poisson: n0: eventi osservati m: numero medio di eventi attesi dal fondo Pm(n0) = e-m mn0 / n0! 5. Si calcola la probabilità integrale:  Pm( n0) = P (n , m) nn0

27. Risultati: distribuzione probabilita’ Tempo totale = 143.4 h (dal 27/12/04 al 19/01/05) Selezione di eventi con  < 50° : Eventi totali = 8.05 107 ( freq = 155.9 Hz) P = probabilita’ di avere  n eventi in una casella  t = 10 s  t = 50 s Candidato GRB 05/01/05 02:42:30 UT  = 305.8 =30.5 166 ev in  t = 300 s Background atteso = 108 ev P (n 166) = 1.0 10-8 Imit freq. = 1/50 days  t = 100 s  t = 300 s

28. G.R.B. (y/m/d) Ascensione Retta (gradi) Declinazione (gradi) T.U. (h/m/s) Z (gradi) Azimuth (gradi) 041211 100.8000 +20.4000 11:31:46.91 N.V. 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 203.7276 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.

29. 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