Lampo gamma

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Rappresentazione artistica dell'evento GRB 080319B.

In astronomia i lampi gamma, anche detti o abbreviati in GRB dalla locuzione inglese gamma ray burst, sono intensi lampi di raggi gamma che possono durare da pochi millisecondi a diverse decine di minuti. Queste potenti esplosioni costituiscono il fenomeno più energetico finora osservato nell'universo. I GRBs sono fenomeni abbastanza frequenti (all'incirca uno al giorno) e la loro distribuzione nel cielo è isotropa, ovvero avvengono in direzioni del tutto casuali ed imprevedibili. I GRB sono eventi cosmologici, situati in galassie esterne alla Via Lattea e talvolta molto lontane. Il lampo gamma più lontano finora osservato, denominato GRB 090423, è avvenuto ad una distanza di oltre 13 miliardi di anni luce dalla Terra.

Una nuova era nello studio di questi oggetti celesti è iniziata nel 1997 con la scoperta del primo afterglow, l'emissione residua associata ad un GRB e visibile in tutte le bande spettrali (radio, IR, visibile, UV, raggi X).

Secondo le teorie correnti, queste potenti emissioni di raggi gamma sono generate dall'accrescimento di materia su un buco nero. Molti sono i fenomeni che possono generare questo sistema buco nero+disco di accrescimento, ad esempio il collasso gravitazionale di una stella rotante e molto massiccia, la coalescenza di due stelle di neutroni o di una stella di neutroni ed un buco nero.

Un GRB è usualmente indicato con la data (anno-mese-giorno) in cui è stato osservato e, se più di un burst è stato rivelato, si usa porre una lettera finale per indicarne l'ordine (A per il primo, B per il secondo, etc.). Ad esempio GRB 050509b è il secondo GRB osservato il 9 maggio 2005.

Storia e scoperta[modifica | modifica sorgente]

I primi avvistamenti[modifica | modifica sorgente]

I lampi di raggi gamma cosmici furono scoperti nel 1967 da una serie di satelliti statunitensi chiamati "Vela", messi originariamente in orbita per scoprire i raggi gamma prodotti da eventuali armi nucleari sovietiche[1] (ci si trovava in piena guerra fredda). Questi satelliti però raccolsero occasionalmente lampi di raggi gamma originati da sorgenti sconosciute. Tuttavia, la scoperta venne mantenuta segreta, e declassificata e quindi pubblicata soltanto nel 1973, quando era ormai appurato che non si trattava di dati di interesse militare. L'esistenza dei gamma-ray bursts fu confermata da molte missioni spaziali successive, tra cui le missioni Apollo e Venera.

I lampi di raggi gamma possono essere osservati soltanto dallo spazio perché l'atmosfera blocca tali raggi. Ulteriori informazioni sulle sorgenti dei lampi si dimostrarono difficili da ottenere, e portarono più domande che risposte. La prima questione posta dai GRBs era: sono localizzati nella nostra Galassia, o avvengono in luoghi lontanissimi dell'Universo? La seconda domanda era: quale meccanismo causa i lampi? Se essi si trovano nell'Universo distante, tale meccanismo deve produrre una quantità enorme di energia.

Piccoli progressi furono fatti in materia negli anni ottanta, ma nell'aprile 1991, la NASA lanciò il Compton Gamma Ray Observatory a bordo dello Space Shuttle. Uno degli esperimenti a bordo del Compton era il Burst & Transient Source Experiment (BATSE), che poteva rilevare lampi di raggi gamma e localizzare le loro posizioni nel cielo con ragionevole precisione.

BATSE[modifica | modifica sorgente]

Distribuzione spaziale dei GRBs osservati da BATSE.

Dai dati raccolti dallo strumento furono ricavate due importanti informazioni:

  • i lampi di raggi gamma sono isotropi[2] (ovvero, non presentano particolari preferenze per direzioni particolari nel cielo, come ad esempio il piano galattico o il centro galattico), escludendo quasi tutte le possibilità di un'origine galattica.

Se infatti fossero eventi che avvengono nella nostra galassia allora sarebbero distribuiti preferibilmente sul piano della Via Lattea; anche se fossero associati con l'alone galattico, sarebbero distribuiti soprattutto verso il centro galattico, a meno che le dimensioni dell'alone non siano enormemente maggiori di quanto stimato. Inoltre le galassie vicine avrebbero dovuto presentare aloni simili, ma non misero in risalto “macchie di luce” di deboli lampi di raggi gamma.

  • i lampi gamma possono essere classificati in due categorie apparentemente distinte[3]: lampi di breve durata e spettro duro (short bursts o lampi corti) e lampi di lunga durata e spettro molle (long bursts o lampi lunghi).

I lampi corti durano tipicamente meno di due secondi e le emissioni sono dominate da fotoni ad alta energia; i lampi lunghi durano tipicamente più di due secondi e le emissioni sono dominate da fotoni a bassa energia. La separazione tra le due categorie non è assoluta e si osservano sovrapposizioni, ma la distinzione suggerisce due differenti classi di progenitori.

Fu comunque solo nel 1997 che il satellite italiano Beppo-SAX permise di individuare le coordinate del lampo con una precisione senza precedenti, confermando definitivamente come questi lampi fossero generati in galassie lontane.

Beppo-SAX e l'era della post-luminescenza[modifica | modifica sorgente]

A causa della bassa risoluzione dei rivelatori di raggi gamma impiegati per decenni dalle prime scoperte, nessun GRB era stato associato con controparti conosciute, né era stato identificato un possibile ospite (quale una stella o una galassia). La migliore speranza di cambiare questa situazione sembrava risiedere nella possibilità di osservare la coda di emissione del GRB, ovvero l'emissione molto più debole e in dissolvenza (con una rapida diminuzione nell'intensità del segnale) di radiazioni a lunghezza d'onda maggiore - indicate con il termine inglese afterglow (post-luminescenza) del GRB, la cui esistenza era predetta da numerosi modelli.[4] A dispetto di intense ricerche, questa coda di emissione non era stata individuata.

Nel 1997 si è avuto un cambiamento con la messa in orbita del satellite italo-olandese Beppo-SAX. Dopo aver rivelato un gamma-ray burst (GRB 970228[5]), venne comandato al satellite di puntare la sua apparecchiatura di ricezione di raggi-X nella direzione da cui erano pervenute le emissioni gamma, e lo strumentò rivelò delle emissioni di raggi-X in dissolvenza. Ulteriori osservazioni con telescopi a terra identificarono una debole controparte ottica[6]. Con la posizione della sorgente perfettamente nota, quando l'emissione di raggi gamma si affievolì fino a scomparire, fu possibile raccogliere immagini ottiche più precise fino ad identificare la galassia estremamente lontana che aveva ospitato l'evento - la prima ad essere individuata di molte altre in seguito[7]. Entro poche settimane, la controversia sulle distanze di questi eventi aveva raggiunto una conclusione: i lampi gamma potevano essere finalmente identificati come eventi extra-galattici, che si originavano in galassie molto deboli[8] e ad enormi distanze dalla Terra. Questa scoperta rivoluzionò lo studio dei lampi gamma, stabilendone le distanze, caratterizzando l'ambiente in cui hanno origine e aprendo nuove opportunità osservative e teoriche su di essi[9].

Swift e i lampi gamma oggi[modifica | modifica sorgente]

Un'analoga svolta nello studio dei lampi gamma è stata segnata dalla missione Swift, lanciata nel novembre 2004 ed ancora operativa. Il satellite Swift combina un rilevatore di raggi gamma molto sensibile con la capacità di un rapido (meno di un minuto) puntamento automatico in direzione del lampo, la cui emissione residua viene osservata dagli strumenti a bordo per la visualizzazione della controparte ottica e in raggi X.

Ciò ha permesso finora:

  • la scoperta di code di emissione (afterglows) anche per i lampi brevi
  • la raccolta di numerosi dati sul comportamento delle code di emissione dei gamma-ray burst nei tempi più giovani della loro evoluzione, anche prima che l'emissione di raggi gamma sia cessata
  • la scoperta del lampo gamma più distante mai osservato (GRB 090423)

Vengono costantemente compiute nuove scoperte, lo studio dei lampi di raggi gamma è uno dei più dinamici di tutta la scienza.

Distanze e scala energetica[modifica | modifica sorgente]

Modello Galattico e Modello Extragalattico[modifica | modifica sorgente]

Prima del lancio di BATSE, la scala delle distanze dei gamma-ray burst era totalmente sconosciuta. La gamma di teorie proposte per spiegare i GRB prevedevano locazioni assai diverse del fenomeno, dalle regioni esterne del nostro sistema solare ai limiti estremi dell'universo conosciuto. La scoperta che tali esplosioni erano isotrope diminuì notevolmente queste possibilità e verso la metà degli anni novanta solo due teorie erano considerate accettabili: che originassero da una regione molto vasta disposta come una corona intorno alla nostra galassia, oppure che originassero da lontane galassie, non appartenenti al Gruppo locale.

I ricercatori che sostenevano il modello galattico[10] basavano le loro ipotesi su una classe di oggetti noti come soft gamma repeaters (SGR): stelle di neutroni altamente magnetiche, appartenenti alla nostra galassia, che periodicamente esplodono emettendo intensi bagliori di radiazione elettromagnetica, in raggi gamma e ad altre lunghezze d'onda. Nel loro modello postulavano che esistesse una popolazione finora non osservata di oggetti analoghi ad una distanza maggiore che originava i gamma-ray burst. Inoltre, ritenevano eccessivo il quantitativo di energia richiesto a generare un tipico gamma-ray burst, se si fosse ammessa l'ipotesi che avvenissero in una galassia distante.

I ricercatori che sostenevano il modello extra-galattico[11] protestavano che l'ipotesi delle stelle di neutroni galattiche richiedessero troppe assunzione ad hoc nel tentativo di riprodurre il grado di isotropia individuato da BATSE e che un modello extra-galattico era molto più naturale, senza badare ai relativi problemi.

Natura extra-galattica dei lampi gamma[modifica | modifica sorgente]

La scoperta della coda di emissione (afterglow) associata con galassie molto distanti favorì definitivamente la seconda ipotesi. Tuttavia, oggi sappiamo che i lampi di raggi gamma non sono semplicemente eventi extra-galattici, ma che avvengono praticamente al limite dell'universo visibile. Un GRB tipico ha un redshift non inferiore a 1.0 (corrispondente ad una distanza di 8 miliardi di anni luce), mentre l'evento più lontano conosciuto (Gamma Ray Burst 090423) ha un redshift di 8,2 (corrispondente alla strabiliante distanza di 13,03 miliardi di anni luce). Tuttavia, le osservazioni permettono di acquisire lo spettro solo di una piccola frazione dei lampi gamma - generalmente di quelli più luminosi - e molti degli altri potrebbero presentare un redshift ancora più elevato e, quindi, provenire da distanze anche maggiori.

La conferma delle immense distanze da cui provengono i gamma-ray burst sollevò nuove domande sulle energie coinvolte in tali esplosioni. Se assumiamo che ogni lampo gamma emette energia uniformemente in tutte le direzioni, alcune tra le esplosioni più luminose corrispondono ad un rilascio totale di energia di 1047 Joule, valore prossimo alla conversione di una massa solare in radiazioni gamma (guarda equivalenza massa-energia) in pochi secondi. Non c'è nessun processo conosciuto nell'universo capace di liberare tanta energia così velocemente. Tuttavia il requisito energetico è semplificato se il lampo non è simmetrico; se, ad esempio, l'energia è incanalata lungo un getto sottile (con un angolo di pochi gradi) il valore reale del rilascio di energia per un GRB tipico diventa confrontabile con quello di una supernova molto luminosa.

Getti nei GRB: emissione collimata[modifica | modifica sorgente]

Oggi infatti si ritiene fortemente plausibile quest'ultima ipotesi. In molti lampi di raggi gamma si è osservato un fenomeno chiamato jet break ("pausa nel getto"), durante il quale, mentre il getto rallenta, la coda di emissione ottica cambia rapidamente nella velocità di dissolvenza, da lenta a rapida[12]. Inoltre, almeno per una supernova, simile alle poche che sono state chiaramente identificate per aver accompagnato un gamma-ray burst, sono state osservate caratteristiche evocative di una significativa asimmetria nella sua esplosione (guarda "Progenitori" più in basso). L'angolo di apertura del getto (grado di collimazione), comunque, sembra variare largamente da 2 gradi a più di 20. Ci sono alcune prove che l'angolo del getto possa essere correlato all'energia apparentemente rilasciata in modo che l'energia realmente rilasciata da un GRB (lungo) sia approssimativamente costante - circa 1044 J, o approssimativamente 1/2000 di una massa solare[13]. Questo valore è confrontabile con il valore dell'energia rilasciata nell'esplosione di una brillante supernova di Tipo Ib/c (a volte denominata hypernova). Infatti, sembra che luminose hypernovae abbiano accompagnato alcuni gamma-ray burst[14]. Il fatto che i lampi di raggi gamma siano dei getti suggerisce che il numero di tali eventi nell'universo sia maggiore del valore che stimiamo dalle nostre osservazioni, anche tenendo conto del limite di sensibilità dei nostri rilevatori. Ciò accade perché la maggior parte dei getti "mancherà" la Terra e non sarà mai vista; solo una piccola frazione del totale è casualmente puntata in direzione del nostro pianeta in un modo tale che ci permette di rilevarla come emissioni di GRB. Anche con queste considerazioni, il tasso di comparsa dei gamma-ray burst è molto piccolo - circa uno per galassia ogni 100.000 anni[15]. È solo grazie al fatto che i gamma-ray burst sono così luminosi che ci è permesso di rilevarli regolarmente a dispetto della loro rarità. Se il getto è diretto verso la Terra, possiamo rilevare i gamma-ray burst più luminosi senza che la distanza costituisca un ostacolo - speculazioni stimolanti ipotizzano che gli echi di alcune esplosioni possano possedere redshift pari a 7 o superiori (corrispondenti ad una distanza di 13 miliardi di anni luce), provenendo dai primordi dell'universo. Ma, anche i gamma-ray burst più deboli sono visibili se avvengono entro una distanza di un miliardo di anni luce.

Lampi gamma corti[modifica | modifica sorgente]

Le argomentazioni espresse sopra si applicano soltanto ai GRB lunghi. I GRB corti, sebbene sempre extra-galattici, sembrano provenire da popolazioni a redshift inferiori e sono meno luminosi dei GRB lunghi[16]. Inoltre appaiono generalmente meno collimati[17] - o non collimati affatto in alcuni casi[18] - ed intrinsecamente meno energetici dei loro omologhi più lunghi. Sono probabilmente più frequenti nell'universo, sebbene siano stati osservati più raramente.

Progenitori: cosa provoca un GRB?[modifica | modifica sorgente]

Per decenni, non si è saputo quasi nulla sui gamma-ray burst: ne erano sconosciute le origini e la distribuzione, spaziale e statistica. I lampi di raggi gamma stessi mostravano una grande varietà: potevano durare da una frazione di secondo a diversi minuti, presentavano una grande varietà di spettri, che non assomigliavano a nulla di quanto allora conosciuto. Non può sorprendere che la mancanza di limiti osservativi portò ad una profusione di teorie: evaporazione dei buchi neri, brillamenti magnetici su nane bianche, accrescimento di stelle di neutroni, accrescimento di antimateria, tipi esotici di supernove e rapida dissipazione dell'energia di rotazione di un buco nero supermassiccio (per fornire solo alcuni esempi)[19].

Da allora la situazione è molto più chiara. È abbastanza sicuro che ci sono almeno due tipologie differenti di progenitori (o cause) dei gamma-ray burst: una responsabile delle emissioni di lunga durata e spettro molle (GRB lunghi) e una responsabile delle emissioni di corta durata e spettro duro (GRB corti). Si teorizza che progenitori dei GRB lunghi siano dovuti al collasso dei nuclei di stelle massicce, a bassa metallicità; i progenitori dei GRB corti non sono ancora stati identificati, ma il modello che desta migliori speranze li vede frutto della fusione di due stelle di neutroni.

Lampi gamma lunghi: stelle massicce[modifica | modifica sorgente]

Modello delle Collapsar[modifica | modifica sorgente]

Rappresentazione del collasso di una stella massiccia in un buco nero. La stella rilascia energia nella forma di getti lungo l'asse di rotazione, generando un gamma ray burst. Fonte: Nicolle Rager Fuller/NSF

C'è oggi un generale accordo nella comunità astrofisica che i lampi di raggi gamma di lunga durata siano associati alla esplosione di stelle massicce in un particolare tipo di supernova - evento a cui ci si riferisce comunemente con collapsar[20]. Quando una stella massiccia giunge alla sintesi del ferro, il processo di fusione nucleare assorbe più energia di quanta possa liberarne e non è più in grado, quindi, di arrestare la contrazione della stella sotto l'azione del proprio peso (vedi Evoluzione stellare). Nel caso la massa del nucleo superi un valore critico (2 o 3 masse solari), la contrazione conduce alla formazione di un buco nero. La materia della stella che non ha partecipato alla formazione del buco nero, continua a precipitare attratta da esso e (nel caso che la stella progenitrice avesse posseduto una grande velocità di rotazione) inizia a ruotargli attorno turbinosamente andando a costituire un disco di accrescimento di elevata densità. Quando il materiale del disco cade nel buco nero si originano due getti lungo l'asse di rotazione (direzione di densità minore), verso i poli della stella ad una velocità prossima a quella della luce, originando un'onda d'urto relativistica[21]. Se la stella non è avvolta da una spessa nuvola di idrogeno diffuso, questo materiale erutta dalla superficie stellare. Il fronte d'onda accelera al decrescere della densità della materia stellare e, quando raggiunge la superficie, ha raggiunto un fattore di Lorentz di 100 o superiore (cioè, una velocità pari a 0.9999 volte la velocità della luce). Una volta raggiunta la superficie, l'onda d'urto erompe nello spazio, dove la maggior parte della sua energia è rilasciata nella forma di raggi gamma.

È da notare che questa teoria richiede tre condizioni speciali perché una stella possa evolvere fino all'emissione di un gamma-ray burst:

  • la stella progenitrice deve essere molto massiccia (alcuni studi indicano che per la formazione del buco nero centrale è necessaria una massa iniziale della stella pari a 40 masse solari)
  • la stella progenitrice deve possedere un'elevata velocità di rotazione perché possa sviluppare un toro d'accelerazione capace di lanciare i getti nello spazio, e
  • la stella progenitrice deve avere una bassa metallicità, deve aver perduto gran parte dell'involucro esterno di idrogeno perché i getti possano raggiungere la superficie.

Di conseguenza, i gamma-ray burst sono ben più rari delle supernove con collasso del nucleo, per le quali è richiesto (come generalmente assunto) solo che la stella abbia sufficiente massa da raggiungere la fase di sintesi del ferro. Sono necessarie ulteriori ricerche per affinare la teoria presentata ed identificare i valori limite della massa, velocità di rotazione e metallicità della stella progenitrice.

Evidenze osservative del modello delle collapsar[modifica | modifica sorgente]

La teoria finora proposta è basata principalmente su due tipologie di evidenze osservative. Primo, gamma-ray bursts lunghi sono stati individuati in sistemi in cui è osservabile una recente ed abbondante formazione stellare, sia nelle galassie irregolari che nelle braccia delle galassie a spirale[22] e non sono mai stati osservati in regioni dove la formazione stellare è cessata. Questa è una prova forte del legame con le stelle massicce, che evolvono e muoiono in poche centinaia di milioni di anni, sebbene non si riferisca necessariamente al solo modello delle collapsar. Altri modelli che prevedono un'associazione con la formazione stellare ne sono ugualmente favoriti.

Secondo, sono stati osservati diversi casi in cui un'esplosione di supernova ha immediatamente seguito l'emissione del lampo gamma. Sebbene la maggior parte dei gamma-ray burst avvengano a distanze così elevate che i nostri strumenti non sono in grado di rilevare la debole emissione di una eventuale supernova, nei sistemi a basso redshift sono stati ben documentati diversi casi di GRB seguiti in pochi giorni dalla comparsa di una supernova. Tali supernove sono state tutte classificate come del tipo Ib/c, una classe di rare supernove dovute al collasso del nucleo ma che mancano linee di assorbimento dell'idrogeno (consistentemente con l'associazione teorica con stelle che abbiano perso il loro involucro di idrogeno). Tra le associazione di GRB e supernove più ovvie, ci sono quelle di GRB 060218 con SN 2006aj,[23], di GRB 030329 con SN 2003dh,[24], e di GRB 980425 con SN 1998bw,[25] mentre una manciata dei GRB più distanti mostra un picco di supernova nelle curve di luce delle tarde[26] code di emissione (afterglow).

Sono state osservate possibili eccezioni alla teoria presentata: due vicini gamma-ray burst lunghi senza una firma di una qualunque classe di supernova. Nonostante un'intensa attività osservativa dei telescopi a terra, GRB 060614 e GRB 060505 hanno contraddetto la predizione di apparizione di una supernova,[27][28]. Entrambi gli eventi sono stati comunque associati con popolazioni in cui è presente attività di formazione stellare. Una possibile implicazione è che durante il collasso di un nucleo stellare massiccio possa essere totalmente impedita l'esplosione di supernova, se, ad esempio, il buco nero inghiotte completamente la stella prima che l'esplosione possa raggiungere la superficie.

GRB corti: binarie degeneri?[modifica | modifica sorgente]

Di nuovo, dobbiamo individuare un'eccezione nei gamma-ray burst corti. Ad oggi, sono state individuate le galassie ospiti solo per una manciata di eventi, che, inoltre, sembrano mostrare delle significative differenze dalla popolazione dei lampi lunghi: per quanto un lampo corto sia stato localizzato con precisione in una regione di formazione stellare, nella zona centrale di una galassia, molti altri sono stati associati con le regioni più esterne e in alcuni casi anche con l'alone di grandi galassie ellittiche, regioni dove la formazione stellare è cessata. Inoltre, tutti i GRB corti osservati finora hanno presentato un basso valore di redshift[16] e, a dispetto delle distanze relativamente vicine e dei dettagliati studi che li hanno seguiti, non sono stati associati a nessuna supernova.


Brillamenti giganti in una magnetar[modifica | modifica sorgente]


GRB notevoli[modifica | modifica sorgente]

L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999, mostra la coda di emissione ottica del gamma-ray burst GRB-990123. Il lampo è visibile come un punto chiaro indicato nel riquadro a sinistra. È identificabile, inoltre, la galassia ospite dell'evento (l'oggetto a forma di filamento sopra il GRB), che sembra essere stata distorta dalla collisione con un'altra galassia.
Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Lista di lampi gamma.

Sono state rilevate molte migliaia di gamma-ray bursts, da numerosi satelliti. Questa lista non tenta nemmeno di essere completa, includendo soltanto quei GRB che hanno un'importanza storica o scientifica.

  • 670702 – Il primo GRB rilevato.
  • 970228 – Il primo GRB di cui è stata rilevata con successo l'emissione residua (afterglow) sia nella banda X che in quella ottica. Fu anche possibile individuare la provenienza dell'emissione da una galassia molto lontana (redshift z=0.695). Questa scoperta rafforzò l'ipotesi di un'origine extra-galattica dei gamma-ray burst.
  • 970508 – Il primo GRB di cui fu misurato il redshift. Con z=0.835, confermò senza ambiguità la natura extra-galattica dei gamma-ray bursts.
  • 980425 – Il primo GRB alla cui rilevazione è stata associata l'osservazione di una supernova (SN 1998bw), fornendo l'intuizione del legame tra gamma-ray bursts e supernove. Il GRB stesso fu molto inusuale, essendo estremamente poco luminoso. Ad oggi è stato anche il GRB a noi più vicino (z=0.0085).
  • 990123 – Di questo GRB è stata misurata la luminosità ottica della coda di emissione, che ha raggiunto o superato una Magnitudine apparente di 8.95, appena leggermente più debole del pianeta Nettuno a dispetto della sua distanza di 9.6 miliardi di anni luce. È stato anche il primo GRB la cui emissione ottica è stata rilevata prima che cessasse l'emissione di raggi gamma.
  • 030329A – GRB estremamente luminoso associato senza ambiguità ad una supernova. Provò che gamma-ray bursts e supernove sono collegati.
  • 050509B - Il primo GRB corto a cui è stata associata una galassia ospite. Fornì la prima evidenza che alcuni GRB corti, a differenza di quelli lunghi, si verificano in galassie vecchie e non sono accompagnati da supernove.
  • 050724 – Il primo GRB corto associato con sicurezza ad una galassia ellittica. È anche il primo GRB corto seguito da un afterglow visibile sia nella banda infrarossa sia nella banda radio.
  • 050904 – Il più distante GRB mai osservato fino ad allora, con z=6,295 (12,7 miliardi di anni luce).[29]
  • 060218 – Il più recente GRB a basso redshift (z=0.033), accompagnato da una supernova.
  • 060505 e 060614 - GRBs lunghi non accompagnati da una luminosa supernova.
  • 080319B - GRB estremamente intenso con l'afterglow che ha raggiunto nel dominio del visibile una magnitudine di 5,6 (visibile ad occhio nudo). L'evento è il più energetico rilevato dall'osservatorio orbitante Swift.
  • 080913 – Il più distante GRB mai osservato fino ad allora, con z=6,7 (12,8 miliardi di anni luce).
  • 090423 – Il più distante GRB mai osservato fino ad oggi, con z=8,2 (13,03 miliardi di anni luce).
  • 130427A- Il GBR più energetico mai osservato fin ora, rilevato dal LAT (large area telescope) e successivamente da swift che osservano emissioni di fotoni da 94GeV arrivando a sette sulla scala di magnitudine

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Margherita Hack, 2004, Dove nascono le stelle, p. 145, ISBN 88-200-3625-8
  2. ^ (EN) Meegan, C.A., et al. (1992), Spatial distribution of gamma-ray bursts observed by BATSE, Nature, vol. 355, pag. 143
  3. ^ (EN) Kouveliotou, C. et al. (1993), Identification of two classes of gamma-ray bursts, Astrophysical Journal, vol. 413, pag. L101
  4. ^ (EN) Fishman, C. J. e Meegan, C. A. (1995) Gamma-Ray Bursts, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 33, pag. 415-458
  5. ^ I gamma-ray burst sono designati dalla data di rilevazione: le prime due cifre della sigla indicano le ultime due cifre dell'anno, le due cifre successive indicano il mese, le ultime due cifre il giorno: AAMMDD (in inglese YYMMDD). Se sono rilevati più lampi nello stesso giorno, ad ognuno di essi viene assegnata una lettera identificativa dell'ordine di rilevamento: 'A' per il primo, 'B' per il secondo, etc.
  6. ^ (EN) van Paradijs, J. e al. (1997), Transient optical emission from the error box of the gamma-ray burst of 28 February 1997, Nature, vol. 386, pag. 686
  7. ^ Inizialmente, non tutti i ricercatori accettarono l'attribuzione, e il redshift esatto della galassia in questione non fu ottenuto se non molti anni dopo. Comunque, il lampo gamma successivamente ben localizzato, GRB 970508, aveva un chiaro redshift di assorbimento di 0.835 - paragonabile ad una distanza di 7 miliardi di anni luce, e assai lontano dalla nostra Galassia senza alcuna ambiguità.
  8. ^ Maggiori informazioni sulle galassie che ospitano i GRB possono essere trovate sul GHostS database
  9. ^ (EN) Frontera, F. e Piro, L. (1998), Proceedings of Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era, Astronomy and Astrophysics Supplement Series
  10. ^ (EN) Lamb, D. Q. (1995), The Distance Scale to Gamma-Ray Bursts, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 107, pag. 1152
  11. ^ (EN) Paczynski, B. (1995), How Far Away Are Gamma-Ray Bursters?, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 107, pag. 1167
  12. ^ (EN) Sari, R., Piran, T., Halpern, J. P. (1999), Jets in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal, vol. 519, pag. L17-L20
  13. ^ (EN) Frail, D.A. et al. (2001), Beaming in Gamma-Ray Bursts: Evidence for a Standard Energy Reservoir, Astrophysical Journal, vol. 562, pag. L55-L58
  14. ^ (EN) Galama, T. J. et al. (1998), An unusual supernova in the error box of the gamma-ray burst of 25 April 1998, Nature, vol. 395, pag. 670-672
  15. ^ (EN) Podsiadlowski et al. (2004), The Rates of Hypernovae and Gamma-Ray Bursts: Implications for Their Progenitors, Astrophysical Journal, vol 607L, pag. 17P
  16. ^ a b (EN) Prochaska et al. (2006), The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal, vol. 641, pag. 989
  17. ^ (EN) Watson, D. et al. (2006), Are short γ-ray bursts collimated? GRB 050709, a flare but no break, Astronomy and Astrophysics, vol. 454, pag. L123-L126
  18. ^ (EN) Grupe, D. et al. (2006), Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. I: The Uncollimated Afterglow of GRB 050724, Astrophysical Journal, in pubblicazione
  19. ^ (EN) Ruderman, M. (1975), Theories of gamma-ray bursts, Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, vol. 262, pag. 164-180
  20. ^ (EN) MacFadyen, A. I.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001), Supernovae, Jets, and Collapsars, Astrophysical Journal, vol. 550, pag. 410-425
  21. ^ (EN) Blandford, R.D. and McKee, C. F. (1976), Fluid Dynamics of relativistic blast waves, Physics of Fluids, vol. 19, pag. 1130-1138
  22. ^ (EN) Bloom, J.S., Kulkarni, S. R., & Djorgovski, S. G. (2002), The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors, Astronomical Journal, vol. 123, pag. 1111-1148
  23. ^ (EN) Sollerman, J. et al. (2006), Supernova 2006aj and the associated X-Ray Flash 060218, Astronomy and Astrophysics, vol. 454, pag. 503S
  24. ^ (EN) Mazzali, P. et al. (2003), The Type Ic Hypernova SN 2003dh/GRB 030329, Astrophysical Journal, vol. 599, pag. 95M
  25. ^ (EN) Kulkarni, S.R., et al. (1998), Radio emission from the unusual supernova 1998bw and its association with the gamma-ray burst of 25 April 1998, Nature, vol. 395, pag. 663
  26. ^ con riferimento ai tempi più tardi dell'emissione dellafterglow
  27. ^ (EN) Fynbo et al. (2006), A new type of massive stellar death: no supernovae from two nearby long gamma ray bursts, Nature
  28. ^ Astronomy.com - New type of cosmic explosion found
  29. ^ (EN) Haislip, J., et al. (2006), A photometric redshift of z = 6.39 ± 0.12 for GRB 050904, Nature, vol. 440, articolo 7081, pag. 181-183

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

Le supernovae Supernova
Tipologie: Tipo IaTipi Ib e IcTipo IIA instabilità di coppia
Fenomeni affini: CollapsarGamma ray burstIpernovae
Argomenti correlati: Nucleosintesi delle supernovaeResto di supernova
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