Lampo gamma

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Rappresentazione artistica dell'evento GRB 080319B.

I lampi gamma, anche abbreviati GRB dalla locuzione inglese gamma ray burst (esplosione di raggi gamma), sono, in astronomia, un fenomeno transiente rappresentato da intensi lampi di raggi gamma la cui durata è estremamente varia: da pochi millisecondi a diverse decine di minuti e perfino ore (GRB 11209A). Proprio la constatazione di tale differente durata ha indotto la comunità scientifica a classificarli in due tipi principali: lampi gamma brevi (short gamma-ray bursts) se durano meno di 2 secondi, e lampi gamma lunghi (long gamma-ray bursts) se durano più di 2 secondi. Un terzo tipo di GRB, quello dei lampi gamma ultra-lunghi (ultra-long gamma-ray bursts), è stato proposto sulla base della durata del GRB 11209A (più di 7 ore), ma non esiste consenso scientifico per tale ulteriore categoria di GRB.[1][2][3][4][5][6][7][8].

Se si assume che i GRB emettano energia isotropica (Eiso), ovvero uniforme in tutte le direzioni, queste potenti esplosioni possono sfiorare i 1048 Joule (GRB 080916C), pari a circa 10.000 volte l'energia emessa dal Sole nell'intero arco della sua esistenza di 10 miliardi di anni o all'energia media nel visibile di 10.000 supernove (foe), costituendo il fenomeno transiente[9] più energetico finora osservato nell'universo.[10][11][12] Attualmente si pensa che i lampi gamma siano esplosioni altamente focalizzate, con l'energia concentrata in due getti o fasci; il suo valore reale (Eo)[13] è così minore a causa della collimazione, a 1044-45 Joule.[14][15][12][16][17]

Schema illustrativo delle fasi di un GRB lungo secondo il modello della collapsar. La stella collassa in un buco nero rotante e il materiale si concentra in un disco di accrescimento; la distorsione dei campi magnetici e/o dello spazio-tempo fa sì che i getti relativistici siano proiettati dai "poli" del buco nero, liberi dal disco di accrescimento.

Si ritiene che siano prodotti dalla fusione di due stelle di neutroni, o di una stella di neutroni ed un buco nero nel caso dei GRB brevi, o dal collasso gravitazionale di una stella massiccia nel caso dei GRB lunghi (collapsar) che produce una magnetar (stella di neutroni con campo magnetico estremo) ad altissima rotazione, o un buco nero. Se si prende in considerazione un buco nero, per i GRB lunghi l'accrescimento di materia stellare collassata su un buco nero rotante produce un sistema costituito da un buco nero+disco di accrescimento; il materiale decade sul buco nero dai "lati". Se la stella originaria ruotava molto rapidamente, lo farà anche il risultante buco nero rotante, che così avrà a disposizione un'immane riserva di energia rotazionale. Questa, unita alla potente distorsione dei campi magnetici (modello Blandford-Znajek)[18] o dello spazio-tempo (modello Penrose)[19], trascinati anch'essi a causa dell'accrescimento, dell'altissima rotazione e della forza gravitazionale del buco nero, è in grado di causare il getto relativistico dai poli dell'astro, ove lo spazio è libero dal disco di accrescimento. Esistono due modelli principali per spiegare la fenomenologia dei GRB: il modello "fireball"[20] e il modello dell'ipernova binaria (BdHN).[21]

Scoperti per la prima volta nel 1967 dai satelliti "Vela" per identificare radiazioni gamma provenienti a detonazioni di armi nucleari sovietiche, dopo un iniziale, fugace ed intensissimo flusso di raggi gamma che costituisce il fenomeno del lampo gamma in senso stretto, un bagliore residuo (afterglow), visibile nelle altre bande spettrali (radio, IR, visibile, UV, raggi X) venne rilevato solo nel 1997 da BeppoSAX per il GRB 970228.[22] Già nel 1993 si teorizzava l'effetto del fenomeno su più lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.[23][24]

I GRB, a dispetto della loro potenza, 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 la fonte viene rilevata fino all'estremità dell'universo visibile. Il lampo gamma più lontano finora osservato, denominato GRB 090423, è avvenuto ad una distanza di oltre 13 miliardi di anni luce dalla Terra. Date le immani energie coinvolte nel fenomeno, è stato ipotizzato che se un GRB si verificasse nella Galassia e puntasse uno dei 2 fasci di energia verso la Terra da una distanza anche di migliaia di anni luce, potrebbe causare estinzione di massa della vita animale e vegetale sul pianeta,[25][26] e uno dei probabili "colpevoli" dell'estinzione di massa dell'Ordoviciano-Siluriano è stato identificato proprio in un lampo gamma.[27]

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 delle osservazioni[modifica | modifica wikitesto]

Le prime osservazioni[modifica | modifica wikitesto]

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: GRB 670702.

I lampi gamma 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[28][29] (ci si trovava in piena guerra fredda). Questi satelliti però misurarono occasionalmente lampi 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.[30] L'esistenza dei lampi gamma fu confermata da molte missioni spaziali successive, tra cui le missioni Apollo e Venera.

I lampi 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 Via Lattea, 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.

Negli anni ottanta furono fatti pochi progressi in materia, 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 gamma e localizzare le loro posizioni nello spazio con ragionevole precisione.

BATSE[modifica | modifica wikitesto]

Distribuzione spaziale dei GRBs osservati da BATSE.

Dai dati raccolti dallo strumento furono ricavate due importanti informazioni:

  • i lampi di raggi gamma sono isotropi[31] (non presentano particolari preferenze per direzioni particolari nel cielo, come ad esempio il disco galattico o il centro galattico), escludendo le possibilità di un'origine galattica. Se infatti fossero eventi della nostra galassia, 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:[1] 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 meno di due secondi e le emissioni sono dominate da fotoni ad alta energia; i lampi lunghi durano 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 wikitesto]

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.[23][24] Nonostante 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 lampo gamma (GRB 970228)[32] 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.[22] 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.[33] 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[34] 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.[35]

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

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 lampi gamma nei primi loro istanti evolutivi, anche prima che l'emissione di raggi gamma sia cessata;
  • la scoperta del lampo gamma più distante mai osservato (GRB 090423).

Nel 2008 è stato lanciato il Telescopio spaziale per raggi gamma Fermi, un telescopio spaziale equipaggiato con un rivelatore di lampi gamma il cui obiettivo è rivelare, localizzare e caratterizzare i lampi gamma.[36] Questo rivelatore è in grado di osservare più di duecento lampi gamma all'anno. Alcuni di questi lampi gamma, circa dieci all'anno, hanno energie abbastanza alte da poter essere osservati anche dal "Telescopio di grande area" presente a bordo.

Vengono costantemente compiute nuove scoperte nello studio dei lampi di raggi gamma, che è un campo della scienza estremamente dinamico.

Distanze e scala energetica[modifica | modifica wikitesto]

Modello Galattico e Modello Extragalattico[modifica | modifica wikitesto]

Prima del lancio di BATSE, la scala delle distanze dei lampi gamma 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[37] 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 lampi gamma. Inoltre, ritenevano eccessivo il quantitativo di energia richiesto a generare un tipico lampo gamma se si fosse ammessa l'ipotesi che avvenissero in una galassia distante.

I ricercatori che sostenevano il modello extra-galattico[38] contestavano che l'ipotesi delle stelle di neutroni galattiche richiedesse troppe assunzioni ad hoc nel tentativo di riprodurre il grado di isotropia individuato da BATSE e che un modello extra-galattico era molto più naturale, senza considerare i relativi problemi di questa ipotesi.

Natura extra-galattica dei lampi gamma ed energia isotropica (Eiso)[modifica | modifica wikitesto]

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 uno spostamento verso il rosso (redshift) non inferiore a 1.0 (corrispondente ad una distanza di 8 miliardi di anni luce), mentre l'evento più lontano conosciuto (GRB 090423) ha uno spostamento verso il rosso di 8,2 (corrispondente alla 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 lampi gamma sollevò nuove domande sulle energie coinvolte in tali esplosioni. Se assumiamo che ogni lampo gamma emetta energia uniformemente in tutte le direzioni, ovvero in energia isotropica (Eiso), alcune tra le esplosioni più luminose corrispondono ad un rilascio totale di energia di ~1047 Joule, valore prossimo alla conversione di una massa solare (che è un riferimento fondamentale nelle scienze astronomiche, il cui simbolo e M☉) in radiazioni gamma (vedi equivalenza massa-energia) in pochi secondi.[10] Il più energetico lampo gamma mai rilevato, GRB 080916C, sprigionò in circa 23 minuti fino a 8.8 × 1047 Joule di energia, approssimativamente l'equivalente di ben 4 masse solari o di 9000 supernove di media potenza nel visibile, pari a 1 foe (1044 Joule).[11][39][40][12] Una ricerca del 2017 individua un limite energetico pari a 1-3 x 1047 Joule in Eiso, corrispondente alla massima efficienza radiativa.[41] Non c'è nessun processo conosciuto nell'universo capace di liberare tanta energia così velocemente; solo le collisioni di buchi neri possono competere rilasciando l'equivalente di masse solari in onde gravitazionali: ad esempio, il primo evento mai rilevato di onde gravitazionali nel 2015 (GW150914), convertì in onde gravitazionali 3 masse solari circa, pari a ~5.4 × 1047 Joule.[42][43] L'energia isotropica della più antica popolazione stellare (III) potrebbe essere anche superiore, fino a 1050 Joule; se venisse rilevata tale quantità di energia ad un elevato redshift (z=20), ciò potrebbe essere un'evidenza forte della loro esistenza.[44][45][46]

Tuttavia l'emissione energetica dei GRB è ridimensionata se il lampo non è simmetrico, ovvero se non la emana isotropicamente; 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 almeno con quello di una supernova molto luminosa.

Getti nei GRB: emissione collimata ed energia reale gamma (Ey) e totale (E0)[modifica | modifica wikitesto]

Oggi infatti si ritiene fortemente plausibile quest'ultima ipotesi. In molti lampi 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.[14][47][15][12] Inoltre, almeno per una supernova, simile alle poche che sono state chiaramente identificate per aver accompagnato un lampo gamma, sono state osservate caratteristiche evocative di una significativa asimmetria nella sua esplosione (vedi "Progenitori" più avanti). 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 totale (Eo) realmente emessa da un GRB (lungo) sia approssimativamente costante - circa 1044 Joule, o approssimativamente 1/2000 di una massa solare. L'energia emessa nei soli raggi gamma (Eγ),[48] invece, sarebbe costante a ~5 x 1043 Joule.[16][49][50] Il valore dell'energia reale totale è confrontabile con il valore dell'energia rilasciata nell'esplosione di una brillante supernova di Tipo Ib/c (a volte denominata ipernova). È la potenza media di una supernova in radiazione visibile, per la quale è stato elaborato il foe quale unità di misura. Infatti, sembra che luminose ipernove abbiano accompagnato alcuni lampi gamma[51]. Tuttavia, da ricerche successive si è evinto che l'energia dei GRB non è costante in tutti i casi. Alcuni GRB hanno emesso energia reale, ovvero collimata, pari ad almeno un ordine di grandezza superiore, ovvero equivalente a 1045 Joule. Pertanto, i lampi gamma non possono essere considerati come "candele standard" in quanto la loro energia corretta, dunque reale, varia di almeno un ordine di grandezza; ma soprattutto, dalla quantità di energia collimata sprigionata, potrebbe persino dipendere la natura del "motore interno" che innesca il GRB.[52][17][53]

Immagine artistica di un GRB; il fascio di luce bianco rappresenta la radiazione gamma collimata

Il fatto che i lampi gamma siano emessi in fasci 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 da permetterci di rilevarla come lampo gamma. Anche con queste considerazioni, il tasso di comparsa dei lampi gamma è molto piccolo - circa uno per galassia ogni 100 000 anni.[54] È solo grazie al fatto che i lampi gamma siano così luminosi che ci permette di rilevarli regolarmente a dispetto della loro rarità. Se il getto è diretto verso la Terra, possiamo rilevare i lampi gamma più luminosi senza che la distanza costituisca un ostacolo - speculazioni stimolanti ipotizzano che gli echi di alcune esplosioni possano possedere spostamenti verso il rosso pari a 7 o superiori (corrispondenti ad una distanza di 13 miliardi di anni luce), provenendo dai primordi dell'universo. Ma anche i lampi gamma più deboli sono visibili se avvengono entro una distanza di un miliardo di anni luce.

Magnetar o buco nero: l'energia determina il motore interno[modifica | modifica wikitesto]

Secondo alcune ricerche, l'energia sprigionata da un GRB è davvero fondamentale nel determinare la natura del "motore interno" che lo emana. Seguendo il modello della collapsar, che è quello tradizionale, al collasso gravitazionale di una stella massiccia segue una stella di neutroni (o una magnetar) o, in alternativa, un buco nero. Le magnetar possiedono un'immane energia rotazionale (Erot), potendo ruotare fino a 1000 volte al secondo, ed inoltre i più potenti campi magnetici conosciuti (∼109-11 Tesla, ∼1013 to 1015 Gauss)[55]. È stato calcolato che una magnetar "millisecondo" con ~1015 Gauss possiede Erot fino a ~3 x 1045 Joule; pertanto, ogni lampo gamma con energia reale che si avvicini a quel valore non sarebbe innescato da una magnetar, bensì da un buco nero quale motore interno secondo il modello Blandford-Znajek.[18][56][52][17]

Classificazione: GRB corti, lunghi e ultra-lunghi[modifica | modifica wikitesto]

Curve di luce di 12 GRB rilevati da BATSE, una missione NASA affiancata al Compton Gamma Ray Observatory; si constatano le differenze notevoli tra le diverse curve di luce.

Le curve di luce dei lampi gamma sono estremamente diverse e complesse.[57] Non esistono due curve di luce di GRB identiche,[58] con grandi variazioni osservate in ogni proprietà del fenomeno: nella durata (dai millisecondi alle decine di minuti), nella presenza dell'emissione di un singolo picco o tanti singoli picchi, che possono essere simmetrici oppure con schiarimento rapido e lento decadimento. Alcuni GRB sono preceduti da un fenomeno "precursore", ovvero una debole emissione seguita, dopo secondi o persino minuti, dal lampo propriamente detto.[59] Le curve di luce di alcuni eventi GRB si manifestano poi con dei profili che sfuggono ad ogni classificazione.[24]

Sebbene dei modelli semplificati possono riprodurre approssimativamente alcune curve di luce,[60][61] pochi sono i progressi fatti nella comprensione della complessità constata. Molti schemi di classificazione sono stati proposti, spesso basati soltanto sulle differenze manifestate nelle curve di luce, potrebbero non tenere conto della natura fisica del "progenitore", un aspetto altrettanto fondamentale. Ciononostante, sono stati effettuati tentativi di classificazione del fenomeno ed è stato evinto che un grande numero di GRB mostra una certa distribuzione bimodale con due popolazioni principali: una popolazione di tipo "breve" con una durata media di 0.3 secondi, e una di tipo "lungo" con una durata media di circa 30 secondi.[62] Sono state proposte ulteriori classi tanto per motivi teorici quanto sulle osservazioni rilevate.[63][64][65][66]

Lampi gamma corti[modifica | modifica wikitesto]

Video dimostrativo della NASA sulla kilonova GW170817; il GRB 170817A è rappresentato dai due getti color magenta.

Sono short gamma-ray bursts quei lampi gamma che durano meno di 2 secondi.[1] Rappresentano circa il 30% delle rilevazioni totali, e fino al 2005 erano ancora coperti da un alone di mistero in quanto nessun afterglow era mai stato rilevato con successo e le origini di tali fenomeni erano praticamente sconosciute.[67] Ma da allora sono stati rilevati e localizzati molti afterglow di GRB di questo tipo, e sono stati associati con successo a galassie ellittiche o regioni con formazione stellare bassa o assente, oppure a regioni centrali di ammassi di galassie.[68][69][70][71] Ciò dovrebbe favorire l'ipotesi di due "progenitori" distinti per i lampi corti e lunghi, per cui non è possibile associare stelle massicce ai primi; inoltre, i GRB corti non mai stati collegati a supernove.[72]

Fin dal 2007 apparve l'ipotesi della kilonova, ovvero della fusione tra due stelle di neutroni in un sistema binario, o tra una stella di neutroni e un buco nero, quale meccanismo per spiegare i lampi gamma brevi.[73][74] Nel 2013 furono evinte evidenze di kilonova associata ad un lampo gamma breve, il GRB 130603B.[75][76] La conferma delle kilonove quale fonte di short gamma-ray bursts fu rinvenuta con successo nel 2017 quando, alle onde gravitazionali prodotte da una fusione di due stelle di neutroni nota come GW170817 seguì, dopo 1.7 secondi, il GRB 170817A.[77][78]

Lampi gamma brevi potrebbero essere inoltre innescati dai cosiddetti soft gamma repeater, ovvero da stelle compatte, quali stelle di neutroni o magnetar dotati di una superficie solida; le loro caratteristiche estreme (in particolare una massa immensa compressa in astri di non più di qualche decina di km di diametro, unita a campi magnetici che non hanno eguali, nell'ordine dei ∼109-11 Tesla, ∼1013 to 1015 Gauss)[55] le possono rendere soggetti a veri e propri terremoti stellari o "stellamoti", con rilascio di energie immense nello spazio: il SGR 1806-04, il più potente mai rilevato, sprigionò, in appena un decimo di secondo, l'energia emessa dal Sole in 150.000 anni, pari a ~2 × 1039 Joule.[79][80]

I GRB corti, sebbene sempre extra-galattici a parte episodi provenienti da soft gamma repeater, sembrano provenire da popolazioni a spostamento verso il rosso inferiori e sono meno luminosi dei GRB lunghi.[81] Inoltre appaiono generalmente meno collimati[82] - o non collimati affatto in alcuni casi[83] - ed intrinsecamente meno energetici dei loro omologhi più lunghi con Eiso pari a 1042-45 Joule,[73][84] anche se raramente possono raggiungere i 1046 Joule.[85] Sono probabilmente più frequenti nell'universo, sebbene siano stati osservati più raramente.

Lampi gamma lunghi[modifica | modifica wikitesto]

La maggior parte degli eventi osservati (ben il 70%) esibiscono una durata superiore a 2 secondi e, pertanto, sono classificati come GRB lunghi.[1] Poiché i long gamma-ray bursts costituiscono la maggior parte delle rilevazioni e tendono ad avere un afterglow più luminoso, sono stati oggetto di studi doviziosi, molto più di quanto si sia fatto per le rispettive controparti corte. Quasi tutti i lampi gamma lunghi analizzati approfonditamente sono stati collegati a una galassia con rapida formazione stellare e in molti casi, più specificatamente, anche a una supernova a collasso nucleare, associando in modo inequivocabile lunghi GRB alla morte di stelle massicce; essi possono essere ricondotti al fenomeno della collapsar.[86] Osservazioni di afterglow di GRB lunghi, ad alto redshift, sono del resto in accordo con GRB emessi in regioni soggette a formazione stellare.[87]

I GRB lunghi sono ben più potenti dei loro corrispettivi corti: anche se collimata in due getti, la loro energia reale resta immensa, in genere pari a 1044 Joule[16][49][50] - equivalente a quella di una supernova di media potenza nello spettro visibile - con i più energetici che raggiungono almeno un ordine di grandezza superiore a 1045 Joule.[52][17][53] La loro Eiso è, invece, pari a 1047-48 Joule per le stelle odierne (I-II)[10][11] e di 1048-50 Joule per le stelle più antiche ipotizzate (III) se si assume il modello della collapsar; la scoperta di GRB con tale Eiso ad un elevato redshift (z=20) potrebbe essere addotta come evidenza della loro esistenza.[44][45][46]

Rappresentazione artistica di un lampo gamma innescato da una magnetar, ritenuta come possibile progenitore di GRB lunghi o ultra-lunghi.

Lampi gamma ultra-lunghi[modifica | modifica wikitesto]

Sono eventi molto rari, dalla durata di oltre 10.000 secondi. Gli ultra-long gamma-ray bursts sono stati proposti come terza classe dopo l'osservazione, nel 2011, del GRB 11209A, di cui venne evinta una durata superiore a ben 7 ore. Diversi i meccanismi o progenitori proposti all'origine di tale nuova popolazione di GRB: il collasso di supergiganti blu, eventi di distruzione mareale, la nascita di magnetar.[5][88][89][90] Ne è stato identificato solo un piccolo numero, di cui la caratteristica tipica è proprio l'enorme durata constata. Accanto al GRB 111209A, prototipo di questa nuova classe, è fondamentale anche il GRB 101225A.[7] Il basso tasso di rilevamenti potrebbe essere legato alla bassa sensibilità dei rilevatori attuali ad eventi di siffatta durata, piuttosto che alla loro reale frequenza.[89] Al netto di tali considerazioni, non esiste consensus scientifico sull'elaborazione di questa nuova classe di GRB: sono necessarie osservazioni su più lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico e finora si è rivelata inconcludente l'identificazione di un progenitore caratteristico di questa nuova popolazione di GRB.[8] Per il GRB 11209A, modello di riferimento di un'eventuale classe di GRB ultra-lunghi, è stato proposto recentemente come "motore interno" del lampo una magnetar supermassiccia che collassa direttamente in un buco nero a sua volta.[91]

Lampi gamma "ultra-lunghi" (pur senza una propria classificazione), con durata tra 1000 e 10.000 secondi ed oltre, se dovessero essere rilevati a distanze cosmologiche con redshift pari a z=20, possono essere un indizio dell'esistenza delle stelle di popolazione III.[44][45][46]

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

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Progenitore dei lampi gamma.

Per decenni, non si è saputo quasi nulla sui lampi gamma: ne erano sconosciute le origini e la distribuzione, spaziale e statistica. I lampi 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 supernovae e rapida dissipazione dell'energia di rotazione di un buco nero supermassiccio (per fornire solo alcuni esempi).[92]

Da allora la situazione è molto più chiara. È abbastanza sicuro che ci sono almeno due tipologie differenti di progenitori (o cause) dei lampi gamma: una responsabile delle emissioni di lunga durata e spettro soft (lampi gamma lunghi) e una responsabile delle emissioni di corta durata e spettro hard (lampi gamma corti).

Si teorizza che progenitori dei lampi lunghi siano dovuti al collasso dei nuclei di stelle massicce, a bassa metallicità; sono associati al fenomeno dell'ipernova o collapsar e il modello classico per spiegarli è il modello "fireball"; in alternativa, è proposto quello più recente dell'ipernova binaria (BdHN) che vede protagonista dei GRB lunghi un sistema binario con una stella di neutroni ed un buco nero (BdHN di tipo I) o due stelle di neutroni (BdHN di tipo II). I progenitori dei lampi corti sono stati identificati sin dal 2007 nel fenomeno della kilonova, prodotto dalla collisione di due stelle di neutroni o di una stella di neutroni ed un buco nero,[73][74] ma evidenze forti sono giunte solo nel 2013 con il GRB 130603B,[75][76] confermate nel 2017 con il GRB 170817A.[77][78]

Il modello BdHN unifica i progenitori per entrambe le classi di GRB, ma mentre per gli short gamma-ray burst il meccanismo è quello dell'interazione gravitazionale tra i due oggetti che poi ne produce la fusione (kilonova), per i long gamma-ray burst è rappresentato, oltre che dalla gravità, anche dall' accrescimento ipercritico di massa degli astri e dalla loro distanza orbitale.

I principali modelli: "fireball" e BdHN[modifica | modifica wikitesto]

Il modello tradizionale a "palla di fuoco" o "fireball"[modifica | modifica wikitesto]

Il modello a "palla di fuoco" o "fireball" è quello classico sul fenomeno dei lampi gamma. Esso cerca di spiegare contemporaneamente a diversi elementi quali:

  • le immani energie rilasciate (1044-47 Joule);
  • le potenti radiazioni visibili in tutto lo spettro elettromagnetico;
  • la loro variazione su scale differenti: dai pochi millisecondi dei lampi gamma brevi agli oltre 2 secondi, minuti e persino ore (GRB 11209A) dei lampi gamma lunghi.

Il modello quindi si mostra come versatile, potendo coniugare i diversi elementi.

Esso prevede un motore interno estremo e due tipi di "onde d'urto": onde d'urto interne (internal shock waves) che causano il lampo gamma in senso stretto rilevato nello spettro gamma, e onde d'urto esterne (external shock waves) che spiega il bagliore residuale (afterglow) a lunghezze d'onda progressivamente inferiori, finanche quello visibile. La fase compresa tra il collasso gravitazionale della stella e quella degli shock esterni è nota come prompt, ed è quella maggiormente energetica. Il nome del modello (fireball) suggerisce che il lampo gamma si verifica in una palla di fuoco di energia ultra-relativistica costituita da materiale otticamente sottile con pochissimi barioni. In sostanza, durante il lampo, il motore interno rimane inosservabile a causa dello spessore ottico e della mancanza di un profilo termico dovuto alla compattezza del motore interno. Gli shock interni causano il GRB rilevabile e gli shock esterni formano il bagliore (afterglow) residuo.

Il motore interno[modifica | modifica wikitesto]

La natura del "motore interno" è assolutamente fondamentale. Per poter generare tali energie, esso deve essere un oggetto estremo ed estremamente denso, in grado di proiettare materia a velocità persino relativistiche, e ciò porta ad identificarlo in stelle di neutroni (compresa la variante ancora più estrema della magnetar) e buchi neri. Il modello è abbastanza versatile perché con esso è possibile spiegare tanto i lampi gamma brevi (short gamma ray bursts), prodotti dalla collisione di stelle di neutroni (NS-NS) o una stella di neutroni e un buco nero (NS-BN), quanto i lampi gamma lunghi (long gamma ray bursts), prodotti dal collasso gravitazionale di stelle massicce (in particolare stelle di Wolf-Rayet) e associati al fenomeno delle ipernove-collapsar.

Le onde d'urto interne[modifica | modifica wikitesto]

Sono il meccanismo che produce i potenti raggi gamma associati al lampo. Esse sono spedite dal motore interno a velocità relativistiche (~99% della velocità della luce); onde d'urto multiple di questo tipo, a velocità relativistiche differenti, e loro interazione, convertono l'energia cinetica in raggi gamma ad alta energia che poi si identificano col lampo gamma in senso stretto. L'interazione delle onde d'urto interne produce radiazione di sincrotone ed Effetto Compton.

Le onde d'urto esterne[modifica | modifica wikitesto]

Schema del modello "fireball"

Esse spiegherebbero il bagliore (afterglow) visibile nelle diverse diverse lunghezze d'onda (raggi x, spettro visibile, infrarossi e radio) osservato per la prima volta da BeppoSAX nel 1997. Non sono un ulteriore tipo di shock, ma gli stessi shock interni intesi come progressivamente indeboliti nel tempo e nello spazio mentre si allontanano dal motore interno. La corsa degli shock verso l'esterno fa sì che interagiscano con il mezzo interstellare circostante; essi rallentano e sarebbe proprio questo fenomeno ad innescare l'afterglow osservato nelle diverse lunghezze d'onda. Nonostante siano indeboliti, gli shock sono ancora talmente energetici da generare, attraverso emissione termica causata dall'interazione con gas, nubi molecolari e polvere interstellare, bagliori (afterglow) lunghi e potenti.[20]

Un nuovo paradigma per i GRB lunghi: il modello BDHN[modifica | modifica wikitesto]

Quello che prevede una stella massiccia all'origine dei GRB lunghi è il modello tradizionale, ma alcune ricerche ne modificano nettamente il paradigma prevedendo un sistema binario alla base anche dei GRB lunghi e non più un oggetto soltanto, rappresentato da una stella di grande massa.

Alcune critiche sollevate verso il modello classico associato al fenomeno della collapsar ne sono all'origine; tra le critiche più importanti si rammentino:

Questi ed altri problemi invocati hanno indotto all'elaborazione di un nuovo modello, il modello di un'ipernova binaria (BdHN - Binary Driven HyperNova). Si tratta di un modello versatile, che può anche consentire ulteriori classificazioni dei GRB. Il suddetto, alla cui elaborazione ha avuto un ruolo di primo piano lo scienziato italiano Remo Ruffini, direttore dell'ICRANet, muta lo schema classico che vede tutta l'emissione con un getto relativistico originato da un buco nero rotante di una singola stella massiccia, prevedendo invece uno stadio evolutivo più complesso che coinvolge un sistema binario composto da una stella di carbonio-ossigeno (CO) e da una stella di neutroni (NS) in orbita stretta. Il collasso gravitazionale della stella CO produce una esplosione di supernova che scaraventa violentemente gli strati esterni, dando vita al contempo a una seconda stella di neutroni nel sistema. Il materiale proiettato ad alta velocità dalla supernova avvia un processo di accrescimento ipercritico sulla stella di neutroni compagna, ma anche sulla stella di neutroni nuova.

Il modello BdHN unifica i progenitori per i GRB corti e lunghi; la differenza fondamentale è che nei corti gioca ruolo fondamentale la gravità in quanto induce gli oggetti alla fusione producendo la kilonova, mentre nei lunghi sono essenziali tanto la gravità (che produce la supernova iniziale per collasso gravitazionale), quanto l'accrescimento ipercritico di massa di entrambi gli oggetti nonché la loro distanza orbitale (poiché dalla distanza dipende l'entità dell'aumento di massa durante l'accrescimento e, di conseguenza, anche la natura del secondo oggetto, stella di neutroni o buco nero).

BdHN di tipo I[modifica | modifica wikitesto]

Se l'orbita tra le due stelle di neutroni è ristretta, la stella di neutroni compagna può raggiungere la massa critica per il collasso gravitazionale formando, anche nel giro di pochi minuti, un buco nero. Questi sistemi sono chiamati BdHN Type I. Sono quelli che prevedono, cioè, una stella di neutroni e un buco nero, formatosi dal collasso gravitazionale della NS compagna. Questi sono il tipo di BdHN che rilascia maggiore energia, oltre 1045 Joule di Eiso (energia isotropica).

BdHN di tipo II[modifica | modifica wikitesto]

Se l'orbita è più aperta, invece, la stella di neutroni compagna acquisterà massa, che non sarà sufficiente ad innescare il collasso gravitazionale in buco nero; il risultato sarà solo un'ulteriore NS particolarmente massiccia, dando vita ad un BdHN Type II, costituito da due stelle di neutroni. L'energia rilasciata in Eiso è inferiore a 1045 J.

Le radiazioni visibili nell'afterglow[modifica | modifica wikitesto]

Il "motore interno" rappresentato da un buco nero rotante (buco nero di Kerr) con campo magnetico allineato all'asse di rotazione dà origine - tramite radiazione di sincrotrone - all'emissione in MeV, GeV; l'emissione in TeV è stata osservata finora soltanto nel GRB 190114C; il meccanismo di tale energia per questo GRB fu rinvenuto nell'Effetto Compton. La presenza della nuova stella di neutroni dovrebbe apparire nel bagliore dei raggi X, distinguendo così i contributi del buco nero da quelli della stella di neutroni.[21][93][94][95][96]

Frequenza e potenziali effetti sulla biosfera[modifica | modifica wikitesto]

I lampi gamma possono avere effetti nefasti per la vita sulla Terra. Considerando l'universo nel suo insieme, gli ambienti più sicuri per lo sviluppo e la sussistenza della vita biologica, almeno per quella di cui si ha diretta esperienza sulla Terra, sarebbero le regioni periferiche delle grandi galassie. E nemmeno di tutte: per quel che si sa, la vita, per come è conosciuta, può svilupparsi solo nel 10% di tutte le galassie. Infatti, galassie con z > 0.5 non dovrebbero essere adatte alla vita proprio a causa dell'alto tasso dei GRB.[97][98]

Tutti i lampi gamma osservati fino ad oggi si sono verificati molto oltre la Galassia, e, pertanto, non hanno comportato conseguenze per la biosfera terrestre. Si suppone, però, che se un lampo gamma, la cui emissione di uno dei due fasci fosse diretta verso il pianeta, avvenisse nella Via Lattea entro 5000-8000 anni luce di distanza, gli effetti potrebbero essere devastanti per la vita. Attualmente, i satelliti in orbita rilevano ben un GRB al giorno. Il più vicino mai osservato fu il GRB 980425, con z=0.0085 (130.000.000 anni luce o 40 megaparsec) in una galassia nana di tipo SBc. Rilevato nel 1998, fu di gran lunga meno energetico della media dei lampi gamma e venne associato alla supernova SN 1998bw. Fu anche il primo evento di cui si ebbe evidenza di un'associazione tra un lampo gamma ed una supernova.[99][100][101]

Stimare la frequenza dei GRB è difficile; per una galassia di dimensioni simili a quelle della Via Lattea ci si aspetta un GRB lungo ogni 10.000, 100.000 o persino 1.000.000 di anni.[54][102] Per i GRB corti ci si aspetta un tasso di frequenza simile, anche se non vi sono certezze sul grado di collimazione.[103]

Poiché i GRB sono con ogni probabilità delle esplosioni di raggi gamma che si manifestano come fasci sprigionati in due direzioni opposte, solamente i pianeti lungo la traiettoria di questi dovrebbero essere colpiti dal flusso di radiazioni gamma.[104]

Le conseguenze di un GRB che colpisce la Terra da una distanza ravvicinata sono solo ipotetiche; ma è appurato che eventi fortemente energetici nella Galassia possono influenzare l'atmosfera della Terra.[105]

Immagine asrtistica di un GRB che colpisce la Terra spazzandone via l'atmosfera.

Effetti sulla Terra[modifica | modifica wikitesto]

L'atmosfera terrestre è molto efficiente nell'assorbimento di radiazioni elettromagnetiche anche energetiche, come i raggi-x o gli stessi raggi gamma, che sono le più potenti forme di radiazione. Infatti, si sa che questo tipo di radiazioni di ogni tipo colpiscono il pianeta senza interruzione, naturalmente a livelli del tutto innocui per la vita.

Se un GRB si verificasse entro qualche migliaio di anni luce, la conseguenza più immediata sarebbe l'incremento di radiazione ultravioletta a livello del suolo fino a qualche decina di secondi. Ovviamente, di importanza fondamentale è la distanza del lampo, ma sembra improbabile che possa innescare un effetto catastrofico per tutta la vita sulla Terra.

Gli effetti a lungo termine sono peggiori. I raggi gamma causano reazioni chimiche nell'atmosfera coinvolgendone ossigeno e azoto; il risultato è la produzione di varie sostanze di ossido di azoto. Esse causerebbero effetti pericolosi su tre livelli.

  1. Innanzitutto, ridurrebbero l'ozono, e modelli ne mostrano un decremento a livello globale del 25%-35%, con punte del 75%; l'effetto durerebbe per anni. La conseguenza sarebbe un flusso potente e duraturo di radiazione ultravioletta solare.
  2. In secondo luogo, i diossidi di azoto causerebbero smog fotochimico, che oscurerebbero i cieli, bloccando la luce solare. È chiaro che la fotosintesi ne sarebbe compromessa, anche se l'effetto potrebbe essere minimo, con solo un 1% di riduzione della luce solare, sebbene protratta per molti anni. Tuttavia, l'oscuramento dei cieli potrebbe innescare cambiamenti climatici affini ad un inverno nucleare o da impatto.
  3. In terzo luogo, i diossidi produrrebbero piogge acide. L'acido nitrico è tossico per una varietà di organismi, inclusi anfibi, sebbene i modelli prevedono che i suoi livelli non dovrebbero essere tali da innescare una catastrofe globale; alcuni nitrati, anzi, potrebbero essere persino a beneficio di alcune piante.

In sintesi, un GRB relativamente vicino (migliaia di anni luce) che punti uno dei suoi due fasci direttamente sulla Terra, danneggerà la biosfera a causa dell'incremento dei raggi UV per anni dovuto alla riduzione dell'ozono, ovvero a causa del primo effetto. I modelli mostrano che gli effetti distruttivi di tale incremento possono causare fino a 16 volte i livelli normali di danno al DNA. In realtà, è difficile stabilire le reali conseguenze di un evento tanto potente quanto ipotetico.[25][26]

L'estinzione di massa dell'Ordoviciano-Siluriano causata da un GRB?[modifica | modifica wikitesto]

GRB vicini abbastanza da colpire gravemente la vita sulla Terra potrebbero accadere una volta ogni 5.000.000 di anni circa, sarebbe a dire che, da quando la vita è cominciata, avrebbero potuto colpire il pianeta, teoricamente, circa 1000 volte.

L'estinzione dell'Ordoviciano-Siluriano, accaduta 450.000.000 di anni fa, potrebbe essere stata causata da un lampo gamma. Le specie di trilobiti del tardo Ordoviciano che trascorrevano parte della loro vita nello strato di plancton vicino alla superficie dell'oceano furono molto più colpite rispetto agli abitanti delle acque profonde, che tendevano a rimanere in aree piuttosto ristrette. Ciò è in contrasto con il consueto modello di eventi di estinzione, in cui le specie con popolazioni più diffuse tipicamente se la cavano meglio. Una possibile spiegazione è che i trilobiti rimasti in acque profonde sarebbero stati ben più schermati dall'aumento della radiazione UV associata a un GRB che invece avrebbe colpito principalmente la superficie delle acque e della terraferma. A supporto di questa ipotesi è anche il fatto che durante il tardo Ordoviciano, le specie di bivalvi scavatori avevano meno probabilità di estinguersi rispetto a quelli che vivevano in superficie.[27]

È stato ipotizzato che il Picco del carbonio-14 del 774-775 sia stato provocato da un GRB galattico [106][107]; in alternativa, è proposta la possibilità di un brillamento solare.[108]

GRB notevoli[modifica | modifica wikitesto]

L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999, mostra la coda di emissione ottica del lampo gamma 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.
Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Lista di lampi gamma.

Sono stati rilevati molte migliaia di lampi gamma, 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 lampi gamma.
  • 970508 – Il primo GRB di cui fu misurato il redshift. Con z=0.835, confermò senza ambiguità la natura extra-galattica dei lampi gamma.
  • 980425 – Il primo GRB alla cui rilevazione è stata associata l'osservazione di una supernova (SN 1998bw), fornendo l'intuizione del legame tra lampi gamma 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 lampi gamma 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).[109]
  • 060218 – Il più recente GRB a basso redshift (z=0.033), accompagnato da una supernova.
  • 060505 e 060614 - lampi gamma 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.
  • 080916C – Il GRB più energetico mai osservato, con energia isotropica (Eiso) pari a 8.8 × 1047 Joule, equivalente di circa 4 masse solari o di circa 9000 supernove.
  • 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 finora, rilevato dal LAT (large area telescope) e successivamente da Swift che osservano emissioni di fotoni da 94GeV arrivando a sette sulla scala di magnitudine.
  • 160625B – Il primo GRB ad essere analizzato nel momento della sua rilevazione.
  • 190114C – Il primo GRB di cui fu osservata energia particellare nell'ordine dei Teraelectronvolt (Tev).

Curiosità[modifica | modifica wikitesto]

Il modello BdHN è stato citato nel film "La Corrispondenza", con regia di Giuseppe Tornatore, con Jeremy Irons; la protagonista, Amy Ryan, studentessa di astrofisica, interpretata da Olga Kurylenko, ottiene il dottorato con una tesi proprio sul modello Binary driven HyperNovae.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c d (EN) Kouveliotou, C. et al. (1993), Identification of two classes of gamma-ray bursts, Astrophysical Journal, vol. 413, pag. L101
  2. ^ (EN) Gamma-ray bursts, su imagine.gsfc.nasa.gov. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  3. ^ (EN) Nancy Atkinson, New Kind of Gamma Ray Burst is Ultra Long-Lasting, su Universe Today, 16 aprile 2013. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  4. ^ (EN) J. F. Graham e A. S. Fruchter, The Metal Aversion of LGRBs, in The Astrophysical Journal, vol. 774, n. 2, 23 agosto 2013, pp. 119, DOI:10.1088/0004-637X/774/2/119. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  5. ^ a b (EN) B. Gendre, G. Stratta e J. L. Atteia, The ultra-long Gamma-Ray Burst 111209A: the collapse of a blue supergiant?, in The Astrophysical Journal, vol. 766, n. 1, 5 marzo 2013, pp. 30, DOI:10.1088/0004-637X/766/1/30. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  6. ^ (EN) M. Boër, B. Gendre e G. Stratta, ARE ULTRA-LONG GAMMA-RAY BURSTS DIFFERENT?, in The Astrophysical Journal, vol. 800, n. 1, 4 febbraio 2015, pp. 16, DOI:10.1088/0004-637x/800/1/16. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  7. ^ a b (EN) F. J. Virgili, C. G. Mundell e V. Pal'shin, GRB 091024A AND THE NATURE OF ULTRA-LONG GAMMA-RAY BURSTS, in The Astrophysical Journal, vol. 778, n. 1, 1º novembre 2013, pp. 54, DOI:10.1088/0004-637x/778/1/54. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  8. ^ a b (EN) Bin-Bin Zhang, Bing Zhang e Kohta Murase, How Long does a Burst Burst?, in The Astrophysical Journal, vol. 787, n. 1, 5 maggio 2014, pp. 66, DOI:10.1088/0004-637X/787/1/66. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  9. ^ È opportuno specificare la natura transiente dei lampi gamma quale fenomeno più potente nell'universo. Le esplosioni o eruzioni dei Nuclei Galattici Attivi (AGN) e i "venti" o riflussi provenienti dai nuclei dei quasar, ad esempio, possono essere moltissimi ordini di grandezza più energetici dei lampi gamma, ma la loro energia totale si manifesta nelle decine-centinaia di milioni di anni.
  10. ^ a b c (EN) Gamma Ray Burst Energies | COSMOS, su astronomy.swin.edu.au. URL consultato il 21 febbraio 2021.
  11. ^ a b c (EN) Hiroyasu Tajima, Fermi Observations of high-energy gamma-ray emissions from GRB 080916C, in arXiv:0907.0714 [astro-ph], 3 luglio 2009. URL consultato il 21 febbraio 2021.
  12. ^ a b c d (EN) A. A. Abdo, M. Ackermann e M. Arimoto, Fermi Observations of High-Energy Gamma-Ray Emission from GRB 080916C, in Science, vol. 323, n. 5922, 19 febbraio 2009, DOI:10.1126/science.1169101. URL consultato il 24 febbraio 2021.
  13. ^ Si rimanda al paragrafo "Distanza e scala energetica" per la differenza tra Eiso, Eo e Ey.
  14. ^ a b (EN) Sari, R., Piran, T., Halpern, J. P. (1999), Jets in Gamma-Ray Bursts, Astrophysical Journal, vol. 519, pag. L17-L20
  15. ^ a b (EN) E. S. Rykoff, F. Aharonian e C. W. Akerlof, Looking Into the Fireball: ROTSE-III and Swift Observations of Early GRB Afterglows, in The Astrophysical Journal, vol. 702, n. 1, 1º settembre 2009, pp. 489–505, DOI:10.1088/0004-637X/702/1/489. URL consultato il 24 febbraio 2021.
  16. ^ a b c (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
  17. ^ a b c d (EN) S. B. Cenko, D. A. Frail e F. A. Harrison, THE COLLIMATION AND ENERGETICS OF THE BRIGHTESTSWIFTGAMMA-RAY BURSTS, in The Astrophysical Journal, vol. 711, n. 2, 17 febbraio 2010, pp. 641–654, DOI:10.1088/0004-637x/711/2/641. URL consultato il 21 febbraio 2021.
  18. ^ a b (EN) R. D. Blandford e R. L. Znajek, Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 179, 1º maggio 1977, pp. 433–456, DOI:10.1093/mnras/179.3.433. URL consultato il 22 febbraio 2021.
  19. ^ (EN) R. Penrose, Gravitational Collapse : The Role of General Relativity 1, su www.semanticscholar.org, 2002. URL consultato il 22 febbraio 2021.
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  21. ^ a b (EN) J. A. Rueda, R. Ruffini e Y. Wang, Induced Gravitational Collapse, Binary-Driven Hypernovae, Long Gramma-ray Bursts and Their Connection with Short Gamma-ray Bursts, in Universe, vol. 5, 1º maggio 2019, pp. 110, DOI:10.3390/universe5050110. URL consultato il 21 febbraio 2021.
  22. ^ a b (EN) J. V. Paradijs, P. Groot e T. Galama, Transient optical emission from the error box of the γ-ray burst of 28 February 1997, in Nature, 1997, DOI:10.1038/386686A0. URL consultato il 22 febbraio 2021.
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  24. ^ a b c (EN) Gerald J. Fishman e Charles A. Meegan, Gamma-Ray Bursts, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 33, 1995, pp. 415–458, DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.002215. URL consultato il 22 febbraio 2021.
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  26. ^ a b (EN) Osmel Martin, Rolando Cardenas e Mayrene Guimaraes, Effects of Gamma Ray Bursts in Earth Biosphere, 11 novembre 2009, DOI:10.1007/s10509-009-0211-7. URL consultato il 23 febbraio 2021.
  27. ^ a b (EN) A. Melott, B. Lieberman e C. Laird, Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?, 15 settembre 2003, DOI:10.1017/S1473550404001910. URL consultato il 23 febbraio 2021.
  28. ^ Margherita Hack, 2004, Dove nascono le stelle, p. 145, ISBN 88-200-3625-8
  29. ^ La ricerca per tutti, su www.brera.inaf.it. URL consultato l'8 ottobre 2017.
  30. ^ (EN) Ray W. Klebesadel, Ian B. Strong e Roy A. Olson, Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin, in The Astrophysical Journal Letters, vol. 182, 1º giugno 1973, pp. L85, DOI:10.1086/181225. URL consultato l'8 ottobre 2017.
  31. ^ (EN) Meegan, C.A., et al. (1992), Spatial distribution of gamma-ray bursts observed by BATSE, Nature, vol. 355, pag. 143
  32. ^ 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.
  33. ^ 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.
  34. ^ Maggiori informazioni sulle galassie che ospitano i GRB possono essere trovate sul GHostS database
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