Ridefinire i limiti: scoperta di fotoni ad altissima energia da un GRB e conferma di un nuovo processo fisico
Le esplosioni cosmiche chiamate lampi gamma (γ), sono gli eventi esplosivi più energici dell'Universo. Le osservazioni dell'emissione di energia estremamente elevata da due raggi gamma, forniscono un nuovo modo di studiare queste gigantesche esplosioni
“Davvero emozionante vedere una copertura così ampia, a livello internazionale, della scoperta realizzata da MAGIC! Perchè di una scoperta si tratta: non è solo la prima rivelazione del segnale più energetico mai visto da un lampo gamma (un gamma-ray burst) ma è soprattutto la conferma osservativa di una nuova componente, di un nuovo processo fisico alla base di questo segnale. Come sempre i teorici, alcuni, lo avevano previsto, ma solo MAGIC lo ha chiaramente rivelato. Con un lungo lavoro di preparazione durato anni, una determinazione e una costanza che mi rende orgoglioso di essere parte di questa collaborazione!”
Così commentava sui social Antonio Stamerra, vice portavoce della collaborazione MAGIC dopo l’annuncio.
Le esplosioni astrofisiche note come lampi-γ (gamma-ray burst, GRB) possono rilasciare in un secondo la quantità di energia che il Sole produrrà durante la sua intera vita.
L’emissione da GRB copre un ampio intervallo dello spettro elettromagnetico e avviene in due fasi: la fase di emissione rapida e la fase di afterglow. Si ritiene che il principale meccanismo di emissione sia la radiazione di sincrotrone, per cui la rotazione degli elettroni energetici attorno alle linee del campo magnetico rilascia fotoni. Fino ad ora, le emissioni dai GRB sono state osservate solo a energie inferiori a 100 gigaelectronvolts (GeV). Ma tre nuovi studi pubblicati su Nature riportano le osservazioni di raggi gamma ad energie superiori a 100 GeV da due GRB luminosi, denominati GRB 190114C e GRB 180720B.
La collaborazione MAGIC ha rivelato fotoni gamma di energia fino al teraelettronvolt (1 TeV è 10^3 GeV) da GRB 190114C, usando i telescopi MAGIC a La Palma, in Spagna. I primi fotoni sono stati rivelati circa un minuto dopo che l’esplosione ha innescato i due rivelatori di GRB nello spazio: il Burst Alert Telescope a bordo del satellite Swift e il Gamma-ray Burst Monitor a bordo del satellite Fermi, entrambi della NASA.
I fotoni ad alta energia hanno continuato letteralmente a piovere sui telescopi MAGIC per circa 20 minuti, con il flusso che è diminuito rapidamente durante questo periodo. La collaborazione MAGIC e i loro colleghi hanno rivelato questo GRB utilizzando diversi altri telescopi terrestri e spaziali. Se combinato con i dati MAGIC, questo ricco set di dati ha permesso agli autori di modellare l’evento in modo completo e studiare come è stata prodotta l’emissione TeV.
Abdalla et al. hanno rivelato fotoni di energie superiori a 100 GeV (ma inferiori a 1 TeV) da GRB 180720B, utilizzando la matrice dei telescopi High Energy Stereoscopic System (HESS) in Namibia.
Sebbene questi fotoni fossero di energia inferiore e in numero inferiore rispetto a quelli osservati dal GRB 190114C, sono stati rivelati nella fase avanzata dell’afterglow (10 ore dopo l’attivazione del GRB per una durata di 2 ore).
Il flusso e l’energia massima dell’emissione del lampo si riducono nel tempo, a causa della decelerazione dei getti: i due canali collimati e stretti, diretti in senso opposto, attraverso i quali viene rilasciata la maggior parte dell’energia esplosiva di un GRB. Di conseguenza, anche la rivelazione di tali fotoni ad alta energia nella fase avanzata dell’afterglow è rivoluzionario.
Gli osservatori MAGIC e HESS utilizzano entrambi una serie di telescopi ottici chiamati telescopi per imaging Cherenkov atmosferico (IACT), progettati per rilevare i raggi γ nell’intervallo di energia molto elevata (approssimativamente da 30 GeV a 100 TeV). Più precisamente, gli IACT rivelano la luce (nota come radiazione di Cherenkov) che viene prodotta quando tali raggi γ colpiscono l’atmosfera terrestre e producono una pioggia di particelle cariche. Queste strutture funzionano da oltre un decennio.
I GRB, in quanto esplosioni più potenti dell’Universo, sono stati uno dei principali obiettivi osservativi, ma fino ad ora avevano eluso la rivelazione. I risultati attuali rappresentano quindi un trionfo per questi osservatori.
Figura 1: a ) Tre articoli riportano il rivelamento di radiazioni ad alta energia da esplosioni astrofisiche note come esplosioni di raggi γ (GRB). Si pensa che l’energia esplosiva di un GRB sia incanalata in due getti stretti. L’emissione del fotone avviene in due fasi: la fase di emissione rapida e la fase di afterglow. Nella fase di afterglow, si ritiene che i fotoni a bassa energia siano generati da un meccanismo chiamato radiazione di sincrotrone. Si ritiene che i fotoni ad alta energia siano prodotti principalmente attraverso un processo chiamato Synchroton-self Compton (SSC), in base al quale la dispersione di fotoni di sincrotrone dagli elettroni energetici fornisce ai fotoni un aumento di energia; b) Una previsione chiave del meccanismo SSC è che dovrebbero esserci due “gobbe” nella distribuzione spettrale di energia dello spettro dell’afterglow: uno corrispondente ai fotoni sincrotrone e l’altro ai fotoni SSC . I risultati dei tre articoli dimostrano fermamente l’esistenza di tale componente SSC.
Le scoperte sono anche un trionfo per le teorie GRB. Teoricamente, ci sono tre meccanismi attraverso i quali i raggi γ ad alta energia possono essere prodotti durante la fase di afterglow:
La prima è la radiazione di sincrotroneproveniente dagli elettroni accelerati dallo shock esterno, l’onda d’urto che si genera quando la materia esplosa si scontra con il gas interstellare circostante. Questa componente di emissione ha un’energia massima che dipende solo dal fattore di Lorentz della materia espulsa (un parametro che indica la velocità con cui si muove lo shock esterno). Per raggiungere energie superiori a 100 GeV, il fattore di Lorentz deve essere maggiore di circa 1.000, che è solo marginalmente possibile. Le osservazioni mostrano che il fattore di Lorentz dei getti GRB è di solito poche centinaia durante la fase di emissione rapida e diminuisce nel tempo durante la fase di afterglow.
Il secondo meccanismo di radiazione ad alta energia è la radiazione di sincrotroneda protoni accelerati dallo shock esterno del GRB. Questa componente di emissione può, in linea di principio, contenere raggi γ TeV. Tuttavia, poiché i protoni emettono in maniera molto meno efficiente degli elettroni, le condizioni per rendere dominante questo meccanismo sono piuttosto impegnative.
Infine, il terzo meccanismo si chiama synchrotron self-Compton (SSC), per cui gli stessi elettroni accelerati che emettono fotoni sincrotrone possono disperdere alcuni di questi fotoni, risultando in fotoni con energie superiori a 100 GeV (Fig. 1a). Per i tipici parametri fisici dello shock, dedotti dai modelli di afterglow di altri GRB, si prevede che il meccanismo SSC dovrebbe di solito essere il modo principale in cui vengono prodotti i raggi γ ad alta energia. Una previsione chiave del meccanismo SSC è che dovrebbero esserci due “gobbe” nella distribuzione spettrale di energia dello spettro dell’afterglow (Fig. 1b). Tale struttura a due gobbe è stata comunemente osservata per i getti ad alta energia espulsi da buchi neri supermassicci noti come blazar, e la stessa struttura è attesa anche per i GRB. Precedenti osservazioni di lampi di GRB ad alta energia che utilizzavano il telescopio gamma a bordo del satellite Fermi, non avevano dimostrato in modo convincente l’esistenza di una seconda gobba nelle distribuzioni di energia spettrale. Tuttavia, alcune evidenze erano state invece raccolte su GRB 130427A.
Le osservazioni a lunghezza d’onda multipla di GRB 190114C ottenute dalla collaborazione MAGIC e dai colleghi hanno stabilito saldamente, per la prima volta, l’esistenza del componente SSC in un afterglow GRB. Questa conclusione è stata confermata mediante dei modelli indipendenti da altri gruppi. La presenza della doppia gobba è meno chiara nella distribuzione spettrale di energia ottenuta da Abdalla et al. per GRB 180720B. Tuttavia, nella fase afterglow avanzata, la radiazione di sincrotrone di elettroni non può produrre fotoni di energie superiori a 100 GeV, a meno di introdurre meccanismi esotici di accelerazione delle particelle. Di conseguenza, il meccanismo SSC è la spiegazione preferita per la distribuzione spettrale di energia osservata.
Perché ci è voluto così tanto tempo per rivelare questa nuova componente spettrale, comunque prevista teoricamente?
L’osservazione di un GRB da parte di un IACT richiede che il lampo gamma sia luminoso (per produrre un numero sufficiente di fotoni ad alta energia) e vicino (per evitare l’assorbimento dei fotoni da parte della radiazione infrarossa di fondo nell’Universo). Inoltre, il telescopio deve avere le condizioni osservative ottimali. Ad esempio, un determinato GRB non verrebbe rivelato da un IACT se l’evento si verificasse durante il giorno, in caso di maltempo o in una zona del cielo non accessibile dal telescopio.
Tuttavia, i risultati rivoluzionari riportati negli articoli attuali suggeriscono come, con dedizione e probabilmente un po’ di fortuna, si può fare una scoperta rivoluzionaria.
Ora che fotoni di energia superiori a 100 GeV sono stati rivelati dai GRB, si prevede che tali rivelazioni diventeranno di routine in futuro, in particolare con le operazioni complete degli IACT disponibili e degli osservatori che utilizzano altre tecniche di rivelamento, come l’High- Altitude Water Cherenkov Observatory in Messico.
Il settore di studio dei GRB e della radiazione gamma trarrà inoltre enormi vantaggi quando entreranno in operazione nuove strutture, come il futuro Cherenkov Telescope Array internazionale e Large High Altitude Air Shower Observatory di Daocheng, in Cina.
Come la storia ha ripetutamente dimostrato, l’apertura di una nuova finestra spettrale nella ricerca GRB rivela sempre molti tesori, pronti ad essere estratti dai ricercatori. Questa finestra spettrale alle massime energie non sarà diversa e potrebbe essere ancora più gratificante.
Nature 575, 448-449 (2019)
doi: 10.1038/d41586-019-03503-6 “Extreme emission seen from γ-ray bursts”
