GAMMA RAY BURST

Distribuzione e luminosità dei GRB

La prova più diretta della distribuzione spaziale tridimensionale delle sorgenti di gamma ray burst viene dalla distribuzione nel cielo e dalle intensità rilevate. Il primo valore fornisce due delle coordinate nella distribuzione spaziale, l'intensità, invece, dipendendo dalla funzione della luminosità e dalla distribuzione radiale, ed essendo il primo di questi fattori sconosciuto, può solo fornire un vincolo alla possibile distribuzione spaziale delle sorgenti di gamma burst.

Allora non possiamo sapere quanto siano lontano queste sorgenti ? Attualmente no, non con certezza assoluta. Dai primi anni settanta apparve chiaro che i burst provenivano da tutte le direzioni del cielo senza alcuna preferenza, la loro distribuzione è quindi isotropa. Poiché altri aspetti di questi fenomeni (come la rapidità con cui raggiungono i valori più elevati, inferiori ad 1 ms in alcuni casi, e l'alta energia dei fotoni) sembravano associabili all'origine in una stella di neutroni, la maggior parte del mondo scientifico riteneva antecedentemente al 1991 che i gamma burst provenissero da stelle di neutroni galattiche e che, semplicemente, gli strumenti non avessero la sensibilità necessaria ad investigare in profondità in direzione del centro e del piano galattici.

Dal 1991 però, il Burst and Transient Source Experiment (BATSE) a bordo del Compton Gamma Ray Observatory ha registrato quasi un evento al giorno e confermato l'estrema isotropia degli stessi (nella figura in alto la mappa delle prime 921 sorgenti rilevate). Si è ritenuto quindi che se realmente le stelle di neutroni galattiche fossero state le fonti dei burst, il BATSE avrebbe dovuto poter osservare sufficientemente lontano da presentare nel grafico una distribuzione più schiacciata sul piano galattico che non sferica. Un'altro dato viene dal numero di sorgenti rilevate per un determinato flusso. Se l'universo fosse euclideo e le sorgenti distribuite uniformemente, ad una distanza r dovremmo trovare un numero di sorgenti proporzionale a r³ e le sorgenti più deboli avrebbero un flusso proporzionale a 1/r². Così, in un universo euclideo con sorgenti distribuite uniformemente e di pari luminosità intrinseca e tracciando un grafico con in ascissa il logaritmo del flusso S ed in ordinata il logaritmo di N, noto come grafico logN-logS, la retta risultante assumerebbe una pendenza di -3/2 (legge di potenza), Nei flussi più energetici c'è la corrispondenza tra il calcolo e l'osservazione ma ai flussi più deboli la pendenza diminuisce progressivamente fino ad assumere il valore -0,8 ai flussi minimi rilevabili dal BATSE.

Ma che cosa significa tutto ciò ? Che le emissioni più deboli, che corrisponderebbero alle distanze maggiori nel caso la luminosità intrinseca fosse costante, hanno un limite inferiore nella loro distribuzione cioé la regione da cui vengono emessi ha un limite. Per esempio, se le sorgenti fossero distribuite in un piano ristretto anziché una sfera, la quantità aumenterebbe con il quadrato della distanza e la retta assumerebbe una pendenza diversa (legge di potenza alla -1), se fossero distribuite su una linea, il valore della pendenza salirebbe a -0,5. Anche se la distribuzione fosse sferica, la pendenza diminuirebbe se le sorgenti fossero meno dense all'aumentare della distanza oppure il flusso diminuirebbe più velocemente che dell'inverso di 1/r².

A causa dell'isotropia nella distrribuzione, sono in molti a ritenere che i gamma ray burst abbiano origine a distanze cosmologiche, tipicamente a redshift z=1, poiché il redshift diminuirebbe del flusso esattamente nel modo previsto dal grafico logS-logN.