Catturata all’Osservatorio di Montarrenti la controparte ottica del GRB 210420B

27 Maggio 2021 / Commenti disabilitati su Catturata all’Osservatorio di Montarrenti la controparte ottica del GRB 210420B

UAI-Ricerca

Il 20 aprile scorso, un Gamma Ray Burst (GRB) ovvero un fenomeno esplosivo caratterizzato da breve ed intensa emissione di radiazione elettromagnetica gamma, è stato rilevato dal satellite della Nasa Neil Gehrels Swift Observatory in orbita terrestre. Le informazioni elaborate dall’osservatorio spaziale sono state immediatamente trasmesse a Terra per consentire ai ricercatori di osservare, anche nella luce visibile, l’eventuale emissione residua dell’evento denominato GRB 210420B.

E’ quindi iniziata una vasta caccia alla controparte ottica (afterglow) del lampo gamma proveniente dalla costellazione di Ercole, condotta grazie al Gamma-ray Coordinates Network. Dalla Cina al Vecchio Continente passando da Russia, Ucraina e Kazakistan, finanche dall’Antartide. Proseguendo poi dalle Isole Canarie al Messico, sino agli Stati Uniti. Telescopi di grande diametro sparsi in tutto il mondo hanno tentato l’individuazione dell’elusivo evento per poterlo studiare e caratterizzare.

Anche il team dell’Osservatorio Astronomico di Montarrenti (Siena) composto da Simone Leonini, Massimo Conti, Paolo Rosi e Luz Marina Tinajca Ramirez, ha partecipato alla ricerca. Poco dopo la sua rilevazione, è stato infatti possibile puntare il telescopio RC (D=0.53m; f/8.7) a controllo remoto, gestito dall’Unione Astrofili Senesi (UAS), in direzione della sorgente del lampo gamma, interrompendo le attività programmate e continuando ad osservare l’oggetto sino alle prime luci dell’alba.

I dispositivi elettronici dell’osservatorio sono stati in grado di rilevare l’afterglow (Fig. 1) come una nuova sorgente di magnitudine Rc=19.0 +/-0.13 (calibrata con stelle del catalogo USNO-B1). E’ quindi iniziato il follow-up fotometrico attraverso la ripresa di una serie di immagini filtrate che sono state misurate e condivise in tempo reale con il coordinamento mondiale degli osservatori dei GRB tramite le GCN circulars 29851 e 29872.

Durante il corso delle nostre osservazioni, abbiamo registrato un calo di luminosità di ~0.50 mag. Con la collaborazione del Dr. Giacomo Bonnoli del Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA-CSIC), socio UAS e UAI, e di Andrea Lorini (studente della Scuola di Dottorato in Fisica Sperimentale dell’Università degli Studi di Siena) è stato inoltre possibile calcolare il tasso di decadimento del flusso ottico del GRB (Fig. 2) durante il periodo coperto dai nostri dati, pari ad α=0.85+/-0.26. Questo valore è compatibile con le osservazioni, approssimativamente contemporanee, elaborate dall’ Astronomical Institute Ondrejov (Prague, Czech Republic – GCN 29866), dal TLS Tautenburg (Tautenburg, Germany – GCN 29863, 29890) e con il tipico andamento medio dell’afterglow (Nousek et al. 2006; Zhang et al. 2006).

L’evento cataclismico osservato è riconducibile ad una esplosione associata alle fasi finali del ciclo vitale di una stella, dalla massa che può essere 30-40 volte quella del Sole, che collassa in un buco nero. Il materiale residuo della stella viene espulso attraverso un getto che viaggia ad una velocità prossima a quella della luce, che può “bucare” la stella e produrre il lampo gamma che possiamo osservare solo se l’emissione avviene in direzione della Terra. Perchè il getto possa emergere, è necessario liberare in pochi secondi una grandissima quantità di energia, più di quella emessa dal Sole nel corso della sua intera esistenza di 10 miliardi di anni. Per questo motivo, i lampi gamma sono considerati per qualche momento le esplosioni più potenti dell’Universo dopo il Big Bang.

Questa catastrofica esplosione li rende potenzialmente pericolosi per la vita, tanto da poter essere ritenuti una delle possibili spiegazioni dell’estinzione di massa avvenuta sulla Terra 450 milioni di anni fa, 200 milioni di anni prima dell’era dei dinosauri. Fortunatamente i lampi gamma sono piuttosto rari e la probabilità che ne accada uno, con getti orientati in una qualsiasi direzione nella nostra galassia è circa di una ogni milione di anni, mentre significativamente più bassa è la probabilità che ne avvenga uno orientato verso la Terra.

Grazie al Gran Telescopio Canarias, uno dei più grandi telescopi ottici al mondo con i suoi oltre 10m di diametro, è stato possibile ottenere uno spettro dell’afterglow. Sono state osservate deboli righe in assorbimento (FeII, MgII e MgI) caratterizzate da uno spostamento comune verso il rosso (redshift) di z=1.400, interpretate come prodotto dell’interazione della radiazione emessa dall’afterglow con il mezzo interstellare nella galassia “ospite” della stella esplosa. Di conseguenza, è stato possibile determinare che la luce di questa immensa deflagrazione cosmica ha viaggiato per circa 9,5 miliardi di anni, alla velocità di 300.000 chilometri al secondo, prima di raggiungere il nostro pianeta. Quando GRB 210420B si è originato, la Terra ed il Sistema Solare ancora non si erano formati e l’Universo aveva poco più del 30% della sua attuale età.

La flebile luce che dopo un incredibile viaggio ha raggiunto gli strumenti dei ricercatori senesi, consentirà alla comunità scientifica internazionale di cogliere una rara opportunità per indagare un Universo ancora adolescente, ricostruendo la storia della sua evoluzione fino ad ere ben più antiche di quanto normalmente sia possibile fare, utilizzando i lampi gamma come vere e proprie macchine del tempo.

Simone Leonini

 

Fig. 1. Controparte ottica del GRB 210420B
ripresa con il telescopio da 0.53m dell’Osservatorio Astronomico di Montarrenti (Siena).

 

Fig. 2. Grafico dell’andamento temporale della densità di flusso in banda ottica Rc per l’afterglow di
GRB 210420B osservata da Montarrenti a poche ore dall’evento. Sono indicati sull’asse orizzontale il tempo trascorso dall’innesco del lampo sia in ore (scala superiore) che in secondi (scala inferiore); lungo gli assi verticali sono riportate sia la magnitudine Rc misurata (asse destro) che la corrispondente densità di flusso alla lunghezza d’onda efficace del filtro (640 nm). Il flusso osservato evolve tipicamente con una legge di potenza, F=ktα. Nella rappresentazione logaritmica adottata, il tasso di decadimento è dato dal coefficiente angolare della retta di best fit alle misure.