Il Progetto GROAR

Osservazione degli afterglow di Gamma Ray Burst da Campo Imperatore

Telescopio Iniziato Terminato
AZT-24 + Schmidt Dic 2000 2003

INTRODUZIONE
Lo scopo del progetto è di osservare nelle bande del vicino infrarosso (NIR) i Gamma Ray Burst (GRB) individuati dal satellite HETE2 alla ricerca di eventuali afterglow e, se trovati, di eseguire fotometria NIR a partire dagli istanti iniziali e fino al limite di detezione dello strumento. L'obiettivo è di ottenere un tempo di reazione inferiore ai 10 minuti rispetto ai trigger che vengono inviati automaticamente per e-mail dal centro di controllo del satellite.

L'utilizzo delle bande infrarosse è di fondamentale importanza nello studio del fenomeno dei GRB poiché permette di studiare la fisica dei GRB stessi e dell'ambiente nel quale avvengono. Attualmente ci sono ancora molto pochi dati IR circa gli afterglow dei GRB e tutti i sistemi a risposta rapida, realizzati per essere guidati direttamente dai trigger provenienti dal satellite HETE2, lavorano alle lunghezze d'onda della luce visibile.

LO SCOPO SCIENTIFICO
La natura dei Gamma-Ray Burst (GRB) ha rappresentato un problema per l'astrofisica moderna fin dalla loro scoperta nei tardi anni sessanta (Klebesadel et al., 1973, ApJL, 182, L85). Successivamente il satellite BeppoSAX ha permesso importanti progressi grazie alla sua capacità di individuare i burst con una precisione di 1-3 arcmin entro poche ore dall'evento (una cosa impossibile prima di allora) e ha portato alla scoperta del primo afterglow nei raggi X (Costa et al., 1997, Nat., 387, 783) e conseguentemente del primo afterglow ottico (Van Paradijs et al., 1997, Nat., 386, 686) di un GRB. L'uso della spettroscopia ottica ha poi permesso di misurare il primo redshift (Metzeger et al., 1997, Nat., 387, 378) provando quindi la natura cosmologica del fenomeno. In generale un grande progresso nello studio dei GRB è stato ottenuto proprio grazie all'analisi a diverse lunghezze d'onda degli afterglow.

Nonostante questi successi, la natura e la fisica del fenomeno dei GRB sono ancora attivamente dibattute. I modelli teorici più discussi per i GRB considerano scenari largamente differenti sia in termini di progenitori che di ambiente circostante.
Per esempio, se il GRB è generato dall'unione di due stelle di neutroni o da una di queste con un buco nero (Meszaros & Rees, 1997, ApJ, 482, L29) allora l'esplosione dovrebbe avvenire molto lontano dal luogo dove i progenitori si sono formati e più probabilmente in un mezzo di bassa densità. Al contrario se il GRB è originato da una Ipernova (Paczynski 1998, ApJ, 494, L95), poiché il progenitore sarebbe una stella rotante di altissima massa, l'esplosione dovrebbe avvenire in un mezzo interstellare di alta densità, probabilmente una regione di formazione stellare. Nel caso invece di una SupraNova (Vietri & Stella, 1998, ApJ, 507, L45) un'esplosione di supernova precederebbe di pochi mesi l'evento del GRB arricchendo di materiali lo spazio circostante.
Recentemente l'individuazione di righe di emissione e assorbimento nello spettro X di alcuni GRB suggerisce la presenza di un mezzo denso attorno alla regione del burst (Antonelli et al, 2000, ApJL, 495; Piro et al., 2000, Sci., 290, 955; Amati et al., 2000, Sci., 290, 953). Dunque le osservazioni nel vicino infrarosso sono estremamente importanti per accertare se il burst avviene nel mezzo denso di una regione di formazione stellare o anche nel materiale eiettato da una supernova. Un contributo importante nell'infrarosso potrebbe però essere dovuto anche alla decelerazione dell'onda d'urto in un mezzo interstellare denso. La presenza di un afterglow infrarosso e la mancanza del corrispondente ottico, come nel caso del GRB990705 (Masetti et al., 2000, A&A, 355, 454), potrebbe suggerire l'esistenza di un mezzo di alta densità. Un'altra indicazione della presenza di un mezzo denso può essere trovata nella precoce diminuzione di luminosità come previsto (Dai & Lu, 1999, ApJ, 519, L155) ed osservato nel caso del GRB990705 (Masetti et al., 2000), nel caso del GRB990123 (Castro-Tirado et al.,1999, Sci.,283,2069) e GRB990510 (Stanek et al.,1999, ApJL, 522, 39) e GRB000315c (Jensen et al., 2000, astro-ph/0005609). Inoltre, l'individuazione sia di un afterglow ottico e sia di uno NIR e il loro studio, può aiutarci a comprendere meglio la fisica che sta alla base di questi fenomeni attraverso la distribuzione di energia nello spettro e la successiva evoluzione (Galama et al., 1998, ApJ, 500, L97), fornire importanti indizi sulla natura tipo jet o sferica (Sari et al., 1999, 519, L17), e dare indicazioni sull'assorbimento da parte del mezzo circostante (Dai & Lu, 1999).

La precisione delle coordinate fornite con i trigger sta per essere notevolmente migliorata rispetto a quelli di BeppoSAX dall'avvio delle operazioni del satellite HETE2 (lanciato a Ottobre 2000). Questo satellite produrrà trigger di GRB con un'acuratezza tra 10 arcsec e 10 arcmin in tempo reale. Posizioni più rifinite, 10-2 arcsec di raggio dipendentemente dall'intensità del burst, saranno disponibili dopo pochi minuti.
HETE2 inoltre distribuirà le coordinate dei GRB direttamente attraverso la rete GCN, cosa che permetterà osservazioni più veloci ed accurate con i telescopi a terra, svelando i primi stadi dell'evoluzione degli afterglow dei GRB.

PERCHÈ CAMPO IMPERATORE
E' chiaro che la risposta rapida e la facilità di accesso più che la dimensione del telescopio sono la chiave per uno studio di successo nell'ottico e nell'infrarosso da terra dei GRB. In questo senso l'AZT-24 è lo strumento ideale per lo scopo. L'AZT-24 è uno dei pochi telescopi operanti nell'infrarosso nell'emisfero settentrionale e la sua posizione geografica (latitudini intermedie) permette di seguire i GRB scoperti nell'intervallo di declinazioni tra -30 e +90.
La fattibilità dell'uso del telescopio AZT-24 da Campo Imperatore per lo studio dei GRB è già stato dimostrato. Sei circolari GCN (numeri 229, 232, 708, 719, 729, 816) e alcuni lavori (incluso il recente "IR and Optical observations of GRBs from Campo Imperatore" congresso Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era: 2nd workshop di Roma - Ott 2000) sono i risultati di oltre un anno di lavoro con i trigger del satellite SAX.

Il telescopio Schmidt condivide alcuni dei vantaggi dell'AZT-24 per quel che riguarda l'accessibilità e la rapidità di risposta ed ha un punto di forza nel suo rapido rapporto focale. Le sue ottiche f/3 e il ridotto campionamento sul sensore CCD sono perfettamente adatti a veloci esposizioni per otttenere curve di luce con una elevata risoluzione temporale almeno durante la prima notte.

Questo progetto si rivelerà inoltre estremamente utile in relazione alle future missioni spaziali internazionali dedicate ai GRB nelle quali la comunità italiana è fortemente coinvolta (p.e. SWIFT). Le competenze scientifiche e tecniche acquisite sul followup infrarosso dei GRB risulteranno anche utili per futuri e più impegnativi progetti.

LA FATTIBILITÀ TECNICA
L'AZT-24 è lo strumento ideale per la scoperta e il followup dei GRB. L'elevata automazione dell'intero sistema garantirà un intervento affidabile e veloce. Il campo di vista dello strumento di circa 4.4'x4.4' è adatto alla ripresa dell'area di errore tipica attesa dai trigger del satellite HETE2.
Le osservazioni verranno avviate per tutti i trigger in posizione osservabile, questo corrisponderebbe a circa 25 eventi per anno secondo le statistiche previste. Poiché in circa metà dei trigger è probabile trovare un afterglow, ci aspettiamo di poter lavorare su circa un afterglow per mese. Sarà di capitale importanza sfruttare le chance osservative che si presenteranno nei prossimi sei mesi.

Abbiamo realizzato una Fast Alert MachinE (FAME) che attiverà lo staff osservativo entro pochi secondi attraverso vari mezzi (telefono, fax, SMS, allarmi acustici, mail, ...). Prevediamo che sarà possibile ottenere il puntamento del telescopio sulla regione di interesse in circa 10 minuti dal trigger. Per ottenere questo risultato abbiamo preparato una procedura operativa che deve essere rigorosamente seguita dallo staff presente in osservatorio (tra l'altro è previsto di integrare la normale presenza di personale con personale specifico).
Ogni osservatore, adeguatamente preparato, avrà a disposizione un manuale per gestire l'osservazione e per minimizzare i tempi morti.

In generale, per ogni burst abbiamo bisogno all'inizio di alcune immagini (usando i filtri J, H e K oppure solamente J e K dipendentemente dall'osservabilità) con tempi di posa adatti a coprire un intervallo di magnitudini tra 7 e 15 nelle fasi iniziali (entro la prima ora dal burst).
La ricerca avverrà su queste immagini grazie alle capacità di processamento in tempo reale che sono in fase di implementazione. Per effettuare il confronto verranno utilizzate le immagini del Palomar e, se disponibili, quelle della 2MASS.
Il resto dell'osservazione dipenderà dai primi risultati fotometrici ottenuti sull'afterglow e verrà pianificato per mezzo di procedure elaborate sulla base delle conoscenze relative al comportamento tipico di questi oggetti.

Come seconda priorità è previsto l'utilizzo del telescopio Schmidt per ottenere osservazioni nelle bande ottiche. In particolare stiamo lavorando su un tool fotometrico veloce da utilizzare durante le prime fasi ed operante almeno nelle bande B, V ed I con un campionamento di pochi minuti.

LE PERSONE