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ICRANet Newsletter

2014
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Mai/Juin



Supernovae, gamma-ray bursts and induced gravitational collapse
Workshop in Les Houches (France)

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La conférence promue par ICRANet dans le cadre du programme doctoral International d’Astrophysique Relativiste (IRAP Ph.D.), co-parrainé par le programme Erasmus Mundus de la Commission européenne et par le programme CAPES-ICRANet co-organisé par Pascal Chardonnet, Georges Meynet et Remo Ruffini, a eu lieu aux Houches, France, du 11 au 16 mai 2014. Des nouveaux importants résultats y ont été obtenus à propos de l’origine des sursauts gamma très énergétiques (1052–1054 erg) associés à des supernovae (SN) mais aussi à propos des mécanismes d’émission et des implications de cette classe de GRBs en cosmologie. Les sursauts gammas sont des bouffées de rayons gamma observés quotidiennement. Ce sont les événements les plus énergétiques de l'univers, en quelques secondes ils émettent autant d’énergie sous forme de rayon gamma que tous les autres corps célestes réunis, en considérant toutes les bandes du spectre électromagnétique (des ondes radio aux rayons gamma). Les GRBs sont associés à la formation d'un trou noir. Ils sont définis comme «long» quand ils durent plus de 2 secondes, et "court" dans les autres cas. Certains des GRB «long» semblent également être associés à des supernovae (SNE), les explosions correspondant aux phases finales de la vie des étoiles massives. L'association entre les sursauts gamma et les supernovae, dans le cas de sursauts gamma avec une énergie totale émise supérieure à 1052 ergs (soit deux cent millions de fois plus grande que l'énergie rayonnée par toutes les étoiles de notre Galaxie en une seconde), peut être expliquée dans le paradigme Effondrement Gravitationnelle Induit (EGI), d'abord introduit par le professeur R. Ruffini et collaborateurs en 2001 et plus tard revisité pendant le 10éme Marcel Grossmann Meeting qui s'est tenue à Berlin en 2006. Le système à l’origine de la connexion GRB-SN est supposé être un système binaire serré composé d’un noyau évolué (principalement formé de fer, de carbone et d'oxygène, donc nommé "FeCO") d'une étoile massive au bord de produire une explosion SN et d’une étoile de neutrons (NS). Ces régimes spéciaux sont nommés "binaire conduit hypernovae" (BdHNe).


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De primaire importance ont été les participations de Professeur Christopher L. Fryer, du laboratoire national de Los Alamos, venus aux Houches spécifiquement pour l'école, et de Mackenzie Warren, de l'Université de Notre Dame à South Bend (Indiana, États-Unis), qui ont montré les progrès importants de l'application au paradigme CIG des codes numériques dédiés aux SN développés depuis de nombreuses années à Los Alamos par Chris Fryer et David Arnett et par Jim Wilson à Livermore, plus tard étendu à l'Université de Notre Dame par Grant Mathews. La réunion a également été enrichi par l'observation du GRB 140512A le 12 mai, détectée par les satellites Swift et Fermi. L'ensemble du groupe de recherche de ICRANet a démontré l'application directe de leur modèle pour l'étude des GRB jour après jour. Giovanni B. Pisani et Ana Virginia Penacchioni ont même été en mesure de prédire le redshift compris entre 0,6 et 1,1 en appliquant le premier principe de la théorie, redshift confirmé plus tard le 19 mai par le télescope NOT dans les îles Canaries : z = 0,725. La photo ci-dessus montre le groupe des professeurs et d’étudiants à coté des predictions sur le tableau. L'école a particulièrement été animée par la présentation des résultats de nombreux étudiants sous la direction de la Faculté ICRANet (C.L. Bianco, L.Izzo, J. Rueda, S.-S. Xue) et collaborateurs scientifiques : Prof. Massimo Della Valle, directeur de l'Observatoire de Naples, et Aleksei Aksenov de Moscou. En particulier, L. Izzo a montré la possibilité que les systèmes à l’origine du BdHNe soient à très grand redshift (z = 8.2, grosso modo 650 millions d'années après le Big Bang), avec des conséquences très importantes du point de vue cosmologique, c'est à dire la possibilité d'utiliser les sursauts gamma comme indicateurs de distance et de tester la population stellaire à grand redshift. D'autres résultats importants ont été présentés par Marco Muccino et Yu Wang, les doctorants de l'Ecole doctorale IRAP, le tout sous la supervision du professeur Remo Ruffini. L'analyse sur le BdHN prototype, GRB 090 618 [Ruffini et al. A & A (2014); voir ci-dessous], a mis en évidence que que les rayons X emis proviennent de l'éjecta de la SN, plutôt que du sursaut gamma. Cet aspect se traduit par la présence d'une structure et d’un comportement de puissance de l'ordre fin commune dans les luminosités des rayons X de tous les BdHNe [Pisani et al. A & A (2013)], et qui semble apparaitre à d’autres frequences : optique, radio et gamma. [Ruffini et al., ApJ soumis (2014)].

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In the paper by Rueda and Ruffini, Astrophysical Journal Letters (2012), 758, L7 it has been described the rapid evolutionary sequence of these systems, which consists of four distinct emission episodes, observed in the prototypical source GRB 090618 and described in the paper by Izzo, Rueda and Ruffini, Astronomy & Astrophysics Letter (2012). A brief summary of this time sequence is outlined: Episode 1 corresponds to the FeCO core explosion as a SN, with the consequent birth of a new NS (named ν-NS) as the remnant; part of the SN ejecta triggers an accretion process onto the NS companion, and a prolonged interaction between the ν-NS and the NS binary companion occurs. Episode 2 corresponds to the actual GRB; it occurs when the companion NS reaches its critical mass and gravitationally collapse to a black hole. Episode 3, observed in the X-rays, corresponds to an emission with a very precise behavior in time, consisting of a steep decay, starting at the end point of Episode 2, and then a shallow decay phase (or a plateau), followed by a late common power-law decay. Episode 4 corresponds to the optical SN emission occurring after ~10–15 days in the source cosmological rest frame.

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In the paper by G.B. Pisani, L. Izzo, R. Ruffini, C.L. Bianco, M. Muccino, A.V. Penacchioni, J.A. Rueda, and Y. Wang, Astronomy & Astrophysics Letter (2013), 552, L5, it has been pointed out the most striking feature of these BdHNe: the common behavior in their late Episode 3 emission. No matter what is the total energetics of the whole event, the duration of Episode 1 and 2, or the distance from the observer of these systems, when we compute the amount of energy emitted per unit of time (luminosity) in a common energy band, the late Episode 3 emission at times larger than 104 s follows the same behavior in time and luminosity, providing a perfect overlap. This feature, in principle, would make these sources a possible distance indicator and suggests that the underlying physical mechanism must be the same in all of them.
In the recently published work by R. Ruffini, M. Muccino, C. L. Bianco, M. Enderli, L. Izzo, M. Kovacevic, A.V. Penacchioni, G.B. Pisani, J.A. Rueda, Y. Wang, 2014, Astronomy & Astrophysics, 565, L10, which is the subject of these highlights, we report the first attempt to give a global physical insight on the origin of Episode 3. One of the results of this work concerns the size of the emitting region where the Episode 3 originates, inferred from the analysis of the prototypical BdHNe, GRB 090618. During the steep decay phase of its Episode 3, a thermal component has been observed in the X-rays. Beyond its very physical meaning, a thermal spectrum is the only emission model which can provide a direct estimate of the size of the emitting region. In the present case it has been inferred the initial size of the source of ~1013 cm, which expands at 0.9 times the speed of light c. This represents the evidence that Episode 3 X-ray luminosity of these sources originates from the wide angle emission of the SN ejecta, rather than from the GRB as it was purported before, since the GRB has typically much higher expansion velocities and, therefore, larger typical dimensions of the emitting region of ~1016-1017 cm (see figure above). The steep decay, the plateau, and the late power-law decay in Episode 3 luminosities for three selected BdHNe (GRB 060729, GRB 061121, and GRB 130427A) were compared and contrasted. Not only these selected BdHNe present a late time overlapping, but they evidence further properties: the higher the energetic of the source, the shorter the plateau phase duration, while the late time emission always overlaps following a precise power-law decay. This represents an authentic nested structure (see figure below). In particular, with the inclusion of all our best known sample of BdHNe, precise scaling laws involving the plateau duration and luminosity, as well as the average luminosity of prompt emission have been inferred.

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The common asymptotic late power-law behavior in all BdHNe can be explained by the role of r-process, which are responsible of creating heavy elements. The best scenario for the r-process occurs during the merger of binary NSs (i.e., during the interaction of the companion NS with the ν-NS), where a very neutron-rich dense medium favors the production of nuclei heavier than iron. These are unstable and then decay in lighter daughter nuclides, generating a cascade of reactions, which represents the “fuel” that keeps the late Episode 3 emission going on. Recent computations of the luminosity obtained by the r-process provide a power-law with slopes -1.4≤α≤-1.1 [see the paper by B. D. Metzger, G. Martınez-Pinedo, S. Darbha, E. Quataert, A. Arcones, D. Kasen, R. Thomas, P. Nugent, I. V. Panov and N.T. Zinner, (2010) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 406, 2650], strikingly similar to the ones we have found in the late Episode 3 X-ray luminosity.




Activités ICRANet au Brésil et Amérique du Sud

Au cours de sa visite au Brésil, la dernière semaine de mai, le Prof. Ruffini, directeur de l'ICRANet, a participé à des nombreux événements qui témoignent de la vitalité de l'Institut dans la république sud-américaine.
Après avoir convoqué une réunion extraordinaire du Comité scientifique et de l’IRAP PhD Faculty au CBPF - Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas de Rio de Janeiro, Prof. Ruffini a participé à deux importantes cérémonies: la première pour célébrer la signature de l'accord entre l’ICRANet et l'UFF - Universidade Federal Fluminense au siège de Niteroi, RJ, le deuxième pour renouveler l'entente de cinq ans avec l’UERJ - Universidade do Estado do Rio de Janeiro, signé en 2009.

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Les deux accords, avec ceux déjà signés avec le CAPES, le PFBC, le FAPERJ, le gouvernement de Estado do Ceará, l'ITA, le UFPB, l'UFRGS, la UNIFEI, et l'INPE, sont stratégiques pour la recherche scientifique internationale et représentent une grande augmentation des opportunités pour les scientifiques et les chercheurs d'Europe et d'Amérique du Sud.
En outre, Prof. Ruffini a rencontré Franklin Dias Coelho, Secretário Especial de Ciência et de tecnologia do Municipio de Rio de Janeiro et a participé à l'inauguration du nouveau siège de IED - Instituto Europeo di Design, dans le prestigieux Antico Cassino da Urca, un autre signe important des relations fructueuses entre l'Italie et le Brésil.

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A noter également l'attribution de la mention d’honneur 2014 par la Gravity Research Foundation à C.R. Argüelles et au Professeur R. Ruffini pour un travail basé sur une approche nouvelle qui traite simultanément un super trous noir massif dans les galaxies et les halos de matière sombre (http:// arxiv.org/abs/1405.7505).
Annoncée également la signature de l'Accord ICRANet - Universidad Autónoma Metropolitana UAM à Mexico City le 9 Juillet entre le Recteur de l'UAM, le Dr Salvador Vega León, et le directeur de l’ICRANet, Professeur Remo Ruffini.
Cette signature fait suite à l'accord entre ICRANet et UNAM - Universidad Nacional Autonoma de Mexico qui est déjà pleinement opératif (http://www.icranet.org/docs/UNAMsigned.pdf).




1ére réunion scientifique ICRANet en Arménie - Erevan - Juin / Juillet 2014

Armenia 2014

La physique des trous noirs domine certains phénomènes astrophysiques les plus énergétiques de l'Univers. La formation de trous noirs semble être liés aux sursauts gamma (GRB), les phénomènes transitoires les plus énergétiques de l'Univers. Le mécanisme de base semble être la création d’un plasma de paires d’électrons et de positrons par le processus de polarisation du vide se produisant autour d'un trou noir dit de Kerr-Newman par le mécanisme de Heisenberg-Euler-Schwinger. Un effort scientifique pour parvenir à un régime quantique aussi extrême est actuellement fourni aussi par le Mégajoule Projets laser en Europe, Russie, Etats-Unis. De plus , une émission prolongée semble être liés aux trous noirs chargés en rotation de microquasars. La présence de trous noirs supermassifs (SMBHs) de 10 ^ 8 et 10 ^ 9 masses solaires semblent être liés à des noyaux actifs de galaxies, blazars et quasars.
Il est possible que, contrairement aux trous noirs de masse stellaire, qui sont formés par l'effondrement gravitationnel de la matière ordinaire, les SMBHs peuvent provenir de l'effondrement gravitationnel de la matière noire. Cette réunion portera sur les deux aspects observation / expérimentales et théoriques. Dans le premier cas ces résultats obtenus à partir des observatoires du sol de très dédies aux hautes énergies: HESS, MAGIC, Auger mais aussi des futures instruments seront examinés. De même, les observations obtenues depuis l’espace par Agile, Fermi, Swift, MAXI et NuStar seront examinés. Les observations complémentaires dans les bandes micro-onde et infrarouges de la mission Planck seront présentées. Les progrès continus pour chercher une coïncidence entre les détecteurs d'ondes gravitationnelles et les détecteurs de Neutrinos seront examinés. D'un point de vue théorique une attention particulière sera accordée aux progrès dans la compréhension des phénomènes quantiques et classiques liés à la physique des trous noirs et aux processus d'extraction de l’énergie de leur énergie.

Avant la 1ère réunion scientifique ICRANet "Trous noirs: les sources d'énergie les plus importantes dans l'Univers" du 30 Juin au 4 Juillet une école doctorale IRAP pour les étudiants diplômés sera organisée du 28 Juin au Juin 29 à Aghveran.

Un programme préliminaire de la conférence peut être consulté ici: http://www.icranet.org/images/stories/Meetings/meetingArmenia2014/preliminary_program.pdf

S'il vous plaît télécharger l'affiche ici: http://www.icranet.org/images/stories/Meetings/meetingArmenia2014/Poster_Armenia_Yerevan_2014.pdf
 
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