Gamma Ray Bursts

Gamma Ray Bursts
Seminararbeit
Daniel Lang
Dezember 2015
Inhaltsverzeichnis
1 Einleitung
3
2 Soft-Gamma Ray Repeaters
3
3 Gamma Ray Bursts
3.1 Spektrum . . . . . . . . . .
3.2 Feuerball Modell . . . . . .
3.3 Erzeugende Objekte . . . .
3.3.1 Lange Gammablitze
3.3.2 Kurze Gammablitze
3.3.3 Supernovae . . . . .
3.4 Nachglühen . . . . . . . . .
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1 Einleitung
Im Jahre 1962 erlebte der Kalte Krieg in Form der Kubakrise seinen Höhepunkt. Um
ein weiteres Wettrüsten zu vermeiden wurde ein Vertrag zum Verbot von Kernwaffenversuchen in der Atmosphäre, im Weltraum und unter Wasser beschlossen („Nuclear Test
Ban Threaty “). Um die Einhaltung des Vertrages zu kontrollieren starteten die USA das
Vela-Programm. Dabei wurden insgesamt zwölf Satelliten in die Erdumlaufbahn gebracht.
Diese Satelliten waren mit Röntgen-, Neutronen- und Gamma-Strahlen-Detektoren ausgestattet, Strahlungen die typischerweise bei nuklearen Detonationen entstehen. Von
diesen Satelliten wurde eine Großzahl von Ereignissen aufgezeichnet, glücklicherweise
zeigte jedoch keines davon die typischen Anzeichen einer nuklearen Detonation. Ereignisse
denen kein bisher bekannter Ursprung zugeordnet werden konnte wurden für weitere
Auswertungen abgespeichert. Ein Team vom Los Alamos National Laboratory machte
sich an die Arbeit um diese Daten auszuwerten und fand bis 1972 sechzehn Ereignisse mit
signifikant hohen Energien. Um mehr über deren Ursprung herauszufinden war schnell
klar, dass eine bessere Auflösung des Entstehungsortes nötig ist. Die Strahlung ist jedoch
so hochenergetisch damit sie für große Winkel nicht reflektiert werden kann. Wodurch
keine Fokussierung möglich ist. Der einzige Weg um den Ursprungsort näher einzugrenzen
war es den Laufzeitunterschied zwischen dem Auftreffen der Strahlung an zwei Satelliten
zu messen. Durch diese Methode konnte zumindest herausgefunden werden, dass der
"Verursacher" nicht aus dem Sonnensystem stammte. Diese Entdeckung publizierten die
Astrophysiker im Jahre 1973 im Astrophysical Journal unter dem Titel „Observations of
Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin“[1], wodurch der Name Gamma Ray Burst (GRB)
erschaffen wurde.
Die Suche nach den Objekten und Ereignissen welche die GRBs erzeugen könnten wurde
zu einem großen Forschungsgebiet. So kam es, dass es bis 1974 mehr als ein Dutzend
Modelle für die Entstehung von GRBs gab. Um den Entstehungsort besser eingrenzen
zu können wurden über die Jahre immer mehr Satelliten-Programme gestartet. Einen
Durchbruch im Verständnis zur Quelle lieferte dabei der Italienisch-Niederländische
Satellit Beppo-SAX [2]. Dieser konnte langreichweitige Röntgenstrahlen als Nachleuchten
("afterglows") der GRBs erstmals feststellen. Weitere Einsicht in den Entstehungsvorgang
der Gammablitze und den Vorgang des Nachleuchtens konnte der Satellit Swift im Jahr
2004 bringen.
2 Soft-Gamma Ray Repeaters
Am 5 März 1973 ereignete sich ein Gamma Ray Event, das in seiner Intensität alle
bisher bekannten Ereignisse überstieg. Es war so intensiv, damit selbst Satelliten die
nicht in die Richtung des Blitzes zeigten in Sättigung gingen. Die Energie betrug dabei
∼ 1044 erg [2]. Dies hielt jedoch nur einige Millisekunden an. Nach einigen weiteren
Minuten konnte ein abklingendes Signal gemessen werden das einen bis dahin noch
3
nicht gesehenen Charakter aufwies: das Abklingen erfolgte periodisch. Durch den sehr
kurzen und intensiven Anfangsimpuls konnte der Entstehungsort sehr gut eingegrenzt
werden. Dieser schien der Supanova-Rest N49 in der Großen Magellanschen Wolke, einer
benachbarten Zwerggalaxie, zu sein. Aus den Messungen stellte sich heraus, dass ein
Neutronenstern am ehesten als Verursacher in Frage kam. Schnell war klar, dass sich
dieses Ereignis von allen bisherigen aufgezeichneten Gamma Ray Bursts unterschied.
- es war hundertfach intensiver als die intensivsten bisherigen Ereignisse
- der Anfangsimpuls war kürzer als 95 Prozent der bisher aufgezeichneten Werte
- das Abklingen erfolgte in einen geringeren Frequenzbereich
Der größte Unterschied lag jedoch darin, dass bisher nicht mehrere Events aus der gleichen
Quelle beobachtet werden konnten. Was bei diesem Ereignis der Fall war. Mittlerweile
sieht man das Vorkommnis als erstes Auftreten einer eigene Klasse, den Soft Gamma-Ray
Repeaters (SGRs), an. Weitere sechs SGRs konnten inzwischen beobachtet werden. Alle
hatten Neutronensternen in der Milchstraße als Ursprung. Man geht davon aus, dass
SGRs Neutronensterne mit extrem hohen Magnetfeldern im Bereich B ∼ 1013 − 1015
Gauss sind, sogenannte Magnetare. Diese rotieren üblicherweise mit einer Periode im
Sekundenbereich [2]. Der Ursprung der klassischen GRBs konnte dadurch jedoch immer
noch nicht geklärt werden. Neutronensterne (NS) kamen für diese als Quelle nicht in
Frage. Durch die isotrope Verteilung über den gesamten Himmel, welche in Abb. 1 zu
sehen ist, müssen die GRBs einen kosmischen Ursprung haben.
4
Abbildung 1: Verteilung von SGRs und GRBs über den Himmel. Dabei ist beide Male
eine Himmelskarte zu sehen. Die mittlere Linie liegt jeweils in der Fläche
der Milchstraße. Jede vertikale und horizontale Linie gibt einen Abstand
von 30◦ an. Es ist zu sehen, dass der Ursprung der SGRs ziemlich genau
in der Ebene der Milchstaße liegt. Die GRBs sind jedoch isotrop über den
gesamten Himmel verteilt. Weshalb sie außerhalb der Milchstaße entstehen
müssen.[3]
5
3 Gamma Ray Bursts
Klassische Gamma-Ray Bursts sind kurze Ereignisse, die in kosmologischen Entfernungen
entstanden sind und einmalige Events sind. Das Auftreten von GRBs liegt etwa im Bereich
10−5 bis 10−6 pro Jahr und Galaxie [2]. Durch immer weiter verbesserte Satelliten konnten
bis ins Jahr 2010 in etwa Fünftausend GRBs beobachtet werden. Die Hauptarbeit leistete
dabei das BATSE Experiment in den 1990iger Jahren und seit 2004 der Swift Satellit
der NASA.
3.1 Spektrum
Es existiert eine große Bandbreite an verschiedenen Ausführungen wie in Abb. 2 zu sehen
ist. Diese Vielfalt in eine logische Einteilung zu bringen ist kein einfaches Unterfangen.
Bis Heute existiert kein physikalisches Modell das alle Eigenschaften dieser Verläufe
beschreibt. In der Literatur wird zumeist in lange Gammablitze (" long gamma-ray
bursts") und kurze Gammablitze (" short gamma-ray bursts") unterschieden.
Long gamma-ray bursts besitzen eine Energie im MeV Bereich und dauern typischerweise
zwischen zwei und 103 Sekunden an. Ihr Verlauf ist manchmal glatt aber zumeist variieren
sie rapide. Ihr Spektrum weist ein inverses Potenzgesetz (Abb.4) auf. Die Photonenenergie
bei der die meiste Leistung empfangen wird wird als Peak-Energie (Ep ) bezeichnet. Für
lange Blitze liegt sie zu meist in einen Bereich von 0.1 - 0.8 MeV. Wobei auch GRBs mit
einer Peak-Energie von Zehntel keV gemessen wurden. Etwa zweidrittel aller GRBs lässt
sich in diese Klasse einteilen.
Short gamma-ray bursts dauern typischerweise unter zwei Sekunden an, teilweise können
sie auch nur einige Zehntel Millisekunden dauern. Ihr Spektrum weist ebenfalls ein
inverses Potenzgesetz auf. Jedoch ist die Peak-Energie oft höher als bei den langen GRBs
und liegt meist bei 0.5 - 0.8 MeV. Es können aber auch Werte im Bereich 3 - 4 MeV
erreicht werden.
Diese Eigenschaften sind gut an den in Abb.4 dargestellten Daten von BATSE zu
erkennen.
Die Einteilung in lange und kurze Blitze kann nur grob erfolgen ergibt jedoch insofern
Sinn, da in der Region ab einer Dauer von 2 Sekunden ein starker Einbruch an gemessenen Vorkommnissen festgestellt werden kann und die meisten langen Gammablitze
charakteristischerweise 10 − 20s dauern.[2]
Das in Abb. 3 dargestellte Spektrum kann phänomenologisch durch das Gesetz [4]

 α − EE0
E e
N (E) ∼
[(α − β)E ](α−β) E β eβ−α
0
beschrieben werden. Wobei
E0 =
Ep
2+α
6
für E ≤ (α − β)E0
für E > (α − β)E0
(1)
Abbildung 2: Vielfalt der Gamma-Ray Bursts die durch BATSE aufgezeichnet wurden.
Es ist zu erkennen, dass 551 und 2132 wesentlich kürzer stattfanden als
die anderen Events. Auch ist zu erkennen, dass einige Verläufe eher glatt
verlaufen als einziger Puls, andere besitzen mehrere spitze Impulse. [3]
7
Abbildung 3: Das Spektrum von GRB 990123. Das obere Fenster zeigt das inverse
Potenzgesetz des Photonenstroms, der als erfasste Photonen pro Fläche
per Zeit und Energie definiert ist. Unten ist die Photonenflussdichte mit
E 2 skaliert aufgetragen. Dabei ist eine Peak-Energie im MeV Bereich zu
erkennen. [2]
8
Abbildung 4: Eine Zusammenfassung der von BATSE erfassten GRBs. Im großen Fenster
ist eine Auftragung zwischen der Dauer der Gamma-Ray Bursts und ihrer
Spitzenenergie zu sehen. Das obere Fenster zeigt gut die Aufteilung in
short gamma-ray bursts und long gamma-ray bursts. Es ist das höhere
Vorkommen von langen Gammablitze zu erkennen. Im rechten Fenster ist
die höhere Peak-Energie der short GRBs zu sehen. [3]
9
Gamma-Ray Bursts stellen die hellsten Explosionen im Universum seit dem Big Bang
da. Falls die Quellen die Strahlung isotrop abgeben, würde die typische bei einem Event
abgegebene Energie in etwa Eiso ∼ 1053 − 1054 erg betragen. Es gibt jedoch Anzeichen
dafür, dass der Ausstoß eher in einem Strahl erfolgt wodurch die Ausstoßenergie in der
Größenordnung EJet ∼ 1051 erg liegt. Diese Energie entspricht in etwa der Energie, die
die Sonne über 1010 Jahre abgibt oder dem Ausstoß an sichtbarem Licht einer gesamten
Galaxie über ein Jahrhundert [2].
Compactness Wie in Abb. 3 zu sehen ist enthält das Spektrum der GRBs einen hohen
Anteil an Photonen deren Energie größer ist als 1 MeV. Paarproduktion γγ → e+ e−
müsste eigentlich dafür sorgen, damit solch hochenergetische Photonen nicht beobachtet
werden können. Die optische Dicke für ein hochenergetisches Photon, bei der Annahme
eines sphärisches Systems ist gegeben durch [5]
τ = σ T l nγ
(2)
Mit σT dem Thomson Wirkungsquerschnitt, l der Ausdehnung des Blitzes, der wie
weiter unten noch erläutert wird als Ball angenommen werden kann, und ny der Dichte
an niederenergetischen Photonen, mit denen die hochenergetischen Photonen wechselwirken können um Paarerzeugung durchzuführen. Schätzt man nun die Energie der
niederenergetischen Photonen mit me c2 ab so ist deren Anzahl im Ball durch
EJet
me c2
(3)
Nγ
EJet
Nγ
= 4 3 = 4 3
2
V
3 πl
3 πl me c
(4)
Nγ =
gegeben. Für die Dichte erhält man somit
nγ =
Mit diesen Näherungen erhält man für die optische Dicke
τ=
3σT EJet
4πl2 me c2
(5)
Die Ausdehnung der Gammablitzes muss in der Größenordnung l = cδt mit der Dauer
des Blitzes δt liegen. Bei einer typischen Dauer von δt ≈ 0.01s und einer Energie der
Größenordnung EJet ≈ 1051 erg erhält man eine optische Dicke von τ ≈ 2 1015 . Bei dieser
optischen Dicke wäre es für die hochenergetischen Photonen nicht möglich den Ball zu
verlassen. Da sie aber dennoch gemessen werden muss in den oben gemachten Annahmen
ein Fehler stecken. Die Quelle müsste sehr viel größer sein als angenommen
Die Lösung dieses "compactness" Problems kommt durch eine relativistische Bewegung
der Quelle. Einerseits ist dadurch die Ausdehnung des Balls durch l = Γ2 cδt gegeben,
mit dem Lorentzfaktor Γ. Andererseits führt die Dopplerverschiebung dazu, dass die
gemessenen Photonen im Bezugssystem des Balls eine viel geringere Energie besitzen.
Die Frage die sich Anfang der 1990 Jahre stellte war nun: Was kann so eine enorme
Menge an Energie in so kurzer Zeit abgeben und durch welchen Vorgang werden die
Gammablitze produziert.
10
3.2 Feuerball Modell
Um das Feuerball Modell das das am meisten anerkannte Modell zur Beschreibung von
GRBs ist zu verstehen muss zuvor kurz auf die sogenannte Eddington-Grenze eingegangen
werden.
Man geht dabei davon aus, dass ein leuchtendes stellares Objekt aus ionisiertem Wasserstoff besteht und kugelsymmetrisch ist. Ein Prozess im Inneren des Objektes, auf den
nicht näher eingegangen werden soll, führt dazu, dass Energie nach außen transportiert
wird. Des weiteren nimmt das Objekt Masse durch Akkretion auf. Die nach außen transportierte Energie trifft also auf die einfallende Masse. Dadurch wirkt auf die einfallende
Masse eine Kraft, die durch [6]
L
Frad = στ
(6)
4πr2 c
beschrieben wird. Dabei stellt στ den Thomson Wirkungsquerschnitt dar und L die
Leuchtkraft des Objektes. Die Gravitationskraft ist hingegen durch
FG =
GM m
r2
(7)
gegeben. Wobei für ionisierten Wasserstoff m = mp + me ≈ mp gilt. Durch Gleichsetzen
erhält man
4πGmp c
LEddington =
(8)
στ
Ist diese Leuchtkraft überschritten kann für das Objekt keine Akkretion erfolgen. Wodurch
das Objekt nur noch abstrahlt.
Die für die GRBs gemessenen Werte führen zu dem Schluss, dass die Eddingtonleuchtkraft
bei deren Erzeugung um einen Faktor 1012 überstiegen wird. Durch diesen hohen nach
auswärts gerichteten Druck schleudert die Materie in der Explosionsregion nach außen.
Dies erzeugt den sogenannten Feuerball aus Elektronen, Positronen, Gammastrahlung
und wahrscheinlich Protonen und Neutronen. [2]
Die im Feuerball enthaltenen Elektron-Positron Paare annihilieren nach Beginn der
Expansion zu hochenergetischer Gammastrahlung. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die
meiste Energie des Feuerballs in den Photonen weshalb diese Phase "strahlungsdominiert"
gennant wird. Bei der Expansion des Feuerballs wandelt sich die in ihm enthaltene
thermische Energie in kinetische Energie. Dadurch steigt der Lorentzfaktor mit dem
sich der Feuerball bewegt an. Eine auf Energieerhaltung beruhende Argumentation geht
dabei von einem linearen Verlauf mit steigendem Radius aus [3]. Da die meiste Energie
nun in der kinetischen Energie der im Ball enthaltenen Masse steckt wird diese Phase
als "massendominiert" bezeichnet. Auch wird der Feuerball zu diesem Zeitpunkt als kalt
bezeichnet, da nahezu keine relative Bewegung zwischen den Teilchen stattfindet. Dies
führt jedoch zu dem Problem, dass die hochenergetischen Photonen die man bei der
Aufzeichnung der GRBs misst durch die massendominierte Phase nicht erklärt werden
können. Entweder ist also die Annahme des Feuerballzenarios falsch oder aber es muss
11
ein Vorgang existieren der kinetische Energie zurück in thermische Energie wandeln kann.
Die einfachst Erklärung für einen solchen Vorgang wäre ein Stoßen der im Feuerball
enthaltenen Materie. Dafür existieren zwei Szenarien. Bei den sogenannten externen
Schocks trifft der Feuerball auf Materie die sich um seinen Entstehungsort befindet und
stößt mit dieser. Interne Schocks hingegen entstehen dadurch, dass von der Quelle des
GRBs Teilchen mit höchst unterschiedlichen Lorentzfaktoren ausgestoßen werden. Dabei
kommt es zu Stößen zwischen den Teilchen falls Schalen mit Teilchen die eine höheren
Lorentzfaktor besitzen mit Schalen von Teilchen mit einem geringeren Lorentzfakor,
die jedoch zu einem früheren Zeitpunkt ausgesandt wurden, stoßen. Durch die internen
Schocks können auch die schnell variierenden Spektren die man für manche GRBs misst
erklärt werden.
3.3 Erzeugende Objekte
Die Frage die nun noch im Raum steht ist: Durch welche Objekte werden die Gammablitze
erzeugt? Dabei geben schon die Messdaten ein Indiz dafür bei langen und kurzen Blitzen
von verschiedenen Quellen auszugehen. Schon früh ging man aufgrund der benötigten
Energiemenge von einem Zwei-Neutronenstern-System als möglichen Verursacher aus.
Auch eine Supernovaexplosion kam energetisch gesehen in Frage.
3.3.1 Lange Gammablitze
Die Spektren der langen GRBs lassen vermuten, dass diese in sterneformenden Galaxien
entstehen. Weshalb auch der Schluss naheliegt, dass die langen Gammablitze in Verbindung mit einem für junge massenreiche Sterne typischen Vorgang stehen. Dieser Vorgang
ist der Kollaps einens Sterns in ein Schwarzes Loch (BH). Wobei der Stern auch zuerst in
einen Neutronenstern zerfallen kann und anschließend in ein Schwarzes Loch. Bei einer
hohen Akkretionsrate wird die Eddington Grenze überschritten. Dadurch wird die auf
das BH zufliegende Materie durch einen Jet in Richtung der Rotationsachse ausgestoßen.
Dies könnte zur Entstehung der GRBs führen. Durch Simulationen konnte nachgewiesen
werden, damit die Akkretion in der Größenordnung von Zehntel Sekunden liegt und
somit mit der Dauer von langen GRBs übereinstimmt. Ein weiterer Vorgang der typisch
ist für sterneformende Galaxien, ist das Auftreten von Supernoven. Tatsächlich konnten
Fälle beobachtet werden in denen einige Tage nach dem ein Gammablitz gemessen wurde
eine Supernova auftrat. Der Grund für die Zeitverzögerung zwischen den beiden Vorfällen könnte eine durch den Entstehungsvorgang erzeugte lichtundurchlässige Hülle sein.
Dadurch kann die Supernova erst durch Verschwinden dieser Hülle beobachtet werden.
3.3.2 Kurze Gammablitze
Es spricht viel dafür, damit kurze GRBs eine andere Quelle als lange GRBs besitzen.
So wurde beispielsweise noch nie ein kurzer Blitz in Verbindung mit einer Supernova
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Abbildung 5: Die Entwicklung des Lorentzfaktors des Feuerballs in Abhängigkeit der
Entfernung zum Entstehungsort. Dabei wird durch die Quelle Energie
in einen Bereich, der in etwa dem Erdradius R⊕ entspricht, ausgeschüttet. Danach steigt der Lorentzfaktor linear mit der Entfernung an bis er
sein Maximum erreicht. Dies geschieht in etwa in einer Entfernung die
dem Radius der Sonne R entspricht. In einer Entfernung von etwa einer
Astronomischen Einheit (AE, engl. AU) kommt es zu internen Shocks. Ab
einigen Zehntel Lichtjahren fällt der Faktor auf Grund der Wechselwirkung
mit externer Materie wieder ab. Durch diese Wechselwirkung können die
hochenergetischen Photonen im Spektrum der GRBs erklärt werden. [3]
13
gesehen. Ihre kurze Dauer macht es jedoch auch sehr schwer ihren Entstehungsort genau
zu lokalisieren. Nur ein Bruchteil der aufgezeichneten Ereignisse konnten zweifelsfrei
fokussiert werden. Dabei war ihr Ursprung immer eine elliptische Galaxie. Dies sind
sehr alte Galaxien in denen so gut wie keine sterneformenden Vorgänge stattfinden.
Zwei-Körper-Systeme sind hingengen in alten Galaxien häufig anzutreffen. Diese Tatsache
spricht für die Theorie eines Zwei-Neutronenstern-Systems als Verursacher. Ein weiterer
Zweikörper Vorgang könnte der Kollaps eines Neutronensterns mit einem Schwarzen Loch
sein. Auch die Erzeugung eines BH durch die Massenaufname eines Weißen Zwerges ist
denkbar. Der Weiße Zwerg nimmt dabei von einem zweiten Objekt so viel Masse auf,
damit er zu einem Schwarzen Loch kollabiert. In allen Fällen müssen die beiden Körper
bei der Annäherung aneinander mit relativistischen Geschwindigkeiten rotieren, damit ein
rotierendes Schwarzes Loch entsteht. Ebenso entsteht eine rotierende "Materiewolke" die
das Schwarze Loch umgibt und von diesem akkretierd wird. Numerische Berechnungen
haben dabei eine Zeitdauer der Größenordnung von Sekunden oder geringer ergeben.
Dies würde zur Dauer der kurzen GRBs passen. Auch würde bei der Aufnahme die
Eddingtongrenze überschritten. Wodurch wie bei den lange Blitzen ein Jet entsteht.
Dadurch, dass bei langen GRBs jedoch nur ein Stern beteiligt ist geht man davon aus,
dass sich die Vorgänge unterscheiden.
3.3.3 Supernovae
Supernovae und GRBs wurden bis in die 1990iger nicht in Verbindung gebracht, da man
bis dahin nur von einem Zweikörpersystem als Verursacher von Gammablitzen ausging.
Im Jahre 1997 entdeckte man jedoch die Verbindung von langen GRBs mit jungen
Sternen. Es wurden erste Modelle aufgestellt nach denen die jungen Sterne zuerst durch
SNe zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern werden, welche zu einem späteren
Zeitpunkt die GRBs verursachen. Es existierten aber bereits auch schon Modelle die ein
gleichzeitiges Entstehen des GRBs und der SN betrachteten [7]. Ein solches gleichzeitiges
Vorkommen in Ort und Zeit konnte erstmals durch GRB980425 beobachtet werden.
Mittlerweile konnten noch eine weitere handvoll GRBs in Verbindung mit Supernovae
gemessen werden. Auch können in vielen Afterglowspekten Ausbeulungen festgestellt
werden die zu Type I Supernovae passen würden [8]. Was dabei festgestellt werden kann
ist, dass bei einem gleichzeitigen Auftreten von Gammablitz und Supernova der GRB
immer niederenergetischer ist als herkömmlich und die Supernova sehr hochenergetisch
("Hypernova") [2]. Es könnte natürlich so sein, dass lange Gammablitze immer in Verbindung mit GRBs entstehen, die Supernova aber nicht gemessen werden kann wenn
der Großteil der Energie in den Gammablitz abgegeben wird. Jedoch gibt es dafür keine
experimentellen Anhaltspunkte. Man geht davon aus, dass die Rotation des Sterns vor
seinem Tod den entscheidenden Ausschlag geben könnte ob eine "normale" SN oder eine
SN in Verbindung mit einem GRB erzeugt wird.
14
Abbildung 6: Die Verschiedenen Objekte die als Erzeuger für GRBs in Frage kommen.
Es ist eine große Energiemenge in einem kleinem Volumen zur Erzeugung
nötig. Diese Energie wird bei allen Erzeugern durch die Umwandlung von
Masse in Energie bereitgestellt. Bei jedem Erzeugungsvorgang ist immer ein
Schwarzes Loch im Zentrum einer Akkretionsscheibe beteiligt. Zusätzlich
sind die Erzeuger der SGRs, die Magnetare, abgebildet. [3]
15
3.4 Nachglühen
Ausgehend vom Feurball Modell erwartete man, dass der schnell ausgesandte Feuerball
von einem länger anhaltendem Nachglühen (engl. Afterglow) gefolgt wird. Dieses konnte
1997 auch durch den Beppo-SAX Satelliten bei GRB 970228 im Röntgenbereich so
wie anschließend im optischen und Radiowellen-Bereich nachgewiesen werden. Durch
das längere Anhalten der Afterglows konnte der Ursprung der Gammablitze besser
detektiert werden. Die Afterglows können dadurch erklärt werden, dass der Feuerball in die
Umgebung seiner Quelle expandiert. Diese Umgebung besitzt eine geringe Teilchendichte
ist aber kein Vakuum. Im Fall von langen Blitzen befindet sich Materie in der Umgebung
ausgesandt von Sternwinden, des kollabierenden Sterns. Im Fall von kurzen Gammablitzen
befindet sich nur die interstellare Materie um den Entstehungsort. Durch die Expansion des
Feuerballs wird diese Materie angeregt. Dies ist der Hauptmechanismus des Nachleuchtens.
Gleichzeitig wird durch das Auftreffen des Feuerballs auf die stellare Materie, die im
Feuerball enthaltene Materie, entgegen seiner Ausbreitungsrichtung, beschleunigt. Im
Bezugssystem des messenden Satelliten besitzt diese Materie also eine geringere kinetische
Energie und trifft später ein als der Großteil des Feuerballs. Dieser Effekt trägt ebenso
zum Nachglühen bei.
Abschließen soll noch kurz auf eines der neuesten Ereignisse im Bezug zu GRBs eingegangen werden.
GRB 110328A Am 28 März 2011 konnte durch den Swift Satelliten ein außergewöhnliches Ereignis gemessen werden. Dabei betrug der Energie die in den ersten ∼ 106 s
nach dem Ausbruch gemessen werden konnten ∼ 1053 erg [9]. Dies ist eine, für lange
GRBs, durchaus übliche Größenordnung. Außergewöhnlich war jedoch der periodische
Charakter der Gammastrahlung. Des weiteren war der Ausstoß an hochenergetischer
Röntgenstrahlung sehr viel länger anhaltend als alle bisher gemessenen Werte. Dies
lies auf ein massives Schwarzes Loch als Verursacher schließen. Dieses muss, ausgehend
von der gemessenen Stärke der Strahlung, eine Masse von ∼ 1010 M besitzen. Einige
Arbeiten gehen von einer "tidal disruption" als Verursacher dieses Events aus [5]. Eine
tidal disruption ist das "Zerreißen" eines Sternes durch ein sehr schweres Schwarzes
Loch.
16
Abbildung 7: Nachglühen im Röntgenbereich. In der "prompten" Phase sind die Überreste
des Feuerballs zu erkennen. Anschließend folgt ein schneller Abfall. Dieser
ist dadurch zu erklären, dass die durch die angeregte Materie ausgesandte Strahlung isotrop ausgesandt wird und nicht in einem Jet so wie im
Feuerball. Die darauf folgende Plateau-Phase verläuft relativ konstant. Abschließend folgt wieder ein Abfall. Diese Darstellung stellt nur ein typisches
Beispiel dar. Es existiert jedoch eine große Variation an Formen. Was schon
alleine durch die Abhängigkeit der umgebenden Materie erklärt werden
kann. [3]
17
Literatur
[1] Ray W. Klebesadel, Ian B. Strong, and Roy A. Olson. Observations of Gamma-Ray
Bursts of Cosmic Origin. Astrophys. J., 182:L85–L88, 1973.
[2] Meszaros P. The High Energy Universe. . Cambridge University Press, 2010.
[3] J.S. Bloom. What Are Gamma-Ray Bursts? Princeton Frontiers in Physics. Princeton
University Press, 2011.
[4] Felix Ryde. Spectral aspects of the evolution of gamma-ray bursts. ASP Conf. Ser.,
190:103, 1999.
[5] J.S. Bloom et al. A Possible Relativistic Jetted Outburst from a Massive Black Hole
Fed by a Tidally Disrupted Star. Science, 333(6039):203, July 2011.
[6] Peter Schneider (auth.). Extragalactic Astronomy and Cosmology: An Introduction.
Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2 edition, 2015.
[7] S. E. Woosley. Gamma-ray bursts from stellar mass accretion disks around black
holes. Astrophys. J., 405:273, 1993.
[8] S. E. Woosley and J. S. Bloom. The Supernova Gamma-Ray Burst Connection. Ann.
Rev. Astron. Astrophys., 44:507–556, 2006.
[9] A.J. Levan et al. An Extremely Luminous Panchromatic Outburst from the Nucleus
of a Distant Galaxy. Science, 333(6039):199, July 2011.
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