Gamma Ray Burster - Server der Fachgruppe Physik der RWTH

Gamma Ray Burster
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Seminarvortrag von Mario
Schweitzer
Themenübersicht
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Historische Übersicht
Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
2
Historische Übersicht
• 1967 Amerikanische Vela-Serie
- Satelliten zur Überwachung von Atombombenexplosionen
- Erster Nachweis extraterrestrischer Gammastrahlen
• 1991 Compton Gamma-Ray Observatorium
- Gesteigerte Empfindlichkeit u. Auflösung
- Wichtigstes Instr: BATSE (Burst and Transient Source Experiment)
- Sensitiv für niederenergetische Gamma- u. harte Röntgenstrahlung
( 20 keV – 1 MeV )
- Bursts sind homogen am Himmel verteilt
15.07.02
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Historische Übersicht
• 1996 BeppoSAX (Satellite per
Astronomia a Raggi X )
- Designed zum Nachweis des schwächeren Röntgenafterglows
- Key Innovation: Schnelles Ausrichten des Satelliten
- Genauere Lokalisierung bis auf einige Winkelminuten
- Zusätzlich Einsatz erdgebundener opt. Teleskope und
Radioteleskope
- 1997 Erste Beobachtung optischer Counterparts
(GRB970228 u. GRB970508)
- Aus Absorbtsionslinien => Entfernung
Lichtjahre
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1 billionen
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28.Feb.1997
3.März 1997
Aufnahme von GRB970228 durch BeppoSAX (1-10 keV)
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Historische Übersicht
• 1999 ROTSE (Robotic Optical Transient
Search Experiment)
- automatisch, erdgebundenes Robotteleskop getriggert durch z.B BATSE
- schnelles automatisches Einstellen auf Burst
- Aufnahme optischer Counterparts
- 23. Januar 1999 Entdeckung des opt. Counterparts von GRB 990123
- GRB 990123 hellstes opt. Event der Wissenschaftsgeschichte
- bei homogener Abstrahlung : Luminosität entspr. 10 Millionen Supernovae
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Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Themenübersicht
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Historische Übersicht
Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
15.07.02
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Lokalisierung
• Verteilung der Bursts
• Positionsbestimmung mittels
Satellitentriangulation
• Entfernungsbestimmung mittels
Rotverschiebung und Energieberechnung
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Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Verteilung der Bursts
15.07.02
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Folgt die Verteilung dem Aufbau unserer Galaxis ?
Dipolmoment D und Quadrupolmoment Q der Verteilung
geben Auskunft über Konzentrationen bezüglich der
galaktischen Ebene.
θ
i
b
i
: Winkelabstände der Bursts (i=1...N) vom galaktischen
Zentrum
: galaktische Breite
D = ⟨ cosθ i⟩
und Q = ⟨sin 2 bi⟩ − 1 / 3
Für isotrope Verteilung von N Bursts:
-1/2
-1/2
D = 0.0 +/- ( 3 N ) und Q = 0.0 +/- (45 N/4)
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Messung (N=1637) liefert: D = - 0.015 +/- 0.014
Q = 0.004 +/- 0.008
⇒Isotrope Verteilung (im Rahmen der Messfehler)
Weitere Info liefert die integrierte Anzahl N(>S)
derjenigen Bursts deren maximaler , über den
Energiebereich integrierter Fluss den Wert S übertrifft.
Annahmen: 1) Quellen im eukl. Raum homogen verteilt
2) Leuchtkraftfunktionen überall gleich
andererseits ist
=> N(>S) ~ r 3
S ~ 1/r 2
=> N(>S) ~ S
15.07.02
-3/2
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Kumulative Verteilung N(>S) der Bursts mit einem
Fluß > S im Energiebereich 50 – 300 keV.
-3/2
- - - - : erwarteter S - Verlauf
(BATSE Aufnahme)
Abweichung vom
erwarteten Verlauf deutet
auf eine geringere Anzahl
schwacher Bursts bzw.
äquivalent dazu auf eine
geringere Anzahl weit
entfernter Bursts hin !
15.07.02
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Insgesamt: 1) Isotrope Verteilung
-3/2
2) Abweichung von S
- Verlauf
=> Weniger schwache Bursts
Interpretation: Burster müssen nahezu
gleichmäßig in einem sphärischen begrenzten
Volumen verteilt sein.
Zwei Modelle :
a) Sehr ausgedehnter sphärischer Halo unserer
Milchstraße (>100kpc)
b) Kosmologischer Ursprung. Abweichung vom
S-3/2-Verlauf erklärt durch Effekte der
Rotverschiebung
15.07.02
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15
Model a erscheint allerdings unwahrscheinlich da
keine aktiven Objekte mit einer solchen Verteilung
bekannt sind.
Modell b (Kosm.Ursprung) später durch Messung der
Rotverschiebung der Host-Galaxie bzw. der
Rotverschiebung von Absorptionslinien im Afterglow
eindeutig bestätigt !
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Lokalisation
• Verteilung der Bursts
• Positionsbestimmung mittels
Satellitentriangulation
• Entfernungsbestimmung mittels
Rotverschiebung und Energieberechnung
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Positionsbestimmung mittels
Satellitentriangulation
In der Näherung R>>D12 ergibt
sich der Winkel θ zu:
θ = arccos(c∆t / D12)
Mit ∆t := Laufzeitdifferenz zw.
Satellite 1 und 2
und R := Abstand des Bursts
Messung um so genauer je größer der
Abstand der Satelliten ist
8
D12 = einige AU (1AU=1,496 10 km)
16
R = einige Gpc (1 pc = 3,08 10 m)
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Zuständig für die Lokalisierungen ist das interplanetary
Network (IPN) bestehend aus :
Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, SIGMA, WATCH,
PHEBUS
Genauigkeit der Lokalisierung : einige Bogenminuten
Lokalisationsrate : 1 Burst pro Woche
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Lokalisation
• Verteilung der Bursts
• Positionsbestimmung mittels
Satellitentriangulation
• Entfernungsbestimmung mittels
Rotverschiebung und Energieberechung
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Entfernungsbestimmung mittels
Rotverschiebung
Rotverschiebung :
λ
λ
0
z :=
: verschobene Wellenlänge
: Laborwellenlänge
λ − λ0
λ
=
0
1 + (v / c )
1 − (v / c )
−1
v : Quellengeschwindigkeit
c : Lichtgeschwindigkeit
Aus allgemeinrelativistischer Kosmologie => allgemeine Hubblebeziehung
czψ
(q , z ) = H
0
H0 :Hubblekonst.
0
r
L
mit

1− q 
1 
0 

1−
1 + 2 q z − 1 
ψ q , z = 1+

0
0

q0  q0 z 

(
)
q 0 :Dezelerationsparameter
rL :Helligkeitsentfernung
H0 = 65 km/( s Mpc) , q = 0,1 (Friedmannuniversum)
15.07.02
0
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f =
Helligkeitsentfernung definiert über:
andererseits ist f (t 0) =
=>
r
f
r
r
L
L(t e)
(1+ z) 4π r R
2
2
L
2
4π r L
2
0
= (1 + z )r R0
:radiale Lagrangekoordinate
:beobachteter Strahlungsstrom
R :Abstand zur Quelle
R 0:Skalenfaktor R (t = t0 )[zum jetzigen Zeitpkt.]
L :absolute Leuchtkraft des Bursts
0
Verallg. Hubblegesetz
D.h. messe z
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Î
rL
r
L
= (1 + z )r R0
Î
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Abstand zur Quelle
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Woher stammen die beobachteten Wellenlängen zur Bestimmung von z ?
Antwort: Aus Absorptionslinien die im Afterglow des Bursts selbst enthalten sind
oder bei der Absorption des Afterglows in umliegender Materie (z.B. Muttergalaxie)
entstehen oder aus Absorptionslinien im Licht der Muttergalaxie.
Entdeckung des opt.
Counterparts
(Afterglows) von
GRB 990123. Rechts
das Bild im Gunn-r
Band.Der Kreis
entspricht der auf 50
Bogensekunden
genauen
Lokalisation des
Röntgenafterglows
durch BeppoSAX.
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Hubbleaufnahme Sept.97
GRB970228
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ÅAbsorptionsspektrum aus dem
Afterglow von GRB 990123
aufgenommen mit Keck II Teleskop
Åatm. bedeutet durch Atmosphäre
absorbiert.
ÅAuflösung: 11.6 Ängström
ÅAbsorption vermutlich durch
intergalaktische Wolke verursacht
Î Entfernung ist eine untere Grenze.
λ
λ
: im Spektrograph gemessene Æ
Wellenlänge
obs,air
:Wellenlänge im CMS der Quelle
und im Vakuum.
rest,vac
λobs / λrest =1 + z
15.07.02
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Energien und Distanzen von 6 Bursts:
GRB
z
Distance
Gpc
Energie
erg
970508
0.835
4
7x10 51
971214
3.42
4.6
3x10 53
970329
5(?)
4.9(?)
5x1054(?)
970425
0.008(?)
0.04(?)
8x1047(?)
980613
1.096
3.1
5x10 51
980703
1.61
2.9
8x10 52
15.07.02
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Beobachtete Energie-Rotverschiebungs Relation:
Violett (gelb) entspricht Emissions- (Absorptions-) Linien der
Muttergalaxie. ( 0.43 < z < 4.5 )
Energie berechnet aus Gammastrahlenfluß unter Annahme isotroper
Emission.
15.07.02
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Energieberechnung für GRB990123:
Wir nehmen ein Friedmann Standardmodell an mit:
Dichteparameter Ω0 = 0.2 => Dezelerationsparameter q = 0.1
0
Kosmologische Konstante Λ0 = 0 , gemessene Rotverschiebung z =1.6004
Hubblekonst. H0 = 65 km / ( s Mpc )
Î
rL =
cz
H
ψ
0
(q , z ) = 3,7 ⋅10
28
0
gemessener Fluß (100s) F
= 5 ⋅10
cm entspricht einer Distanz von R = 4.6 Gpc
−11
Jcm
−2
(E > 20 keV)
Bei isotroper Emission errechnet sich dann die freigesetzte Energie am Ort des
Bursts zu:
E
2
γ
15.07.02
47
54
= F 4π r L = 8.5710 J = 8.5710 erg
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Themenübersicht
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Historische Übersicht
Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
31
Strahlungseigenschaften
Typisch zeitliche Strukturen
der Gammastrahlenbursts.
- Kurze und lange Bursts
- Sehr strukturierte Bursts
- Sehr regelmäßige Bursts
- Bursts mit langen Ruhephasen
Morphologie bisher wenig
verstanden !
Kürzeste zeitl. Variabilitäten =
einige zehntel Millisekunden
Î Größe des
Emissionsgebietes höchstens
300 km.
15.07.02
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32
Bimodale Verteilung der
Burstdauer
Kurze Bursts: 0.01 – 2 Sekunden
Lange Bursts: 2 – 1000 Sekunden
Schwerpunkte beider gaußförmiger
Verteilungen liegen bei 0.5 bzw. 30
Sekunden.
Population: Langen Burst ca. zweimal
so groß wie Kurze.
Unterschiedliche Explosionsszenarien
für beide Typen.
A) Lange Bursts: Explosion
massereicher Sterne (Collapsars)
B) Kurze Bursts: Verschmelzen
zweier Neutronensterne die eng
einander umlaufen.
A) u. B) => Reproduktion der
beobachteten GRB Rate
15.07.02
Verteilung der BATSE Bursts bez. Ihrer Dauer.
Stand : Ende 1999
Ordinate: Anzahl der Bursts pro 0.2 logarithmisches Intervall der
Abszisse.
T90 ist der Zeitraum innerhalb dessen BATSE zwischen 5% und
95% der von einem Burst insgesamt nachgewiesenen Photonen
registriert hat
Seminarvortrag Mario Schweitzer
33
Energiespektrum
Spektrum nicht thermisch
Emissionsbereich der GRB´s: einige 100 keV
Röntgenemission schwächer
Wenig der Gesamtenergie wird unterhalb von 10 keV emittiert.
Meist begleitet von Hochenergieschwänzen die einen wesentlichen
Anteil der Energie beinhalten.
15.07.02
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34
Das Kompaktheitsproblem (Schlüssel zum GRB-Vesrtändniss)
Strahlungseigenschaften: A) kürzesten zeitl. Varianzen => R = 300 km
B) nicht thermisches Spektrum => Photonen können frei
entkommen d.h. Quelle ist optisch dünn
Spektrum enthält hohen Anteil hochenergetischer Gammaphotonen. Diese Photonen
+ −
mit Energie Ea bilden mit niederenergetischen Photonen der Energie Eb über γγ → e e
2
Elektronen-Positronenpaare falls Ea Eb (1 − cos(θ )) > me c
Durchschnittliche optische Tiefe für diesen Prozess ist:
f p: Bruchteil der reagierenden Photonen
F : beobachteter Fluss
15.07.02
,
,
τ γγ = f pσ T FD 2 / Ri2 me c 2
σ T : Thomson Wirkungsquerschnitt
D : Abstand zur Quelle
Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Aus gemessenen Flüssen und Distanzen Î τ γγ >> 1 , ( Quellen optisch dick )
im Widerspruch zum beobachteten Spektrum mit τ γγ <<1.
Lösung aus Annahme: Ultrarelativistisch expandierender Feuerball
(Leptonen, Photonen,wenige Baryonen)
ÎDrei Effekte: 1) räuml. Ausdehnung kann nun um Faktor Γ größer sein.
2
2) Blauverschiebung Î Photonen am Explosionsort um
Faktor Γ energieärmer => weniger Photonen erfüllen Bedingung
zur Paarerzeugung
3) Schwellenenergie der Paarerzeugung hängt ab vom Winkel
zwischen den Trajektorien der Photonen im CMS der Quelle. Auf
Grund der relativistischen Aberration wird damit die
Schwellenenergie proportional zu 1/ Γ 2
2
2α 2
2
Î τ γγ = f pσ T FD / Γ Re me c
α
2
mit Re < Γ cδT
und
Γ = 1 / 1 − v 2 / c 2 >> 1
:Hoch-energie Spektralindex
Kompaktheitsproblem gelöst für : Γ > 100
15.07.02
(größte Geschwindigkeit im All)
Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Isotrope oder jetartige Abstrahlung ?
Ultra-relativistischen Jets Î Reduktion der hohen Burstenergie.
Für GRB990123 um einen Faktor 1/100.
Strahlungsemission nicht an allen Orten beobachtbar Î Erhöhung der Burstrate um
(θ : Öffnungswinkel des Jets. )
Beobachtungsrate: 1 Burst pro 10 Jahren pro Galaxie
Î Burstrate: 1 Burst pro hundert Jahren pro Galaxie mit θ ≈ Γ −1 und Γ ≈ 100
4π / θ 2
Zusätzlicher Effekt: Relativistische Aberration d.h. Trotz isotroper Emission im CMS
der Quelle kann ein Beobachter nur Strahlung wahrnehmen die aus einem Kegel mit
−1
dem halben Öffnungswinkel θ rel [ Radiant ] ≈ Γ um die Bewegungsrichtung der
Quelle kommt.
Problem: Optisches Nachleuchten auf Grund der großen Entfernung räuml. nicht
auflösbar. (Punktquelle)
Lösung: Schließe auf jetartige Emission aus dem charakteristischen zeitl. Verlauf des
Photonenflusses des Afterglows .
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
37
Standard FeuerballmodellÎ Γ(t ) ~ t −3 / 8 Î θ rel wächst mit der Zeit an. D.h. der
Beobachter bekommt im Laufe der Zeit immer mehr von dem Jet zu sehen.
Je kleiner θ Jet um so eher bekommt der Beobachter den Rand des Jets zu sehen.
Î Helligkeit des Nachleuchtens fällt mit anderen Zerfallskonstante ab als wie zuvor.
Effekt rein geometrisch und deshalb wellenlängenunabhängig
Relativistischen Hydrodynamik Î Γ(t ) ≈ 6(E52 / n )
1/ 8
mit
Γ = 1 / θ Jet
n : Teilchenzahldichte
Î
t = 6(E52 / n )
1/ 3
 t 


1+ z 
−3 / 8
(θ Jet / 0.1)8 / 3 (1 + z )
Gesamte Explosionsenergie in
E52 : Vielfachen von 10 52 erg
(t ist die Zeit in Stunden bei der die Beschleunigung des Helligkeitsabfalls
einsetzt.)
Achromatische Helligkeitsabnahme im opt. Nachleuchten von GRB
990510 beobachtet.
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
38
Helligkeitsentwicklung im opt. Nachleuchten von GRB990510 ( R-Band)
Beschleunigung nach t=1.3 Tagen Îθ Jet ≈ 0.023 π
Nicht jedes Nachleuchten zeigt diesen Effekt.
Unklar wann Jet auftritt und wann nicht. (Stand 2001)
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
39
Themenübersicht
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Historische Übersicht
Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
40
Entstehungsmechanismen
• Das Feuerball-Schock Modell
• Mögliche Szenarien
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
41
Das Feuerball-Schockmodell
In guter Übereinstimmung mit den vorhanden Daten steht das Feuerball-Schockmodell.
Feuerballmodell:
Einfachstes Modell:
reiner Strahlungsfeuerball Photonen und Elektronen, Positronen (aus Paarbildung)
[Anfangsenergie >> Ruhemassenäquivalent]
Opazität bezüglich Paarbildung Î Photonen können anfangs nicht entkommen.
Plasma
=ˆ
perfekte Flüssigkeit mit
ÎAbkühlung mit
p = ρ /3
Î Expansion unter eigenem Druck
T ∝ R −1
T < Paarbildungslevel Î Annihilisation der Paare.
Bei T=20 keV wird Feuerball transparent.
Î Thermisches Spektrum Î Modell nicht geeignet für GRB´s
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
42
Erweiterung des Modells:
Relativistisch, baryonischer Feuerball
D.h. Verunreinigung des Plasmas mit einem geringen Anteil baryonischer Materie.
Wesentlicher Effekt: (bei bestimmter Größe von (E/Mc 2 )
Bevor Feuerball optisch dünn geht der meiste Teil der Anfangsenergie in kinetische
Energie der Baryonen über mit einem Endlorentzfaktor : γ ≈ E / Mc 2
f
(
)
Î Problem: Notwendigkeit der Rekonvertierung von kin. Energie in Strahlungsenergie
Lösung: Schockmodell
Rekonvertierung erhält man über die Bildung innerer Schocks im Plasmastrom
(aus Geschwindigkeitsgradienten im Strom) Î GRB Emission im Gammabereich
Durch äußere Schockwellen die durch die Wechselwirkung mit dem ISM
entstehen.
Î Afterglow
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
43
Quelle: Massiver kollabierender Stern
- jetförmiger Feuerball
- äußere Schalen sind langsamer als Innere
- Innere holt Äußere auf
15
- Î interner Schock ( R
10 cm)
- hinter dem Schock baut sich ein chaotisches B-Feld auf
- Î relativistische Elektronen emittieren Synchrotronstrahlung (E
≈
≈ 100keV)
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
44
- Î komplizierte zeitl. Struktur der Gammabursts
- inverse Comptonstreuung der Synchrotronphotonen => Aufweitung des Spektrums
- Feuerball bewegt sich weiter ins interstellare Medium
- Î Aufnahme zusätzlicher Materie (z.B. interstellare Gas)
- Î Verlangsamung des Jets (Hauptlorentzfaktor des Jets: Γ ~ t −3 / 8 )
- Î externe vorwärtige Schockwellen und rückläufige Schockwellen
- auch Zufallslorentzfaktor der Elektronen und chaotische B-Feld nehmen zeitl. ab
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
45
-Î Spektrum weicht zeitlich auf Î später Afterglow (Röntgen-,UV,optischer-,IR,Radiobereich)
- Modellvorhersagen stimmen gut mit Messdaten überein.
- wie Energie in einen kollimierten , ultrarelativistischen Fluss konvertiert wird ist
bislang unklar (Stand Jan.2001)
- in min. 2 GRB´s hat man Eisenlinien gefunden deren Rotverschiebung mit der der
Muttergalaxie übereinstimmten.
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
46
-mögliche Entstehung durch eine vorher bei einer Supernova ausgestoßene
eisenhaltige Hülle Î Supernova muß Tage oder Wochen vorher stattgefunden haben
- aber auch eine kontinuierliche Röntgenemission im GRB-fluss die die äußere
Sternenhülle erreicht könnte für die Eisenlinien verantwortlich sein.
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
47
Links: Schnappschussspektrum von GRB970508 bei t=12 Tagen nach dem Burst
im Vergleich zu einem Standard Afterglow Synchrotron Schock Model Fit
[ < 12: Radio , 12 – 14: IR , 14 –15:opt. , 15-17:UV , > 17 : Röntgen ]
Rechts: Vergleich der beobachteten Lichtkurven des Afterglows von GRB bei
verschiedenen Wellenlängen mit dem Blastwave- Modell
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
48
Entstehungsmechanismen
• Das Feuerball-Schock Modell
• Mögliche Szenarien
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
49
Mögliche Szenarien
die die energetischen Voraussetzungen zur Erzeugung
eines GRB-Feuerballs erfüllen.
51
- Supernovae (~10 erg)
-Verschmelzung zweier einander umlaufender
Neutronensterne
- Verschmelzung eines Doppelsystems aus
schwarzem Loch und Neutronenstern
-Formation eines schnell rotierenden
Neutronensterns mit ultrahohem B-Feld aus
Sternenkollaps
-Zerstörung kompakter Sterne durch
Gezeitenkräfte durch schwarze Löcher ...
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
50
GRB´s und Supernovae
BeppoSAX : GRB 980425
( Röntgenfehlerbox = 8 Bogenminuten)
Sehr leuchtkräftige Supernova
SN1998bw (Typ Ic) war in Fehlerbox sichtbar.
Supernova stimmt bis auf +/- 2 Tage mit dem
Datum des Auftretens von GRB 980425
überein.
hier: Explosion eines 10-20 Sonnenmassen
großen Heliumsterns (nackter Kern eines
ehemals sehr massereichen Sterns) kann
Beobachtung erklären.
Numerische Rechnungen (Max Planck Inst. f.
Astrophysik Garching)
Î Bei Supernovaexplosionen können
hochrelativistische Jets entlang der
Rotationsachse des kollabierenden Sterns
erzeugt werden.
15.07.02
Hypernova: Pre-Kollapskern rotiert
schnell ÎKollaps Î noch schnellere
Rotation in Verbindung mit einem ultra
starken Magnetfeld (aus differentieller
Rotation) Î B-Feld = Transmitter für
Energie vom rot. Kern auf die Hülle
ÎExplosion (evtl. rel. Jet)
Seminarvortrag Mario Schweitzer
51
GRB980425/SN1998bw ist einzige (ziemlich) sichere physikalische Assoziation
eines GRB´s mit einer Supernova. (Jan. 2001)
Spektroskopisch lässt sich zeigen das GRB´s vornehmlich in Galaxien auftreten die
Sternenentwicklungsaktivität zeigen (Entstehungsrate: 1 – 10 Sonnenmassen / Jahr)
Indirekter Hinweis auf bevorzugtes Auftreten von GRB´s in
Sternenentstehungsgebieten:
In 50% der Fälle, in denen man einen Röntgenafterglow beobachten konnte, sah
man keine Emission im optischen Bereich.
Dies könnte bedeuten, dass sich der GRB-Feuerball in einer Umgebung entwickelt
die eine hohe interstellare Extinktion aufweist.
Frage :Sind alle GRB´s mit Supernovae assoziiert ?
Frage ist bis heute offen !
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
52
Neutrinos und GRB´s
Kernkollaps: Meiste Energie in low-energy Neutrinos (5 – 10 MeV).
Neutrinosignal ähnlich wie bei herkömmlicher Supernova
Häufigkeit von Supernovae 10000 größer als für GRB´s => Hintergrund zu stark => Signal
insuffizient zur Detektion.
Möglicher Prozeß: Kollision Proton-Photon im Feuerball => Pionen => hochenergie
Neutrinos
14
E ~ 10 eV , Fluss vergleichbar mit dem atmosphärischer Neutrinos aber korreliert mit
der Position der GRB´s.
Nachweis in zukünftigen Messungen !
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
53
Unterschied zwischen GRB´s und
Supernovae
- GRB´s = relativistisches Analogon zur Supernova (Konversion E kin[beschl. Masse]
zu Strahlung.)
15.07.02
GRB
SN
Involvierte Massen
10 -5 Sonnenmassen
≥ 1 Sonnenmasse
Korrespondierende
Geschwindigkeiten
Ultra-relativistisch
Einige 1000 km/s
Entstehungsprozeß
der Strahlung
Interne Schocks
Interaktion mit ISM
Zeitskalen
Sekunden
Tausende von Jahren
Seminarvortrag Mario Schweitzer
54
GRB´s und
Doppelneutronensternensysteme
Neutronensterne kreisen umeinander
Î Abstrahlung von Gravitationswellen
Î Verlust von Rotationsenergie
Î Durch Gezeitenkräfte kann sich um das sich
bildende schwarze Loch eine Akretionsscheibe
bilden (numerische Simulationen). Die Akretion
von der Scheibe auf das schwarze Loch kann nun
einen Plasmawind erzeugen der in der Lage ist den
GRB zu erzeugen.
Diese Modellvorstellung ist sehr hypothetisch !!!
Ereignisrate: 10 Ereignisse /Jahr/Galaxie
Vergleichbar mit GRB–Rate (ohne Beaming)
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
55
Themenübersicht
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Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
15.07.02
Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Zukünftige Projekte
17 Okt. 2002: INTEGRAL – Mission der ESA (Flugzeit 2 – 5 Jahre)
Aufgabe: Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s
Ausrüstung: Zwei sich ergänzende Gammadetektoren
Jeweils ein Detektor für optischen- und Röntgenbereich
Teilchendetektor für geladene Partikel
Messbereich der Gammadetektoren : 15 keV – 10 MeV
2003: NASA Swiftsatellit (soll 3 Jahre im Orbit stationiert werden)
Aufgabe: Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s
Ausrüstung: 3 Detektoren (Gamma-,Röntgen und optischer Bereich)
Auflösung:
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Gammabereich : 17 Bogenminuten
Röntgenbereich : 15 Bogensekunden bei 1.5 keV
Optischer Bereich: 0.3 Bogensekunden bei 350 nm
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Themenübersicht
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Historische Übersicht
Lokalisierung
Beobachtete Strahlungseigenschaften
Entstehungsmechanismen
Zukünftige Projekte
Zusammenfassung
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Zusammenfassung
- GRB´s befinden sich in kosmologischen Distanzen
- Sie sind die bisher relativistischsten makroskopischen Objekte die man kennt
- Das Feuerball-Intern-Extern-Schock Model scheint die notwendigen Zutaten für
eine Erklärung der Beobachtungen zu beinhalten
- Ultrarelativistische Bewegung, die die Schlüsselkomponente des
Feuerballmodells ist, liefert die Lösung des Kompaktheitsproblems
- Trotzdem haben wir noch keine Komplettlösung des Problems. Viele Fragen
sind noch offen:
-Was genau bestimmt die Erscheinung des Afterglows ?
-Wieso ist nur manchmal ein optischer Afterglow zu beobachten ?
-Warum liegt die Energie des Burst immer im weichen Gammabereich ?
- Was ist der innere Motor der einen GRB antreibt ?
- Warum ist die Baryonenverunreinigung so klein ?
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Seminarvortrag Mario Schweitzer
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Quellenverzeichnis
[1] M.Livio,N.Panagia,K.Sahu :Supernovae and Gammray Bursts
[2] T.Piran/ Physics Reports 314 (1999) 575-667
[3] P.Meszaros / Gammaray Bursts: Accumulating Afterglow
Implications,Progenitor Clues, and Prospects
[4] S.Klose,J.Greiner,D.Hartmann / Sterne und Weltraum 3 u. 4 -5 (2001)
[5] J.Craig Wheeler / Cosmic Catastrophes
[6] D.Hartmann / Gammaray Bursters
[7] S.R. Kulkarni u.a./ The afterglow,redshift and extreme energetics of the
Gammarayburst of 23 Jan 1999
[8] http://gammaray.msfc.nasa.gov/Batse/
[9] http://ssl.berkley.edu/ipn3/bibliogr.html/
[10] http://www.sdc.asi.it/
[11] http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn/
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