13. GRBs und die ersten Sterne

Die ersten Sterne
und
Gamma Ray Bursts
Vortrag im Rahmen des Ausbildungseminars
“Vom Urknall zu den Galaxien”
Daniel Steininger
31. Januar 2008
INHALTSVERZEICHNIS
1
Inhaltsverzeichnis
1 Die ersten Sterne
1.1 Entstehung der ersten Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.1 Fragmentierung baryonischer Wolken . . . . . . . . .
1.1.2 Fusionsprozesse, Lebensdauer und das Ende der ersten
Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.3 Beobachtungsmöglichkeiten . . . . . . . . . . . . . .
1.2 Entstehung der ersten Galaxien . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.1 Bildung von Quasaren . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.2 Weitere Entwicklung im Überblick . . . . . . . . . . .
2 Gamma Ray Bursts
2.1 Entdeckung und Grundlegendes . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Arten von GRBs und mögliche Ursachen . . . . . . . . .
2.2.1 lange GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.2 kurze GRBS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 Überblick über neue Erkenntnisse des Satelliten SWIFT .
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2
3
3
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. 5
. 8
. 8
. 10
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12
12
15
16
23
23
1 DIE ERSTEN STERNE
1
2
Die ersten Sterne
Wir wissen heute, dass unser Universum wie wir es kennen “von unten nach
oben” entstanden ist, d.h. zuerst bildeten sich die kleineren Strukturen wie
Sterne und Sternhaufen, erst später formten sich in sehr komplexen Prozessen daraus die Galaxien, dann die Superhaufen usw. bis hin zu riesigen,
filamentären Strukturen (Abb. 1), vergleichbar mit Schaum, bei dem Blasen
aus dunkler, uns unbekannter Materie von baryonischer, leuchtender Materie
umgeben werden.
Abbildung 1: Die Struktur unseres Universums auf der größte uns bekannten
Größeskala
Hier möchte ich mich jedoch auf die zuerst entstandenen kleineres Strukturen, die ersten Sterne und die ersten Galaxien beschränken. Bis heute konnte man die ersten Sterne noch nicht finden, es ist aber davon auszugehen,
dass sie sich sehr von den Sternen wie wir sie heute beobachten können unterschieden.
1 DIE ERSTEN STERNE
1.1
3
Entstehung der ersten Sterne
Wie sind die ersten Sterne unseres Universums entstanden? Kann man genaue Aussagen über deren Eigenschaften machen?
Aufgrund der Ergebnisse des Satelliten WMAP im Bereich der Temperatur
und Dichteschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung sollen bei einer Rotverschiebung von ungefähr z=20 die ersten Sterne aufgetreten sein,
man spricht von der Zeit der Reionisation, bei der die bis dorthin vorherrschenden Wasserstoffatone durch die Strahlung der Sterne wieder inonisiert
wurde. Sie beendete das “dunkle Zeitalter”, in dem zu dieser Zeit ein Strahlungsmaximum bei einer Wellenlänge von ca. 55µm bei einer durchschnittlichen Temperatur von 56 K herrschte.
Aktuelle kosmologische Modelle, wie das CDM-Modell (“Cold Dark Matter”)
erlauben es uns, die Anfangsbedingungen unseres Universums zu spezifizieren:
1.1.1
Fragmentierung baryonischer Wolken
Die ersten Strukturen, die in der Lage waren Sterne zu formen traten während
der ersten 108 Jahre bei Rotverschiebungen zwischen 50 und 10 auf. Ein Dichtekontrast von δ ≈ 4, 5 im kosmischen Hintergrund (CMB) führte dazu, dass
sich durch Gravitation Wolken aus dunkler Materie mit Massen von 105 bis
108 M bildeten. Die in diesen Wolken eingebetteten baryonischen Gasmassen
sind um Größenordnungen kleiner, sie müssen Massen von 106 M gehabt haben. Diese Eigenschaften unterscheiden sich in der Hinsicht nicht stark von
heutigen “Starburst”-Regionen. Ein entscheidender Unterschied ist jedoch
die Temperatur.
Aufgrund der Tatsache, dass zu dieser Zeit keine schwereren Elemente als
Wasserstoff und Helium existierten, war eine effektive Kühlung dieser Gaswolken nicht gewährleistet. Die “Metallizität” betrug zu dieser Zeit lediglich
0, 01% der Metallizität unserer Sonne. Nur molekularer Wasserstoff wäre wegen seiner Rotations- und Schwingungsfreitheitsgrade in der Lage Energie im
Infrarotbereich abzustrahlen und somit zur Kühlung beizutragen, jedoch war
der Anteil von molekularem Wasserstoff am gesamten vorhandenen Wasserstoff mit lediglich 10−3 so gering, dass sich die Temperaturen der primordialen
Wolken wohl um 200 - 1000 K bewegt haben müssen. Die Dichte jener Wolken
hingegen unterscheidet sich kaum von heutigen Starburst-Regionen. Daraus
folgt für die Jeans-Masse, die die maximale Masse eines stabilen Sterns beschreibt,
3/2 1/2
3
5kT
·
M>
Gm
4πρ
1 DIE ERSTEN STERNE
4
dass die primordialen Sterne viel massiver sein konnten als wir es von späteren Sternen kennen. Simulationen von Nakamura & Umemura (1999, 2000)
zeigten, dass die Fragmentierung der baryonischen Gaswolken in Potentialmulden aus dunkler Materie bei etwa 103 M endete, und somit die ersten
Sterne auch tatsächlich Massen von bis zu 103 M erreichten. Die baryonischen Wolken kollabierten langsam immer weiter, bis schließlich der Druck
und die Temperatur im Kern so hoch war, dass Kernfusion einsetzte.
1.1.2
Fusionsprozesse, Lebensdauer und das Ende der ersten Sterne
In späteren Sternen ab etwa 1, 8M fusioniert Wasserstoff größtenteils über
den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (auch CNO-Prozess), hierbei werden Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren verwendet, diese Elemente
waren jedoch wie bereits beschrieben in den ersten Sternen (Population III)
nicht vorhanden, weshalb Helium nur über den Proton-Proton-Prozess enstehen konnte:
Zwei Protonen verschmelzen zu einem Deuteriumkern unter Emission eines
Positrons und eines Elektron-Neutrinos:
1
+
+
+
H + 1 H → 2 H + e+ + νe + 0, 42M eV
Das Positron zerstrahlt mit einem freien Elektron:
e+ + e− → 2γ + 1, 022M eV
Das Deuterium reagiert anschließend (nach durchschnittlich 1,4s) mit einem
weiteren Proton zu 3 He, unter Abgabe eines Gammaquants:
2
+
+
2+
H + 1 H → 3 He
+ γ + 5, 49M eV
2+
2+
Nach durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei 3 He zu 4 He , wobei
zwei Protonen frei werden, die wiederum weiteren Reaktionen zur Verfügung
stehen:
Die Reaktionen vor der letzten Reaktion müssen zweimal ablaufen, um
2+
zwei 3 He Teilchen für die Endfusion zu erhalten, es ergibt sich folgende
Enerbiebilanz:
2×(0, 42M eV +1, 022M eV +5, 49M eV −0, 26M eV )+12, 86M eV = 26, 204M eV
Wenn der Vorrat an Wasserstoff erschöpft ist, setzt im Kern des Sterns der
1 DIE ERSTEN STERNE
3α-Prozess ein. Hierbei werden drei Heliumkerne (α − T eilchen) zu
schmolzen:
4
He + 4 He ↔ 8 Be + γ − 91, 78keV
8
5
12
C ver-
Be + 4 He → 12 C + γ + 7, 367M eV
Steigt die “Core”-temperatur auf T > 109 K, so ist hν > 2me c2 . In der Nähe
von Kernen kann es zur Paarbildung kommen, d.h. aus Photonen werden
Elektron-Positron-Paare. Durch diesen Prozess wird dem Photonengas Energie entzogen. Der Gravitationsdruck gewinnt die Überhand und der Stern
kollabiert, da der adiabatische Exponent γad = cp /cν die Grenze zur Instabilität bei γad = 4/3 überschreitet. Dies führt zu einer weiteren Erhöhung
der Temperatur und Dichte im “Core”, bis explosionsartig das Sauerstoffund Siliciumbrennen einsetzt. Dies kann je nach Masse des Sterns, dem Kollaps entgegenwirken, was eine gewaltige Explosion verursacht, der Stern wird
vollständig zerrissen, dabei werden Energien von bis zu 1053 erg freigesetzt,
bis zu diesem Zeitpunkt sind keine schwereren Elemente als Ge (Z = 32)
gebildet worden.
Laut Simulationen setzt das Einsetzen einer gerade eben beschriebenen “Paarinstabilitäts-Supernova” eine kritische Masse des Heliumkerns von 64M vorraus.
Ist die Masse der Helumkerns jedoch größer als 133M , so kann die Explosion einem weiteren Kollaps nicht entgegenwirken, der Kern kollabiert weiter
zum Schwarzen Loch. Eine Hochrechnung auf die gesamte Sternmasse ergab
dabei, dass Sterne mit Massen von 140 − 260M In einer Supernovaexplosion
zerissen werden, während Sterne mit M > 260M direkt in ein Schwarzes
Loch kollabieren, wie auch solche mit Massen 40M < M < 140M (Abb.
2). Durch Paarinstabilitäts-Supernovae werden jeweils ca. 50 Sonnenmassen
Nickel ins intergalaktische Medium ausgeschleudert, was dazu führt, dass die
Folgegeneration von Sternen (Population II) nun mit höherer Metallizität
ausgestattet wird.
Im heutigen Universum werden Paarinstabilitäts-Supernovae als sehr unrealistisch angesehen, aufgrund der hohen Sternmassen, die heutzutage nicht
mehr möglich sind. Jedoch hat dieser Typ von Supernova bei der ersten Generation von Sternen wesentlich zur Verbreitung von schwereren Elementen
als He im Universum beigetragen (Abb. 3), wärend jene Sterne die direkt zu
schwarzen Löchern kollabiert sind kaum Masse ausgeschleudert haben.
1.1.3
Beobachtungsmöglichkeiten
Aufgrund ihrer enormen Masse zeichnen sich die Sterne der ersten Generation
durch eine sehr geringe Lebenserwartung aus, so dauert das Wasserstoffbren-
1 DIE ERSTEN STERNE
6
Abbildung 2: Die Sternmasse am Ende aufgetragen gegen die anfängliche
Masse des Sterns. Während Sterne mit M > 260M direkt in ein Schwarzes
Loch kollabieren, wie auch solche mit Massen 40M < M < 140M , werden solche mit Massen von 140 − 260M in einer Supernovaexplosion völlig
zerrissen, ihre Endmase beträgt 0.
1 DIE ERSTEN STERNE
7
Abbildung 3: Die Produktionsfaktoren der Elemente in den ersten Sternen
relativ zur Häufigkeit in unserer Sonne. Elemente mit ungerader Neutronenund ungerader Protonenzahl treten hierbei seltener auf.
nen bei einem Stern mit M = 40M ca. 2 · 106 Jahre, bei 100 Sonnenmassen
allerdings nur noch 0, 25 · 106 Jahre. Das bedeutet, dass heute keiner dieser
Sterne der Population III mehr existiert.
In den Bildern der kosmischen Hintergrundstrahlung des Satelliten WMAP
allerdings lassen sich Intensitätsschwankungen ausmachen, die, so wird heute vermutet, ein Anzeichen für erste Strukturen waren, aus denen später die
Sterne und Galaxien enstanden sind, wie wir sie heute kennen.
Im Prinzip könnte auch eine Beobachtung von “Paarinstabilitäts-Supernovae”
möglich sein, da bei diesen die hundertfache Energie einer normalen KernkollapsSupernova frei wird. So könnte ein Gamma Ray Burst beobachtet werden,
der bei einer Rotverschiebung von etwa z=20 auftritt und eventuell ein Nachleuchten im Infrarotbereich aufweist.
1 DIE ERSTEN STERNE
1.2
8
Entstehung der ersten Galaxien
Die Entstehung der ersten Galaxien ist ein sehr komplexer Prozess, der bis
heute auch noch nicht ganz verstanden ist. Man darf sich die ersten Galaxien
auch nicht so vorstellen wie jene Galaxien, die wir heute beobachtenkönnen
(Spiralgalaxien etc..), es handelte sich vielmehr um Objekte vergleichbar mit
heutigen Sternhaufen, also eher unstrukturierte Ansammlungen von Sternen.
1.2.1
Bildung von Quasaren
Wie bereits erwähnt bildeteten sich die ersten Sterne aus Fragmenten von
großen rotierenden Gaswolken von ca. 100 kpc Ausdehnung, die in Halos aus
dunkler Materie eingebettet waren, somit befanden sich auch die Fragmente
wiederum in dunkler Materie. Es dürfte ca. 109 Jahre gedauert haben, ehe
daraus eine stabile Galaxie entstanden ist.
Schwarze Löcher, die als Endprodukte von vielen der ersten Sterne entstanden sind, sammeln sich im Zentrum der jungen Galaxien an und verschmelzen
dort zu einem “supermassiven Schwarzen Loch” mit Massen von 106 bis 109
Sonnenmassen. Die Masse des Schwarzen Lochs beträgt ungefähr 10−3 Mbulge ,
dabei bezeichnet Mbulge die Masse des zentralen elliptischen Teils einer Galaxie (engl. “bulge”). Wegen Drehimpulserhaltung der Galaxie wird Masse,
die von dem schwarzen Loch akkretiert wird auf eine rotierende Scheibe gezwungen (Akkretionsscheibe). Es entsteht ein Quasar. Durch Reibungskräfte
heizt sich die Akkretionsscheibe auf und emmittiert die typische Strahlung
des Quasars. Der Ausdruck “Quasar” ist eine Abkürzung für “quasi stellar”,
weil diese Objekte von der Ferne aus betrachtet wie Sterne wirken und diesen auch bezüglich ihres Spektrums sehr ähneln. Die enorme Strahlung eines
Quasars kann sogar die “Eddington-Leuchtkraft” erreichen, dies ist die maximale Leuchtkraft, die ein kompaktes Objekt, das Masse akkretiert erreichen
kann, der Strahlungsdruck und der Gravitationsdruck befinden sich in diesem Fall im Gleichgewicht. Die “Eddington-Leuchtkraft” ist folgendermaßen
definiert:
M
BH
4
L
LEdd ∼
= 3, 2 · 10
M
wobei MBH die Masse des Schwarzen Lochs bezeichnet und L die Leuchtkraft unserer Sonne. Setzen wir L = 3, 846 · 1026 W , so erhalten wir:
MBH
31
LEdd = 1, 2 · 10 W ·
M
Die Eddington-Leuchtkraft begrenzt ausserdem die Akkretionsrate: Übersteigt die Leuchtkraft die Eddington-Grenze, so ist der Strahlungsdruck größer
1 DIE ERSTEN STERNE
9
als der Gravitationsdruck, die einstürzende Masse wird nach aussen gedrückt,
die Energiezufuhr somit abgeschnitten, bis die Leuchtkraft wieder unter die
Eddington-Grenze sinkt. Ein Teil der akkretierten Masse wird, sofern das
Magnetfeld der Akkretionsscheibe groß genug ist, als Plasma senkrecht zur
Scheibe in Form von Jets mit annähernd Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen
(Abb. 5). Auf die Ausbildung von Jets wird im Rahmen des “anisotropen
Feuerballmodells” später noch genauer eingegangen
Läßt die Akkretion mangels Materie in der Umgebung nach, so nimmt
die Aktivität des Quasars ab, man sagt das Schwarze Loch “hungert aus”.
Aus diesem Grunde gab es im Universum bei Rotverschiebungen z > 1 viel
mehr Quasare als später. Quasare zählen zur Gruppe der “aktiven Galaxien”
(Active Galactic Nuclei, kurz: AGN), und somit, neben der Gamma Ray
Bursts zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum.
Abbildung 4: Künstlerische Darstellung eines Quasars, zu sehen ist die Akkretionsscheibe sowie die beiden Jets senkrecht dazu
In den letzten Jahren hat man versucht, alte Galaxien mit z > 6 mit Hilfe
von Teleskopen zu suchen (Hubble-Teleskop, aber auch terrestrische Großteleskope). Das Problem dabei ist das geringe Signal zu Rauschverhältnis, vor
allem bei terrestrischen Teleskopen durch Sauerstoffemissionen in der Erdatmosphäre. Das Hubble-Teleskop beobachtete 13 Objekte, bei denen es sich
um sehr alte Galaxien handeln könnte, man gab Werte für die Rotverschiebung von Z = 7, 38 bis 8, 54 an. Man verwendete dabei bekannte Galaxien
1 DIE ERSTEN STERNE
10
Abbildung 5: Querschnitt durch einen aktiven galaktischen Kern
als Gravitationslinsen um das Lichtintensität weit entfernter Galaxien zu
verstärken. Überlagert man die Positionen dieser Objekt mit einer Karte von
Dunkler Materie, lässt sich tatsächlich in einigen Fällen eine Übereinstimmung der Dichtemaxima dunkler Materie mit der der leuchtenden finden.
(Abb. 6)
1.2.2
Weitere Entwicklung im Überblick
Simulationen von Galaxiebildungen haben gezeigt, dass man die Entstehung
der Halos aus Dunkler Materie in zwei Phasen aufteilen kann, eine schnelle
Kollaps-Phase, sowie eine langsamere Akkretionsphase. In der Kollaps-Phase
entsteht das Gravitationspotentials der Halos, in der zweiten Phase folgt eine
langsame Akkretierung von Materie, die in den zentralen Bereich des Halo
sinkt, ohne das Gravitationspotential weiter zu beeinflussen. Daraus folgert
man, dass der elliptische, zentrale Bereich einer Galaxie (“bulge”) in der
Kollaps-Phase entstanden ist, während die galaktische Scheibe sich später in
der Akkretierungsphase gebildet hat. Man glaubt auch, dass die Morphologie der Spiral- und Scheibengalaxien stark von der umgebenden Halomaterie
abhängt. Umgibt die Galaxie ein ausgedehnter Halo, so ist dessen Einfluss auf
die Galaxiebildung eher gering und es können sich ausgeprägtere Spiralstruk-
1 DIE ERSTEN STERNE
11
Abbildung 6: rechts: Die Infrarotaufnahme von Sternen und Galaxien der Ursa Major Konstelation links: Die Kosmische Hintergrundstrahlung der selben
Region
turen ausbilden. Bereits in den 30er Jahren veröffentlichte Edwin Hubble die
“Hubble-Sequenz” (Abb. 7), ein morphologisches Schema zur Klassifizierung
von Galaxien. Hubble sah darin eine mögliche Entwicklungssequenz für Galaxien. Auch heute noch wird von diesem Schema, aufgrund seiner Form auch
bekannt als das “Stimmgabeldiagramm”, Gebrauch gemacht, um Galaxien
zu beschreiben. Über 90% der Galaxien des lokalen Superhaufens stimmen
mit diesem Schema überein. Allerdings wissen wir heute, dass die Entstehung
von Galaxien weitaus komplexer ist, als Hubble vermutete, sie ist auch noch
nicht ganz verstanden, man findet oft widersprüchliche Angaben dazu. Für
Galaxien mit z < 0, 3 trifft Hubbles Schema jedoch voll zu. Bei z ≈ 0, 5 treten nur noch selten Balkenpiralen auf, auch sind Spiralarme nicht entwickelt.
Bei Rotverschiebungen von z > 0, 6 steigt der Anteil an Galaxievereinigungen
(“merging”) sehr schnell an, es finden sich bei 30% der Galaxien atypische
Formen. Die “Stimmgabel”-form trifft hier nicht mehr.
2 GAMMA RAY BURSTS
12
Abbildung 7: Die “Hubble-Sequenz”, ein Diagramm zur morphologischen
Klassifizierung von Galaxien
2
Gamma Ray Bursts
Wie schon im ersten Teil erwähnt wurde, könnten zur Entdeckung der bis
jetzt hypothetischen ersten Sterne (Population III) die “Gamma Ray Bursts”
eine entscheidende Rolle spielen. Im Folgenden möche ich zuerst auf die
Grundlagen und die Entdeckung dieser kosmischen Gammastrahlenausbrüche
eingehen, um später die möglichen Ursachen sowie die verschiedenen Klassen
von GRBs zu beleuchten.
2.1
Entdeckung und Grundlegendes
Mitte der 1960er Jahre wurden die US-amerikanischen Militärsatelliten VELA 4A und B in die Erdumlaufbahn gebracht, sie waren mit empfindlichen
Gammastrahlendetektoren ausgestattet. Ihre Aufgabe war es Atomwaffentests der UdSSR aufzuspüren, die im Kalten Krieg verboten waren.
Doch anstatt terrestrischer Gammastrahlung detektierte man am 2. Juli 1967 erstmals einen sehr kurzen, aber energiereichen Gammastrahlenausbruch, der aufgrund seiner Signatur keinesfalls radioaktiven Ursprungs sein
konnte, erst 1973 fand man in Los Alamos, New Mexico heraus, dass dieser
Gammaausbruche aus den Tiefen des Weltraums stammten. Mit dem “Burst
and Transient Source Experiment” (BATSE) auf dem Satelliten “Compton
Gamma Ray Observatory” (CGRO) (Abb. 9) der NASA konnte von 1991 bis
2 GAMMA RAY BURSTS
13
Abbildung 8: Die Satelliten VELA 5A und B im Reinraum. Im Orbit wurden
die Satelliten dann getrennt
2 GAMMA RAY BURSTS
14
Abbildung 9: Der Satellit “Compton Gamma Ray Observatory”
2000 etwa täglich ein Gamma Ray Burst gefunden werden. Wegen der großen
Menge an GRBs führte man folgende Nomenklatur ein: (GRB JJMMTT) also z.B. GRB 061121 für einen Gamma Ray Burst der am 21. November 2006
gemessen wurde. Treten an einem Tag mehrere dieser Ereignisse auf, so werden sie nacheinander mit einem kleinen Buchstaben des Alphabets versehen.
Aufgrund der Tatsache, dass Gammablitze über den gesamten Raum isotrop auftraten (Abb. 10) und nicht etwa im Bereich unserer Milchstraße vermehrt beobachtet wurden, war man sich schnell sicher, dass sie extragalaktischen Ursprungs sein mussten. Die Strahlungsflüsse der Ausbrüche betrugen
zwischen 10−14 und 10−11 J/cm2 im Energiebereich von 50 bis 300 keV. (Abb.
10)
Der eigentliche Ursprung der GRBs blieb aber weiterhin rätselhaft, erst
1997 entdeckte der italienisch-/niederländische Satellit BeppoSAX, dass einige Gammaausbrüche ein Nachglühen (oder Nachleuchten, “Afterglow”)
aufweisen. Das Nachglühen erstreckte sich über das gesamte Spektrum von
Röntgen- über optische- bis hin zu Radiostrahlung. Es kann sich über einen
Zeitraum von mehreren Wochen erstrecken. Die gemessenen Rotverschiebung
offenbarte, dass es sich in der Tat um Ereignisse in kosmologischen Entfer-
2 GAMMA RAY BURSTS
15
Abbildung 10: Erscheinungorte und ensprechende Energieflüsse von GRBs,
aufgenommen von BATSE
nungen handeln musste, so zeigte der am weitesten entfernte GRB der je
gemessen wurde (GRB 050904) eine Rotverschiebung von z = 6.18. Weitere
Projekte wie die Satelliten HETE II (Herbst 2000) und INTEGRAL (Oktober 2002) dienten hauptsächlich der bis auf wenige Bogensekunden genauen
Lokalisierung der GRBs. Der Satellit SWIFT (Start: 20.11.04) lieferte weitere wichtige Erkenntnisse, auf die ich im letzten Kapitel einen kurzen Einblick
gegeben werde.
2.2
Arten von GRBs und mögliche Ursachen
Bereits aus den Daten des BATSE-Experiments konnte man eine bimodale
Struktur der GRBs erkennen, das heißt es existieren zwei Klassen von Gammablitzen, die “langen” und die “kurzen” GRBs. Trägt man ihre Häufigkeit
gegen ihre Dauer auf, so ergibt sich eine Kurve mit zwei Maxima, und einem Minimum bei etwa 2 Sekunden (Abb. 11). Der längste gemessene GRB
dauerte etwa 1,5h (GRB 940217B), während der kürzeste nur 6 ms dauerte
(GRB 910711)
Die freigesetzte Energie bei kurzen GRBs liegt bei etwa 1041 bis 1043 J.
2 GAMMA RAY BURSTS
16
Abbildung 11: Die bimodale Struktur: Grenze zwischen langen und kurzen
GRBs bei etwa 2 s.
Lange GRBs sind mit Energien zwischen 1044 bis 1046 J sogar bis zu Faktor
1000 stärker. Es handelt sich daher um die energiereichsten Ausbrüche im
ganzen Universum!
Bis auf zwei Ausnahmen zeigten nur lange GRBs bis jetzt ein Nachleuchten.
2.2.1
lange GRBs
Bereits im April 1998 fand man heraus, dass ein langer GRB mit einer Supernovaexplosion vom Typ Ic verknüpft war (GRB 980425 / SN 1998bw), später
fand man noch mehr Hinweise, dass Gammablitze oft aber nicht immer mit
einem Kernkollaps assoziiert werden konnten.
Heute geht man davon aus, dass GRBs beim Kernkollaps von sehr massereichen Sternen (z.b. Wolf-Rayet-Sterne, Abb. 12) entstehen, man spricht
hierbei von “Hypernovae”. Wie bereits erwäht, haben massereiche Sterne
eine sehr kurze “Lebensdauer”. Aufgrund ihrer enormen Masse laufen die
2 GAMMA RAY BURSTS
17
Fusionsprozesse im Inneren durch den großen Gravitationsdruck sehr schnell
ab. Während also die Fusion im schweren Eisen-Nickel-Kern schon zum Erliegen kommt, werden in den äußeren Schalen weiterhin die leichten Elemente
fusioniert. Der Gas- und Strahlungsdruck im Kern bricht zusammen, die Gravitation gewinnt die Überhand. Vorraussetzung für eine Hypernova ist nun,
dass der Kern eine kritische Masse von etwa 3M überschreitet. In diesem
Falle kann der Gravitationskollaps nicht mehr aufgehalten werden, der Kern
kollabiert zu einem stellaren Schwarzen Loch.
Abbildung 12: Wolf-Rayet-Stern WR 124 umgeben vom M1-67 Nebel. WolfRayet Sterne sind sehr massereiche Sterne (über 20 Sonnenmassen), sie befinden sich im Endstadium ihrer Entwicklung und verlieren durch großen
Strahlungsdruck sehr schnell an Masse. Es handelt sich um sehr seltene Objekte, in unserer Milchstraße sind nur 230 Wolf-Rayet-Sterne bekannt.
2 GAMMA RAY BURSTS
18
Der Kollaps geschieht so schnell, dass in den äußeren Schalen die Fusionsprozesse ungehindert weiterlaufen können. Die Sternhülle bleibt vollkommen
unbehelligt, während sich im Kern bereits ein Schwarzes Loch befindet. Im
unterschied zu einer Supernova wird das rotierende Schwarze Loch (KerrLoch) in einer Hypernova nun aktiv, es akkretiert Masse aus dem Sterninneren, die wiederum wie bei den Quasaren wegen der Drehimpulserhaltung
auf eine Akkretionsscheibe gezwungen wird. Diese Prozesse können mit Hilfe der allgemein relativistischen Magnetohydrodynamik (GRMHD) beschrieben werden. Nun geschieht ähnlichs wie bereits von Quasaren bekannt ist,
es bilden sich Jets aus. Sie durchstoßen die Sternhülle und zerstören diese vollständig (Abb. 13, 14). Durch Interaktion des Jets mit der Sternhülle
kommt es zur Emission von kurzwelliger elektromagnetischer Strahlung.
Abbildung 13: Die Entstehung eines Jets: Kerr-Löcher zwingen auch die
Raumzeit in eine Rotation, Magnetfeldlinien in der Nähe werden verdrillt.
Treffen sich Feldlinien verschiedener Polarität kann es zu einem lokalen Zusammenbruch des Magnetfeldes kommen, Materie kann die Akkretionsscheibe verlassen. Die MHD zeigt, dass sich Poynting-Flüsse ausbilden, die das
Schwarze Loch in Form von Jets verlassen können
2 GAMMA RAY BURSTS
19
Abbildung 14: Künstlerische Darstellung einer Hypernovaexplosion
Diesen Vorgang beschreibt das “anisotrope Feuerballmodell“:
Die durch den Kernkollaps und auch durch die akkretierte Masse im Schwarzen Loch auf kleinstem Raum (Durchmesser in der Größenordnung 10km)
konzentrierte Energie wird innnerhalb wenigen Millisekunden komplett freigegeben. Ein großer Teil davon wird in Form von Neutrinos und Gravitationswellen emittiert. Diese konnten jedoch noch nicht detektiert werden.
Ein kleiner Teil in der Größenordnung von 1050 bis 1052 erg geht in einen
sich ausdehnenden Feuerball aus Elektronen, Positronen, Baryonen und γStrahlung über. Diese γ-Strahlung entsteht im Wesentlichen durch Synchrotronstrahlung und durch inverse Comptonstreuung . Weitere γ-Strahlung
entsteht durch “interne Schocks” dabei werden abgebremste Wellenfronten
des Feuerballs durch schnellere Fronten überholt und wechselwirken miteinander, die Ausbreitungsgeschwindigkeiten der Fronten betragen dabei v ≈ c.
Die Leuchtkraft des Feuerballs überschreitet die Eddington-Leuchtkraft um
viele Größenordnungen, was bedeutet, dass der Strahlungsdruck um viele
Größenordnung höher als der Gravitationsdruch ist und der Feuerball sich
somit ausdehnen muss. Die Expansion muss mit relativistischer Geschwindigkeit erfolgen, da sonst zu viele Photonen auf kleinem Raum (r ≤ δt)
2 GAMMA RAY BURSTS
20
unterzubringen wären, was zu sofortiger Paarbildung (γ ↔ e+ + e− ) und
somit zur Unterdrückung des Feuerballs führen würde. Wegen der relativistischen Geschwindigtkeit kann das Emissionsgebiet auf r = Γ2 cδt wachsen.
Γ bezeichnet den “Lorenzfaktor”
1
Γ= q
2
1 − vc2
Man nimmt an, dass dieser hier zwischen 100 und 300 liegt. Aufgrund dessen nehmen wir die vom Feuerball ausgehende Strahlung um den Faktor Γ
blauverschoben und mit höherer Intensität wahr, da der Öffnungswinkel des
Strahlkegels Θ = Γ−1 beträgt. (Beaming).
Abbildung 15: Das anisotrope Feuerballmodell.
Das Nachglühen des GRB entsteht, wenn die Schockwellen mit Materie der Sternhülle oder einer nahegelegenen Gaswolke über externe Schocks
kollidieren. Hierbei wird, ähnlich wie in einer Röntgenröhre Röntgenstrahlung erzeugt, die durch weitere Streuprozesse wie z.B. Comptonstreuung in
breitbandige elektromagnetische Strahlung umgewandelt wird. Durch Lorentzkräfte wird der Jet anfangs kollimiert und beschleunigt. Aufgrund des
hohen Lorentzfaktors kann ein Beobachter den Jet nur wahrnehmen wenn er
sich direkt im Jetkegel befindet. Da der Jet jedoch durch Wechselwirkungen
mit Materie später abgebremst wird, verringert sich der Wert des Lorentzfaktors nach folgender Zeitentwicklung:
Γ(t) ∝ t−3/8
da der Öffnungswinkel des Jets als
ΘJet ≈ Γ−1
2 GAMMA RAY BURSTS
21
definiert is, ergibt sich für die Zeitentwicklung des Öffnungswinkels:
ΘJet (t) ∝ t3/8
Abbildung 16 zeigt eine Computersimulation 1,8 s nach der Explosion.
Abbildung 16: Computersimulation eines Jets 1,8 s nach der Explosion, Achseneinheit: 100000km
Theoretisch wäre es möglich eine “verwaisten” GRB zu entdecken, wobei
aufgrund des Pilzförmigen Jets nur ein Nachleuchten, ohne einen vorrausgegangenen GRB zu sehen sein müsste, wenn der Beobachter ausserhalb des
ursprünglichen Jetkegels lokalisiert war. Dies wurde allerdings noch nicht beobachtet.
2 GAMMA RAY BURSTS
22
Sterne mit so hohen Massen, dass daraus eine Hypernova enstehen könnte
sind jedoch heutzutage eher selten. Der Superstern etwa 100 bis 150 Sonnenmassen große η-Carinae (Abb. 17) gilt aber als Kandidat für eine Hypernova,
wäre dann ein Jet direkt auf uns gerichtet, könnte dies aufgrund von Wechselwirkungen der Gammastrahlung mit unserer Erdatmossphäre sogar eine
Gefahr für das irdische Leben darstellen.
Abbildung 17: Der Superstern eta-carinae umgeben von einem bipolaren Nebel
2 GAMMA RAY BURSTS
2.2.2
23
kurze GRBS
Die kurzen Gamma Ray Bursts dauern von 0,01 bis 2 Sekunden. Ihnen liegen vermutlich Verschmelzungsprozesse (“merging”) kompakter Objekte wie
zwei Neutronensterne (NS-NS merging) oder eines Neutronensterns und eines
Schwarze Lochs (NS-BH merging) zugrunde. Dies kommt in Doppelsternsystemen recht häufig vor. Besagte Prozesse laufen sehr schnell ab, weshalb
die Gammastrahlenausbrüche ebenfalls kurz sind, eine Lokalisierung dieser
kurzen GRBs hat ergeben, dass diese vorwiegend aus elliptischen, also sehr
alten Galaxien stammen, was die These vom “Merging” weiter stützt, da
Simulationen gezeigt haben, dass es ca. 108 Jahre dauern kann ehe ein Doppelsternsystem entsteht und beide Objekte sich vereinigen.
2.3
Überblick über neue Erkenntnisse des Satelliten
SWIFT
SWIFT ist ein Forschungssatellit der NASA mit britischer und italienischer
Beteiligung (Abb 18). Er wurde am 20. November 2004 gestartet und befindet
sich seit dem auf einem kreisformigen Orbit mit einer Inklination von 22°.
Das Ziel dieser Mission ist die schnellstmöglche, genaue Lokalisierung von
GRBs. So dass das Objekt des Ursprungs noch während des Nachleuchtes
beobachtet werden kann.
SWIFT ist mit folgenden Instrumenten ausgestattet:
• Das “Burst Alert Telescope” (BAT) detektiert Gammastrahlung
im Bereich von 10 bis 150 keV, dabei erfasst es mit einem Sichtfeld
von 2 Steradiant einen großen Ausschnitt des Universums. Dieses Instrument bestimmt die Position eines GRBs auf 1 bis 4 Bodenminuten
genau, der ganze Satellit richtet sich binnen 60 - 120 Sekunden auf
Ursprungsort des Gammablitzes aus, sodass die anderen Instrumente
genauere Untersuchungen vornehmen können.
• Das “X-Ray Telescope” (XRT) kann nun das Röntgenspektrum des
Nachleuchtens im Intervall 200 eV bis 10 keV untersuchen, es bestimmt
dabei die Quelle auf 3 bis 5 Bogensekunden genau. XRT nimmt auch
Lichtkurven des Nachglühens über mehrere Wochen hinweg auf.
• Das “Ultra Violet / Optical Telescope” (UVOT), eine Teleskop
mit 30 cm Spiegeldurchmesser, nimmt schließlich das Spektrum im optischen und UV-Bereich von λ = 170nm bis λ = 650nm auf und lokalisiert die Quelle mit einer Genauigkeit von 0,3 Bogensekunden.
2 GAMMA RAY BURSTS
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Abbildung 18: Der Satellit SWIFT Gamma Ray Explorer
Mit der Inbetriebnahme von SWIFT wurden binnen weniger Sekunden bis
Minuten exakt lokalisierte GRBs die Regel. Ausserdem wurden auch optische
Aufnahmen während der Gammaausbruch selbst noch aktiv war möglich.
Eines der wichtigsten Ergebnisse von SWIFT war die Entdeckung der sogenamnnten “Röntgenflares”: Es zeigte sich dass die Intensität des Röntgennachleuchtens kurzfristig um bis zu einen Faktor 100 zunehmen kann (Abb.
19).
Man erklärt sich dies damit, dass das Schwarze Loch im Zentrum der
Hypernova einige Zeit nach dem eigentlichen Ausbruch noch einmal aktiv
wird, oft sogar erst Stunden danach. Bei diesem Vorgang wird allerdings
weniger Energie freigesetzt, er ist nur im Röntgenbereich sichtbar. Wie es
möglich ist, dass das Schwarze Loch nach so langer Zeit noch Masse akkretiert
ist jedoch noch nicht bekannt. Mögliche Ursachen dafür sind, dass Materie
nach der Explosion wieder ins Schwarze Loch zurückfällt, oder Instabilitäten
der Akkretionsscheibe.
Auch bezüglich der kurzen GRBs zeigten sich neue Erkenntnisse durch
SWIFT: Ein halbes Jahr nach dem Start gelang es mit GBR 050509B den
2 GAMMA RAY BURSTS
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Abbildung 19: Zeitentwicklung der Röntgenintensität dreier GRBs, bei GRB
050502B (rot) zeigt sich ein Röntenflare mit Maximum bei t ≈ 800s
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ersten Afterglow eines kurzen GRB zu lokalisieren, er befand sich im Halo
einer elliptischen Galaxie mit z = 0, 225. Mit GRB 050709 fand man den ersten optischen- und mit GRB 050724 den ersten Radioafterglow eines kurzen
GRB. Diese beiden wurden ebenfalls in elliptischen Galaxien lokalisiert, was
die Theorie, dass kurze GRBs durch Verschmelzung von Objekten eines Doppelsternsystems entstehen weiter stützt, zumal in elliptischen Galaxien aufgrund ihres geringen Anteils an Gas und Staub keine neuen Sterne enstehen
können,
die
in
Supernovae
enden
würden.
Ausblick:
Bis Ende Juni 2007 wurden insgesamt fast 200 optische Afterglows von
Gamma-Ray-Bursts nachgewiesen, von denen in mehr als 120 Fällen auch die
Rotverschiebeung gemessen werden konnte. Aufgrund der großen Menge an
Daten die der Satellit SWIFT lieferte befindet sich die GRB-Forschung zur
Zeit in einer sehr fruchtbaren Phase. Vielleicht wird man in nicht mehr allzu
langer Zeit in der Lage sein, GRBs bei sehr hohen Rotverschiebungen (z >
20) genau zu lokalisiern um die ersten Sterne der Population III auffinden zu
können.
Auf der Internetseite http://grb.sonoma.edu/ werden stets in Echtzeit
die aktuellsten GRBs auf einer Karte vermerkt.
LITERATUR
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Literatur
[1] W. Gebhardt: Skript zur Vorlesung “Kosmologie”, WS 06/07.
[2] A. Heger, S. E. Woosley: The Beginning of Stellar Nucleosynthesis,
2002, NucAstroXI
[3] S. W. Campbell: Nucleosynthesis in Early Stars, astro-ph/0305009.
[4] R. B. Larson: The Formation of the First Stars, astro-ph/9912539
[5] M. Bamesreiter, J. Loher: Gammablitze und die Entstehung stellarer
Schwarzer Löcher, 2007
[6] D. A. Kann, S. Schulze, S. Klose: Kosmische Gammastrahlenausbrüche, “Sterne und Weltraum” 12/2007, Verlag Spektrum der Wissenschaft.
[7] A. Müller: Lexikon der Astrophysik, http://www.wissenschaftonline.de/astrowissen
[8] Wikipedia die freie Enzyklopädie: http://www.wikipedia.org