Vortrag (.pdf) - Server der Fachgruppe Physik der RWTH Aachen
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Gamma Ray Burster<br />
• •<br />
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•<br />
Seminarvortrag von Mario<br />
Schweitzer<br />
•<br />
•<br />
•
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 2
Historische Übersicht<br />
• 1967 Amerikanische Vela-Serie Vela Serie<br />
- Satelliten zur Überwachung von Atombombenexplosionen<br />
- Erster Nachweis extraterrestrischer Gammastrahlen<br />
• 1991 Compton Gamma-Ray Gamma Ray Observatorium<br />
- Gesteigerte Empfindlichkeit u. Auflösung<br />
- Wichtigstes Instr: Instr:<br />
BATSE (Burst ( Burst and Transient Source Experiment)<br />
- Sensitiv für nie<strong>der</strong>energetische Gamma- Gamma u. harte Röntgenstrahlung<br />
( 20 keV – 1 MeV )<br />
- Bursts sind homogen am Himmel verteilt<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 3
Historische Übersicht<br />
• 1996 BeppoSAX (Satellite Satellite per<br />
Astronomia a Raggi X )<br />
- Designed zum Nachweis des schwächeren Röntgenafterglows<br />
- Key Innovation: Schnelles Ausrichten des Satelliten<br />
- Genauere Lokalisierung bis auf einige Winkelminuten<br />
- Zusätzlich Einsatz erdgebundener opt. Teleskope und<br />
Radioteleskope<br />
- 1997 Erste Beobachtung optischer Counterparts<br />
(GRB970228 u. GRB970508)<br />
- Aus Absorbtsionslinien => Entfernung 1 billionen<br />
Lichtjahre<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 4
28.Feb.1997 3.März 1997<br />
15.07.02<br />
Aufnahme von GRB970228 durch BeppoSAX (1-10 keV)<br />
Seminarvortrag Mario Schweitzer 5
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 6
Historische Übersicht<br />
• 1999 ROTSE (Robotic ( Robotic Optical Transient<br />
Search Experiment)<br />
- automatisch, erdgebundenes Robotteleskop getriggert durch z.B BATSE BATSE<br />
- schnelles automatisches Einstellen auf Burst<br />
- Aufnahme optischer Counterparts<br />
- 23. Januar 1999 Entdeckung des opt. Counterparts von GRB 990123<br />
- GRB 990123 hellstes opt. Event <strong>der</strong> Wissenschaftsgeschichte<br />
- bei homogener Abstrahlung : Luminosität entspr. 10 Millionen Supernovae<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 7
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 8
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 9
Lokalisierung<br />
• Verteilung <strong>der</strong> Bursts<br />
• Positionsbestimmung mittels<br />
Satellitentriangulation<br />
• Entfernungsbestimmung mittels<br />
Rotverschiebung und Energieberechnung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 10
Verteilung <strong>der</strong> Bursts<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 11
Folgt die Verteilung dem Aufbau unserer Galaxis ?<br />
Dipolmoment D und Quadrupolmoment Q <strong>der</strong> Verteilung<br />
geben Auskunft über Konzentrationen bezüglich <strong>der</strong><br />
galaktischen Ebene.<br />
θ i<br />
bi<br />
: Winkelabstände <strong>der</strong> Bursts (i=1...N) vom galaktischen<br />
: galaktische Breite<br />
D = 〈 cosθ 〉 i und sin 1/<br />
3<br />
2<br />
Q = 〈 〉 − bi<br />
Für isotrope Verteilung von N Bursts: Bursts<br />
-1/2 1/2 -1/2 1/2<br />
D = 0.0 +/- +/ ( 3 N ) und Q = 0.0 +/- +/ (45 N/4)<br />
Zentrum<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 12
Messung (N=1637) liefert: liefert:<br />
D = - 0.015 +/- +/ 0.014<br />
Q = 0.004 +/- +/ 0.008<br />
⇒Isotrope Isotrope Verteilung (im Rahmen <strong>der</strong> Messfehler)<br />
Weitere Info liefert die integrierte Anzahl N(>S)<br />
<strong>der</strong>jenigen Bursts <strong>der</strong>en maximaler , über den<br />
Energiebereich integrierter Fluss den Wert S übertrifft.<br />
Annahmen: Annahmen:<br />
1) Quellen im eukl. eukl.<br />
Raum homogen verteilt<br />
2) ) Leuchtkraftfunktionen überall gleich<br />
=> N(>S) ~ r<br />
3<br />
an<strong>der</strong>erseits ist S ~ 1/r<br />
2<br />
=> N(>S) ~ S<br />
-3/2<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 13
Abweichung vom<br />
erwarteten Verlauf deutet<br />
auf eine geringere Anzahl<br />
schwacher Bursts bzw.<br />
äquivalent dazu auf eine<br />
geringere Anzahl weit<br />
entfernter Bursts hin !<br />
Kumulative Verteilung N(>S) <strong>der</strong> Bursts mit einem<br />
Fluß > S im Energiebereich 50 – 300 keV. keV.<br />
-3/2 3/2<br />
- - - - : erwarteter S - Verlauf<br />
(BATSE Aufnahme) Aufnahme)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 14
Insgesamt: 1) Isotrope Verteilung<br />
-3/2 3/2<br />
2) Abweichung von S - Verlauf<br />
=> Weniger schwache Bursts<br />
Interpretation: Burster müssen nahezu<br />
gleichmäßig in einem sphärischen begrenzten<br />
Volumen verteilt sein.<br />
Zwei Modelle :<br />
a) Sehr ausgedehnter sphärischer Halo unserer<br />
Milchstraße (>100kpc)<br />
b) Kosmologischer Ursprung. Abweichung vom<br />
S -3/2 3/2<br />
-Verlauf Verlauf erklärt durch Effekte <strong>der</strong><br />
Rotverschiebung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 15
Model a erscheint allerdings unwahrscheinlich da<br />
keine aktiven Objekte mit einer solchen Verteilung<br />
bekannt sind.<br />
Modell b (Kosm.Ursprung<br />
( Kosm.Ursprung) später durch Messung <strong>der</strong><br />
Rotverschiebung <strong>der</strong> Host-Galaxie Host Galaxie bzw. <strong>der</strong><br />
Rotverschiebung von Absorptionslinien im Afterglow<br />
eindeutig bestätigt !<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 16
Lokalisation<br />
• Verteilung <strong>der</strong> Bursts<br />
• Positionsbestimmung mittels<br />
Satellitentriangulation<br />
• Entfernungsbestimmung mittels<br />
Rotverschiebung und Energieberechnung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 17
θ<br />
Positionsbestimmung mittels<br />
In <strong>der</strong> Näherung R>>D ergibt<br />
12<br />
sich <strong>der</strong> Winkel zu:<br />
θ<br />
Satellitentriangulation<br />
= arccos( c∆t<br />
/ D ) 12<br />
Mit ∆t<br />
:= Laufzeitdifferenz zw.<br />
Satellite 1 und 2<br />
und R := Abstand des Bursts<br />
Messung um so genauer je größer <strong>der</strong><br />
Abstand <strong>der</strong> Satelliten ist<br />
8<br />
D 12<br />
= einige AU (1AU=1,496 10 km)<br />
16<br />
R = einige Gpc (1 pc = 3,08 10 m)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 18
Zuständig für die Lokalisierungen ist das interplanetary<br />
Network (IPN) bestehend aus :<br />
Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, Orbiter,<br />
SIGMA, WATCH,<br />
PHEBUS<br />
Genauigkeit <strong>der</strong> Lokalisierung : einige Bogenminuten<br />
Lokalisationsrate : 1 Burst pro Woche<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 19
Lokalisation<br />
• Verteilung <strong>der</strong> Bursts<br />
• Positionsbestimmung mittels<br />
Satellitentriangulation<br />
• Entfernungsbestimmung mittels<br />
Rotverschiebung und Energieberechung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 20
Entfernungsbestimmung mittels<br />
Rotverschiebung<br />
λ<br />
λ 0<br />
λ − 0<br />
Rotverschiebung : z := =<br />
λ 0<br />
: verschobene Wellenlänge<br />
: Laborwellenlänge<br />
v : Quellengeschwindigkeit<br />
c : Lichtgeschwindigkeit<br />
( )<br />
( ) 1<br />
v / c<br />
−<br />
v / c<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 21<br />
1+<br />
1−<br />
Aus allgemeinrelativistischer Kosmologie => allgemeine Hubblebeziehung<br />
( ) , z = H r<br />
cz q0 0 L<br />
q<br />
ψ ( ) ψ ,<br />
mit<br />
0<br />
q<br />
1−<br />
⎡<br />
⎤<br />
0 1<br />
z = 1+<br />
⎢1−<br />
⎜<br />
⎛ 1+<br />
2 −1⎟<br />
⎞ q z ⎥<br />
⎢ ⎝<br />
0<br />
q z<br />
⎠⎥<br />
0 ⎣ q0<br />
⎦<br />
H 0<br />
:Hubblekonst<br />
: Hubblekonst. . q<br />
0 :Dezelerationsparameter<br />
Dezelerationsparameter rL :Helligkeitsentfernung<br />
H 0 = 65 km/( s Mpc) Mpc)<br />
, q = 0,1 (Friedmannuniversum)<br />
0
Helligkeitsentfernung definiert über:<br />
an<strong>der</strong>erseits ist<br />
=<br />
f<br />
(<br />
( 1+<br />
t<br />
0<br />
)<br />
=<br />
z)<br />
r<br />
( 1+<br />
z)<br />
=> r R<br />
L 0<br />
L<br />
f = 2<br />
4π r L<br />
r :radiale Lagrangekoordinate R 0<br />
:Skalenfaktor R (t = t 0<br />
)[zum jetzigen Zeitpkt.] Zeitpkt.]<br />
f :beobachteter Strahlungsstrom<br />
L :absolute Leuchtkraft des Bursts<br />
r R :Abstand zur Quelle<br />
0<br />
Verallg. Verallg.<br />
Hubblegesetz<br />
r =<br />
( 1+<br />
z)<br />
r<br />
L R0<br />
D.h. messe z r Abstand zur Quelle<br />
L<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 22<br />
L(<br />
2<br />
t<br />
e<br />
)<br />
4π<br />
r<br />
2<br />
R<br />
2<br />
0
Woher stammen die beobachteten Wellenlängen zur Bestimmung von z ?<br />
Antwort: Aus Absorptionslinien die im Afterglow des Bursts selbst enthalten sind<br />
o<strong>der</strong> bei <strong>der</strong> Absorption des Afterglows in umliegen<strong>der</strong> Materie (z.B. Muttergalaxie)<br />
entstehen o<strong>der</strong> aus Absorptionslinien im Licht <strong>der</strong> Muttergalaxie.<br />
Entdeckung des opt.<br />
Counterparts<br />
(Afterglows Afterglows) ) von<br />
GRB 990123. 990123.<br />
Rechts<br />
das Bild im Gunn-r Gunn r<br />
Band.Der Kreis<br />
entspricht <strong>der</strong> auf 50<br />
Bogensekunden<br />
genauen<br />
Lokalisation des<br />
Röntgenafterglows<br />
durch BeppoSAX.<br />
BeppoSAX<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 23
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 24
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 25
Hubbleaufnahme Sept.97<br />
GRB970228<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 26
λobs, air<br />
: im Spektrograph gemessene <br />
Wellenlänge<br />
Wellenl nge<br />
:Wellenlänge :Wellenl nge im CMS <strong>der</strong> Quelle<br />
und im Vakuum.<br />
rest, vac<br />
λ<br />
obs<br />
/ λ<br />
rest<br />
=1+<br />
z<br />
Absorptionsspektrum<br />
Absorptionsspektrum aus dem<br />
Afterglow von GRB 990123<br />
aufgenommen mit Keck II Teleskop<br />
atm. atm. bedeutet durch Atmosphäre<br />
absorbiert.<br />
Auflösung: Auflösung: 11.6 Ängström<br />
Absorption Absorption vermutlich durch<br />
intergalaktische Wolke verursacht<br />
Entfernung ist eine untere Grenze.<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 27
GRB<br />
970508<br />
971214<br />
970329<br />
970425<br />
980613<br />
980703<br />
Energien und Distanzen von 6 Bursts:<br />
Bursts<br />
z<br />
0.835<br />
3.42<br />
5(?)<br />
0.008(?)<br />
1.096<br />
1.61<br />
Distance<br />
Gpc<br />
7x10<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 28<br />
4<br />
4.6<br />
4.9(?)<br />
0.04(?)<br />
3.1<br />
2.9<br />
Energie<br />
erg<br />
3x10<br />
54<br />
5x10 (?)<br />
47<br />
8x10 (?)<br />
5x10<br />
8x10<br />
51<br />
53<br />
51<br />
52
Beobachtete Energie-Rotverschiebungs<br />
Energie Rotverschiebungs Relation:<br />
Violett (gelb gelb) ) entspricht Emissions- Emissions (Absorptions Absorptions-) ) Linien <strong>der</strong><br />
Muttergalaxie. ( 0.43 < z < 4.5 )<br />
Energie berechnet aus Gammastrahlenfluß unter Annahme isotroper<br />
Emission.<br />
Emission<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 29
Energieberechnung für GRB990123:<br />
Wir nehmen ein Friedmann Standardmodell an mit:<br />
Dichteparameter Ω0 = 0.2 => Dezelerationsparameter q = 0.1<br />
0<br />
Kosmologische Konstante Λ0=<br />
= 0 , gemessene Rotverschiebung z =1.6004<br />
Hubblekonst. Hubblekonst.<br />
H = 65 km / ( s Mpc )<br />
0<br />
)<br />
r L<br />
cz<br />
= ψ entspricht einer Distanz von<br />
q<br />
( ) , z = 3,<br />
7 ⋅ cm<br />
0<br />
H<br />
0<br />
10 28<br />
−11<br />
−2<br />
gemessener Fluß (100s) (E > 20 keV) keV<br />
entspricht einer Distanz von R = 4.6 Gpc<br />
Bei isotroper Emission errechnet sich dann die freigesetzte Energie am Ort des<br />
Bursts zu:<br />
2<br />
F<br />
= 5⋅10<br />
Jcm<br />
= F4 π r = 8.<br />
5710<br />
J = 8.<br />
57<br />
E 10<br />
γ<br />
L<br />
47<br />
erg<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 30<br />
54
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 31
Typisch zeitliche Strukturen<br />
<strong>der</strong> Gammastrahlenbursts.<br />
Gammastrahlenbursts.<br />
- Kurze und lange Bursts<br />
- Sehr strukturierte Bursts<br />
- Sehr regelmäßige Bursts<br />
- Bursts mit langen Ruhephasen<br />
Morphologie bisher wenig<br />
verstanden !<br />
Kürzeste zeitl. zeitl.<br />
Variabilitäten =<br />
einige zehntel Millisekunden<br />
Größe des<br />
Emissionsgebietes höchstens<br />
300 km.<br />
km<br />
Strahlungseigenschaften<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 32
Bimodale Verteilung <strong>der</strong><br />
Burstdauer<br />
Kurze Bursts: Bursts:<br />
0.01 – 2 Sekunden<br />
Lange Bursts: Bursts:<br />
2 – 1000 Sekunden<br />
Schwerpunkte bei<strong>der</strong> gaußförmiger<br />
Verteilungen liegen bei 0.5 bzw. 30<br />
Sekunden.<br />
Population: Langen Burst ca. zweimal<br />
so groß wie Kurze.<br />
Unterschiedliche Explosionsszenarien<br />
für beide Typen.<br />
A) Lange Bursts: Bursts:<br />
Explosion<br />
massereicher Sterne (Collapsars ( Collapsars)<br />
B) Kurze Bursts: Bursts:<br />
Verschmelzen<br />
zweier Neutronensterne die eng<br />
einan<strong>der</strong> umlaufen.<br />
A) u. B) => Reproduktion <strong>der</strong><br />
beobachteten GRB Rate<br />
Verteilung <strong>der</strong> BATSE Bursts bez. Ihrer Dauer. Dauer.<br />
Stand : Ende 1999<br />
Ordinate: Anzahl <strong>der</strong> Bursts pro 0.2 logarithmisches Intervall <strong>der</strong><br />
Abszisse.<br />
T90 ist <strong>der</strong> Zeitraum innerhalb dessen BATSE zwischen 5% und<br />
95% <strong>der</strong> von einem Burst insgesamt nachgewiesenen Photonen<br />
registriert hat<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 33
Energiespektrum<br />
Spektrum nicht thermisch<br />
Emissionsbereich <strong>der</strong> GRB´s: einige 100 keV<br />
Röntgenemission schwächer<br />
Wenig <strong>der</strong> Gesamtenergie wird unterhalb von 10 keV emittiert.<br />
Meist begleitet von Hochenergieschwänzen die einen wesentlichen<br />
wesentlichen<br />
Anteil <strong>der</strong> Energie beinhalten.<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 34
Das Kompaktheitsproblem (Schlüssel zum GRB-Vesrtändniss<br />
GRB Vesrtändniss)<br />
Strahlungseigenschaften: A) kürzesten zeitl. zeitl.<br />
Varianzen => R = 300 km<br />
Spektrum enthält hohen Anteil hochenergetischer Gammaphotonen. Diese Diese<br />
Photonen<br />
+<br />
mit Energie Ea bilden mit nie<strong>der</strong>energetischen Photonen <strong>der</strong> Energie Eb über<br />
γγ → e e<br />
2<br />
Elektronen-Positronenpaare<br />
Elektronen Positronenpaare falls<br />
Ea Eb<br />
( 1−<br />
cos( θ )) > mec<br />
Durchschnittliche optische Tiefe für diesen Prozess ist:<br />
f T<br />
B) nicht thermisches Spektrum => Photonen können frei<br />
entkommen d.h. Quelle ist optisch dünn<br />
τ γγ=<br />
2 2 2<br />
f p T FD / Ri<br />
mec<br />
σ<br />
p:<br />
: Bruchteil <strong>der</strong> reagierenden Photonen , : Thomson Wirkungsquerschnitt<br />
F : beobachteter Fluss , D : Abstand zur Quelle<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 35<br />
σ<br />
−
Aus gemessenen Flüssen und Distanzen γγ >> 1 , ( Quellen optisch dick )<br />
im Wi<strong>der</strong>spruch zum beobachteten Spektrum mit τ γγ > 1<br />
α :Hoch Hoch-energie energie Spektralindex<br />
Γ<br />
R e<br />
Kompaktheitsproblem gelöst gel st für f r : > 100 (größ (größte<br />
te Geschwindigkeit im All)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 36<br />
τ<br />
Γ<br />
Γ<br />
2
Isotrope o<strong>der</strong> jetartige Abstrahlung ?<br />
Ultra-relativistischen Ultra relativistischen Jets Reduktion <strong>der</strong> hohen Burstenergie.<br />
Burstenergie.<br />
Für GRB990123 um einen Faktor 1/100. 1/100.<br />
Strahlungsemission nicht an allen Orten beobachtbar Erhöhung Erh hung <strong>der</strong> Burstrate um<br />
( θ : Öffnungswinkel ffnungswinkel des Jets. )<br />
Beobachtungsrate: 1 Burst pro 10 Jahren pro Galaxie<br />
−1<br />
Burstrate: Burstrate:<br />
1 Burst pro hun<strong>der</strong>t Jahren pro Galaxie mit und<br />
Γ ≈ 100<br />
Zusätzlicher Effekt: Effekt:<br />
Relativistische Aberration d.h. Trotz isotroper Emission im CMS<br />
<strong>der</strong> Quelle kann ein Beobachter nur Strahlung wahrnehmen die aus einem Kegel mit<br />
−1<br />
dem halben Öffnungswinkel θ<br />
rel[<br />
Radiant]<br />
≈ Γ um die Bewegungsrichtung <strong>der</strong><br />
Quelle kommt.<br />
Problem: Optisches Nachleuchten auf Grund <strong>der</strong> großen Entfernung räuml. räuml.<br />
nicht<br />
auflösbar. (Punktquelle)<br />
Lösung: Schließe auf jetartige Emission aus dem charakteristischen zeitl. zeitl.<br />
Verlauf des<br />
Photonenflusses des Afterglows .<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 37<br />
θ<br />
≈<br />
Γ<br />
4π / θ<br />
2
3/<br />
8<br />
Standard Feuerballmodell Feuerballmodell ~ wächst chst mit <strong>der</strong> Zeit an. D.h. <strong>der</strong><br />
Beobachter bekommt im Laufe <strong>der</strong> Zeit immer mehr von dem Jet zu sehen. sehen.<br />
−<br />
Γ t t θ rel<br />
θ<br />
Je kleiner Jet um so eher bekommt <strong>der</strong> Beobachter den Rand des des<br />
Jets zu sehen.<br />
Helligkeit des Nachleuchtens fällt f llt mit an<strong>der</strong>en Zerfallskonstante ab als wie zuvor.<br />
Effekt rein geometrisch und deshalb wellenlängenunabh<br />
wellenl ngenunabhängig ngig<br />
()<br />
Relativistischen Hydrodynamik <br />
Jet<br />
Γ<br />
E52<br />
() t ≈ 6(<br />
E / n)<br />
:<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 38<br />
52<br />
1/<br />
8<br />
⎛ t ⎞<br />
⎜ ⎟<br />
⎝1+<br />
z ⎠<br />
1/<br />
3<br />
8/<br />
3<br />
mit Γ = 1/<br />
θ t = 6(<br />
E / n)<br />
( θ Jet / 0.<br />
1)<br />
( 1+<br />
z)<br />
n : Teilchenzahldichte<br />
52<br />
−3/<br />
8<br />
Gesamte Explosionsenergie in<br />
52<br />
Vielfachen von 10 erg<br />
(t ist die Zeit in Stunden bei <strong>der</strong> die Beschleunigung des Helligkeitsabfalls<br />
Helligkeitsabfalls<br />
einsetzt.)<br />
Achromatische Helligkeitsabnahme im opt. Nachleuchten von GRB<br />
990510 beobachtet.
Helligkeitsentwicklung im opt. Nachleuchten von GRB990510 ( R-Band) R Band)<br />
Beschleunigung nach t=1.3 Tagen 0.023<br />
θ ≈ π<br />
Nicht jedes Nachleuchten zeigt diesen Effekt.<br />
Unklar wann Jet auftritt und wann nicht. (Stand 2001)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 39<br />
Jet
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 40
Entstehungsmechanismen<br />
• Das Feuerball-Schock Feuerball Schock Modell<br />
• Mögliche Szenarien<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 41
Das Feuerball-Schockmodell<br />
Feuerball Schockmodell<br />
In guter Übereinstimmung mit den vorhanden Daten steht das Feuerball-Schockmodell.<br />
Feuerball Schockmodell.<br />
Feuerballmodell:<br />
Einfachstes Modell:<br />
reiner Strahlungsfeuerball Photonen und Elektronen, Positronen (aus Paarbildung)<br />
[Anfangsenergie >> Ruhemassenäquivalent]<br />
Opazität bezüglich Paarbildung Photonen können anfangs nicht entkommen.<br />
=ˆ p = ρ / 3<br />
−1<br />
T<br />
∝ R<br />
Plasma perfekte Flüssigkeit mit Expansion unter eigenem Druck<br />
Abk Abkühlung hlung mit<br />
T < Paarbildungslevel Annihilisation <strong>der</strong> Paare.<br />
Bei T=20 keV wird Feuerball transparent.<br />
Thermisches Spektrum Modell nicht geeignet für f r GRB´s GRB<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 42
Erweiterung des Modells: Modells<br />
Relativistisch, baryonischer Feuerball<br />
D.h. Verunreinigung des Plasmas mit einem geringen Anteil baryonischer Materie.<br />
Wesentlicher Effekt: (bei bestimmter Größe von (E/Mc (E/ Mc 2<br />
)<br />
Bevor Feuerball optisch dünn geht <strong>der</strong> meiste Teil <strong>der</strong> Anfangsenergie Anfangsenergie<br />
in kinetische<br />
Energie <strong>der</strong> Baryonen über mit einem Endlorentzfaktor :<br />
2<br />
Problem: Notwendigkeit <strong>der</strong> Rekonvertierung von kin. kin.<br />
Energie in Strahlungsenergie<br />
Lösung: Schockmodell<br />
( E / Mc )<br />
Rekonvertierung erhält man über die Bildung innerer Schocks im Plasmastrom<br />
(aus Geschwindigkeitsgradienten im Strom) GRB Emission im Gammabereich<br />
Durch äußere Schockwellen die durch die Wechselwirkung mit dem ISM<br />
entstehen. Afterglow<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 43<br />
γ<br />
f ≈
Quelle: Massiver kollabieren<strong>der</strong> Stern<br />
- jetförmiger jetf rmiger Feuerball<br />
- äußere ere Schalen sind langsamer als Innere<br />
- Innere holt Äußere ere auf<br />
- interner Schock ( R ≈ 10 cm)<br />
- hinter dem Schock baut sich ein chaotisches B-Feld B Feld auf<br />
- relativistische Elektronen emittieren Synchrotronstrahlung (E 100keV)<br />
15<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 44<br />
≈
- komplizierte zeitl. zeitl.<br />
Struktur <strong>der</strong> Gammabursts<br />
- inverse Comptonstreuung <strong>der</strong> Synchrotronphotonen => Aufweitung des Spektrums<br />
- Feuerball bewegt sich weiter ins interstellare Medium<br />
- Aufnahme zusätzlicher zus tzlicher Materie (z.B. interstellare Gas)<br />
3/<br />
8<br />
- Verlangsamung des Jets (Hauptlorentzfaktor<br />
( Hauptlorentzfaktor des Jets: ~ )<br />
- externe vorwärtige vorw rtige Schockwellen und rückl r ckläufige ufige Schockwellen<br />
- auch Zufallslorentzfaktor <strong>der</strong> Elektronen und chaotische B-Feld B Feld nehmen zeitl. zeitl.<br />
ab<br />
−<br />
Γ t<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 45
- Spektrum weicht zeitlich auf später sp ter Afterglow (Röntgen (R ntgen-,UV,optischer<br />
,UV,optischer-,IR ,IR-<br />
,Radiobereich)<br />
- Modellvorhersagen stimmen gut mit Messdaten überein. berein.<br />
- wie Energie in einen kollimierten , ultrarelativistischen Fluss konvertiert wird ist<br />
bislang unklar (Stand Jan.2001)<br />
- in min. 2 GRB´s GRB s hat man Eisenlinien gefunden <strong>der</strong>en Rotverschiebung mit <strong>der</strong> <strong>der</strong><br />
Muttergalaxie übereinstimmten<br />
bereinstimmten. .<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 46
-mögliche gliche Entstehung durch eine vorher bei einer Supernova ausgestoßene<br />
ausgesto ene<br />
eisenhaltige Hülle H lle Supernova muß mu Tage o<strong>der</strong> Wochen vorher stattgefunden haben<br />
- aber auch eine kontinuierliche Röntgenemission R ntgenemission im GRB-fluss GRB fluss die die äußere ere<br />
Sternenhülle Sternenh lle erreicht könnte k nnte für f r die Eisenlinien verantwortlich sein.<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 47
Links: Schnappschussspektrum von GRB970508 bei t=12 Tagen nach dem dem<br />
Burst<br />
im Vergleich zu einem Standard Afterglow Synchrotron Schock Model Fit<br />
[ < 12: Radio , 12 – 14: IR , 14 –15:opt. 15:opt. , 15-17:UV 15 17:UV , > 17 : Röntgen ]<br />
Rechts: Vergleich <strong>der</strong> beobachteten Lichtkurven des Afterglows von GRB bei<br />
verschiedenen Wellenlängen mit dem Blastwave- Blastwave Modell<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 48
Entstehungsmechanismen<br />
• Das Feuerball-Schock Feuerball Schock Modell<br />
• Mögliche Szenarien<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 49
Mögliche Szenarien<br />
die die energetischen Voraussetzungen zur Erzeugung<br />
eines GRB-Feuerballs GRB Feuerballs erfüllen.<br />
51<br />
- Supernovae (~10 erg) erg<br />
-Verschmelzung Verschmelzung zweier einan<strong>der</strong> umlaufen<strong>der</strong><br />
Neutronensterne<br />
- Verschmelzung eines Doppelsystems aus<br />
schwarzem Loch und Neutronenstern<br />
-Formation Formation eines schnell rotierenden<br />
Neutronensterns mit ultrahohem B-Feld Feld aus<br />
Sternenkollaps<br />
-Zerstörung Zerstörung kompakter Sterne durch<br />
Gezeitenkräfte durch schwarze Löcher ...<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 50
GRB´s und Supernovae<br />
BeppoSAX : GRB 980425<br />
( Röntgenfehlerbox = 8 Bogenminuten)<br />
Sehr leuchtkräftige Supernova<br />
SN1998bw (Typ Ic) Ic)<br />
war in Fehlerbox sichtbar.<br />
Supernova stimmt bis auf +/- +/ 2 Tage mit dem<br />
Datum des Auftretens von GRB 980425<br />
überein.<br />
hier: Explosion eines 10-20 10 20 Sonnenmassen<br />
großen Heliumsterns (nackter Kern eines<br />
ehemals sehr massereichen Sterns) kann<br />
Beobachtung erklären.<br />
Numerische Rechnungen (Max Planck Inst. f.<br />
Astrophysik Garching)<br />
Bei Supernovaexplosionen können k nnen<br />
hochrelativistische Jets entlang <strong>der</strong><br />
Rotationsachse des kollabierenden Sterns<br />
erzeugt werden. werden<br />
Hypernova: Pre-Kollapskern<br />
Pre Kollapskern rotiert<br />
schnell Kollaps Kollaps noch schnellere<br />
Rotation in Verbindung mit einem ultra<br />
starken Magnetfeld (aus differentieller<br />
Rotation) B-Feld Feld = Transmitter für r<br />
Energie vom rot. Kern auf die Hülle H lle<br />
Explosion Explosion (evtl. rel. Jet)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 51
GRB980425/SN1998bw ist einzige (ziemlich) sichere physikalische Assoziation<br />
eines GRB´s GRB s mit einer Supernova. (Jan. 2001)<br />
Spektroskopisch lässt l sst sich zeigen das GRB´s GRB s vornehmlich in Galaxien auftreten die<br />
Sternenentwicklungsaktivität Sternenentwicklungsaktivit t zeigen (Entstehungsrate: 1 – 10 Sonnenmassen / Jahr)<br />
Indirekter Hinweis auf bevorzugtes Auftreten von GRB´s in<br />
Sternenentstehungsgebieten:<br />
In 50% <strong>der</strong> Fälle, Fälle,<br />
in denen man einen Röntgenafterglow beobachten konnte, sah<br />
man keine Emission im optischen Bereich.<br />
Dies könnte bedeuten, dass sich <strong>der</strong> GRB-Feuerball GRB Feuerball in einer Umgebung entwickelt<br />
die eine hohe interstellare Extinktion aufweist.<br />
Frage :Sind alle GRB´s mit Supernovae assoziiert ?<br />
Frage ist bis heute offen !<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 52
Kernkollaps: Meiste Energie in low-energy low energy Neutrinos (5 – 10 MeV).<br />
Neutrinosignal ähnlich wie bei herkömmlicher Supernova<br />
Häufigkeit von Supernovae 10000 größer als für GRB´s => Hintergrund Hintergrund<br />
zu stark => Signal<br />
insuffizient zur Detektion. Detektion<br />
Möglicher Prozeß: Prozeß:<br />
Kollision Proton-Photon Proton Photon im Feuerball => Pionen => hochenergie<br />
Neutrinos<br />
14<br />
E ~ 10 eV , Fluss vergleichbar mit dem atmosphärischer Neutrinos aber aber<br />
korreliert mit<br />
<strong>der</strong> Position <strong>der</strong> GRB´s.<br />
Nachweis in zukünftigen Messungen !<br />
Neutrinos und GRB´s<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 53
Unterschied zwischen GRB´s und<br />
Supernovae<br />
- GRB´s = relativistisches Analogon zur Supernova (Konversion E [beschl. Masse]<br />
kin<br />
zu Strahlung.)<br />
Involvierte Massen<br />
Korrespondierende<br />
Geschwindigkeiten<br />
Entstehungsprozeß<br />
<strong>der</strong> Strahlung<br />
Zeitskalen<br />
-5<br />
10 Sonnenmassen<br />
Sekunden<br />
GRB<br />
Ultra-relativistisch<br />
Interne Schocks<br />
SN<br />
1 Sonnenmasse<br />
Einige 1000 km/s<br />
Interaktion mit ISM<br />
Tausende von Jahren<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 54<br />
≥
GRB´s und<br />
Doppelneutronensternensysteme<br />
Neutronensterne kreisen umeinan<strong>der</strong><br />
Abstrahlung von Gravitationswellen<br />
Verlust von Rotationsenergie<br />
Durch Gezeitenkräfte Gezeitenkr fte kann sich um das sich<br />
bildende schwarze Loch eine Akretionsscheibe<br />
bilden (numerische Simulationen). Die Akretion<br />
von <strong>der</strong> Scheibe auf das schwarze Loch kann nun<br />
einen Plasmawind erzeugen <strong>der</strong> in <strong>der</strong> Lage ist den<br />
GRB zu erzeugen.<br />
Diese Modellvorstellung ist sehr hypothetisch !!!<br />
Ereignisrate: 10 Ereignisse /Jahr/Galaxie<br />
Vergleichbar mit GRB–Rate GRB Rate (ohne Beaming) Beaming)<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 55
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 56
Zukünftige Projekte<br />
17 Okt. 2002: INTEGRAL – Mission <strong>der</strong> ESA (Flugzeit 2 – 5 Jahre)<br />
Aufgabe: Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s<br />
Ausrüstung: Ausrüstung:<br />
Zwei sich ergänzende Gammadetektoren<br />
Jeweils ein Detektor für optischen- optischen und Röntgenbereich<br />
Teilchendetektor für geladene Partikel<br />
Messbereich <strong>der</strong> Gammadetektoren : 15 keV – 10 MeV<br />
2003: NASA Swiftsatellit (soll 3 Jahre im Orbit stationiert werden)<br />
Aufgabe: Aufgabe:<br />
Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s<br />
Ausrüstung: Ausrüstung:<br />
3 Detektoren (Gamma-,Röntgen (Gamma ,Röntgen und optischer Bereich)<br />
Auflösung: Auflösung:<br />
Gammabereich : 17 Bogenminuten<br />
Röntgenbereich : 15 Bogensekunden bei 1.5 keV<br />
Optischer Bereich: 0.3 Bogensekunden bei 350 nm<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 57
Themenübersicht<br />
• Historische Übersicht<br />
• Lokalisierung<br />
• Beobachtete Strahlungseigenschaften<br />
• Entstehungsmechanismen<br />
• Zukünftige Projekte<br />
• Zusammenfassung<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 58
Zusammenfassung<br />
- GRB´s befinden sich in kosmologischen Distanzen<br />
- Sie sind die bisher relativistischsten makroskopischen Objekte die man kennt<br />
- Das Feuerball-Intern<br />
Feuerball Intern-Extern Extern-Schock Schock Model scheint die notwendigen Zutaten für<br />
eine Erklärung <strong>der</strong> Beobachtungen zu beinhalten<br />
- Ultrarelativistische Bewegung, die die Schlüsselkomponente des<br />
Feuerballmodells ist, liefert die Lösung des Kompaktheitsproblems<br />
Kompaktheitsproblem<br />
- Trotzdem haben wir noch keine Komplettlösung des Problems. Viele Viele<br />
Fragen<br />
sind noch offen:<br />
-Was Was genau bestimmt die Erscheinung des Afterglows ?<br />
-Wieso Wieso ist nur manchmal ein optischer Afterglow zu beobachten ?<br />
-Warum Warum liegt die Energie des Burst immer im weichen Gammabereich ?<br />
- Was ist <strong>der</strong> innere Motor <strong>der</strong> einen GRB antreibt ?<br />
- Warum ist die Baryonenverunreinigung so klein ?<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 59
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 60
Quellenverzeichnis<br />
[1] M.Livio,N.Panagia,K.Sahu :Supernovae and Gammray Bursts<br />
[2] T.Piran/ Physics Reports 314 (1999) 575-667<br />
[3] P.Meszaros / Gammaray Bursts: Accumulating Afterglow<br />
Implications,Progenitor Clues, and Prospects<br />
[4] S.Klose,J.Greiner,D.Hartmann / Sterne und Weltraum 3 u. 4 -5 (2001)<br />
[5] J.Craig Wheeler / Cosmic Catastrophes<br />
[6] D.Hartmann / Gammaray Bursters<br />
[7] S.R. Kulkarni u.a./ The afterglow,redshift and extreme energetics of the<br />
Gammarayburst of 23 Jan 1999<br />
[8] http://gammaray.msfc.nasa.gov/Batse/<br />
[9] http://ssl.berkley.edu/ipn3/bibliogr.html/<br />
[10] http://www.sdc.asi.it/<br />
[11] http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn/<br />
15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 61