g-ray bursts Andreas Müller LSW Heidelberg Ober-Seminar SS 2002

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1 g-ray bursts Andreas Müller LSW Heidelberg Ober-Seminar SS 2002
22. Mai 2002 Andreas Müller

2 Übersicht Die drei Dekaden der Ratlosigkeit Lokalisierung
GRB Statistik GRB Rekorde Unifikation vs. Diversifikation Breitbandiges Nachleuchten Das Feuerball-Modell Die Jet-Hypothese relativistische GRB Jets Beschleunigung der Ausflüsse Szenarien des GRB-Motors Assoziation mit Supernovae Hyperakkretion mit Neutrino-Kühlung Geburtstätten der GRBs Relikte der Kataklysmen

3 Die drei Dekaden der Ratlosigkeit
Entdeckung der GRBs: GRB am Satelliten VELA 4A und B Erst 1997 optisches Nachleuchten entdeckt! Beobachtungsschwierigkeit: schnelle, exakte Ortung Dieser technische Fortschritt erst 30 Jahre nach Entdeckung der GRBs!

4 Lokalisierung BeppoSax1996: 1° Gesichtsfeld 1 - 300 keV Energiebereich
zwei WFCs (je 40° x 40° Gesichtsfeld) Genauigkeit für Lokalisierung bis auf 3‘ Messprozess: GRB-Detektor richtungsunempfindlich bei Ereignis liegt zufällig jeder 13. GRB dann im Gesichtsfeld der WFCs dann Lokalisierung bis auf 3' genau erstes Objekt: GRB später GRB Nachglühen des GRB in soft X (Costa et al.)

5 Lokalisierung ROSAT: Lückenschluss zu Bogensekunden genauen
Positionsmessung im Optischen ebenfalls GRB auf 10" genau Erhöhung der Genauigkeit mit Satellitentriangulation: mehrere Satelliten messen zu leicht unterschiedlichen Zeiten das GRB-Signal Triangulation lokalisiert das Ereignis bis auf Bogenminuten genau. GRB war zwar bis auf Bogenminuten genau bekannt, aber Lokalisierung kam um Wochen für eine Nachfolgebeobachtung zu spät!

6 Lokalisierung BATSE @ CGRO: Klärung der Entfernung:
isotrope Verteilung am Himmel kosmologische Distanz Genauigkeit auf einige Grad Nachweisrate von 1 GRB/Tag Kürzester Burst von BATSE: 15 ms Dauer! (GRB A) Längster Burst: 1000 s (GRB ) GRBs sind bimodal!

7 Isotrope Verteilung der GRBs
l long duration, strong GRBs l short duration, weak GRBs l flux cannot be calculated due to incomplete data

8 Bimodale Verteilung von GRBs

9 Rotverschiebungsverteilung von GRBs

10 Verteilung der Photonenenergien nFn von GRBs

11 GRB Rekorde Der längste GRB: GRB 940217B: 1.5 h!!!
(hochenergetischsten Photonen mit 18 GeV) Höchste Rotverschiebung: GRB mit z = 4.5 Kleinste Rotverschiebung: GRB mit z = (physikalische Assoziation mit SN 1998bw) Stärkster Burst: GRB mit 1047 J Energiefreisetzung (isotrope Emission angenommen) Schwächster Burst: GRB mit 1040 J Energiefreisetzung (isotrope Emission angenommen) (Quelle: SuW 3-5/2001, Klose et al.)

12 Unifikation vs. Diversifikation
Bimodalität in Bezug auf Dauer Lange GRBs: (2s < t < 1000s) Nachglühen im Röntgenlicht und optisch Hypernova oder Assoziation mit Supernova! (Woosley et al.) Burster-Population sind junge, massereiche Sterne. Große Mengen Eisen im Röntgenspektrum deuten auf SN hin: GRB , BeppoSax: Absorptionskante bei 3.8 keV, z = 0.86 GRB , CHANDRA: 0.01 M8 Eisen, z = 1.0 Widerspruch zu verschmelzenden Neutronensternen! Eher Assoziation mit Explosion eines massereichen Sterns, einer Hypernova. (Amati et al., Piro et al., Science, 11/2000) Kurze GRBs: (0.01s < t < 2s) Verschmelzende Neutronensterne! (Janka & Ruffert, MPA Garching) Burster-Population sind alte NS. Bisher keinerlei Nachglühen beobachtet!!! (opt. dünnes ISM um NS?) Andere Strahlungskurve! Verzögerung zwischen den Gammaphotonen niedriger Energie gegenüber den mit höheren ist bei kurzen Bursts 20mal geringer als bei langen GRBs. (Quelle: SuW 2/2001, Daniel Fischer)

13 Breitbandiges Nachleuchten
optisch: Effekt durch WW des Feuerballs mit umgebenden Medium (Theorie: Mészáros, Rees) Hohe Dichte des Mediums Teilchen/cm3 Stosswelle im Medium Beschleunigung der Elektronen im Medium auf ultra-relativistische Geschwindigkeiten Bewegung im Magnetfeld: breitbandiges (Radio-X) Synchrotronspektrum! dieses lange Signal hilft der Lokalisierung von GRBs!

14 Breitbandiges Nachleuchten
Synchrotronspektrum ultra-relativistischer Elektronen: Maximum des Strahlungsflusses bei Frequenz nmax nmax verschiebt sich im Laufe der Zeit (h bis d nach Burst) vom harten Röntgenbereich über den optischen ins Radio! Für Frequenzen oberhalb von nmax folgt zeitliche Entwicklung des Strahlungsflusses Fn einem einfachen Potenzgesetz: Fn(t) ~ t-a n-b mit b = 3/2*a (isotrope Explosion vorausgesetzt)

15 Breitbandiges Nachleuchten
Beobachtung: im photometrischen Band gilt n ~ const Fn(t) ~ t-a übersetzt sich in prognostizierten Helligkeitsverlauf: m(t1) - m(t2) = 2.5mag a lg(t1/t2) t1, t2: zwei verschiedene Zeiten nach Burst Aber: wegen gemachter Annahmen nicht in ersten Stunden nach Burst verwendbar, weil a zu späteren Zeiten abgeleitet wurde. (a zu verschiedenen Entwicklungszeiten des Nachleuchtens verschieden!) Glänzende Bestätigung des Feuerball-Modells! (deduzierte a liegen um 1.1)

16 Simulationen von GRB Lichtkurven

17 Simulation von Lichtkurven des Nachleuchtens in X, opt., Radio

18 Motivation des Feuerball-Modells
Variabilitätszeitskala: Ausdehnung des Emissionsgebietes beobachtete Photonenflüsse: mittlere Photonenanzahldichte am Ort der Gammastrahlenquelle Notwendigkeit ultra-relativistischer Expansion!

19 Das isotrope Feuerball-Modell

20 Das Feuerball-Modell Feuerball expandiert ultra-relativistisch schnell! Konsequenzen gemäß SRT: i) räumliche Ausdehnung des Emissionsgebietes über beobachteter Variabilitätsskala kann um Faktor G2 größer sein. ii) Blauverschiebung im Spektrum: Am Explosionsort sind Photonen um Faktor G energieärmer als beobachtet! iii) relativistische Aberration: Schwellenenergie für Paarerzeugung proportional zu Faktor 1/G2 Realistisch: 100 < G < 300

21 Das Feuerball-Modell Entstehung des Bursts:
gegenseitiger Stoss ultra-relativistisch expandierender Schalen im Abstand von 6 AU (10-4 Lj) vom Explosionszentrum. (Aussagen folgen allein aus den Beobachtungen im Gammaband) Beispiel: G = 100 v = c (sogar AGN-Jets langsamer!)

22 Das Feuerball-Modell einfaches Feuerball-Modell:
Explosion isotrop (sphärisch symmetrisch) äußeres Medium (circumburst medium, CBM) hat konstante Dichte Bremsung des Feuerballs, wenn Energie Feuerball identisch mit "aufgesammelter“ Materie-Energie ist. Übertragung von kinetischer Energie auf Elektronen und Photonen des CBM. Sobald Strahlungsverluste der Elektronen klein gegenüber Energie des Feuerballs: adiabatische Expansion! (vermutlich etwa einige Stunden nach Burst)

23 Das Feuerball-Modell G(t) ~ 6 (E52/n)1/8 (t/(1+z))-3/8
Messbarkeit des Feuerballs: RelHD zeitliche Entwicklung des Lorentz-Faktors: G(t) ~ 6 (E52/n)1/8 (t/(1+z))-3/8 mit E52: Explosionsenergie in Vielfachen von 1052 erg z: Rotverschiebung n: Teilchenzahldichte t: Zeit gemessen in Tagen Abschätzung der Größe des GRB-Feuerballs senkrecht zur Sichtlinie: (z = 1 annehmen) Größe im Bereich von mas radioastronomisch messbar!

24 Die Jet-Hypothese Anisotroper Feuerball getrieben durch ultra-relativistischen Jet Relativistische Aberration: nicht alle Beobachter sehen GRB. Nur solche Strahlung ist wahrnehmbar, die aus einem Kegel mit dem halben Öffnungswinkel qrel kommt, wobei qrel ~ 1/G Bei anisotroper Emission durch einen Jet (mit halbem Öffnungswinkel qjet) wird nur ein Beobachter Strahlung des Jets detektieren, der innerhalb des durch qrel + qjet definierten Raumkegels positioniert ist. Er wird dann die Helligkeit des Jets falsch einschätzen, weil infolge Beamings KEINE Photonen verloren gehen. Selbst Photonen, die im mitbewegten System mit 90° zum Sehstrahl emittiert wurden treffen den Beobachter!

25 Die Jet-Hypothese Bei z = 1 und einer Feuerballgröße < 1 Lj ist das optische Nachleuchten der GRBs nicht auflösbar erscheint als Punktquelle! Hinweise auf Jets in der Lichtkurve des Nachleuchtens: Std-Feuerball-Modell: G(t) ~ t-3/8 qrel wächst mit Zeit an, weil Stärke der rel. Aberration abnimmt (wegen qrel ~ 1/G )

26 Die Jet-Hypothese Helligkeit fällt durch rein geometrischen Effekt (unabh. von Wellenlänge der Strahlung) mit "Zerfallskonstante" a ab. Achromatische Beschleunigung des Helligkeitsabfalls erfolgt nach Burst zur Zeit: t = 6*(E52/n)1/3 (qjet/0.1)8/3 (1+z) Stunden Erstmals beobachtet bei GRB Effekte trat um t = 2d auf. Beamingfaktor ~ 400 Ähnlicher Fall: GRB (+6 weitere) R-Band (VLT), hier nach etwa 30 Tagen Aber: GRB zeigt beispielsweise KEINE Beschleunigung der Helligkeitsabnahme! Weitere Möglichkeiten für Änderung des exponentiellen Verlaufs der Helligkeitsentwicklung: qjet wächst durch tangentiale Expansion des Jets Energieverteilung der Synchrotronelektronen ändert sich

27 Prognosen des Jet-Modells
„verwaiste“ GRBs (orphan GRBs): Nachleuchten bei größeren Wellenlängen (X, opt.) OHNE g-Burst! Ursache: Zeitabhängigkeit der Expansionsgeschwindigkeit des Feuerballs Während Strahlungsemission im Gammaband ist G ~ 300; beim Nachleuchten abgefallen auf G ~ 10. Beobachter außerhalb Strahlungskegel während GRB, weil dieser geringe Öffnung hat. Beobachter innerhalb des weiter geöffneten Strahlungskegels während des Nachleuchtens. Bisherige Suche in ARIEL und ROSAT Archivdaten erfolglos. Dunkelziffer unbekannt. optische CCD-Durchmusterung durchgeführt

28 Relativistischer Jet – Verteilung von G
1.8 s nach Explosion = 10 a v = 0.995c Achseneinheit: km Konturlinie: vr > 0.3c eint > 0.05 e0 Jet: 8° Öffnungswinkel Jet core: 99.97% c Außenrand der Sternatmosphäre Sternoberfläche M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

29 Relativistischer Jet – Verteilung der Ruhemassendichte
1.8 s nach Explosion Achseneinheit in cm Energiedepositionsrate 1051 erg/s Energiedepositionsrate 1050 erg/s M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

30 Poynting-Fluss und Ausflussbeschleunigung
rotationsgetriebener Poynting- Fluss durch Extraktion der Rotationsenergie des CO (NS oder SL) Konversion des Poynting-Flusses in kinetische Energie über Rekonnexion („Feldannihilation“): Energie des Magnetfeldes wird dissipiert; Plasma gewinnt Energie. Variation vom Anfangsradius r0: 1.5 x 107 cm < r0 < 1.2 x 109 cm (astro-ph/ , G. Drenkhahn, MPA Garching)

31 Szenarien des GRB-Motors
Merging COs: (Janka et al.) Verschmelzung von NS-NS, NS-SL Supernovae: (Bloom et al.) Nur bei einigen GRBs sichere Assoziation Hypernovae: (Woosley, Paczynski) Kollaps eines massereichen Sterns, z.B. Wolf-Rayet Supranovae: (Vietri & Stella) Kollaps eines massereichen Sterns in zwei Stufen: erst Bildung eines „supramassiven“ NS, dann Kollaps zu SL durch Drehimpulsverluste In jedem Fall: Entstehung eines stellaren SL, wesentlich zur Entstehung ultra-rel. Ejekta Aber wichtigste und schwierigste Frage: Wie wird der ultra-relativistische Jet des breit akzeptierten Feuerball-Modells beschleunigt und kollimiert?

32 Assoziation mit Supernovae
Erste Anzeichen: GRB (BeppoSax) Nachleuchten im Röntgenlicht Röntgen-Fehlerbox von 8‘ SN Ic (SN 1998bw) bei z = (d ~ 38 Mpc) Modelle: innerhalb von 2d SN und GRB Explosion eines He-Sterns mit 10 – 20 M8 Numerische Simulationen von Woosley et al. und Müller et al. belegen die Entstehung von ultra-relativistischen Jets in SN Aber: Großteil der SN Ib/Ic ohne GRB in Simulationen weitere potentielle Paare: GRB und SN 1997cy, z = 0.063; GRB und SN 1999E , z = 0.025; GRB , z = 0.693; „Extralicht“, a = 2.1

33 Assoziation mit Supernovae
Optisches Nachleuchten von GRB l HST in versch. Filtern r Bodenbeobachtungen „red bump“, multi-color excess Extralicht! Fit des Nachleuchtens Fit mit skalierter SN 1998bw Assoziierte Supernova vom Typ Ic ist SN 2001ke, z = 0.36 (astro-ph/ ) (astro-ph/ , Bloom, Kulkarni et al.)

34 GRB 011121 – massereicher Vorläuferstern
kosmologischer GRB mit kleinster Rotverschiebung Wind mit Geschwindigkeiten von einigen 103 km/s füttert CBM Wolf-Rayet Stern mit einigen 10 M8 Massenverlustrate des Vorläufers 10-7 M8/a Nachleuchten NIR und optisch Fn ~ t-a n-b Fit: a = 1.66 (astro-ph/ , Price, Kulkarni et al.)

35 Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung
Bildung eines stellaren SL von M8 Akkretionsraten von 0.01 bis 10 M8/s (Hyperakkretion) r > 108 cm: advektions-dominiert r < 108 cm: GG zwischen Neutrino-Verlusten, Paareinfang an Nukleonen und Dissipation niedrigere Temperatur, höhere Dichte kleinere Skalenhöhe (ähnlich SSD): „thinning“ Paar-Feuerball aus Neutrino-Annihilation (Jet –Bildung!) empfl. abh. von Akkretionsraten: bei hohen wahrscheinlich Neutrino-WQ klein Neutrino-Kühlung setzt plötzlich bei hohen Akkretionsraten ein (Temperaturabhängigkeit!) und ist dann auf der Viskositätszeitskala (neutrino dominated accretion) krit. Wert: 0.01 M8 pro Sekunde! (ApJ 518, , 1999, Popham, Woosley & Fryer)

36 Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung
ADAF-Lösung ändert sich nachhaltig mit n-Kühlung! Zugang: Lösen der Slim-disk Gleichungen in Kerr Metrik vier Parameter: MSL, M, a, a, Energiegleichung enthält zwei neue Terme: wobei Xnuc = Xnuc (r, T) M > 1 M8/s „Neutrino trapping“ Scheibe ist opt. dick für n-Emission BB-Emission (ApJ 518, , 1999, Popham, Woosley & Fryer)

37 Effizienz von Neutrino-Annihilation
Ln/(Mc2) ist empfindliche Größe! generell höhere Effizienz bei hohen Akkretionsraten und kleinen Viskositäten hohe Rotation des SL verstärkt sie ebenfalls. a Akkretionsrate a (ApJ 518, , 1999, Popham, Woosley & Fryer)

38 Implikationen für GRBs
Ein GRB von 1049 erg intrinsisch (der bei einem Beamingfaktor von 100 als ein 1 foe-GRB erscheint) kann nicht durch Neutrino-Annihilation bei einer Akkretionsrate kleiner 10-2 M8/s produziert werden! kurze, harte GRBs können nur durch Merging- Szenarien NS-NS und NS-SL erklärt werden, da hier die Zeitskalen (~ 0.1s) übereinstimmen. (ApJ 518, , 1999, Popham, Woosley & Fryer)

39 Lange GRBs in Sternentstehungsgebieten?
Bisher kein langer GRB in Ellipse lange GRBs meist in Galaxien mit 1 – 10 M8/a Sternentstehungsraten, gewöhnlich für z ~ 1 GRB-Muttergalaxien nicht vornehmlich Starburstgalaxien Hinweis von langen GRBs in Sternentstehungsgebieten: In 50% der Fälle von Röntgennachleuchten kein optisches Nachleuchten trotz tiefer Nachfolgebeobachtungen! GRB-Feuerball in Gebiet hoher stellarer Extinktion? Bezeichnung: dunkle GRBs (dark bursts) (Groot et al.)

40 Relikte der Kataklysmen
ähnlich SN Überresten vor allem in gasreichen Scheiben von Spiralen Vollständige Ionisation eines Gebiets von einigen 10 pc HII Region, HI super-shells vermutete Lebensdauer von einigen 103 a Unterscheidung von SN Überresten: andere Verhältnisse der Emissionslinienstärken andere Isotopenzusammensetzung höhere kinetische Energie

41 DEM L316 – ein GRBR Kandidat?
unterscheide von SNRs von GRBRs über Morphologie: SNRs sphäroid, GRBRs non-sphäroid SPH Simulationen: Relikt wird durch Bremsstrahlung und Synchrotronstrahlung gebildet GRBR wird sphäroid in einigen 103 a bei d ~ 10 Mpc Größe von mas DEM L316 in LMC: Doppel-Schalen Morphologie kein GRBR! (astro-ph/ , Piran & Ayal)

42 Aussichten Aufklärung der Morphologie der Bursts
GRBs als Quellen kosmischer Strahlung Anreicherung des ISM mit Isotopen galaktische, stellare SL als Relikte prähistorischer GRBs Strahlentod durch lokale GRBs GRBs als Werkzeug der Kosmologie: hellste Standardkerzen Leuchtkraftverteilung der GRBs bis z = 20 möglich! (BATSE) Suche nach Nachleuchten von kurzen GRBs Neutrino-dominierte Hyperakkretion potentieller Entfernungsrekord astrophysikalischer Objekte neue Satelliten: SWIFT, Super-LOTIS, GLAST, CONCAM...