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g -ray bursts. Andreas Müller. LSW Heidelberg Ober-Seminar SS 2002 22. Mai 2002. Die drei Dekaden der Ratlosigkeit Lokalisierung GRB Statistik GRB Rekorde Unifikation vs. Diversifikation Breitbandiges Nachleuchten Das Feuerball-Modell Die Jet-Hypothese

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Presentation Transcript

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

  2. 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 Übersicht

  3. Entdeckung der GRBs: • GRB 670702 am 02.07.1967 • Satelliten VELA 4A und B • Erst 1997 optisches Nachleuchten entdeckt! • Beobachtungsschwierigkeit: • schnelle, exakte Ortung • Dieser technische Fortschritt erst 30 Jahre nach Entdeckung der GRBs! Die drei Dekaden der Ratlosigkeit

  4. 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 960720 • später GRB 970228 • Nachglühen des GRB in soft X (Costa et al.) Lokalisierung

  5. ROSAT: • Lückenschluss zu Bogensekunden genauen • Positionsmessung im Optischen • ebenfalls GRB 970228 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 790418 war zwar bis auf Bogenminuten genau bekannt, aber Lokalisierung kam um Wochen für eine Nachfolgebeobachtung zu spät! Lokalisierung

  6. 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 950917A) • Längster Burst: • 1000 s (GRB 971208) • GRBs sind bimodal! Lokalisierung

  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. Der längste GRB: GRB 940217B: 1.5 h!!! (hochenergetischsten Photonen mit 18 GeV) Höchste Rotverschiebung: GRB 000131 mit z = 4.5 Kleinste Rotverschiebung: GRB 980425 mit z = 0.0085 (physikalische Assoziation mit SN 1998bw) Stärkster Burst: GRB 990123 mit 1047 J Energiefreisetzung (isotrope Emission angenommen) Schwächster Burst: GRB 980425 mit 1040 J Energiefreisetzung (isotrope Emission angenommen) GRB Rekorde (Quelle: SuW 3-5/2001, Klose et al.)

  12. 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 990705, BeppoSax: Absorptionskante bei 3.8 keV, z = 0.86 • GRB 991216, 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) Unifikation vs. Diversifikation

  13. optisch: • Effekt durch WW des Feuerballs mit umgebenden Medium • (Theorie: Mészáros, Rees) • Hohe Dichte des Mediums 1 - 103 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! Breitbandiges Nachleuchten

  14. 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-an-b • mit b = 3/2*a • (isotrope Explosion vorausgesetzt) Breitbandiges Nachleuchten

  15. 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) Breitbandiges Nachleuchten

  16. Simulationen von GRB Lichtkurven

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

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

  19. Das isotrope Feuerball-Modell

  20. 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 Das Feuerball-Modell

  21. 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 = 0.99995c • (sogar AGN-Jets langsamer!) Das Feuerball-Modell

  22. 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) Das Feuerball-Modell

  23. 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! Das Feuerball-Modell

  24. 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! Die Jet-Hypothese

  25. 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 ) Die Jet-Hypothese

  26. 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 990123. • Effekte trat um t = 2d auf. • Beamingfaktor ~ 400 • Ähnlicher Fall: GRB 990510 (+6 weitere) • R-Band (VLT), hier nach etwa 30 Tagen • Aber: • GRB 970508 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 Die Jet-Hypothese

  27. „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 Prognosen des Jet-Modells

  28. G • 1.8 s nach Explosion • = 10 a v = 0.995c • Achseneinheit: 100 000 km • Konturlinie: • vr > 0.3c • eint > 0.05 e0 • Jet: • 8° Öffnungswinkel • Jet core: • 99.97% c Außenrand der Sternatmosphäre Relativistischer Jet – Verteilung von G Sternoberfläche M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

  29. e0 1.8 s nach Explosion Achseneinheit in cm Energiedepositionsrate 1051 erg/s Relativistischer Jet – Verteilung der Ruhemassendichte Energiedepositionsrate 1050 erg/s M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

  30. 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 Poynting-Fluss und Ausflussbeschleunigung (astro-ph/0112509, G. Drenkhahn, MPA Garching)

  31. 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? Szenarien des GRB-Motors

  32. Erste Anzeichen: GRB 980425 (BeppoSax) • Nachleuchten im Röntgenlicht • Röntgen-Fehlerbox von 8‘ • SN Ic (SN 1998bw) bei z = 0.0085 (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 990514 und SN 1997cy, z = 0.063; • GRB 980910 und SN 1999E , z = 0.025; • GRB 970228, z = 0.693; „Extralicht“, a = 2.1 Assoziation mit Supernovae

  33. Optisches Nachleuchten von GRB 011121 lHST in versch. Filtern rBodenbeobachtungen • „red bump“, multi-color excess • Extralicht! Assoziation mit Supernovae Fit des Nachleuchtens Fit mit skalierter SN 1998bw Assoziierte Supernova vom Typ Ic ist SN 2001ke, z = 0.36 (astro-ph/0204234) (astro-ph/0203391, Bloom, Kulkarni et al.)

  34. 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 GRB 011121 – massereicher Vorläuferstern Fn ~ t-an-b Fit: a = 1.66 (astro-ph/0203467, Price, Kulkarni et al.)

  35. Bildung eines stellaren SL von 2 - 10 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 M8pro Sekunde! Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung (ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

  36. 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: Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung • wobei Xnuc = Xnuc (r, T) • M > 1 M8/s „Neutrino trapping“ • Scheibe ist opt. dick für n-Emission • BB-Emission (ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

  37. Ln/(Mc2) ist empfindliche Größe! • generell höhere Effizienz bei hohen Akkretionsraten • und kleinen Viskositäten • hohe Rotation des SL verstärkt sie ebenfalls. a Effizienz von Neutrino-Annihilation Akkretionsrate a (ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

  38. 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. Implikationen für GRBs (ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

  39. 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.) Lange GRBs in Sternentstehungsgebieten?

  40. 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 Relikte der Kataklysmen

  41. 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! DEM L316 – ein GRBR Kandidat? (astro-ph/0203003, Piran & Ayal)

  42. 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... Aussichten

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