-ray bursts

Andreas MüllerLSW HeidelbergOber-Seminar SS 200222. Mai 2002

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

Die drei Dekaden der Ratlosigkeit

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!

LokalisierungBeppoSax1996:• 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

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!

LokalisierungBATSE @ 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!

Isotrope Verteilung der GRBs

long duration, strong GRBs short duration, weak GRBs flux cannot be calculated due to incomplete data

Bimodale Verteilung von GRBs

Rotverschiebungsverteilung von GRBs

Verteilung der Photonenenergien F

von GRBs

GRB RekordeDer 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) (Quelle: SuW 3-5/2001, Klose et al.)

Unifikation vs. Diversifikation

Bimodalität in Bezug auf Dauer

Lange GRBs: (2s < t < 1000s)Nachglühen im Röntgenlicht und optischHypernova 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 M Eisen, z = 1.0Widerspruch 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)

Breitbandiges Nachleuchten

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

Synchrotronspektrum ultra-relativistischer Elektronen:

• Maximum des Strahlungsflusses bei Frequenz max

• max verschiebt sich im Laufe der Zeit (h bis d nach Burst)

vom harten Röntgenbereich über den optischen ins Radio!

Für Frequenzen oberhalb von max folgt zeitliche Entwicklung des Strahlungsflusses F einem einfachen Potenzgesetz:

F(t) ~ t- -

mit = 3/2*(isotrope Explosion vorausgesetzt)

Breitbandiges Nachleuchten

Beobachtung:• im photometrischen Band gilt ~ const

• F(t) ~ t- übersetzt sich in prognostizierten Helligkeitsverlauf:

m(t1) - m(t2) = 2.5mag lg(t1/t2)

t1, t2: zwei verschiedene Zeiten nach Burst

Aber: wegen gemachter Annahmen nicht in ersten Stunden nach Burst verwendbar, weil zu späteren Zeiten abgeleitet wurde.( zu verschiedenen Entwicklungszeiten des Nachleuchtens verschieden!)

Glänzende Bestätigung des Feuerball-Modells!(deduzierte liegen um 1.1)

Simulationen von GRB Lichtkurven

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

Motivation des Feuerball-Modells

Variabilitätszeitskala: Ausdehnung des Emissionsgebietesbeobachtete Photonenflüsse: mittlere Photonenanzahldichte am Ort der Gammastrahlenquelle

Notwendigkeit ultra-relativistischer Expansion!

Das isotrope Feuerball-Modell

Das Feuerball-Modell

Feuerball expandiert ultra-relativistisch schnell!

Konsequenzen gemäß SRT:i) räumliche Ausdehnung des Emissionsgebietes über beobachteter Variabilitätsskala kann um Faktor 2 größer sein.

ii) Blauverschiebung im Spektrum: Am Explosionsort sind Photonen um Faktor energieärmer als beobachtet!

iii) relativistische Aberration: Schwellenenergie für Paarerzeugung proportional zu Faktor 1/2

Realistisch: 100 < < 300

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: = 100 v = 0.99995c(sogar AGN-Jets langsamer!)

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)

Das Feuerball-Modell

Messbarkeit des Feuerballs:• RelHD zeitliche Entwicklung des Lorentz-Faktors:(t) ~ 6 (E52/n)1/8 (t/(1+z))-3/8

mitE52: Explosionsenergie in Vielfachen von 1052 erg

z: Rotverschiebungn: Teilchenzahldichtet: Zeit gemessen in Tagen

Abschätzung der Größe des GRB-Feuerballs senkrecht zur Sichtlinie:(z = 1 annehmen)

Größe im Bereich von mas radioastronomisch messbar!

Die Jet-Hypothese

Anisotroper Feuerball getrieben durch ultra-relativistischen JetRelativistische Aberration: nicht alle Beobachtersehen GRB. Nur solche Strahlung ist wahrnehmbar, dieaus einem Kegel mit dem halben Öffnungswinkel rel kommt, wobei

rel ~ 1/

Bei anisotroper Emission durch einen Jet (mit halbem Öffnungswinkel jet) wird nur ein Beobachter Strahlung des Jets detektieren, der innerhalb des durch rel + jet 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

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: (t) ~ t-3/8

rel wächst mit Zeit an, weil Stärke der rel. Aberration abnimmt (wegen rel ~ 1/ )

Die Jet-Hypothese Helligkeit fällt durch rein geometrischen Effekt (unabh. von Wellenlänge der Strahlung) mit "Zerfallskonstante" ab.Achromatische Beschleunigung des Helligkeitsabfalls erfolgt nach Burst zur Zeit:

t = 6*(E52/n)1/3 (jet/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 TagenAber:GRB 970508 zeigt beispielsweise KEINE Beschleunigung der Helligkeitsabnahme!Weitere Möglichkeiten für Änderung des exponentiellen Verlaufs der Helligkeitsentwicklung: jet wächst durch tangentiale Expansion des Jets Energieverteilung der Synchrotronelektronen ändert sich

Prognosen des Jet-Modells„verwaiste“ GRBs (orphan GRBs): Nachleuchten bei größeren Wellenlängen (X, opt.) OHNE -Burst!

Ursache:Zeitabhängigkeit der Expansionsgeschwindigkeit des Feuerballs

Während Strahlungsemission im Gammaband ist ~ 300;beim Nachleuchten abgefallen auf ~ 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

Relativistischer Jet – Verteilung von

1.8 s nach Explosion= 10 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

Sternoberfläche

M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

Relativistischer Jet – Verteilung der Ruhemassendichte

1.8 s nach Explosion

Achseneinheit in cm

e0

Energiedepositionsrate1051 erg/s

Energiedepositionsrate1050 erg/s

M.A. Aloy, E. Müller; MPA Garching

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/0112509, G. Drenkhahn, MPA Garching)

Szenarien des GRB-Motors

Merging COs: (Janka et al.)Verschmelzung von NS-NS, NS-SLSupernovae: (Bloom et al.)Nur bei einigen GRBs sichere AssoziationHypernovae: (Woosley, Paczynski)Kollaps eines massereichen Sterns, z.B. Wolf-RayetSupranovae: (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?

Assoziation mit Supernovae

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 M

• 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“, = 2.1

Assoziation mit SupernovaeOptisches Nachleuchten von GRB 011121 HST in versch. Filtern Bodenbeobachtungen

(astro-ph/0203391, Bloom, Kulkarni et al.)

Fit des NachleuchtensFit mit skalierter SN 1998bw

Assoziierte Supernova vom Typ Ic ist SN 2001ke, z = 0.36

(astro-ph/0204234)

„red bump“, multi-color excess Extralicht!

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 M

• Massenverlustrate des Vorläufers 10-7 M/a

(astro-ph/0203467, Price, Kulkarni et al.)

Nachleuchten

NIR und optisch

F ~ t- -

Fit: = 1.66

Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung• Bildung eines stellaren SL von 2 - 10 M

• Akkretionsraten von 0.01 bis 10 M/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 M pro Sekunde!

(ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

wobei Xnuc = Xnuc (, T)

• M > 1 M/s „Neutrino trapping“ Scheibe ist opt. dick für -Emission BB-Emission

Hyperakkretion und Neutrino-Kühlung

(ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

• ADAF-Lösung ändert sich nachhaltig mit -Kühlung!• Zugang: Lösen der Slim-disk Gleichungen in Kerr Metrik

• vier Parameter: MSL, M, a, ,

• Energiegleichung enthält zwei neue Terme:

•

•

• L/(Mc2) ist empfindliche Größe!

• generell höhere Effizienz bei hohen Akkretionsraten und kleinen Viskositäten• hohe Rotation des SL verstärkt sie ebenfalls.

Effizienz von Neutrino-Annihilation

(ApJ 518, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

a

Akkre

tion

sra

te•

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 M/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, 356-374, 1999, Popham, Woosley & Fryer)

Lange GRBs in Sternentstehungsgebieten?

• Bisher kein langer GRB in Ellipse

• lange GRBs meist in Galaxien mit 1 – 10 M/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.)

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

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 as

DEM L316 in LMC: Doppel-Schalen Morphologie kein GRBR!(astro-ph/0203003, Piran & Ayal)

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...