Gamma-ray bursts

Opdagelsen• 7/10 1963: NTBT

vedtages af USSR, UK og USA.

• 2/7 1967: Første gamma-glimt detekteres

• 1973: Publicering af observationer

Bølgelængder hurtigt

Stråling Frekvens [Hz] Bølgelængde Energi

Gamma >1019 < 0,010 nm Flere hundrede keV

Røntgen 0,010-10 nm 120 eV – 120 keV

Optisk 380-760 nm 1,63 eV – 3,26 eV

Radio 1 mm til flere hundrede meter.

< 0,002 eV

c

1916 103 til103

1212 10004 til10790

1210004

Spektrum• Ikke termisk:

– Synkrotron stråling eller invers compton proces.

~~for ,

~~for ,

~~exp

~~

exp)()(

0

0

~~~

0

0

~

0Eh

Eh

hE

E

hh

NN

• Fænomenologisk fit:

• ”Break energy”:

0

~~ E

Break energy: (svarende til gamma stråling) keVE 250~~~

0

Quasi termisk emission?• Kombination af termisk og ikke-termisk spektrum.

→ Bedre overensstemmelse med observationer. [F. Ryde, 2004:]

12,086,0~

3,04,2~

Fænomenologisk fit: Hybrid model

Opdeling efter lyskurver… er meget svært.

T90: Tid når 90% af tællinger er detekteret.

• T90 > 2 s: Lange udbrud • T90 < 2 s: Korte udbrud

”soft” ”hard”

Median varighed : 0,3 sMedian varighed : 20 s

Gennemsnitlig energi: 220 keV Gennemsnitlig energi: 360 keV

Hardness-duration korrelation

keV

keV

10050området ifotoner #

300100området ifotoner # :(HR) Hardness

Tidsmæssig struktur• Udbrud:

– 0,1-100 s

tt

• 80% består af pulser:– Puls-bredde– Intern separation – Lyskurven er en FRED

(fast-rise exponential decay)

Afterglow• Røntgen

– Første og stærkeste signal efter prompt emission

– Aftager hurtigst:

• Optisk og infrarødt– Varer længere (~ uger): (med store variationer

på α)

– Intet optisk afterglow: Dark GRB

• Radio-bølger– Varer længst (op til flere år)

9,0~4,1~)(

ttf

2,1~)(

ttf

Venn-diagram over afterglow

Data fra Gamma-ray Burst Online Index: http://lyra.berkeley.edu/grbox/grbox.php

Vært-galakser

• Svage,

• Rødforskudte → meget fjerne

• Sandsynlighed for at finde en GRB prop. med lysstyrken af galaksen

• Aktiv stjernedannelse [Fynbo et al. 2002]

25R

GRB 060614 havde udbrud den 14/6 2006, langt udbrud, men uden spor af supernova. Kaldes ”hybrid burst”

Fordeling af GRB’s

Sammenhæng med supernovaer

Samme energi skala:

25/4 1998Første indikation: SN 1998bw og GRB

980425 observeret i udbrud samme tid og sted af:

- BeppoSAX- BATSE- Mere!!

erg5110~

Sene røde bump

25/4 1998 →

”Rødt bump” observeres i afterglow for GRB 980326- passer med SN 1998bw ved z~1- 10-100 dage efter udbrud

21/11 2001 ↓

”Rødt bump” observeres i afterglow for GRB 011121- rødforskydning ved spektroskopi z=0,36- 13-78 dage efter udbrud

Det røde bump

[Filippenko 1997] Kurve markeret Ib, er et gennemsnit af SN Ib og SN Ic.

Sidste led: Spektrum afslører supernova29/3 2003

6 dage efter sit udbrud viser GRB 030329 en underliggende supernova SN2003dh i sit spektrum.

SN 1998bw og SN2003dh har sammenlignelige spektre:

130 LY

9102 LY610

Korte udbrud

Først observation med identificeret værts-galakse: GRB 050509b• Lysstærk, elliptisk galakse med z ~ 0,2248, tilsyneladende ikke stjerne-dannende• Ingen målt karakteristik af supernova• Forklares ved sammensmeltningen af to kompakte objekter [Bloom et el. 2006]• Brug for flere observationer:

Swift Gamma-Ray Burst Mission- Opsendt 20/11 2004 (fungerede fra 1/2 2005)- Over 400 GRB’s er nu detekteret:

- 90% med røntgen afterglow- 50% med optisk afterglow

Bred enighed om at de korte udbrud stammer fra sammensmeltning af NS-NS eller SH-NS

GRB model: bestanddele

• Relativistisk bevægelse

– Afterglow udvider sig til ~1017 cm 2 uger efter udbrud

→ relativistisk ekspansion

→ relativistisk beaming: vi ser af kilden

• ”Dissipation”: kollisionsløse shock, eksterne og interne.

• Synkrotron stråling fra relativistiske elektroner

• Udstråling i jets

• Udstrålet energi svarer til pludselig tilgængelig masse på 0,1

→ kompakt objekt dannes

• For lange udbrud: sammenhæng med supernovaer

10022

vc

c

Merg5110~

1

• Simuleringer udført for massive Wolf-Rayet stjerner [Zhang og Woosley 2004]

– Jet bryder igennem overfladen ved t=12 s

– Kan skabe GRB, når orientering af jets ikke varierer for meget.

– Foreslår at XRF’s kommer af samme fænomen som GRB’s

Relativistiske jets

Stjerne: 15 He-stjerne →M

Modeller• Pulsar model [Usov, 1992]

– Hurtigt roterende, stærkt magnetiseret NS (f.eks. perioder på 1 ms)– Mister rotationel kinetisk energi på sekunder som en slags pulsar– Rotationel + magnetisk energi

• Rotating black hole [Blandford-Znajek mekanisme, 1977]– Rotationel energi udvindes af sort hul via magnetisk felt

• Collapsar model– Jernkerne i roterende massiv stjerne kollapser til sort hul (supernova Type Ib/Ic)– Indfalds-disk på ~0,1 dannes.– Indfald fra disk på sort hul ~ flere sekunder– Jets langs rotationsakse for indfalds-disk ~10s

• Supranova model– Supermassiv NS kollapser (ikke nok centrifugal kraft til at modstå det gravitationelle tryk)– Forskellig fra supernova:

• Indeholder ikke rødt bump• Jets skal ikke bryde igennem stjernens ydre lag• Supernova ER sprunget måneder forinden

• Merging neutron stars– Indfalds-disk ~0,1 (ved simuleringer)

• Millisecond magnetar model

erg5110~

M

M

http://owww.phys.au.dk/~jcd/explosion/ott09/movies/m15b6_nu_bp8_11_o3pt14_rmax-test.mpeg