Dolgi izbruhi sevanja gama in njihova povezava s supernovami

Transcription

1 Oddelek za fiziko Seminar II, 4. letnik dodiplomskega programa Dolgi izbruhi sevanja gama in njihova povezava s supernovami Avtor: Peter Opara Mentorica: doc. dr. Andreja Gomboc Ljubljana, november 2013 Povzetek Izbruhi sevanja gama (GRB) so blišči sevanja gama. Dogajajo se v drugih galaksijah na kozmoloških razdaljah. Povezava med njimi in supernovami je bila predlagana kmalu po odkritju. Prvi dokazi so bili posredni z opazovanjem galaksij, kjer se zgodijo. Kasneje je bila povezava pokazana z opazovanji zasijev in spektrov. Najnovejši modeli predvidevajo kolaps masivnih zvezdnih jeder, ko jim zmanjka goriva. Ob eksploziji je snov pospešena do relativistične hitrosti in seva fotone gama ko udarni valovi izbruha trkajo med seboj. 1

2 Kazalo 1 Osnovne lasnosti GRBjev Uvod Odkritje in prva opazovanja BATSE BeppoSAX Možni modeli GRBjev Optični zasiji in spektri Povezava med GRBji in supernovami Zaključek 11 2

3 1 Osnovne lasnosti GRBjev 1.1 Uvod Izbruhi sevanja gama (GRB) so blišči fotonov gama, ki prihajajo iz naključne smeri na nebu. Zgodi se približno eden na dan. Na nebu presvetlijo vse ostale izvore sevanja gama, vključno s Soncem [1]. Izbruhi so zelo kratki ( 100s). Opazili pa smo tudi izbruhe krajše od sekunde. Kratko trajanje in energija v območju sevanja gama sta ob odkritju povzročila veliko preglavic z modeliranjem in fizikalno razlago tega pojava. O izbruhih sevanja gama smo na seminarjih že govorili. Za bolj podrobno zgodovino opazovanj naj si bralec pogleda seminaar Matica Smrekarja, Izbruhi žarkov gama, marec Za bolj podroben opis galaksij, kjer najdemo GRBje naj si bralec pogleda seminar Jureta Japelja, Light extinction in GRB hosst galaxies, maj Odkritje in prva opazovanja GRBje je prvi odkril ameriški vojaški satelit Vela, leta Ameriška vojska je v orbito izstrelila satelit, ki je kontroliral spoštovanje mednarodnega sporazuma o prepovedi testiranja jedrskega orožja. Pri jedrskih reakcijah kot produkt nekaterih cepitev jeder nastajajo tudi gama fotoni. Američani so se bali, da bi kdo jedrske poskuse izvajal visoko nad atmosfero ali za Luno. Ker atmosfera absorbira sevanje gama, ne bi bilo mogoče zaznati jedrskih poskusov v vesolju. Ko foton gama pride v atmosfero, ob trku nastane plaz delcev in do površja sam foton gama sploh ne pride. Neprosojnost atmosfere za sevanje gama je bil tudi razlog, zakaj jih nismo prej odkrili v okviru znanstvenih opazovanj. Omenjeno odkritje je begalo tudi ameriško vojsko, saj je sevanju gama težko določiti smer. Odkritje je bilo javno objavljeno šele leta 1973, ko je bilo mogoče potrditi zunajzemeljski izvor. Kmalu zatem se je pojavilo veliko razlag, kako nastane GRB. Zaradi nepoznavanja razdalje do izbruhov in s tem energije, pa ni bilo mogoče narediti ožjega izbora modelov. Vse do prvih meritev razdalje v devetdesetih letih je obstajalo okoli sto možnih razlag GRBjev. [2] 1.3 BATSE Dolgo je trajalo preden so v znanstvene namene v vesolje poslali inštrument posebej za proučevanje GRBjev. To se je zgodilo šele leta 1991, ko je na krovu Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) v orbito potoval inštrument z imenom Burst and Transient Source Experiment (BATSE). Primarni namen misije je bil izmeriti porazdelitev GRBjev po nebu. V tistem času se je v znanstvenih krogih govorilo o dveh možnostih izvora GRBjev. Ena je zagovarjala, da gre za dogodke v Galaksiji, druga pa da se GRBji dogajajo po celem vesolju. Če se GRBji dogajajo v naši Galaskiji, potem mora porazdelitev biti podobna porazdelitvi zvezd, torej gostejša v galaktični ravnini in proti središču. Če se GRBji dogajajo v celotnem vesolju, mora biti porazdelitev izotropna. BATSE je izmeril izotropno porazdelitev kot kaže slika 1 in tako dal namig v prid tezi kozmološkega izvora GRBjev. [2] Slika 1: Porazdelitev GRBjev po nebu, kot jih je izmeril eksperiment BATSE [2]. Zagovorniki teze o izvoru GRBjev v Galaksiji so se še vedno sklicevali na nepoznavanje meje Galaksije. 3

4 Galaktični disk je obkrožen s halojem, v katerem so najbolj oddaljene zvezde Galaksije. Devetdeset odstotkov zvezd haloja se nahaja največ 30kpc stran od središča, za najbolj oddaljene zvezde pa razdalja ni najbolje določena. V primeru, da je meja Galaksije dovolj daleč, bi še vedno lahko pričakovali izotropno porazdelitev. Ekseriment BATSE je meril tudi trajanje GRBjev. Definirajmo T 90 časovni interval, v katerem se izseva 90% fotonov. Iz slike 2 vidimo, da lahko GRBje s parametrom T 90 ločimo na dve skupini. Skupina kratkih izbruhov ima T 90 < 2s, dolgih pa T 90 > 2s. Trajanje je ločilo tudi modele, ki so razlagali izbruhe. Skupno vsem je bila visoka energija, ki bi lahko poganjala proizvodnjo sevanja gama [3]. Slika 2: Porazdelitev GRBjev po trajanju, kot jih je izmeril BATSE [2]. Ko obravnavamo energije GRBjev, govorimo o E iso. To je energija izbruha če bi bila ta izotropen E iso = 4πd 2 j pri čemer je j gostota svetlobnega toka, d pa razdalja do izbruha. Brez podatka o razdalji do GRBja ne moremo govoriti o njegovi energiji. BATSE je posnel tudi svetlobne krivulje GRBjev. Svetlobna krivulja prikazuje kako se gostota svetlobnega toka spreminja s časom. Merjenje svetlobne krivulje v območju sevanja gama nam veliko pove o velikosti območja, kjer se GRBji zgodijo. Predstavljajmo si, da sevanje gama prihaja iz nekega območja, v katerem se neprestano dogajajo motnje, ki vplivajo na izsev in so vzrok hitrih skokov in padcev svetlobne krivulje.če vidimo fluktuacije izseva na časovni skali t, nam to pove, da je velikost območja, v katerem se dogajajo spremembe D c t saj se motnje lahko širijo kvečjemu s svetlobno hitrostjo c. Na sliki 3 vidimo svetlobne krivulje, ki jih je posnel BATSE. Iz teh podatkov so določili t 1ms (za dolge in kratke izbruhe), kar nam da oceno za velikost območja, v katerem nastajajo GRBji: [2] D 300km 4

5 Slika 3: Svetlobne krivulje GRBjev, ki jih je izmeril BATSE [2]. Po eksperimentu BATSE je bilo jasno, da se GRBji zgodijo na izredno majhnem območju in da gre za visoko energijske procese, ki proizvajajo gama žarke. Gre za dogodke porazdeljene izotropno po nebu, kar namiguje na pojav razširjen po vsem vesolju in ni omejen samo na Galaksijo. Rezultat BATSE je bila tudi klasifikacija GRBjev na kratke in dolge. Še vedno pa ni bilo točno jasno kakšne energije se sproščajo pri GRBjih, zato je bila naloga naslednjega GRB eksperimenta določitev razdalje do dogodkov. 1.4 BeppoSAX Leta 1996 je bil v orbito izstreljen italijansko-nizozemski satelit BeppoSAX. Primarna naloga satelita je bila opazovanje v območju rentgenskih žarkov, vendar je nosil tudi kamere za snemanje GRBjev. 28 februarja 1997 je BeppoSAX zaznal izvor sevanja gama, ki je bil poimenovan GRB Nekaj ur zatem so na istem območju zaznali rentgenski izvor. Enaindvajset ur kasneje je bil zaznan še hitro optični izvor, ki je po položaju sovpadal z GRBjem. Optični izvor je hitro ugašal. Ugašanje izvora vidimo kot padanje gostote svetlobnega toka izvora s časom, čemur pravimo zasij. [4] Ko je BeppoSAX posnel optične zasije in s tem natačno določil smer GRBja, je bilo omogočeno opazovanje območja okoli GRBja tudi po tem ko je le-ta ugasnil. Kjer je sprva svetil GRB so opazili galaksijo. Z meritvijo rdečega premika se da določiti razdaljo do galaksije. Po Hubblovem zakonu se zaradi širjenja vesolja galaksije od nas oddaljujejo. Svetloba zato porabi več časa, da pride do nas. 5

6 Zaradi oddaljevanja se spekter izvora premakne proti daljšim valovnim dolžinam, kar je podobno kot pri Dopplerjevem pojavu. Ta premik izmerimo s primerjanjem absorbcijskih in emisijskih črt izvora z istimi črtami, merjenimi v laboratoriju na Zemlji. Rdeči premik z je definiran kot razmerje razlike valovnih dolžin oddane in sprejete svetlobe z valovno dolžino oddane svetlobe. z = λ spr λ odd λ odd [2] Odkritje galaksije na mestu GRBja in meritev rdečega premika z (posredna meritev razdalje) je pomenila potrditev da ne gre za dogodke v naši Galaksiji. Prvi rdeči premik galaksije, ki je bil opažena tam kjer je bil prej GRB, je bil izmerjen maja 1997 in sicer za GRB Rdeči premik je znašal z = 0.835, svetloba je do nas potovala let. S tem ko smo dobili podatek o razdalji, smo lahko ocenili E iso. Če upoštevamo izotropno sevanje je za z = E iso = J Za primerjavo povejmo, da je M c J. To je bilo veliko presenečenje, saj v Vesolju do sedaj nismo opazili dogodkov, ki bi v tako kratkem času in na tako majhnem območju sprostili tako veliko energije. [2] 1.5 Možni modeli GRBjev Ker dolgo nismo poznali oddaljenosti do GRBjev, nismo mogli oceniti njihove energije. To je bil glavni razlog za obstoj toliko modelov. Kmalu po prvih meritvah rdečih premikov galaksij, kjer smo opazili GRBje, sta obveljala dva modela, eden za razlago dolgih in eden za razlago kratkih GRBjev. Pri kratkih GRBjih naj bi šlo za združitev dveh kompaktnih objektov. Ta se lahko zgodijo v starih dvozvezdjih (večzvezdjih). Dvozvezdje mora biti dovolj masivno, da lahko kasnejši trk proizvede veliko energije v zelo kratkem času. Možne kandidatke so nevtronske zvezde in črne luknje. Dolge GRBje razlaga model kolapsa jedra masivne zvezde. Temu pravimo kolapsar. Model je podoben eksploziji supernove, kjer se sesede masivno zvezdno jedro. Pri kolapsu lahko energijo, ki je navoljo, da se pretvori v kinetično energijo delcev, ocenimo z gravitacijsko energijo jedra. Poglejmo si zvezdno jedro s polmerom km (polmer Sonca je okoli km). Za končno velikost po kolapu vzemimo 20km, za maso pa dve masi Sonca (M kg), kar ustreza jedrom, ki se sesedejo v nevtronsko zvezdo ali črno luknjo. W g G 2M 2 20km J, pri tem zanemarimo gravitacijsko energijo na začetku, ker predstavlja le promil končne vrednosti. Mirovna energija sonca je E J. Supernove tipa Ib, Ic in II so supernove, ki nastanejo ko se jedro zvezde sesede zaradi lastne gravitacije. Pri tem se temperatura in tlak povečata do te mere, da se začnejo zlivati elementi, ki so ostali v jedru. Tlak teh reakcij je tako velik, da vse plasti zvezde odnese v okolico. Z zlivanjem jeder nastanejo radioaktivni elementi (največ N i 56). Radioaktivni razpadi teh elementov so vir izseva supernov. Pri dolgih GRBjih se pravtako sesede zelo masivno zvezdno jedro. Pri tem tlak eksplozije požene okoliško snov do relativistične hitrosti. Fotoni gama nastajajo pri interakciji udarnih valov eksplozije. Pri tem nastane lokalno magnetno polje in ko se snov (elektroni) gibaje po njem, oddajaja energijo v obliki sinhotronskega sevanja. Pri dolgih GRBjih se zvezda na polih sesede prej kot na ekvatorju in rezultat tega so izbruhi v obliki stožcev s kotom Θ. Zaradi relativistične hitrosti se svetloba izseva v stožec. Kot relativističnega stožca je 1/Γ, kjer je Γ Lorentzov faktor snovi. Če je 1/Λ > Θ, opazovalec daleč stran ne vidi, da je izbruh kolimiran. Ko pa hitrost dovolj pade, da je 1/Γ < Θ pa opazovalec opazi rob pravega stožca izbruha (slika 6). [3] 6

7 Slika 4: Shematski prikaz izbruha v obliki stožca in zloma svetlobne krivulje. [3] Za razliko od supernov, ki trajajo tudi več tednov, so GRBji krajši. Razlika v času je zelo velika, saj se GRBji dogajajo na časovni skali nekaj deset sekund. Pri supernovah snov ne doseže relativistične hitrosti, eksplozija pa je izotropna. Slika 5: Shematski prikaz kolapsa zvezdnega jedra. [5] 2 Optični zasiji in spektri Že osem ur po GRB je BeppoSAX na istem mestu zaznal pojemajoč rentgenski izvor. Za tem so na istem območju sledila opazovanja v optičnem spektru, kasneje pa tudi opazovanja v daljših valovnih dolžinah (radijski valovi), vsem pa je bilo skupno potenčno pojemanje (F t α ). Z detekcijo optičnih zasijev je bilo mogoče določiti točno lego GRBja. S tem smo območje po izbruhu opazovali s teleskopi na Zemlji in jim posneli spekter. Razlika med GRBji in supernovami je tudi v opazovanih spektrih. Spekter supernove je termičen z veliko značilnostmi emisijskih in absorbcijskih črt, medtem ko je spekter GRBjev potenčen in brez spektralnih črt (pričakovano za sinhotronsko sevanje) (slika 7). Za tak spekter velja F t α µ β. Zasij GRBja je namignil na kolimirane izbruhe. Izotropna energija izbruha je bila E iso = 7

8 J, kar je več kot M c 2. To je predstavljalo resen problem modelom velikih zvezdnih mas. Namig, da ne gre za izotropen izbruh je bil hitro potrjen z nadaljnimi opazovanji. To se vidi na grafu zasija, ki močno pade (se prelomi), ko hitrost snovi dovolj pade, kot omenjeno v prejšnjem poglavju. Merjene časa kdaj se svetlobna krivulja zlomi nam da posredno meritev kota stožca. Tipični koti stožcev pri izbruhih so okoli 4, kar zmanjša E iso za faktor [2] 8

9 Slika 6: Optični zasij GRBja , kjer se pri 30dni vidi grbina supernove, ko so začeli razpadati radioaktivni elementi. [3] Slika 7: Spekter GRBja v vidni svetlobi, ki se iz potenčnega spremeni v spekter z veliko podrobnostmi podoben supernovi. [3] 9

10 2.1 Povezava med GRBji in supernovami Emisija gama žarkov ob izbruhu supernove je bila predvidena že leta Šele detekcija zasijev GRBjev leta 1997, je dala namig o povezavi med supernovami in GRBji. Povezava je bila sprva posredna. Po zasiju so na mestih GRBjev opazili galaksije. V teh galaksijah so opazili intenzivno rojevanje novih zvezd, ker pomeni da je tam tudi veliko masivnih kratkoživečih zvezd. Podobna povezava velja za supernove tipa Ib, Ic in II, v predelih kjer je rojevanje zvezd intenzivno je veliko masivnih zvezd, ki pa hitro pokurijo gorivo in eksplodirajo kot supernove. Opazovanje dolgih GRBjev je tako pokazalo, da se ti raje dogajajo v mladih galaksijah z intenzivnim rojevanjem zvezd in da so verjetne kandidatke zelo masivne zvezde. 25. aprila 1998 je BeppoSAX zaznal GRB in supernovo tipa Ib/c SN 1998bw, ki so sovpadala po položaju. Supernova je imela z = Napaka razlike v položaju je bila velika, zato ni bilo mogoče z gotovostjo trditi da gre za povezan pojav, vendar je bila povezava zelo verjetna. Opazovan GRB je bil zelo šibek, medtem ko je supernova svetila nenavadno svetlo. Ocenjena kinetična energija je bila za en velikostni red višja kot pri običanjih supernovah zaradi kolapsa jedra. Takim supernovam pravimo tudi hipernove. Po GRB je bilo zaznanih več grbin v zasijih drugih GRBjev, primerjava oblike in barve pa je kazala na izredno podobnost z SN 1998bw. Vsem grbinam je bilo tudi skupno, da so se pojavile 20dni po GRBju. Dokončna potrditev je sledila leta marca 2003 smo zaznali izredno svetel GRB Po šestih dneh je bila opažena grbina v zasiju, ki je namigovala povezavo s supernovo. Spekter GRBja sprva ni bil podoben tistemu od supernove, bil je potenčen (pričakovano za GRBje) in brez emisijskih ter absorbcijskih črt. Kasneje pa je spekter postajal vedno bolj podoben tistemu od supernove (slika 7). To se je zgodilo dober mesec po izbruhu, ko je bila supernova že vidna. Na sliki 7 lahko vidimo spekter SN 1998bw ob maksimumu in sedem dni po supernovi skupaj s spektrom optičnega zasija GRB dni po izbruhu. Spekter zasija GRBja ni več potenčen in je zelo podoben tistemu od supernove. Pri supernovah so glavni vir sevanja radioaktivni elementi. Ta proces doseže vrh izseva nekaj dni po supernovi. Če sta GRB in supernova podobna pojava, le da se pri enem sprosti več energije, potem bi morali v zasiju GRBja najti podrobnosti supernove in obratno. Pri eksploziji supernove se proizvede največ radioaktivnega nikelja (Ni 56), ki z β + razpade v kobalt (Co 56) in ta v stabilno železo. To pomeni, da moramo v optičnem zasiju nekaj dni (za Ni 56 je t 1/2 6dni) po eksploziji opaziti lokalni vrh. Po analizi več optičnih zasijev so opazili lokalne vrhove (grbine), ki namigujejo na sprostivev enrgije v obliki sevanja ob radioaktivnem razpadu. Grbin ne opazimo pri vseh zasijih GRBjev. Razlog za to je lahko slaba opazovalna oprema. GRB je lahko dovolj svetel, da ga opazimo, medtem ko je supernova prešibka za teleskope. [2] [6] Slika 8: Primerjava spektra GRB in SN 1998bw. [2] 10

11 3 Zaključek Povezava med GRBji in supernovami je bila predlagana kmalu po odkritju. Po odkritih zasijih in opazovanih galaksijah na istih mestih sklepamo, da se ti dogodki dogajajo v galaksijah po vsem vesolju. To potrjuje tudi opazovana distribucija, ki je izotropna. GRBje ločimo na dolge in kratke. Kratke naj bi povzročala zlitja masivnih objektov, dolge pa eksplozije super masivnih zvezd. Opazovane galaksij, kjer se pojavljajo GRBji so bile prvi namig o povezavi s supernovami, saj se GRBji dogajajo v galaksijah z intenzivnim rojevanjem zvezd, kjer je tudi več supernov. Kasneje je bila povezava GRB-supernova potrjena na podlagi analize zasijev in spektrov. Nekaj dni po GRBju se v nekaterih zasijih pojavi grbina, ki nastane zaradi sevanja radioaktivnih elementov, ki so nastali pri eksploziji. Spekter GRBjev, kjer smo opazili grbine, se počasi spremeni iz spektra brez značilnosti v spekter z veliko podrobnostmi in je zelo podoben tistemu od supernove. Vendar grbine v zasiju in transformacije spektra ne opazimo pri vseh dolgih GRBjih. To pomeni da so le nekateri GRBji povezani s supernovami ali pa je naša opazovalna oprema preslaba. Zaradi velike oddaljenosti je supernove na območju GRBja težko zaznati. Od odkritja prvih GRBjev, pa vse do danes je bil narejen velik napredek v opazovalni tehniki. Pravtako je prizadevanje, da bi razložili GRBje, pripomoglo k izstrelitvi veliko opazovalnih inštrumentov v vesolje. 11

12 Literatura [1] P. Mészáros, Gamma-Ray Bursts, Reports on Progress in Physics, 2006 [2] S. Rosswog & M. Brüggen, Introduction to high-energy astrophysics, Cambridge University Press, New York, 2007 [3] A. Gomboc, Unveiling the secrets of gamma ray bursts, Contemporary Physics, 53:4, , 2012 [4] N. Gehrels, E. Ramirez-Ruiz & D. B. Fox, Gamma-Ray bursts in the Swift Era, arxiv: v1, [5] Wikipedia, Type II supernova, II supernova, November 2013 [6] J. Hjorth & J. S. Bloom, The GRB-Supernova Connectio, arxiv: v1,