Vortrag (.pdf) - Server der Fachgruppe Physik der RWTH Aachen

Gamma Ray Burster 

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Seminarvortrag von Mario 

Schweitzer 

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Themenübersicht 

• Historische Übersicht 

• Lokalisierung 

• Beobachtete Strahlungseigenschaften 

• Entstehungsmechanismen 

• Zukünftige Projekte 

• Zusammenfassung 

15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 2

Historische Übersicht 

• 1967 Amerikanische Vela-Serie Vela Serie 

- Satelliten zur Überwachung von Atombombenexplosionen 

- Erster Nachweis extraterrestrischer Gammastrahlen 

• 1991 Compton Gamma-Ray Gamma Ray Observatorium 

- Gesteigerte Empfindlichkeit u. Auflösung 

- Wichtigstes Instr: Instr: 

BATSE (Burst ( Burst and Transient Source Experiment) 

- Sensitiv für niederenergetische Gamma- Gamma u. harte Röntgenstrahlung 

( 20 keV – 1 MeV ) 

- Bursts sind homogen am Himmel verteilt 



• 1996 BeppoSAX (Satellite Satellite per 

Astronomia a Raggi X ) 

- Designed zum Nachweis des schwächeren Röntgenafterglows 

- Key Innovation: Schnelles Ausrichten des Satelliten 

- Genauere Lokalisierung bis auf einige Winkelminuten 

- Zusätzlich Einsatz erdgebundener opt. Teleskope und 

Radioteleskope 

- 1997 Erste Beobachtung optischer Counterparts 

(GRB970228 u. GRB970508) 

- Aus Absorbtsionslinien => Entfernung 1 billionen 

Lichtjahre 


28.Feb.1997 3.März 1997 

15.07.02 

Aufnahme von GRB970228 durch BeppoSAX (1-10 keV) 

Seminarvortrag Mario Schweitzer 5



• 1999 ROTSE (Robotic ( Robotic Optical Transient 

Search Experiment) 

- automatisch, erdgebundenes Robotteleskop getriggert durch z.B BATSE BATSE 

- schnelles automatisches Einstellen auf Burst 

- Aufnahme optischer Counterparts 

- 23. Januar 1999 Entdeckung des opt. Counterparts von GRB 990123 

- GRB 990123 hellstes opt. Event der Wissenschaftsgeschichte 

- bei homogener Abstrahlung : Luminosität entspr. 10 Millionen Supernovae 











Lokalisierung 

• Verteilung der Bursts 

• Positionsbestimmung mittels 

Satellitentriangulation 

• Entfernungsbestimmung mittels 

Rotverschiebung und Energieberechnung 


Verteilung der Bursts 


Folgt die Verteilung dem Aufbau unserer Galaxis ? 

Dipolmoment D und Quadrupolmoment Q der Verteilung 

geben Auskunft über Konzentrationen bezüglich der 

galaktischen Ebene. 

θ i 

bi 

: Winkelabstände der Bursts (i=1...N) vom galaktischen 

: galaktische Breite 

D = 〈 cosθ 〉 i und sin 1/ 

3 

2 

Q = 〈 〉 − bi 

Für isotrope Verteilung von N Bursts: Bursts 

-1/2 1/2 -1/2 1/2 

D = 0.0 +/- +/ ( 3 N ) und Q = 0.0 +/- +/ (45 N/4) 

Zentrum 


Messung (N=1637) liefert: liefert: 

D = - 0.015 +/- +/ 0.014 

Q = 0.004 +/- +/ 0.008 

⇒Isotrope Isotrope Verteilung (im Rahmen der Messfehler) 

Weitere Info liefert die integrierte Anzahl N(>S) 

derjenigen Bursts deren maximaler , über den 

Energiebereich integrierter Fluss den Wert S übertrifft. 

Annahmen: Annahmen: 

1) Quellen im eukl. eukl. 

Raum homogen verteilt 

2) ) Leuchtkraftfunktionen überall gleich 

=> N(>S) ~ r 

3 

andererseits ist S ~ 1/r 

2 

=> N(>S) ~ S 

-3/2 


Abweichung vom 

erwarteten Verlauf deutet 

auf eine geringere Anzahl 

schwacher Bursts bzw. 

äquivalent dazu auf eine 

geringere Anzahl weit 

entfernter Bursts hin ! 

Kumulative Verteilung N(>S) der Bursts mit einem 

Fluß > S im Energiebereich 50 – 300 keV. keV. 

-3/2 3/2 

- - - - : erwarteter S - Verlauf 

(BATSE Aufnahme) Aufnahme) 


Insgesamt: 1) Isotrope Verteilung 

-3/2 3/2 

2) Abweichung von S - Verlauf 

=> Weniger schwache Bursts 

Interpretation: Burster müssen nahezu 

gleichmäßig in einem sphärischen begrenzten 

Volumen verteilt sein. 

Zwei Modelle : 

a) Sehr ausgedehnter sphärischer Halo unserer 

Milchstraße (>100kpc) 

b) Kosmologischer Ursprung. Abweichung vom 

S -3/2 3/2 

-Verlauf Verlauf erklärt durch Effekte der 

Rotverschiebung 


Model a erscheint allerdings unwahrscheinlich da 

keine aktiven Objekte mit einer solchen Verteilung 

bekannt sind. 

Modell b (Kosm.Ursprung 

( Kosm.Ursprung) später durch Messung der 

Rotverschiebung der Host-Galaxie Host Galaxie bzw. der 

Rotverschiebung von Absorptionslinien im Afterglow 

eindeutig bestätigt ! 


Lokalisation 





Rotverschiebung und Energieberechnung 


θ 

Positionsbestimmung mittels 

In der Näherung R>>D ergibt 

12 

sich der Winkel zu: 

θ 


= arccos( c∆t 

/ D ) 12 

Mit ∆t 

:= Laufzeitdifferenz zw. 

Satellite 1 und 2 

und R := Abstand des Bursts 

Messung um so genauer je größer der 

Abstand der Satelliten ist 

8 

D 12 

= einige AU (1AU=1,496 10 km) 

16 

R = einige Gpc (1 pc = 3,08 10 m) 


Zuständig für die Lokalisierungen ist das interplanetary 

Network (IPN) bestehend aus : 

Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, Orbiter, 

SIGMA, WATCH, 

PHEBUS 

Genauigkeit der Lokalisierung : einige Bogenminuten 

Lokalisationsrate : 1 Burst pro Woche 


Lokalisation 





Rotverschiebung und Energieberechung 


Entfernungsbestimmung mittels 

Rotverschiebung 

λ 

λ 0 

λ − 0 

Rotverschiebung : z := = 

λ 0 

: verschobene Wellenlänge 

: Laborwellenlänge 

v : Quellengeschwindigkeit 

c : Lichtgeschwindigkeit 

( ) 

( ) 1 

v / c 

− 

v / c 

15.07.02 Seminarvortrag Mario Schweitzer 21 

1+ 

1− 

Aus allgemeinrelativistischer Kosmologie => allgemeine Hubblebeziehung 

( ) , z = H r 

cz q0 0 L 

q 

ψ ( ) ψ , 

mit 

0 

q 

1− 

⎡ 

⎤ 

0 1 

z = 1+ 

⎢1− 

⎜ 

⎛ 1+ 

2 −1⎟ 

⎞ q z ⎥ 

⎢ ⎝ 

0 

q z 

⎠⎥ 

0 ⎣ q0 

⎦ 

H 0 

:Hubblekonst 

: Hubblekonst. . q 

0 :Dezelerationsparameter 

Dezelerationsparameter rL :Helligkeitsentfernung 

H 0 = 65 km/( s Mpc) Mpc) 

, q = 0,1 (Friedmannuniversum) 

0

Helligkeitsentfernung definiert über: 

andererseits ist 

= 

f 

( 

( 1+ 

t 

0 

) 

= 

z) 

r 

( 1+ 

z) 

=> r R 

L 0 

L 

f = 2 

4π r L 

r :radiale Lagrangekoordinate R 0 

:Skalenfaktor R (t = t 0 

)[zum jetzigen Zeitpkt.] Zeitpkt.] 

f :beobachteter Strahlungsstrom 

L :absolute Leuchtkraft des Bursts 

r R :Abstand zur Quelle 

0 

Verallg. Verallg. 

Hubblegesetz 

r = 

( 1+ 

z) 

r 

L R0 

D.h. messe z r Abstand zur Quelle 

L 


L( 

2 

t 

e 

) 

4π 

r 

2 

R 

2 

0

Woher stammen die beobachteten Wellenlängen zur Bestimmung von z ? 

Antwort: Aus Absorptionslinien die im Afterglow des Bursts selbst enthalten sind 

oder bei der Absorption des Afterglows in umliegender Materie (z.B. Muttergalaxie) 

entstehen oder aus Absorptionslinien im Licht der Muttergalaxie. 

Entdeckung des opt. 

Counterparts 

(Afterglows Afterglows) ) von 

GRB 990123. 990123. 

Rechts 

das Bild im Gunn-r Gunn r 

Band.Der Kreis 

entspricht der auf 50 

Bogensekunden 

genauen 

Lokalisation des 

Röntgenafterglows 

durch BeppoSAX. 

BeppoSAX 




Hubbleaufnahme Sept.97 

GRB970228 


λobs, air 

: im Spektrograph gemessene 

Wellenlänge 

Wellenl nge 

:Wellenlänge :Wellenl nge im CMS der Quelle 

und im Vakuum. 

rest, vac 

λ 

obs 

/ λ 

rest 

=1+ 

z 

Absorptionsspektrum 

Absorptionsspektrum aus dem 

Afterglow von GRB 990123 

aufgenommen mit Keck II Teleskop 

atm. atm. bedeutet durch Atmosphäre 

absorbiert. 

Auflösung: Auflösung: 11.6 Ängström 

Absorption Absorption vermutlich durch 

intergalaktische Wolke verursacht 

Entfernung ist eine untere Grenze. 


GRB 

970508 

971214 

970329 

970425 

980613 

980703 

Energien und Distanzen von 6 Bursts: 

Bursts 

z 

0.835 

3.42 

5(?) 

0.008(?) 

1.096 

1.61 

Distance 

Gpc 

7x10 


4 

4.6 

4.9(?) 

0.04(?) 

3.1 

2.9 

Energie 

erg 

3x10 

54 

5x10 (?) 

47 

8x10 (?) 

5x10 

8x10 

51 

53 

51 

52

Beobachtete Energie-Rotverschiebungs 

Energie Rotverschiebungs Relation: 

Violett (gelb gelb) ) entspricht Emissions- Emissions (Absorptions Absorptions-) ) Linien der 

Muttergalaxie. ( 0.43 < z < 4.5 ) 

Energie berechnet aus Gammastrahlenfluß unter Annahme isotroper 

Emission. 

Emission 


Energieberechnung für GRB990123: 

Wir nehmen ein Friedmann Standardmodell an mit: 

Dichteparameter Ω0 = 0.2 => Dezelerationsparameter q = 0.1 

0 

Kosmologische Konstante Λ0= 

= 0 , gemessene Rotverschiebung z =1.6004 

Hubblekonst. Hubblekonst. 

H = 65 km / ( s Mpc ) 

0 

) 

r L 

cz 

= ψ entspricht einer Distanz von 

q 

( ) , z = 3, 

7 ⋅ cm 

0 

H 

0 

10 28 

−11 

−2 

gemessener Fluß (100s) (E > 20 keV) keV 

entspricht einer Distanz von R = 4.6 Gpc 

Bei isotroper Emission errechnet sich dann die freigesetzte Energie am Ort des 

Bursts zu: 

2 

F 

= 5⋅10 

Jcm 

= F4 π r = 8. 

5710 

J = 8. 

57 

E 10 

γ 

L 

47 

erg 


54









Typisch zeitliche Strukturen 

der Gammastrahlenbursts. 

Gammastrahlenbursts. 

- Kurze und lange Bursts 

- Sehr strukturierte Bursts 

- Sehr regelmäßige Bursts 

- Bursts mit langen Ruhephasen 

Morphologie bisher wenig 

verstanden ! 

Kürzeste zeitl. zeitl. 

Variabilitäten = 

einige zehntel Millisekunden 

Größe des 

Emissionsgebietes höchstens 

300 km. 

km 

Strahlungseigenschaften 


Bimodale Verteilung der 

Burstdauer 

Kurze Bursts: Bursts: 

0.01 – 2 Sekunden 

Lange Bursts: Bursts: 

2 – 1000 Sekunden 

Schwerpunkte beider gaußförmiger 

Verteilungen liegen bei 0.5 bzw. 30 

Sekunden. 

Population: Langen Burst ca. zweimal 

so groß wie Kurze. 

Unterschiedliche Explosionsszenarien 

für beide Typen. 

A) Lange Bursts: Bursts: 

Explosion 

massereicher Sterne (Collapsars ( Collapsars) 

B) Kurze Bursts: Bursts: 

Verschmelzen 

zweier Neutronensterne die eng 

einander umlaufen. 

A) u. B) => Reproduktion der 

beobachteten GRB Rate 

Verteilung der BATSE Bursts bez. Ihrer Dauer. Dauer. 

Stand : Ende 1999 

Ordinate: Anzahl der Bursts pro 0.2 logarithmisches Intervall der 

Abszisse. 

T90 ist der Zeitraum innerhalb dessen BATSE zwischen 5% und 

95% der von einem Burst insgesamt nachgewiesenen Photonen 

registriert hat 


Energiespektrum 

Spektrum nicht thermisch 

Emissionsbereich der GRB´s: einige 100 keV 

Röntgenemission schwächer 

Wenig der Gesamtenergie wird unterhalb von 10 keV emittiert. 

Meist begleitet von Hochenergieschwänzen die einen wesentlichen 

wesentlichen 

Anteil der Energie beinhalten. 


Das Kompaktheitsproblem (Schlüssel zum GRB-Vesrtändniss 

GRB Vesrtändniss) 

Strahlungseigenschaften: A) kürzesten zeitl. zeitl. 

Varianzen => R = 300 km 

Spektrum enthält hohen Anteil hochenergetischer Gammaphotonen. Diese Diese 

Photonen 

+ 

mit Energie Ea bilden mit niederenergetischen Photonen der Energie Eb über 

γγ → e e 

2 

Elektronen-Positronenpaare 

Elektronen Positronenpaare falls 

Ea Eb 

( 1− 

cos( θ )) > mec 

Durchschnittliche optische Tiefe für diesen Prozess ist: 

f T 

B) nicht thermisches Spektrum => Photonen können frei 

entkommen d.h. Quelle ist optisch dünn 

τ γγ= 

2 2 2 

f p T FD / Ri 

mec 

σ 

p: 

: Bruchteil der reagierenden Photonen , : Thomson Wirkungsquerschnitt 

F : beobachteter Fluss , D : Abstand zur Quelle 


σ 

−

Aus gemessenen Flüssen und Distanzen γγ >> 1 , ( Quellen optisch dick ) 

im Widerspruch zum beobachteten Spektrum mit τ γγ > 1 

α :Hoch Hoch-energie energie Spektralindex 

Γ 

R e 

Kompaktheitsproblem gelöst gel st für f r : > 100 (größ (größte 

te Geschwindigkeit im All) 


τ 

Γ 

Γ 

2

Isotrope oder jetartige Abstrahlung ? 

Ultra-relativistischen Ultra relativistischen Jets Reduktion der hohen Burstenergie. 

Burstenergie. 

Für GRB990123 um einen Faktor 1/100. 1/100. 

Strahlungsemission nicht an allen Orten beobachtbar Erhöhung Erh hung der Burstrate um 

( θ : Öffnungswinkel ffnungswinkel des Jets. ) 

Beobachtungsrate: 1 Burst pro 10 Jahren pro Galaxie 

−1 

Burstrate: Burstrate: 

1 Burst pro hundert Jahren pro Galaxie mit und 

Γ ≈ 100 

Zusätzlicher Effekt: Effekt: 

Relativistische Aberration d.h. Trotz isotroper Emission im CMS 

der Quelle kann ein Beobachter nur Strahlung wahrnehmen die aus einem Kegel mit 

−1 

dem halben Öffnungswinkel θ 

rel[ 

Radiant] 

≈ Γ um die Bewegungsrichtung der 

Quelle kommt. 

Problem: Optisches Nachleuchten auf Grund der großen Entfernung räuml. räuml. 

nicht 

auflösbar. (Punktquelle) 

Lösung: Schließe auf jetartige Emission aus dem charakteristischen zeitl. zeitl. 

Verlauf des 

Photonenflusses des Afterglows . 


θ 

≈ 

Γ 

4π / θ 

2

3/ 

8 

Standard Feuerballmodell Feuerballmodell ~ wächst chst mit der Zeit an. D.h. der 

Beobachter bekommt im Laufe der Zeit immer mehr von dem Jet zu sehen. sehen. 

− 

Γ t t θ rel 

θ 

Je kleiner Jet um so eher bekommt der Beobachter den Rand des des 

Jets zu sehen. 

Helligkeit des Nachleuchtens fällt f llt mit anderen Zerfallskonstante ab als wie zuvor. 

Effekt rein geometrisch und deshalb wellenlängenunabh 

wellenl ngenunabhängig ngig 

() 

Relativistischen Hydrodynamik 

Jet 

Γ 

E52 

() t ≈ 6( 

E / n) 

: 


52 

1/ 

8 

⎛ t ⎞ 

⎜ ⎟ 

⎝1+ 

z ⎠ 

1/ 

3 

8/ 

3 

mit Γ = 1/ 

θ t = 6( 

E / n) 

( θ Jet / 0. 

1) 

( 1+ 

z) 

n : Teilchenzahldichte 

52 

−3/ 

8 

Gesamte Explosionsenergie in 

52 

Vielfachen von 10 erg 

(t ist die Zeit in Stunden bei der die Beschleunigung des Helligkeitsabfalls 

Helligkeitsabfalls 

einsetzt.) 

Achromatische Helligkeitsabnahme im opt. Nachleuchten von GRB 

990510 beobachtet.

Helligkeitsentwicklung im opt. Nachleuchten von GRB990510 ( R-Band) R Band) 

Beschleunigung nach t=1.3 Tagen 0.023 

θ ≈ π 

Nicht jedes Nachleuchten zeigt diesen Effekt. 

Unklar wann Jet auftritt und wann nicht. (Stand 2001) 


Jet









Entstehungsmechanismen 

• Das Feuerball-Schock Feuerball Schock Modell 

• Mögliche Szenarien 


Das Feuerball-Schockmodell 

Feuerball Schockmodell 

In guter Übereinstimmung mit den vorhanden Daten steht das Feuerball-Schockmodell. 

Feuerball Schockmodell. 

Feuerballmodell: 

Einfachstes Modell: 

reiner Strahlungsfeuerball Photonen und Elektronen, Positronen (aus Paarbildung) 

[Anfangsenergie >> Ruhemassenäquivalent] 

Opazität bezüglich Paarbildung Photonen können anfangs nicht entkommen. 

=ˆ p = ρ / 3 

−1 

T 

∝ R 

Plasma perfekte Flüssigkeit mit Expansion unter eigenem Druck 

Abk Abkühlung hlung mit 

T < Paarbildungslevel Annihilisation der Paare. 

Bei T=20 keV wird Feuerball transparent. 

Thermisches Spektrum Modell nicht geeignet für f r GRB´s GRB 


Erweiterung des Modells: Modells 

Relativistisch, baryonischer Feuerball 

D.h. Verunreinigung des Plasmas mit einem geringen Anteil baryonischer Materie. 

Wesentlicher Effekt: (bei bestimmter Größe von (E/Mc (E/ Mc 2 

) 

Bevor Feuerball optisch dünn geht der meiste Teil der Anfangsenergie Anfangsenergie 

in kinetische 

Energie der Baryonen über mit einem Endlorentzfaktor : 

2 

Problem: Notwendigkeit der Rekonvertierung von kin. kin. 

Energie in Strahlungsenergie 

Lösung: Schockmodell 

( E / Mc ) 

Rekonvertierung erhält man über die Bildung innerer Schocks im Plasmastrom 

(aus Geschwindigkeitsgradienten im Strom) GRB Emission im Gammabereich 

Durch äußere Schockwellen die durch die Wechselwirkung mit dem ISM 

entstehen. Afterglow 


γ 

f ≈

Quelle: Massiver kollabierender Stern 

- jetförmiger jetf rmiger Feuerball 

- äußere ere Schalen sind langsamer als Innere 

- Innere holt Äußere ere auf 

- interner Schock ( R ≈ 10 cm) 

- hinter dem Schock baut sich ein chaotisches B-Feld B Feld auf 

- relativistische Elektronen emittieren Synchrotronstrahlung (E 100keV) 

15 


≈

- komplizierte zeitl. zeitl. 

Struktur der Gammabursts 

- inverse Comptonstreuung der Synchrotronphotonen => Aufweitung des Spektrums 

- Feuerball bewegt sich weiter ins interstellare Medium 

- Aufnahme zusätzlicher zus tzlicher Materie (z.B. interstellare Gas) 

3/ 

8 

- Verlangsamung des Jets (Hauptlorentzfaktor 

( Hauptlorentzfaktor des Jets: ~ ) 

- externe vorwärtige vorw rtige Schockwellen und rückl r ckläufige ufige Schockwellen 

- auch Zufallslorentzfaktor der Elektronen und chaotische B-Feld B Feld nehmen zeitl. zeitl. 

ab 

− 

Γ t 


- Spektrum weicht zeitlich auf später sp ter Afterglow (Röntgen (R ntgen-,UV,optischer 

,UV,optischer-,IR ,IR- 

,Radiobereich) 

- Modellvorhersagen stimmen gut mit Messdaten überein. berein. 

- wie Energie in einen kollimierten , ultrarelativistischen Fluss konvertiert wird ist 

bislang unklar (Stand Jan.2001) 

- in min. 2 GRB´s GRB s hat man Eisenlinien gefunden deren Rotverschiebung mit der der 

Muttergalaxie übereinstimmten 

bereinstimmten. . 


-mögliche gliche Entstehung durch eine vorher bei einer Supernova ausgestoßene 

ausgesto ene 

eisenhaltige Hülle H lle Supernova muß mu Tage oder Wochen vorher stattgefunden haben 

- aber auch eine kontinuierliche Röntgenemission R ntgenemission im GRB-fluss GRB fluss die die äußere ere 

Sternenhülle Sternenh lle erreicht könnte k nnte für f r die Eisenlinien verantwortlich sein. 


Links: Schnappschussspektrum von GRB970508 bei t=12 Tagen nach dem dem 

Burst 

im Vergleich zu einem Standard Afterglow Synchrotron Schock Model Fit 

[ < 12: Radio , 12 – 14: IR , 14 –15:opt. 15:opt. , 15-17:UV 15 17:UV , > 17 : Röntgen ] 

Rechts: Vergleich der beobachteten Lichtkurven des Afterglows von GRB bei 

verschiedenen Wellenlängen mit dem Blastwave- Blastwave Modell 


Entstehungsmechanismen 

• Das Feuerball-Schock Feuerball Schock Modell 

• Mögliche Szenarien 


Mögliche Szenarien 

die die energetischen Voraussetzungen zur Erzeugung 

eines GRB-Feuerballs GRB Feuerballs erfüllen. 

51 

- Supernovae (~10 erg) erg 

-Verschmelzung Verschmelzung zweier einander umlaufender 

Neutronensterne 

- Verschmelzung eines Doppelsystems aus 

schwarzem Loch und Neutronenstern 

-Formation Formation eines schnell rotierenden 

Neutronensterns mit ultrahohem B-Feld Feld aus 

Sternenkollaps 

-Zerstörung Zerstörung kompakter Sterne durch 

Gezeitenkräfte durch schwarze Löcher ... 


GRB´s und Supernovae 

BeppoSAX : GRB 980425 

( Röntgenfehlerbox = 8 Bogenminuten) 

Sehr leuchtkräftige Supernova 

SN1998bw (Typ Ic) Ic) 

war in Fehlerbox sichtbar. 

Supernova stimmt bis auf +/- +/ 2 Tage mit dem 

Datum des Auftretens von GRB 980425 

überein. 

hier: Explosion eines 10-20 10 20 Sonnenmassen 

großen Heliumsterns (nackter Kern eines 

ehemals sehr massereichen Sterns) kann 

Beobachtung erklären. 

Numerische Rechnungen (Max Planck Inst. f. 

Astrophysik Garching) 

Bei Supernovaexplosionen können k nnen 

hochrelativistische Jets entlang der 

Rotationsachse des kollabierenden Sterns 

erzeugt werden. werden 

Hypernova: Pre-Kollapskern 

Pre Kollapskern rotiert 

schnell Kollaps Kollaps noch schnellere 

Rotation in Verbindung mit einem ultra 

starken Magnetfeld (aus differentieller 

Rotation) B-Feld Feld = Transmitter für r 

Energie vom rot. Kern auf die Hülle H lle 

Explosion Explosion (evtl. rel. Jet) 


GRB980425/SN1998bw ist einzige (ziemlich) sichere physikalische Assoziation 

eines GRB´s GRB s mit einer Supernova. (Jan. 2001) 

Spektroskopisch lässt l sst sich zeigen das GRB´s GRB s vornehmlich in Galaxien auftreten die 

Sternenentwicklungsaktivität Sternenentwicklungsaktivit t zeigen (Entstehungsrate: 1 – 10 Sonnenmassen / Jahr) 

Indirekter Hinweis auf bevorzugtes Auftreten von GRB´s in 

Sternenentstehungsgebieten: 

In 50% der Fälle, Fälle, 

in denen man einen Röntgenafterglow beobachten konnte, sah 

man keine Emission im optischen Bereich. 

Dies könnte bedeuten, dass sich der GRB-Feuerball GRB Feuerball in einer Umgebung entwickelt 

die eine hohe interstellare Extinktion aufweist. 

Frage :Sind alle GRB´s mit Supernovae assoziiert ? 

Frage ist bis heute offen ! 


Kernkollaps: Meiste Energie in low-energy low energy Neutrinos (5 – 10 MeV). 

Neutrinosignal ähnlich wie bei herkömmlicher Supernova 

Häufigkeit von Supernovae 10000 größer als für GRB´s => Hintergrund Hintergrund 

zu stark => Signal 

insuffizient zur Detektion. Detektion 

Möglicher Prozeß: Prozeß: 

Kollision Proton-Photon Proton Photon im Feuerball => Pionen => hochenergie 

Neutrinos 

14 

E ~ 10 eV , Fluss vergleichbar mit dem atmosphärischer Neutrinos aber aber 

korreliert mit 

der Position der GRB´s. 

Nachweis in zukünftigen Messungen ! 

Neutrinos und GRB´s 


Unterschied zwischen GRB´s und 

Supernovae 

- GRB´s = relativistisches Analogon zur Supernova (Konversion E [beschl. Masse] 

kin 

zu Strahlung.) 

Involvierte Massen 

Korrespondierende 

Geschwindigkeiten 

Entstehungsprozeß 

der Strahlung 

Zeitskalen 

-5 

10 Sonnenmassen 

Sekunden 

GRB 

Ultra-relativistisch 

Interne Schocks 

SN 

1 Sonnenmasse 

Einige 1000 km/s 

Interaktion mit ISM 

Tausende von Jahren 


≥

GRB´s und 

Doppelneutronensternensysteme 

Neutronensterne kreisen umeinander 

Abstrahlung von Gravitationswellen 

Verlust von Rotationsenergie 

Durch Gezeitenkräfte Gezeitenkr fte kann sich um das sich 

bildende schwarze Loch eine Akretionsscheibe 

bilden (numerische Simulationen). Die Akretion 

von der Scheibe auf das schwarze Loch kann nun 

einen Plasmawind erzeugen der in der Lage ist den 

GRB zu erzeugen. 

Diese Modellvorstellung ist sehr hypothetisch !!! 

Ereignisrate: 10 Ereignisse /Jahr/Galaxie 

Vergleichbar mit GRB–Rate GRB Rate (ohne Beaming) Beaming) 










Zukünftige Projekte 

17 Okt. 2002: INTEGRAL – Mission der ESA (Flugzeit 2 – 5 Jahre) 

Aufgabe: Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s 

Ausrüstung: Ausrüstung: 

Zwei sich ergänzende Gammadetektoren 

Jeweils ein Detektor für optischen- optischen und Röntgenbereich 

Teilchendetektor für geladene Partikel 

Messbereich der Gammadetektoren : 15 keV – 10 MeV 

2003: NASA Swiftsatellit (soll 3 Jahre im Orbit stationiert werden) 

Aufgabe: Aufgabe: 

Detektieren sowie Lokalisieren von GRB´s 

Ausrüstung: Ausrüstung: 

3 Detektoren (Gamma-,Röntgen (Gamma ,Röntgen und optischer Bereich) 

Auflösung: Auflösung: 

Gammabereich : 17 Bogenminuten 

Röntgenbereich : 15 Bogensekunden bei 1.5 keV 

Optischer Bereich: 0.3 Bogensekunden bei 350 nm 










Zusammenfassung 

- GRB´s befinden sich in kosmologischen Distanzen 

- Sie sind die bisher relativistischsten makroskopischen Objekte die man kennt 

- Das Feuerball-Intern 

Feuerball Intern-Extern Extern-Schock Schock Model scheint die notwendigen Zutaten für 

eine Erklärung der Beobachtungen zu beinhalten 

- Ultrarelativistische Bewegung, die die Schlüsselkomponente des 

Feuerballmodells ist, liefert die Lösung des Kompaktheitsproblems 

Kompaktheitsproblem 

- Trotzdem haben wir noch keine Komplettlösung des Problems. Viele Viele 

Fragen 

sind noch offen: 

-Was Was genau bestimmt die Erscheinung des Afterglows ? 

-Wieso Wieso ist nur manchmal ein optischer Afterglow zu beobachten ? 

-Warum Warum liegt die Energie des Burst immer im weichen Gammabereich ? 

- Was ist der innere Motor der einen GRB antreibt ? 

- Warum ist die Baryonenverunreinigung so klein ? 



Quellenverzeichnis 

[1] M.Livio,N.Panagia,K.Sahu :Supernovae and Gammray Bursts 

[2] T.Piran/ Physics Reports 314 (1999) 575-667 

[3] P.Meszaros / Gammaray Bursts: Accumulating Afterglow 

Implications,Progenitor Clues, and Prospects 

[4] S.Klose,J.Greiner,D.Hartmann / Sterne und Weltraum 3 u. 4 -5 (2001) 

[5] J.Craig Wheeler / Cosmic Catastrophes 

[6] D.Hartmann / Gammaray Bursters 

[7] S.R. Kulkarni u.a./ The afterglow,redshift and extreme energetics of the 

Gammarayburst of 23 Jan 1999 

[8] http://gammaray.msfc.nasa.gov/Batse/ 

[9] http://ssl.berkley.edu/ipn3/bibliogr.html/ 

[10] http://www.sdc.asi.it/ 

[11] http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn/

Vortrag (.pdf) - Server der Fachgruppe Physik der RWTH Aachen

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