GRB Gama Ray Burst Úvod Objevení a pozorování Lokalizace a hledání optických protějšků Vzdálenosti a rozložení Typy gama záblesků Možné vysvětlení Satelit Fermi
Objev gama záblesků Gama záření je zcela stíněno atmosférou, proto nelze pozorovat ze Země. Gama záblesky objevila americká družice Vela, která měla detekovat tajné jaderné pokusy v letech 1963 1965. Místo toho ale objevila gama záblesky přicházející z kosmu. Původce GRB nebyl nalezen a v roce 1973 byla záležitost předána astronomům. Gama záblesky následně sledoval satelit BATSE s comptonovským detektorem gama záření v letech 1991 2000 Rozložení GRB sledovaných satelitem BATSE se zdá být isotropní Isotropnímu rozložení by odpovídal původ GRB v Ortově mraku, kde ale chybí mechanizmus vzniku
Objev gama záblesků Gama záblesky proto nejsou původem z Mléčné dráhy. Nejsou původem ani z hala kolem galaxie, jinak by byly pozorovány i u jiných galaxií. Pro gama záření nelze vytvořit ostrý obraz a lokalizovat směr příchodu. V 90 letech se hledal astronomický objekt ze kterého by GRB pocházely. Ale přiřazení GRB ke známému objektu se nepodařilo. Vzhledem k isotropnímu rozložení zbývá poslední možnost, a to že gama záblesky přichází z velmi vzdálených galaxií. Ve vzdálenostech několika Gpc se nachází velké množství galaxií isotropně rozložených. U GRB nebylo ale možné určit z jaké vzdálené galaxie přichází.
Batse rozložení gama záblesků 2704 gama záblesků detekovaných družicí BATSE v letech 1991-2000. Rozložení je isotropní.
Hledání optických protějšků Aby se lokalizoval zdroj, ze kterého GRB pochází, hledaly se optické protějšky gama záblesků. Vzhledem k obtížné lokalizaci směru gama záření a krátké době trvání se ale několik let nedařilo optický protějšek najít. První předpoklad byl vytváření GRB při srážkách jetů s mezihvězdnou látkou. Optický protějšek odpovídající tomuto popisu se ale nenašel. První optický protějšek byl nalezen u GRB 970227 detekovaného satelitem BeppoSAX. Byl detekován i rentgenový dosvit. Hostící galaxie ale září velmi slabě a proto nebylo možné určit vzdálenost.
Hledání optických protějšků GRB 970508 detekovaného družicí BeppoSAX byl nalezen optický dosvit, který trval několik měsíců. Ze spektra byl určen rudý posuv 0,835 a vzdálenost 6 Gly. Jde o první změřenou vzdálenost u GRB. GRB 980425 byl určen optický protějšek jak supernova SN 1998bw vzácného typu I/Ib v galaxii ESO 184-G82 ve vzdálenosti 100 Mly. Jednalo se o poměrně slabý a zároveň nejbližší známý GRB. Po roce 2000 bylo nalezeno pomocí robotických teleskopů velké množství optických protějšků GRB detekovaných satelity Swift a Fermi. Nejznámější je GRB 080319B s optickým protějškem +5,8m (z = 0,94, 7,5 Gly).
SN 1998bw, GRB 980425
GRB 080319B
GRB 080319B
Rozložení a vzdálenosti GRB Rozložení gama záblesků se zdá býti isotropní, GRB přicházejí ze všech směrů stejně GRB přichází z kosmologických vzdáleností miliardy světelných let daleko. Nejbližší GRB byl zaznamenán ve vzdálenosti 100 Mly Několik GRB bylo zaznamenáno ve vzdálenosti nad 10 Gly. Nejvzdálenější GRB 090423 s rudým posuvem 8,3 ve vzdálenosti 13 Gly (630 mil. Let po velkém třesku). S klesajícím rudým posuvem pravděpodobně gama záblesků ubývá.
Gama záblesky a rudý posuv
GRB a metalicita Zdá se, že dlouhotrvající gama přichází z oblastí intenzivní tvorby hvězd Gama záblesky z vysokým rudým posuvem přichází přirozeně z oblastí s nízkou metalicitou. Dlouhotrvající GRB s nízkým rudým posuvem pocházejí z galaxií z nízkou metalicitou. GRB 020819 ale pochází z oblastí s vyšší metalicitou
GRB a metalicita
Typy gama záblesků Gama záblesky se vyskytují i na Zemi při bouřkách, příčinou jsou pravděpodobně urychlené elektrony Podobně se gama záblesky vyskytují i na Slunci při erupcích, pravděpodobně způsobené urychlenými částicemi Měkké gama záblesky, které nemají tak velkou energii se vyskytují v Mléčné dráze i jiných galaxiích. Magnituda Mbol měkkých gama záblesků klesá pod -25, i k -30 Příkladem je SGR 1806-20 27.12.2004 v souhvězdí střelce (50 000 Ly, 1,3.1039 J, Mbol = -29, mbol = -13) Příčinou slabých gama záblesků v galaxii může být akrece planet a komet na neutronové hvězdy, praskání kůry neutronové hvězdy. Neutronové hvězdy s magnetickým polem až 1011 T tzv. magnetary jsou zdroje opakovaných gama vzplanutí, záblesk 27.12.2004 je příkladem
SGR 1806-20
Typy GRB Gama záblesků je několik typů podle doby trvání Dlouhé gama záblesky L-GRB trvají několik sekund až desítek sekund. Tyto gama záblesky mají největší energii. Rozložení L-GRB se zdá být isotropní. Dlouhé gama záblesky vznikají pravděpodobně v oblastech s nízkou metalicitou. Druhým typem gama záblesků jsou krátké typy S-GRB. Tento typ gama záblesků trvá jen několik desetin sekundy a změny intenzity trvají milisekundy. Spektrum gama záření je tvrdší než u L-GRB S-GRB pravděpodobně nezávisí na metalicitě a pravděpodobně se tolik nevyskytují v oblastech s vysokým Z. Ze statistického rozdělení se objevuje další málopočetná skupina se střední dobou trvání sekundy až minuty. Byla objevena nedávno a není výrazná. Charakteristika středně dlouhých GRB zatím není.
Rozdělení GRB podle doby trvání
Typy GRB optickým dosvitem krátké a dlouhé, GRB 050709 s
Profily GRB
Dosvit GRB
Dosvit 2
Vlastnosti gama záblesků Gama záblesky dosahují na krátký okamžik obrovské svítivosti převyšující svítivost nadkupy galaxií, a proto jsou detekovány na obrovskou vzdálenost. Mbol -44 až -46, někdy mbol<0, optický protějšek Mv až -35 (-38) Zdroje musí být velmi kompaktní, změny intenzity jsou krátké hlavně u S-GRB Pokud by byla energie isotropně vyzářena, musela by celková energie být 1046-48 J Gama záblesky se zdají být pouze v úzkých kuželech širokých několik stupňů, celková energie pak je 1044-46 J
Teorie vzniku L-GRB V případě L-GRB se pravděpodobně jedná o supernovy typu Ib nebo Ic neobsahující v čarách H (H, He) Progenitor je rotující hmotná hvězda s nízkou metalicitou (vítr nezpomaluje rotaci) Na konci vznikne uprostřed hvězdy černá díra s akrečním diskem, jety z černé díry jsou vypáleny ve směru rotace s Lorencovým faktorem 102-4 Když se jet dostane k povrchu, vzniká L-GRB
Hypernova
Teorie vzniku S-GRB Krátké gama záblesky většinou trvají méně než 1s, záření je tvrdší a energie menší, změny intenzity jsou řádu ms Kompaktní zdroj musí být menší než 300 km z principu kauzality Pravděpodobným mechanizmem je srážka neutronových hvězd nebo neutronové hvězdy s černou dírou U binárního pulsaru nebo NS+BH systém ztrácí energii ve formě gravitačních vln a objekty se přibližují až dojde ke splynutí a vznikne černá díra z akrečním diskem. GRB směřuje ve směru jetu při rotační ose Přeměna neutronové hvězdy na kvarkovou není tak pravděpodobná. V takovém případě by příčinou GRB byla změna potenciální energie a také vazebné energie mezi kvarky (přechod na podivnou hmotu)
Neutron star colliding
Teorie vzniku - další GRB se střední dobou trvání, pokud existují budou vznikat možná úplně jinak Možná se jedná o srážku bílého trpaslíka s neutronovou hvězdou nebo černou dírou Srážka dvou bílých trpaslíků by pravděpodobně nestačila pro GRB
Proč gama záření Při hypernově (SN+GRB) se látka velmi zahřívá a tak může být část záření tepelné Avšak spektrum se táhne až k TeV, gama záření z části vzniká pravděpodobně jako synchrotronové Kromě gama záření vzniká kosmické záření a termální neutrina Je několik modelů průběhu GRB, např canonball, fireball
Fermi Vypuštěný, 4.3.2008, pozorování od června 2008 Oběžná dráha ve výšce 550 km, perioda 95 minut Rozsah 30 Mev 300 GeV Large Area telescope zorné pole 20% oblohy, rozlišení 3 při 100 MeV, několik minut u vysokých enerií Blazary, aktivní galaxie, gama záblesky, neutronové hvězdy, zbytky supernov, kosmické záření Slunce, Mléčná dráha, pozadí v gama oboru, ranný vesmír Temná hmota a fundamentální fyzika (OTR, kvantová gravitace)
Fermi GRB, Solar Flares
Fermi - plán
Fermi - obloha
Fermi - pulsary
Plány 1. Seznámení se s tématem gama záblesků. 2. Seznámení se statistiskými metodami použitými u gama záblesků. 3. Shromažďování pozorovatelských dat z nejnovějších družic. 4. Použití statistických metod u těchto dat. 5. Srovnávání s jinými prácemi. 6. Sepsání a obhajoba diplomové práce. 1. Mészáros P.: Reports on Progress in Physics, 69, 2259-2321 (2006). 2. http://fermi.gsfc.nasa.gov/science/grbst/