Statistické zpracování družicových dat gama záblesků

Statistické zpracování družicových dat gama záblesků

Statistické zpracování družicových dat gama záblesků obsah diplomové práce Předmluva 1. Úvod 2. Družice Fermi 2.1 Popis družice Fermi 2.2 GBM detektory 3. Pozorovací data 3.1 Rozdělení gama záblesků podle doby trvání a rozdělení na obloze 3.2 Dlouhé gama záblesky a jejich závislost na metalicitě 3.3 Krátké gama záblesky 3.4 Může být gama záblesk v naší galaxii? 3.5 Fermi - Pozorování 4. Modely gama záblesků 4.1 Model GRB Fireball 4.2 Model GRB Canonball 5. Expoziční mapa pro přístroj GBM na družici Fermi 5.1 Vytvoření expoziční mapy 5.2 Porovnání expoziční mapy s ostatními družicemi 6. Diskuze 7. Závěr

Statistické zpracování družicových dat gama záblesků Kapitoly 1-4: Přehledová část o dnešní situaci v oboru gama záblesků neobsahuje vlastní výsledky. V této prezentaci: stručně (4 následující strany) Kapitola 5.1: Expoziční mapa pro přístroj GBM na družici Fermi vlastní výsledek Kapitola 5.2: Srovnání této mapy s podobnými mapami u jiných družic (BATSE, Swift) částečně vlastní výsledek

Satelit Fermi LAT (Large Area Telescope): pro vysoké energie Rozsah 20 MeV 40 GeV Zorný úhel >2 sr GBM (Glast Burst Monitor): 12 NaI + 2 BGO detektory Rozsah NaI detektorů 8-1000 kev BGO detektorů 0,15-40 MeV GBM pozoruje skoro celou oblohu, část oblohy blokována zemí GRB (Gamma-Ray Burst) obvykle detekován v pásmu 50-300 kev

Observační data 3 základní skupiny GRB: Krátké 0,006-2 s, střednědobé 2-10 s a dlouhé 10-2000 s Dlouhé GRB: slábnou s vyšší metalicitou, jsou izotropně rozloženy, souvisí se supernovami Krátké GRB: nejsou isotropně rozloženy (alespoň u BATSE dat), jsou ve starších galaxiích, jedná se o splynutí kompaktních objektů nebo erupce magnetaru Střednědobé GRB: nejsou isotropně rozloženy (u BATSE dat), model neznámý Blízký GRB může být jedině od splynutí dvou kompaktních objektů

Pozorovací data

Fermi - pozorování

Vytvoření expoziční mapy Proč vlastně? Izotropní rozdělení GRB na obloze je otázkou, nás zajímají jen skutečné anizotropie, nikoliv anizotropie způsobené přístrojovými efekty 680 Fermi-GBM gama záblesků:

Vytvoření expoziční mapy Prvním krokem je zjištění umístění jednotlivých detektorů na družici Fermi a charakteristika jednotlivých detektorů Druhým krokem je zjištění úhlové závislosti citlivosti detektorů. GRB je obvykle detekován zvýšením toku fotonů v oblasti 50-300 kev Úhlová závislost efektivity detektorů je funkcí energie fotonů, protože každý GBM má jiné spektrum, mění se i tato funkce s každým GRB. Použil jsem základní 3 typy spekter

Detektory GBM

Úhlová závislost citlivosti NaI detektoru 1.2 1 0.8 1000 kev 230 kev 70 kev 0.6 0.4 0.2 0-180 -90 0 90 180

Vytvoření expoziční mapy Zjištění pozice družice a také natočení družice vůči Zemi z katalogů (polohy os X, Z na obloze) Pro všech 12 detektorů vypočtení polohy osy detektoru na obloze Ze známé úhlové závislost citlivosti detektoru jsem určil příspěvek na obloze pro každý detektor Určitou část oblohy stíní Země, podle údajů v katalogu (RA, DEC zenitu, výška nad Zemí) jsem zjistil, jaká místa na obloze blokuje Země, problém určení velikosti zemského stínu

Vytvoření expoziční mapy Vypínání detektorů v Jiho-Atlantické anomálii (SAA South-Atlantic Anomaly), uvedeno v katalogu. V době přeletu družice nad SAA: Nulový příspěvek expozice Aproximace stínění družicí: Nulová citlivost detektorů pro odklonění od osy detektoru o více než 90 Závislost expoziční funkce na spektru GRB: Vypočtení pro tři různá spektra

Expoziční mapa pro družici BATSE Podle Hakkila et al. 1997 Spočtená pro jednotlivé katalogy Použity energetické kanály 2 a 3 Doba trvání triggeru vymezena překročením hranice 5,5σ a 10σ Spočteny dipólové a kvadrupólové momenty pro expoziční mapu Expozice nezávisí na rektascenci, jen na deklinaci

Expoziční mapa pro družici BATSE Závislost expoziční doby na deklinaci pro jednotlivé BATSE katalogy. Předpokládá se nezávislost expozice na rektascenci. Převzato: Hakkila et al. (1997).

Srovnání map: Compton-BATSE a Fermi-GBM U BATSE: Nezávislost na rektascenzi U GBM: Mapa závisí na rektascenzi Po diskuzi s Charlesem Meeganem (NASA): Zdá se, že závislost na rektascenzi je v pořádku

Expoziční mapa pro družici Swift (Veres et al. 2010) Swift často prování orientovaná pozorování, snaha vyhnout se Slunci v zorném poli detektoru BAT Jen jeden detektor pro detekci GRB Katalogy pro Swift také obsahují orientaci družice s krokem 30 s Pro vytvoření expoziční mapy byla použita maska citlivosti detektoru, střed masky pro daný okamžik na udávané RA, DEC v katalogu a maska pootočená o úhel φ

Expoziční mapa pro družici Swift Převzato: Veres et al. (2010)

Expoziční mapa pro družici Swift srovnání s mapou GBM-Fermi U Swiftu je též nalezena závislost na rektascenzi Poloha maxima a minima expoziční funkce na obloze je jiná, než u Fermi-GBM Družice Swift má jen jeden detektor gama záření, se kterým často provádí pozorování konkrétních objektů

Závěr V kapitolách 1-4 byl dán přehled o dnešním stavu tématu o gama záblescích Byla vytvořena expoziční mapa pro FermiGBM Tato mapa závisí též na rektascenzi stejně jako u Swiftu, ale opačně než u BATSE Tuto expoziční mapu lze použít pro testování izotropie gama záblesků detekovaných družicí Fermi zatím testování uděláno jenom u BATSE dat

Poděkování patří Jakubovi Řípovi, Dr. Charlesovi Meeganovi (NASA), Doc. Attilovi Mészárosovi za diskuzi Děkuji za pozornost!

Otázka č.1 - Galaxie s intenzivní tvorbou hvězd Přehlídka Sloan Digital Sky Survey, která je diskutována v článku Stanek et al. 2006 Celkem 73 000 galaxií s rudým posuvem z = 00,2 U méně než 25% těchto galaxií s intenzivní tvorbou hvězd je metalicita log(o/h) <= -3,4 (Mléčná dráha -3,1) U hostujících galaxií blízkých dlouhých gama záblesků (z do 0,25) vždy log(o/h) <= -3,4

Otázka č.1 - Galaxie s intenzivní tvorbou hvězd

Otázka č.2 - Chyby určených veličin ve vzorcích φ(m)dm ~ (M/M*)α.exp(M/M*).dM Vztah převzatý z Stanek et al. (2006), původní reference Schechter (1976). Pro chybu parametru α je v původní referenci uvedena hodnota 0,19 pro případ hmotností funkce φ(m) a 0,05 pokud by se jednalo o luminositní funkci φ(l). Pro různé hmotnosti hvězd se podle Kroupa (2001) parametr α mění, pro hmotné hvězdy dosahuje méně než -2 a chyba jeho určení je 0,40,7

Otázka č.2 - Chyby určených veličin ve vzorcích 12 + log(o/h) = -1,492+1,847.log(Mgal) 0,08026.log(Mgal)2 Převzato z Stanek et al. (2006), původní reference Tremonti et al. (2004) Chyba číselných parametrů je v původní referenci udána jako 10% (statistická chyba). Log(SFR(Mgal)) = 0,7 + β.(log(mgal) -10,5) Převzato z Stanek et al. (2006), původní reference Brinchmann et al. (2004), Kaufmann et al. (2004) Chyba parametru β je diskutována v článku, a sice tento parametr je určen s velkou nejistotou (statistická i systematická chyba), parametr β je udáván v rozmezí -0,6 až +0,7.

Otázka č.3 - Úhlová závislost citlivosti detektoru Závislost fitována polynomy 3. a 6. stupně pro každý typ spektra zvlášť, zvlášť pro úhel 0-90 a 90-180. Polynomiální fit použit po konzultaci s Charlesem Meeganem a také proto, že se polynomiální fit často používá u spekter gama záblesků. Při úhlu 90 polynomy na sebe dobře navazují, chyba při fitování polynomy je 1-2%, podstatně nižší, než chyba způsobená ostatními efekty

Otázka č.3 - Úhlová závislost citlivosti detektoru 1.2 1 0.8 1000 kev 230 kev 70 kev 0.6 0.4 0.2 0-180 -90 0 90 180

Otázka č.4 - Značení stupnice pro deklinaci v grafech Deklinace obvykle udávána -90 až +90, v některých grafech jsem udával deklinaci v intervalu 0-180. Rektascenze udávána 0-360 a nebo -180 až 180. Přímo na severním a jižním pólu (deklinace -90 a 90 ) náhlý pokles expoziční funkce, jedná se o artefakt. Ve skutečnosti není přímo na pólu prudký pokles nebo nespojitost expoziční funkce

Otázka č.4 - Značení stupnice pro deklinaci v grafech