Die ersten Sterne und Gamma Ray Bursts

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1 Die ersten Sterne und Gamma Ray Bursts Vortrag im Rahmen des Ausbildungseminars Vom Urknall zu den Galaxien Daniel Steininger 31. Januar 2008

2 INHALTSVERZEICHNIS 1 Inhaltsverzeichnis 1 Die ersten Sterne Entstehung der ersten Sterne Fragmentierung baryonischer Wolken Fusionsprozesse, Lebensdauer und das Ende der ersten Sterne Beobachtungsmöglichkeiten Entstehung der ersten Galaxien Bildung von Quasaren Weitere Entwicklung im Überblick Gamma Ray Bursts Entdeckung und Grundlegendes Arten von GRBs und mögliche Ursachen lange GRBs kurze GRBS Überblick über neue Erkenntnisse des Satelliten SWIFT

3 1 DIE ERSTEN STERNE 2 1 Die ersten Sterne Wir wissen heute, dass unser Universum wie wir es kennen von unten nach oben entstanden ist, d.h. zuerst bildeten sich die kleineren Strukturen wie Sterne und Sternhaufen, erst später formten sich in sehr komplexen Prozessen daraus die Galaxien, dann die Superhaufen usw. bis hin zu riesigen, filamentären Strukturen (Abb. 1), vergleichbar mit Schaum, bei dem Blasen aus dunkler, uns unbekannter Materie von baryonischer, leuchtender Materie umgeben werden. Abbildung 1: Die Struktur unseres Universums auf der größte uns bekannten Größeskala Hier möchte ich mich jedoch auf die zuerst entstandenen kleineres Strukturen, die ersten Sterne und die ersten Galaxien beschränken. Bis heute konnte man die ersten Sterne noch nicht finden, es ist aber davon auszugehen, dass sie sich sehr von den Sternen wie wir sie heute beobachten können unterschieden.

4 1 DIE ERSTEN STERNE Entstehung der ersten Sterne Wie sind die ersten Sterne unseres Universums entstanden? Kann man genaue Aussagen über deren Eigenschaften machen? Aufgrund der Ergebnisse des Satelliten WMAP im Bereich der Temperatur und Dichteschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung sollen bei einer Rotverschiebung von ungefähr z=20 die ersten Sterne aufgetreten sein, man spricht von der Zeit der Reionisation, bei der die bis dorthin vorherrschenden Wasserstoffatone durch die Strahlung der Sterne wieder inonisiert wurde. Sie beendete das dunkle Zeitalter, in dem zu dieser Zeit ein Strahlungsmaximum bei einer Wellenlänge von ca. 55µm bei einer durchschnittlichen Temperatur von 56 K herrschte. Aktuelle kosmologische Modelle, wie das CDM-Modell ( Cold Dark Matter ) erlauben es uns, die Anfangsbedingungen unseres Universums zu spezifizieren: Fragmentierung baryonischer Wolken Die ersten Strukturen, die in der Lage waren Sterne zu formen traten während der ersten 10 8 Jahre bei Rotverschiebungen zwischen 50 und 10 auf. Ein Dichtekontrast von δ 4, 5 im kosmischen Hintergrund (CMB) führte dazu, dass sich durch Gravitation Wolken aus dunkler Materie mit Massen von 10 5 bis 10 8 M bildeten. Die in diesen Wolken eingebetteten baryonischen Gasmassen sind um Größenordnungen kleiner, sie müssen Massen von 10 6 M gehabt haben. Diese Eigenschaften unterscheiden sich in der Hinsicht nicht stark von heutigen Starburst -Regionen. Ein entscheidender Unterschied ist jedoch die Temperatur. Aufgrund der Tatsache, dass zu dieser Zeit keine schwereren Elemente als Wasserstoff und Helium existierten, war eine effektive Kühlung dieser Gaswolken nicht gewährleistet. Die Metallizität betrug zu dieser Zeit lediglich 0, 01% der Metallizität unserer Sonne. Nur molekularer Wasserstoff wäre wegen seiner Rotations- und Schwingungsfreitheitsgrade in der Lage Energie im Infrarotbereich abzustrahlen und somit zur Kühlung beizutragen, jedoch war der Anteil von molekularem Wasserstoff am gesamten vorhandenen Wasserstoff mit lediglich 10 3 so gering, dass sich die Temperaturen der primordialen Wolken wohl um K bewegt haben müssen. Die Dichte jener Wolken hingegen unterscheidet sich kaum von heutigen Starburst-Regionen. Daraus folgt für die Jeans-Masse, die die maximale Masse eines stabilen Sterns beschreibt, ( ) 3/2 ( ) 1/2 5kT 3 M > Gm 4πρ

5 1 DIE ERSTEN STERNE 4 dass die primordialen Sterne viel massiver sein konnten als wir es von späteren Sternen kennen. Simulationen von Nakamura & Umemura (1999, 2000) zeigten, dass die Fragmentierung der baryonischen Gaswolken in Potentialmulden aus dunkler Materie bei etwa 10 3 M endete, und somit die ersten Sterne auch tatsächlich Massen von bis zu 10 3 M erreichten. Die baryonischen Wolken kollabierten langsam immer weiter, bis schließlich der Druck und die Temperatur im Kern so hoch war, dass Kernfusion einsetzte Fusionsprozesse, Lebensdauer und das Ende der ersten Sterne In späteren Sternen ab etwa 1, 8M fusioniert Wasserstoff größtenteils über den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (auch CNO-Prozess), hierbei werden Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren verwendet, diese Elemente waren jedoch wie bereits beschrieben in den ersten Sternen (Population III) nicht vorhanden, weshalb Helium nur über den Proton-Proton-Prozess enstehen konnte: Zwei Protonen verschmelzen zu einem Deuteriumkern unter Emission eines Positrons und eines Elektron-Neutrinos: 1 H H + 2 H + + e + + ν e + 0, 42MeV Das Positron zerstrahlt mit einem freien Elektron: e + + e 2γ + 1, 022MeV Das Deuterium reagiert anschließend (nach durchschnittlich 1,4s) mit einem weiteren Proton zu 3 He, unter Abgabe eines Gammaquants: 2 H H + 3 He 2+ + γ + 5, 49MeV Nach durchschnittlich 10 6 Jahren fusionieren zwei 3 He 2+ zu 4 He 2+, wobei zwei Protonen frei werden, die wiederum weiteren Reaktionen zur Verfügung stehen: Die Reaktionen vor der letzten Reaktion müssen zweimal ablaufen, um zwei 3 He 2+ Teilchen für die Endfusion zu erhalten, es ergibt sich folgende Enerbiebilanz: 2 (0, 42MeV +1, 022MeV +5, 49MeV 0, 26MeV )+12, 86MeV = 26, 204MeV Wenn der Vorrat an Wasserstoff erschöpft ist, setzt im Kern des Sterns der

6 1 DIE ERSTEN STERNE 5 3α-Prozess ein. Hierbei werden drei Heliumkerne (α T eilchen) zu 12 C verschmolzen: 4 He + 4 He 8 Be + γ 91, 78keV 8 Be + 4 He 12 C + γ + 7, 367MeV Steigt die Core -temperatur auf T > 10 9 K, so ist hν > 2m e c 2. In der Nähe von Kernen kann es zur Paarbildung kommen, d.h. aus Photonen werden Elektron-Positron-Paare. Durch diesen Prozess wird dem Photonengas Energie entzogen. Der Gravitationsdruck gewinnt die Überhand und der Stern kollabiert, da der adiabatische Exponent γ ad = c p /c ν die Grenze zur Instabilität bei γ ad = 4/3 überschreitet. Dies führt zu einer weiteren Erhöhung der Temperatur und Dichte im Core, bis explosionsartig das Sauerstoffund Siliciumbrennen einsetzt. Dies kann je nach Masse des Sterns, dem Kollaps entgegenwirken, was eine gewaltige Explosion verursacht, der Stern wird vollständig zerrissen, dabei werden Energien von bis zu erg freigesetzt, bis zu diesem Zeitpunkt sind keine schwereren Elemente als Ge (Z = 32) gebildet worden. Laut Simulationen setzt das Einsetzen einer gerade eben beschriebenen Paarinstabilitäts-Supernova eine kritische Masse des Heliumkerns von 64M vorraus. Ist die Masse der Helumkerns jedoch größer als 133M, so kann die Explosion einem weiteren Kollaps nicht entgegenwirken, der Kern kollabiert weiter zum Schwarzen Loch. Eine Hochrechnung auf die gesamte Sternmasse ergab dabei, dass Sterne mit Massen von M In einer Supernovaexplosion zerissen werden, während Sterne mit M > 260M direkt in ein Schwarzes Loch kollabieren, wie auch solche mit Massen 40M < M < 140M (Abb. 2). Durch Paarinstabilitäts-Supernovae werden jeweils ca. 50 Sonnenmassen Nickel ins intergalaktische Medium ausgeschleudert, was dazu führt, dass die Folgegeneration von Sternen (Population II) nun mit höherer Metallizität ausgestattet wird. Im heutigen Universum werden Paarinstabilitäts-Supernovae als sehr unrealistisch angesehen, aufgrund der hohen Sternmassen, die heutzutage nicht mehr möglich sind. Jedoch hat dieser Typ von Supernova bei der ersten Generation von Sternen wesentlich zur Verbreitung von schwereren Elementen als He im Universum beigetragen (Abb. 3), wärend jene Sterne die direkt zu schwarzen Löchern kollabiert sind kaum Masse ausgeschleudert haben Beobachtungsmöglichkeiten Aufgrund ihrer enormen Masse zeichnen sich die Sterne der ersten Generation durch eine sehr geringe Lebenserwartung aus, so dauert das Wasserstoffbren-

7 1 DIE ERSTEN STERNE 6 Abbildung 2: Die Sternmasse am Ende aufgetragen gegen die anfängliche Masse des Sterns. Während Sterne mit M > 260M direkt in ein Schwarzes Loch kollabieren, wie auch solche mit Massen 40M < M < 140M, werden solche mit Massen von M in einer Supernovaexplosion völlig zerrissen, ihre Endmase beträgt 0.

8 1 DIE ERSTEN STERNE 7 Abbildung 3: Die Produktionsfaktoren der Elemente in den ersten Sternen relativ zur Häufigkeit in unserer Sonne. Elemente mit ungerader Neutronenund ungerader Protonenzahl treten hierbei seltener auf. nen bei einem Stern mit M = 40M ca Jahre, bei 100 Sonnenmassen allerdings nur noch 0, Jahre. Das bedeutet, dass heute keiner dieser Sterne der Population III mehr existiert. In den Bildern der kosmischen Hintergrundstrahlung des Satelliten WMAP allerdings lassen sich Intensitätsschwankungen ausmachen, die, so wird heute vermutet, ein Anzeichen für erste Strukturen waren, aus denen später die Sterne und Galaxien enstanden sind, wie wir sie heute kennen. Im Prinzip könnte auch eine Beobachtung von Paarinstabilitäts-Supernovae möglich sein, da bei diesen die hundertfache Energie einer normalen Kernkollaps- Supernova frei wird. So könnte ein Gamma Ray Burst beobachtet werden, der bei einer Rotverschiebung von etwa z=20 auftritt und eventuell ein Nachleuchten im Infrarotbereich aufweist.

9 1 DIE ERSTEN STERNE Entstehung der ersten Galaxien Die Entstehung der ersten Galaxien ist ein sehr komplexer Prozess, der bis heute auch noch nicht ganz verstanden ist. Man darf sich die ersten Galaxien auch nicht so vorstellen wie jene Galaxien, die wir heute beobachtenkönnen (Spiralgalaxien etc..), es handelte sich vielmehr um Objekte vergleichbar mit heutigen Sternhaufen, also eher unstrukturierte Ansammlungen von Sternen Bildung von Quasaren Wie bereits erwähnt bildeteten sich die ersten Sterne aus Fragmenten von großen rotierenden Gaswolken von ca. 100 kpc Ausdehnung, die in Halos aus dunkler Materie eingebettet waren, somit befanden sich auch die Fragmente wiederum in dunkler Materie. Es dürfte ca Jahre gedauert haben, ehe daraus eine stabile Galaxie entstanden ist. Schwarze Löcher, die als Endprodukte von vielen der ersten Sterne entstanden sind, sammeln sich im Zentrum der jungen Galaxien an und verschmelzen dort zu einem supermassiven Schwarzen Loch mit Massen von 10 6 bis 10 9 Sonnenmassen. Die Masse des Schwarzen Lochs beträgt ungefähr 10 3 M bulge, dabei bezeichnet M bulge die Masse des zentralen elliptischen Teils einer Galaxie (engl. bulge ). Wegen Drehimpulserhaltung der Galaxie wird Masse, die von dem schwarzen Loch akkretiert wird auf eine rotierende Scheibe gezwungen (Akkretionsscheibe). Es entsteht ein Quasar. Durch Reibungskräfte heizt sich die Akkretionsscheibe auf und emmittiert die typische Strahlung des Quasars. Der Ausdruck Quasar ist eine Abkürzung für quasi stellar, weil diese Objekte von der Ferne aus betrachtet wie Sterne wirken und diesen auch bezüglich ihres Spektrums sehr ähneln. Die enorme Strahlung eines Quasars kann sogar die Eddington-Leuchtkraft erreichen, dies ist die maximale Leuchtkraft, die ein kompaktes Objekt, das Masse akkretiert erreichen kann, der Strahlungsdruck und der Gravitationsdruck befinden sich in diesem Fall im Gleichgewicht. Die Eddington-Leuchtkraft ist folgendermaßen definiert: ( ) L Edd = 3, MBH L wobei M BH die Masse des Schwarzen Lochs bezeichnet und L die Leuchtkraft unserer Sonne. Setzen wir L = 3, W, so erhalten wir: ( ) L Edd = 1, MBH W Die Eddington-Leuchtkraft begrenzt ausserdem die Akkretionsrate: Übersteigt die Leuchtkraft die Eddington-Grenze, so ist der Strahlungsdruck größer M M

10 1 DIE ERSTEN STERNE 9 als der Gravitationsdruck, die einstürzende Masse wird nach aussen gedrückt, die Energiezufuhr somit abgeschnitten, bis die Leuchtkraft wieder unter die Eddington-Grenze sinkt. Ein Teil der akkretierten Masse wird, sofern das Magnetfeld der Akkretionsscheibe groß genug ist, als Plasma senkrecht zur Scheibe in Form von Jets mit annähernd Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen (Abb. 5). Auf die Ausbildung von Jets wird im Rahmen des anisotropen Feuerballmodells später noch genauer eingegangen Läßt die Akkretion mangels Materie in der Umgebung nach, so nimmt die Aktivität des Quasars ab, man sagt das Schwarze Loch hungert aus. Aus diesem Grunde gab es im Universum bei Rotverschiebungen z > 1 viel mehr Quasare als später. Quasare zählen zur Gruppe der aktiven Galaxien (Active Galactic Nuclei, kurz: AGN), und somit, neben der Gamma Ray Bursts zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum. Abbildung 4: Künstlerische Darstellung eines Quasars, zu sehen ist die Akkretionsscheibe sowie die beiden Jets senkrecht dazu In den letzten Jahren hat man versucht, alte Galaxien mit z > 6 mit Hilfe von Teleskopen zu suchen (Hubble-Teleskop, aber auch terrestrische Großteleskope). Das Problem dabei ist das geringe Signal zu Rauschverhältnis, vor allem bei terrestrischen Teleskopen durch Sauerstoffemissionen in der Erdatmosphäre. Das Hubble-Teleskop beobachtete 13 Objekte, bei denen es sich um sehr alte Galaxien handeln könnte, man gab Werte für die Rotverschiebung von Z = 7, 38 bis 8, 54 an. Man verwendete dabei bekannte Galaxien

11 1 DIE ERSTEN STERNE 10 Abbildung 5: Querschnitt durch einen aktiven galaktischen Kern als Gravitationslinsen um das Lichtintensität weit entfernter Galaxien zu verstärken. Überlagert man die Positionen dieser Objekt mit einer Karte von Dunkler Materie, lässt sich tatsächlich in einigen Fällen eine Übereinstimmung der Dichtemaxima dunkler Materie mit der der leuchtenden finden. (Abb. 6) Weitere Entwicklung im Überblick Simulationen von Galaxiebildungen haben gezeigt, dass man die Entstehung der Halos aus Dunkler Materie in zwei Phasen aufteilen kann, eine schnelle Kollaps-Phase, sowie eine langsamere Akkretionsphase. In der Kollaps-Phase entsteht das Gravitationspotentials der Halos, in der zweiten Phase folgt eine langsame Akkretierung von Materie, die in den zentralen Bereich des Halo sinkt, ohne das Gravitationspotential weiter zu beeinflussen. Daraus folgert man, dass der elliptische, zentrale Bereich einer Galaxie ( bulge ) in der Kollaps-Phase entstanden ist, während die galaktische Scheibe sich später in der Akkretierungsphase gebildet hat. Man glaubt auch, dass die Morphologie der Spiral- und Scheibengalaxien stark von der umgebenden Halomaterie abhängt. Umgibt die Galaxie ein ausgedehnter Halo, so ist dessen Einfluss auf die Galaxiebildung eher gering und es können sich ausgeprägtere Spiralstruk-

12 1 DIE ERSTEN STERNE 11 Abbildung 6: rechts: Die Infrarotaufnahme von Sternen und Galaxien der Ursa Major Konstelation links: Die Kosmische Hintergrundstrahlung der selben Region turen ausbilden. Bereits in den 30er Jahren veröffentlichte Edwin Hubble die Hubble-Sequenz (Abb. 7), ein morphologisches Schema zur Klassifizierung von Galaxien. Hubble sah darin eine mögliche Entwicklungssequenz für Galaxien. Auch heute noch wird von diesem Schema, aufgrund seiner Form auch bekannt als das Stimmgabeldiagramm, Gebrauch gemacht, um Galaxien zu beschreiben. Über 90% der Galaxien des lokalen Superhaufens stimmen mit diesem Schema überein. Allerdings wissen wir heute, dass die Entstehung von Galaxien weitaus komplexer ist, als Hubble vermutete, sie ist auch noch nicht ganz verstanden, man findet oft widersprüchliche Angaben dazu. Für Galaxien mit z < 0, 3 trifft Hubbles Schema jedoch voll zu. Bei z 0, 5 treten nur noch selten Balkenpiralen auf, auch sind Spiralarme nicht entwickelt. Bei Rotverschiebungen von z > 0, 6 steigt der Anteil an Galaxievereinigungen ( merging ) sehr schnell an, es finden sich bei 30% der Galaxien atypische Formen. Die Stimmgabel -form trifft hier nicht mehr.

13 2 GAMMA RAY BURSTS 12 Abbildung 7: Die Hubble-Sequenz, ein Diagramm zur morphologischen Klassifizierung von Galaxien 2 Gamma Ray Bursts Wie schon im ersten Teil erwähnt wurde, könnten zur Entdeckung der bis jetzt hypothetischen ersten Sterne (Population III) die Gamma Ray Bursts eine entscheidende Rolle spielen. Im Folgenden möche ich zuerst auf die Grundlagen und die Entdeckung dieser kosmischen Gammastrahlenausbrüche eingehen, um später die möglichen Ursachen sowie die verschiedenen Klassen von GRBs zu beleuchten. 2.1 Entdeckung und Grundlegendes Mitte der 1960er Jahre wurden die US-amerikanischen Militärsatelliten VE- LA 4A und B in die Erdumlaufbahn gebracht, sie waren mit empfindlichen Gammastrahlendetektoren ausgestattet. Ihre Aufgabe war es Atomwaffentests der UdSSR aufzuspüren, die im Kalten Krieg verboten waren. Doch anstatt terrestrischer Gammastrahlung detektierte man am 2. Juli 1967 erstmals einen sehr kurzen, aber energiereichen Gammastrahlenausbruch, der aufgrund seiner Signatur keinesfalls radioaktiven Ursprungs sein konnte, erst 1973 fand man in Los Alamos, New Mexico heraus, dass dieser Gammaausbruche aus den Tiefen des Weltraums stammten. Mit dem Burst and Transient Source Experiment (BATSE) auf dem Satelliten Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) (Abb. 9) der NASA konnte von 1991 bis

14 2 GAMMA RAY BURSTS 13 Abbildung 8: Die Satelliten VELA 5A und B im Reinraum. Im Orbit wurden die Satelliten dann getrennt

15 2 GAMMA RAY BURSTS 14 Abbildung 9: Der Satellit Compton Gamma Ray Observatory 2000 etwa täglich ein Gamma Ray Burst gefunden werden. Wegen der großen Menge an GRBs führte man folgende Nomenklatur ein: (GRB JJMMTT) also z.b. GRB für einen Gamma Ray Burst der am 21. November 2006 gemessen wurde. Treten an einem Tag mehrere dieser Ereignisse auf, so werden sie nacheinander mit einem kleinen Buchstaben des Alphabets versehen. Aufgrund der Tatsache, dass Gammablitze über den gesamten Raum isotrop auftraten (Abb. 10) und nicht etwa im Bereich unserer Milchstraße vermehrt beobachtet wurden, war man sich schnell sicher, dass sie extragalaktischen Ursprungs sein mussten. Die Strahlungsflüsse der Ausbrüche betrugen zwischen und J/cm 2 im Energiebereich von 50 bis 300 kev. (Abb. 10) Der eigentliche Ursprung der GRBs blieb aber weiterhin rätselhaft, erst 1997 entdeckte der italienisch-/niederländische Satellit BeppoSAX, dass einige Gammaausbrüche ein Nachglühen (oder Nachleuchten, Afterglow ) aufweisen. Das Nachglühen erstreckte sich über das gesamte Spektrum von Röntgen- über optische- bis hin zu Radiostrahlung. Es kann sich über einen Zeitraum von mehreren Wochen erstrecken. Die gemessenen Rotverschiebung offenbarte, dass es sich in der Tat um Ereignisse in kosmologischen Entfer-

16 2 GAMMA RAY BURSTS 15 Abbildung 10: Erscheinungorte und ensprechende Energieflüsse von GRBs, aufgenommen von BATSE nungen handeln musste, so zeigte der am weitesten entfernte GRB der je gemessen wurde (GRB ) eine Rotverschiebung von z = Weitere Projekte wie die Satelliten HETE II (Herbst 2000) und INTEGRAL (Oktober 2002) dienten hauptsächlich der bis auf wenige Bogensekunden genauen Lokalisierung der GRBs. Der Satellit SWIFT (Start: ) lieferte weitere wichtige Erkenntnisse, auf die ich im letzten Kapitel einen kurzen Einblick gegeben werde. 2.2 Arten von GRBs und mögliche Ursachen Bereits aus den Daten des BATSE-Experiments konnte man eine bimodale Struktur der GRBs erkennen, das heißt es existieren zwei Klassen von Gammablitzen, die langen und die kurzen GRBs. Trägt man ihre Häufigkeit gegen ihre Dauer auf, so ergibt sich eine Kurve mit zwei Maxima, und einem Minimum bei etwa 2 Sekunden (Abb. 11). Der längste gemessene GRB dauerte etwa 1,5h (GRB B), während der kürzeste nur 6 ms dauerte (GRB ) Die freigesetzte Energie bei kurzen GRBs liegt bei etwa bis J.

17 2 GAMMA RAY BURSTS 16 Abbildung 11: Die bimodale Struktur: Grenze zwischen langen und kurzen GRBs bei etwa 2 s. Lange GRBs sind mit Energien zwischen bis J sogar bis zu Faktor 1000 stärker. Es handelt sich daher um die energiereichsten Ausbrüche im ganzen Universum! Bis auf zwei Ausnahmen zeigten nur lange GRBs bis jetzt ein Nachleuchten lange GRBs Bereits im April 1998 fand man heraus, dass ein langer GRB mit einer Supernovaexplosion vom Typ Ic verknüpft war (GRB / SN 1998bw), später fand man noch mehr Hinweise, dass Gammablitze oft aber nicht immer mit einem Kernkollaps assoziiert werden konnten. Heute geht man davon aus, dass GRBs beim Kernkollaps von sehr massereichen Sternen (z.b. Wolf-Rayet-Sterne, Abb. 12) entstehen, man spricht hierbei von Hypernovae. Wie bereits erwäht, haben massereiche Sterne eine sehr kurze Lebensdauer. Aufgrund ihrer enormen Masse laufen die

18 2 GAMMA RAY BURSTS 17 Fusionsprozesse im Inneren durch den großen Gravitationsdruck sehr schnell ab. Während also die Fusion im schweren Eisen-Nickel-Kern schon zum Erliegen kommt, werden in den äußeren Schalen weiterhin die leichten Elemente fusioniert. Der Gas- und Strahlungsdruck im Kern bricht zusammen, die Gravitation gewinnt die Überhand. Vorraussetzung für eine Hypernova ist nun, dass der Kern eine kritische Masse von etwa 3M überschreitet. In diesem Falle kann der Gravitationskollaps nicht mehr aufgehalten werden, der Kern kollabiert zu einem stellaren Schwarzen Loch. Abbildung 12: Wolf-Rayet-Stern WR 124 umgeben vom M1-67 Nebel. Wolf- Rayet Sterne sind sehr massereiche Sterne (über 20 Sonnenmassen), sie befinden sich im Endstadium ihrer Entwicklung und verlieren durch großen Strahlungsdruck sehr schnell an Masse. Es handelt sich um sehr seltene Objekte, in unserer Milchstraße sind nur 230 Wolf-Rayet-Sterne bekannt.

19 2 GAMMA RAY BURSTS 18 Der Kollaps geschieht so schnell, dass in den äußeren Schalen die Fusionsprozesse ungehindert weiterlaufen können. Die Sternhülle bleibt vollkommen unbehelligt, während sich im Kern bereits ein Schwarzes Loch befindet. Im unterschied zu einer Supernova wird das rotierende Schwarze Loch (Kerr- Loch) in einer Hypernova nun aktiv, es akkretiert Masse aus dem Sterninneren, die wiederum wie bei den Quasaren wegen der Drehimpulserhaltung auf eine Akkretionsscheibe gezwungen wird. Diese Prozesse können mit Hilfe der allgemein relativistischen Magnetohydrodynamik (GRMHD) beschrieben werden. Nun geschieht ähnlichs wie bereits von Quasaren bekannt ist, es bilden sich Jets aus. Sie durchstoßen die Sternhülle und zerstören diese vollständig (Abb. 13, 14). Durch Interaktion des Jets mit der Sternhülle kommt es zur Emission von kurzwelliger elektromagnetischer Strahlung. Abbildung 13: Die Entstehung eines Jets: Kerr-Löcher zwingen auch die Raumzeit in eine Rotation, Magnetfeldlinien in der Nähe werden verdrillt. Treffen sich Feldlinien verschiedener Polarität kann es zu einem lokalen Zusammenbruch des Magnetfeldes kommen, Materie kann die Akkretionsscheibe verlassen. Die MHD zeigt, dass sich Poynting-Flüsse ausbilden, die das Schwarze Loch in Form von Jets verlassen können

20 2 GAMMA RAY BURSTS 19 Abbildung 14: Künstlerische Darstellung einer Hypernovaexplosion Diesen Vorgang beschreibt das anisotrope Feuerballmodell : Die durch den Kernkollaps und auch durch die akkretierte Masse im Schwarzen Loch auf kleinstem Raum (Durchmesser in der Größenordnung 10km) konzentrierte Energie wird innnerhalb wenigen Millisekunden komplett freigegeben. Ein großer Teil davon wird in Form von Neutrinos und Gravitationswellen emittiert. Diese konnten jedoch noch nicht detektiert werden. Ein kleiner Teil in der Größenordnung von bis erg geht in einen sich ausdehnenden Feuerball aus Elektronen, Positronen, Baryonen und γ- Strahlung über. Diese γ-strahlung entsteht im Wesentlichen durch Synchrotronstrahlung und durch inverse Comptonstreuung. Weitere γ-strahlung entsteht durch interne Schocks dabei werden abgebremste Wellenfronten des Feuerballs durch schnellere Fronten überholt und wechselwirken miteinander, die Ausbreitungsgeschwindigkeiten der Fronten betragen dabei v c. Die Leuchtkraft des Feuerballs überschreitet die Eddington-Leuchtkraft um viele Größenordnungen, was bedeutet, dass der Strahlungsdruck um viele Größenordnung höher als der Gravitationsdruch ist und der Feuerball sich somit ausdehnen muss. Die Expansion muss mit relativistischer Geschwindigkeit erfolgen, da sonst zu viele Photonen auf kleinem Raum (r δt)

21 2 GAMMA RAY BURSTS 20 unterzubringen wären, was zu sofortiger Paarbildung (γ e + + e ) und somit zur Unterdrückung des Feuerballs führen würde. Wegen der relativistischen Geschwindigtkeit kann das Emissionsgebiet auf r = Γ 2 cδt wachsen. Γ bezeichnet den Lorenzfaktor 1 Γ = 1 v2 c 2 Man nimmt an, dass dieser hier zwischen 100 und 300 liegt. Aufgrund dessen nehmen wir die vom Feuerball ausgehende Strahlung um den Faktor Γ blauverschoben und mit höherer Intensität wahr, da der Öffnungswinkel des Strahlkegels Θ = Γ 1 beträgt. (Beaming). Abbildung 15: Das anisotrope Feuerballmodell. Das Nachglühen des GRB entsteht, wenn die Schockwellen mit Materie der Sternhülle oder einer nahegelegenen Gaswolke über externe Schocks kollidieren. Hierbei wird, ähnlich wie in einer Röntgenröhre Röntgenstrahlung erzeugt, die durch weitere Streuprozesse wie z.b. Comptonstreuung in breitbandige elektromagnetische Strahlung umgewandelt wird. Durch Lorentzkräfte wird der Jet anfangs kollimiert und beschleunigt. Aufgrund des hohen Lorentzfaktors kann ein Beobachter den Jet nur wahrnehmen wenn er sich direkt im Jetkegel befindet. Da der Jet jedoch durch Wechselwirkungen mit Materie später abgebremst wird, verringert sich der Wert des Lorentzfaktors nach folgender Zeitentwicklung: da der Öffnungswinkel des Jets als Γ(t) t 3/8 Θ Jet Γ 1

22 2 GAMMA RAY BURSTS 21 definiert is, ergibt sich für die Zeitentwicklung des Öffnungswinkels: Θ Jet (t) t 3/8 Abbildung 16 zeigt eine Computersimulation 1,8 s nach der Explosion. Abbildung 16: Computersimulation eines Jets 1,8 s nach der Explosion, Achseneinheit: km Theoretisch wäre es möglich eine verwaisten GRB zu entdecken, wobei aufgrund des Pilzförmigen Jets nur ein Nachleuchten, ohne einen vorrausgegangenen GRB zu sehen sein müsste, wenn der Beobachter ausserhalb des ursprünglichen Jetkegels lokalisiert war. Dies wurde allerdings noch nicht beobachtet.

23 2 GAMMA RAY BURSTS 22 Sterne mit so hohen Massen, dass daraus eine Hypernova enstehen könnte sind jedoch heutzutage eher selten. Der Superstern etwa 100 bis 150 Sonnenmassen große η-carinae (Abb. 17) gilt aber als Kandidat für eine Hypernova, wäre dann ein Jet direkt auf uns gerichtet, könnte dies aufgrund von Wechselwirkungen der Gammastrahlung mit unserer Erdatmossphäre sogar eine Gefahr für das irdische Leben darstellen. Abbildung 17: Der Superstern eta-carinae umgeben von einem bipolaren Nebel

24 2 GAMMA RAY BURSTS kurze GRBS Die kurzen Gamma Ray Bursts dauern von 0,01 bis 2 Sekunden. Ihnen liegen vermutlich Verschmelzungsprozesse ( merging ) kompakter Objekte wie zwei Neutronensterne (NS-NS merging) oder eines Neutronensterns und eines Schwarze Lochs (NS-BH merging) zugrunde. Dies kommt in Doppelsternsystemen recht häufig vor. Besagte Prozesse laufen sehr schnell ab, weshalb die Gammastrahlenausbrüche ebenfalls kurz sind, eine Lokalisierung dieser kurzen GRBs hat ergeben, dass diese vorwiegend aus elliptischen, also sehr alten Galaxien stammen, was die These vom Merging weiter stützt, da Simulationen gezeigt haben, dass es ca Jahre dauern kann ehe ein Doppelsternsystem entsteht und beide Objekte sich vereinigen. 2.3 Überblick über neue Erkenntnisse des Satelliten SWIFT SWIFT ist ein Forschungssatellit der NASA mit britischer und italienischer Beteiligung (Abb 18). Er wurde am 20. November 2004 gestartet und befindet sich seit dem auf einem kreisformigen Orbit mit einer Inklination von 22. Das Ziel dieser Mission ist die schnellstmöglche, genaue Lokalisierung von GRBs. So dass das Objekt des Ursprungs noch während des Nachleuchtes beobachtet werden kann. SWIFT ist mit folgenden Instrumenten ausgestattet: Das Burst Alert Telescope (BAT) detektiert Gammastrahlung im Bereich von 10 bis 150 kev, dabei erfasst es mit einem Sichtfeld von 2 Steradiant einen großen Ausschnitt des Universums. Dieses Instrument bestimmt die Position eines GRBs auf 1 bis 4 Bodenminuten genau, der ganze Satellit richtet sich binnen Sekunden auf Ursprungsort des Gammablitzes aus, sodass die anderen Instrumente genauere Untersuchungen vornehmen können. Das X-Ray Telescope (XRT) kann nun das Röntgenspektrum des Nachleuchtens im Intervall 200 ev bis 10 kev untersuchen, es bestimmt dabei die Quelle auf 3 bis 5 Bogensekunden genau. XRT nimmt auch Lichtkurven des Nachglühens über mehrere Wochen hinweg auf. Das Ultra Violet / Optical Telescope (UVOT), eine Teleskop mit 30 cm Spiegeldurchmesser, nimmt schließlich das Spektrum im optischen und UV-Bereich von λ = 170nm bis λ = 650nm auf und lokalisiert die Quelle mit einer Genauigkeit von 0,3 Bogensekunden.

25 2 GAMMA RAY BURSTS 24 Abbildung 18: Der Satellit SWIFT Gamma Ray Explorer Mit der Inbetriebnahme von SWIFT wurden binnen weniger Sekunden bis Minuten exakt lokalisierte GRBs die Regel. Ausserdem wurden auch optische Aufnahmen während der Gammaausbruch selbst noch aktiv war möglich. Eines der wichtigsten Ergebnisse von SWIFT war die Entdeckung der sogenamnnten Röntgenflares : Es zeigte sich dass die Intensität des Röntgennachleuchtens kurzfristig um bis zu einen Faktor 100 zunehmen kann (Abb. 19). Man erklärt sich dies damit, dass das Schwarze Loch im Zentrum der Hypernova einige Zeit nach dem eigentlichen Ausbruch noch einmal aktiv wird, oft sogar erst Stunden danach. Bei diesem Vorgang wird allerdings weniger Energie freigesetzt, er ist nur im Röntgenbereich sichtbar. Wie es möglich ist, dass das Schwarze Loch nach so langer Zeit noch Masse akkretiert ist jedoch noch nicht bekannt. Mögliche Ursachen dafür sind, dass Materie nach der Explosion wieder ins Schwarze Loch zurückfällt, oder Instabilitäten der Akkretionsscheibe. Auch bezüglich der kurzen GRBs zeigten sich neue Erkenntnisse durch SWIFT: Ein halbes Jahr nach dem Start gelang es mit GBR B den

26 2 GAMMA RAY BURSTS 25 Abbildung 19: Zeitentwicklung der Röntgenintensität dreier GRBs, bei GRB B (rot) zeigt sich ein Röntenflare mit Maximum bei t 800s

27 2 GAMMA RAY BURSTS 26 ersten Afterglow eines kurzen GRB zu lokalisieren, er befand sich im Halo einer elliptischen Galaxie mit z = 0, 225. Mit GRB fand man den ersten optischen- und mit GRB den ersten Radioafterglow eines kurzen GRB. Diese beiden wurden ebenfalls in elliptischen Galaxien lokalisiert, was die Theorie, dass kurze GRBs durch Verschmelzung von Objekten eines Doppelsternsystems entstehen weiter stützt, zumal in elliptischen Galaxien aufgrund ihres geringen Anteils an Gas und Staub keine neuen Sterne enstehen können, die in Supernovae enden würden. Ausblick: Bis Ende Juni 2007 wurden insgesamt fast 200 optische Afterglows von Gamma-Ray-Bursts nachgewiesen, von denen in mehr als 120 Fällen auch die Rotverschiebeung gemessen werden konnte. Aufgrund der großen Menge an Daten die der Satellit SWIFT lieferte befindet sich die GRB-Forschung zur Zeit in einer sehr fruchtbaren Phase. Vielleicht wird man in nicht mehr allzu langer Zeit in der Lage sein, GRBs bei sehr hohen Rotverschiebungen (z > 20) genau zu lokalisiern um die ersten Sterne der Population III auffinden zu können. Auf der Internetseite werden stets in Echtzeit die aktuellsten GRBs auf einer Karte vermerkt.

28 LITERATUR 27 Literatur [1] W. Gebhardt: Skript zur Vorlesung Kosmologie, WS 06/07. [2] A. Heger, S. E. Woosley: The Beginning of Stellar Nucleosynthesis, 2002, NucAstroXI [3] S. W. Campbell: Nucleosynthesis in Early Stars, astro-ph/ [4] R. B. Larson: The Formation of the First Stars, astro-ph/ [5] M. Bamesreiter, J. Loher: Gammablitze und die Entstehung stellarer Schwarzer Löcher, 2007 [6] D. A. Kann, S. Schulze, S. Klose: Kosmische Gammastrahlenausbrüche, Sterne und Weltraum 12/2007, Verlag Spektrum der Wissenschaft. [7] A. Müller: Lexikon der Astrophysik, [8] Wikipedia die freie Enzyklopädie: