Gamma Ray Bursts. Seminararbeit

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1 Gamma Ray Bursts Seminararbeit Daniel Lang Dezember 2015

2 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 3 2 Soft-Gamma Ray Repeaters 3 3 Gamma Ray Bursts Spektrum Feuerball Modell Erzeugende Objekte Lange Gammablitze Kurze Gammablitze Supernovae Nachglühen

3 1 Einleitung Im Jahre 1962 erlebte der Kalte Krieg in Form der Kubakrise seinen Höhepunkt. Um ein weiteres Wettrüsten zu vermeiden wurde ein Vertrag zum Verbot von Kernwaffenversuchen in der Atmosphäre, im Weltraum und unter Wasser beschlossen ( Nuclear Test Ban Threaty ). Um die Einhaltung des Vertrages zu kontrollieren starteten die USA das Vela-Programm. Dabei wurden insgesamt zwölf Satelliten in die Erdumlaufbahn gebracht. Diese Satelliten waren mit Röntgen-, Neutronen- und Gamma-Strahlen-Detektoren ausgestattet, Strahlungen die typischerweise bei nuklearen Detonationen entstehen. Von diesen Satelliten wurde eine Großzahl von Ereignissen aufgezeichnet, glücklicherweise zeigte jedoch keines davon die typischen Anzeichen einer nuklearen Detonation. Ereignisse denen kein bisher bekannter Ursprung zugeordnet werden konnte wurden für weitere Auswertungen abgespeichert. Ein Team vom Los Alamos National Laboratory machte sich an die Arbeit um diese Daten auszuwerten und fand bis 1972 sechzehn Ereignisse mit signifikant hohen Energien. Um mehr über deren Ursprung herauszufinden war schnell klar, dass eine bessere Auflösung des Entstehungsortes nötig ist. Die Strahlung ist jedoch so hochenergetisch damit sie für große Winkel nicht reflektiert werden kann. Wodurch keine Fokussierung möglich ist. Der einzige Weg um den Ursprungsort näher einzugrenzen war es den Laufzeitunterschied zwischen dem Auftreffen der Strahlung an zwei Satelliten zu messen. Durch diese Methode konnte zumindest herausgefunden werden, dass der "Verursacher" nicht aus dem Sonnensystem stammte. Diese Entdeckung publizierten die Astrophysiker im Jahre 1973 im Astrophysical Journal unter dem Titel Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin [1], wodurch der Name Gamma Ray Burst (GRB) erschaffen wurde. Die Suche nach den Objekten und Ereignissen welche die GRBs erzeugen könnten wurde zu einem großen Forschungsgebiet. So kam es, dass es bis 1974 mehr als ein Dutzend Modelle für die Entstehung von GRBs gab. Um den Entstehungsort besser eingrenzen zu können wurden über die Jahre immer mehr Satelliten-Programme gestartet. Einen Durchbruch im Verständnis zur Quelle lieferte dabei der Italienisch-Niederländische Satellit Beppo-SAX [2]. Dieser konnte langreichweitige Röntgenstrahlen als Nachleuchten ("afterglows") der GRBs erstmals feststellen. Weitere Einsicht in den Entstehungsvorgang der Gammablitze und den Vorgang des Nachleuchtens konnte der Satellit Swift im Jahr 2004 bringen. 2 Soft-Gamma Ray Repeaters Am 5 März 1973 ereignete sich ein Gamma Ray Event, das in seiner Intensität alle bisher bekannten Ereignisse überstieg. Es war so intensiv, damit selbst Satelliten die nicht in die Richtung des Blitzes zeigten in Sättigung gingen. Die Energie betrug dabei erg [2]. Dies hielt jedoch nur einige Millisekunden an. Nach einigen weiteren Minuten konnte ein abklingendes Signal gemessen werden das einen bis dahin noch 3

4 nicht gesehenen Charakter aufwies: das Abklingen erfolgte periodisch. Durch den sehr kurzen und intensiven Anfangsimpuls konnte der Entstehungsort sehr gut eingegrenzt werden. Dieser schien der Supanova-Rest N49 in der Großen Magellanschen Wolke, einer benachbarten Zwerggalaxie, zu sein. Aus den Messungen stellte sich heraus, dass ein Neutronenstern am ehesten als Verursacher in Frage kam. Schnell war klar, dass sich dieses Ereignis von allen bisherigen aufgezeichneten Gamma Ray Bursts unterschied. - es war hundertfach intensiver als die intensivsten bisherigen Ereignisse - der Anfangsimpuls war kürzer als 95 Prozent der bisher aufgezeichneten Werte - das Abklingen erfolgte in einen geringeren Frequenzbereich Der größte Unterschied lag jedoch darin, dass bisher nicht mehrere Events aus der gleichen Quelle beobachtet werden konnten. Was bei diesem Ereignis der Fall war. Mittlerweile sieht man das Vorkommnis als erstes Auftreten einer eigene Klasse, den Soft Gamma-Ray Repeaters (SGRs), an. Weitere sechs SGRs konnten inzwischen beobachtet werden. Alle hatten Neutronensternen in der Milchstraße als Ursprung. Man geht davon aus, dass SGRs Neutronensterne mit extrem hohen Magnetfeldern im Bereich B Gauss sind, sogenannte Magnetare. Diese rotieren üblicherweise mit einer Periode im Sekundenbereich [2]. Der Ursprung der klassischen GRBs konnte dadurch jedoch immer noch nicht geklärt werden. Neutronensterne (NS) kamen für diese als Quelle nicht in Frage. Durch die isotrope Verteilung über den gesamten Himmel, welche in Abb. 1 zu sehen ist, müssen die GRBs einen kosmischen Ursprung haben. 4

5 Abbildung 1: Verteilung von SGRs und GRBs über den Himmel. Dabei ist beide Male eine Himmelskarte zu sehen. Die mittlere Linie liegt jeweils in der Fläche der Milchstraße. Jede vertikale und horizontale Linie gibt einen Abstand von 30 an. Es ist zu sehen, dass der Ursprung der SGRs ziemlich genau in der Ebene der Milchstaße liegt. Die GRBs sind jedoch isotrop über den gesamten Himmel verteilt. Weshalb sie außerhalb der Milchstaße entstehen müssen.[3] 5

6 3 Gamma Ray Bursts Klassische Gamma-Ray Bursts sind kurze Ereignisse, die in kosmologischen Entfernungen entstanden sind und einmalige Events sind. Das Auftreten von GRBs liegt etwa im Bereich 10 5 bis 10 6 pro Jahr und Galaxie [2]. Durch immer weiter verbesserte Satelliten konnten bis ins Jahr 2010 in etwa Fünftausend GRBs beobachtet werden. Die Hauptarbeit leistete dabei das BATSE Experiment in den 1990iger Jahren und seit 2004 der Swift Satellit der NASA. 3.1 Spektrum Es existiert eine große Bandbreite an verschiedenen Ausführungen wie in Abb. 2 zu sehen ist. Diese Vielfalt in eine logische Einteilung zu bringen ist kein einfaches Unterfangen. Bis Heute existiert kein physikalisches Modell das alle Eigenschaften dieser Verläufe beschreibt. In der Literatur wird zumeist in lange Gammablitze (" long gamma-ray bursts") und kurze Gammablitze (" short gamma-ray bursts") unterschieden. Long gamma-ray bursts besitzen eine Energie im MeV Bereich und dauern typischerweise zwischen zwei und 10 3 Sekunden an. Ihr Verlauf ist manchmal glatt aber zumeist variieren sie rapide. Ihr Spektrum weist ein inverses Potenzgesetz (Abb.4) auf. Die Photonenenergie bei der die meiste Leistung empfangen wird wird als Peak-Energie (E p ) bezeichnet. Für lange Blitze liegt sie zu meist in einen Bereich von MeV. Wobei auch GRBs mit einer Peak-Energie von Zehntel kev gemessen wurden. Etwa zweidrittel aller GRBs lässt sich in diese Klasse einteilen. Short gamma-ray bursts dauern typischerweise unter zwei Sekunden an, teilweise können sie auch nur einige Zehntel Millisekunden dauern. Ihr Spektrum weist ebenfalls ein inverses Potenzgesetz auf. Jedoch ist die Peak-Energie oft höher als bei den langen GRBs und liegt meist bei MeV. Es können aber auch Werte im Bereich 3-4 MeV erreicht werden. Diese Eigenschaften sind gut an den in Abb.4 dargestellten Daten von BATSE zu erkennen. Die Einteilung in lange und kurze Blitze kann nur grob erfolgen ergibt jedoch insofern Sinn, da in der Region ab einer Dauer von 2 Sekunden ein starker Einbruch an gemessenen Vorkommnissen festgestellt werden kann und die meisten langen Gammablitze charakteristischerweise 10 20s dauern.[2] Das in Abb. 3 dargestellte Spektrum kann phänomenologisch durch das Gesetz [4] E N(E) α e E E 0 für E (α β)e 0 [(α β)e 0 ] (α β) (1) E β e β α für E > (α β)e 0 beschrieben werden. Wobei E 0 = E p 2 + α 6

7 Abbildung 2: Vielfalt der Gamma-Ray Bursts die durch BATSE aufgezeichnet wurden. Es ist zu erkennen, dass 551 und 2132 wesentlich kürzer stattfanden als die anderen Events. Auch ist zu erkennen, dass einige Verläufe eher glatt verlaufen als einziger Puls, andere besitzen mehrere spitze Impulse. [3] 7

8 Abbildung 3: Das Spektrum von GRB Das obere Fenster zeigt das inverse Potenzgesetz des Photonenstroms, der als erfasste Photonen pro Fläche per Zeit und Energie definiert ist. Unten ist die Photonenflussdichte mit E 2 skaliert aufgetragen. Dabei ist eine Peak-Energie im MeV Bereich zu erkennen. [2] 8

9 Abbildung 4: Eine Zusammenfassung der von BATSE erfassten GRBs. Im großen Fenster ist eine Auftragung zwischen der Dauer der Gamma-Ray Bursts und ihrer Spitzenenergie zu sehen. Das obere Fenster zeigt gut die Aufteilung in short gamma-ray bursts und long gamma-ray bursts. Es ist das höhere Vorkommen von langen Gammablitze zu erkennen. Im rechten Fenster ist die höhere Peak-Energie der short GRBs zu sehen. [3] 9

10 Gamma-Ray Bursts stellen die hellsten Explosionen im Universum seit dem Big Bang da. Falls die Quellen die Strahlung isotrop abgeben, würde die typische bei einem Event abgegebene Energie in etwa E iso erg betragen. Es gibt jedoch Anzeichen dafür, dass der Ausstoß eher in einem Strahl erfolgt wodurch die Ausstoßenergie in der Größenordnung E Jet erg liegt. Diese Energie entspricht in etwa der Energie, die die Sonne über Jahre abgibt oder dem Ausstoß an sichtbarem Licht einer gesamten Galaxie über ein Jahrhundert [2]. Compactness Wie in Abb. 3 zu sehen ist enthält das Spektrum der GRBs einen hohen Anteil an Photonen deren Energie größer ist als 1 MeV. Paarproduktion γγ e + e müsste eigentlich dafür sorgen, damit solch hochenergetische Photonen nicht beobachtet werden können. Die optische Dicke für ein hochenergetisches Photon, bei der Annahme eines sphärisches Systems ist gegeben durch [5] τ = σ T l n γ (2) Mit σ T dem Thomson Wirkungsquerschnitt, l der Ausdehnung des Blitzes, der wie weiter unten noch erläutert wird als Ball angenommen werden kann, und n y der Dichte an niederenergetischen Photonen, mit denen die hochenergetischen Photonen wechselwirken können um Paarerzeugung durchzuführen. Schätzt man nun die Energie der niederenergetischen Photonen mit m e c 2 ab so ist deren Anzahl im Ball durch gegeben. Für die Dichte erhält man somit n γ = N γ V Mit diesen Näherungen erhält man für die optische Dicke N γ = E Jet m e c 2 (3) = N γ 4 = E Jet 3 πl3 4 3 πl3 m e c 2 (4) τ = 3σ T E Jet 4πl 2 m e c 2 (5) Die Ausdehnung der Gammablitzes muss in der Größenordnung l = cδt mit der Dauer des Blitzes δt liegen. Bei einer typischen Dauer von δt 0.01s und einer Energie der Größenordnung E Jet erg erhält man eine optische Dicke von τ Bei dieser optischen Dicke wäre es für die hochenergetischen Photonen nicht möglich den Ball zu verlassen. Da sie aber dennoch gemessen werden muss in den oben gemachten Annahmen ein Fehler stecken. Die Quelle müsste sehr viel größer sein als angenommen Die Lösung dieses "compactness" Problems kommt durch eine relativistische Bewegung der Quelle. Einerseits ist dadurch die Ausdehnung des Balls durch l = Γ 2 cδt gegeben, mit dem Lorentzfaktor Γ. Andererseits führt die Dopplerverschiebung dazu, dass die gemessenen Photonen im Bezugssystem des Balls eine viel geringere Energie besitzen. Die Frage die sich Anfang der 1990 Jahre stellte war nun: Was kann so eine enorme Menge an Energie in so kurzer Zeit abgeben und durch welchen Vorgang werden die Gammablitze produziert. 10

11 3.2 Feuerball Modell Um das Feuerball Modell das das am meisten anerkannte Modell zur Beschreibung von GRBs ist zu verstehen muss zuvor kurz auf die sogenannte Eddington-Grenze eingegangen werden. Man geht dabei davon aus, dass ein leuchtendes stellares Objekt aus ionisiertem Wasserstoff besteht und kugelsymmetrisch ist. Ein Prozess im Inneren des Objektes, auf den nicht näher eingegangen werden soll, führt dazu, dass Energie nach außen transportiert wird. Des weiteren nimmt das Objekt Masse durch Akkretion auf. Die nach außen transportierte Energie trifft also auf die einfallende Masse. Dadurch wirkt auf die einfallende Masse eine Kraft, die durch [6] L F rad = σ τ 4πr 2 (6) c beschrieben wird. Dabei stellt σ τ den Thomson Wirkungsquerschnitt dar und L die Leuchtkraft des Objektes. Die Gravitationskraft ist hingegen durch F G = GMm r 2 (7) gegeben. Wobei für ionisierten Wasserstoff m = m p + m e m p gilt. Durch Gleichsetzen erhält man L Eddington = 4πGm pc σ τ (8) Ist diese Leuchtkraft überschritten kann für das Objekt keine Akkretion erfolgen. Wodurch das Objekt nur noch abstrahlt. Die für die GRBs gemessenen Werte führen zu dem Schluss, dass die Eddingtonleuchtkraft bei deren Erzeugung um einen Faktor überstiegen wird. Durch diesen hohen nach auswärts gerichteten Druck schleudert die Materie in der Explosionsregion nach außen. Dies erzeugt den sogenannten Feuerball aus Elektronen, Positronen, Gammastrahlung und wahrscheinlich Protonen und Neutronen. [2] Die im Feuerball enthaltenen Elektron-Positron Paare annihilieren nach Beginn der Expansion zu hochenergetischer Gammastrahlung. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die meiste Energie des Feuerballs in den Photonen weshalb diese Phase "strahlungsdominiert" gennant wird. Bei der Expansion des Feuerballs wandelt sich die in ihm enthaltene thermische Energie in kinetische Energie. Dadurch steigt der Lorentzfaktor mit dem sich der Feuerball bewegt an. Eine auf Energieerhaltung beruhende Argumentation geht dabei von einem linearen Verlauf mit steigendem Radius aus [3]. Da die meiste Energie nun in der kinetischen Energie der im Ball enthaltenen Masse steckt wird diese Phase als "massendominiert" bezeichnet. Auch wird der Feuerball zu diesem Zeitpunkt als kalt bezeichnet, da nahezu keine relative Bewegung zwischen den Teilchen stattfindet. Dies führt jedoch zu dem Problem, dass die hochenergetischen Photonen die man bei der Aufzeichnung der GRBs misst durch die massendominierte Phase nicht erklärt werden können. Entweder ist also die Annahme des Feuerballzenarios falsch oder aber es muss 11

12 ein Vorgang existieren der kinetische Energie zurück in thermische Energie wandeln kann. Die einfachst Erklärung für einen solchen Vorgang wäre ein Stoßen der im Feuerball enthaltenen Materie. Dafür existieren zwei Szenarien. Bei den sogenannten externen Schocks trifft der Feuerball auf Materie die sich um seinen Entstehungsort befindet und stößt mit dieser. Interne Schocks hingegen entstehen dadurch, dass von der Quelle des GRBs Teilchen mit höchst unterschiedlichen Lorentzfaktoren ausgestoßen werden. Dabei kommt es zu Stößen zwischen den Teilchen falls Schalen mit Teilchen die eine höheren Lorentzfaktor besitzen mit Schalen von Teilchen mit einem geringeren Lorentzfakor, die jedoch zu einem früheren Zeitpunkt ausgesandt wurden, stoßen. Durch die internen Schocks können auch die schnell variierenden Spektren die man für manche GRBs misst erklärt werden. 3.3 Erzeugende Objekte Die Frage die nun noch im Raum steht ist: Durch welche Objekte werden die Gammablitze erzeugt? Dabei geben schon die Messdaten ein Indiz dafür bei langen und kurzen Blitzen von verschiedenen Quellen auszugehen. Schon früh ging man aufgrund der benötigten Energiemenge von einem Zwei-Neutronenstern-System als möglichen Verursacher aus. Auch eine Supernovaexplosion kam energetisch gesehen in Frage Lange Gammablitze Die Spektren der langen GRBs lassen vermuten, dass diese in sterneformenden Galaxien entstehen. Weshalb auch der Schluss naheliegt, dass die langen Gammablitze in Verbindung mit einem für junge massenreiche Sterne typischen Vorgang stehen. Dieser Vorgang ist der Kollaps einens Sterns in ein Schwarzes Loch (BH). Wobei der Stern auch zuerst in einen Neutronenstern zerfallen kann und anschließend in ein Schwarzes Loch. Bei einer hohen Akkretionsrate wird die Eddington Grenze überschritten. Dadurch wird die auf das BH zufliegende Materie durch einen Jet in Richtung der Rotationsachse ausgestoßen. Dies könnte zur Entstehung der GRBs führen. Durch Simulationen konnte nachgewiesen werden, damit die Akkretion in der Größenordnung von Zehntel Sekunden liegt und somit mit der Dauer von langen GRBs übereinstimmt. Ein weiterer Vorgang der typisch ist für sterneformende Galaxien, ist das Auftreten von Supernoven. Tatsächlich konnten Fälle beobachtet werden in denen einige Tage nach dem ein Gammablitz gemessen wurde eine Supernova auftrat. Der Grund für die Zeitverzögerung zwischen den beiden Vorfällen könnte eine durch den Entstehungsvorgang erzeugte lichtundurchlässige Hülle sein. Dadurch kann die Supernova erst durch Verschwinden dieser Hülle beobachtet werden Kurze Gammablitze Es spricht viel dafür, damit kurze GRBs eine andere Quelle als lange GRBs besitzen. So wurde beispielsweise noch nie ein kurzer Blitz in Verbindung mit einer Supernova 12

13 Abbildung 5: Die Entwicklung des Lorentzfaktors des Feuerballs in Abhängigkeit der Entfernung zum Entstehungsort. Dabei wird durch die Quelle Energie in einen Bereich, der in etwa dem Erdradius R entspricht, ausgeschüttet. Danach steigt der Lorentzfaktor linear mit der Entfernung an bis er sein Maximum erreicht. Dies geschieht in etwa in einer Entfernung die dem Radius der Sonne R entspricht. In einer Entfernung von etwa einer Astronomischen Einheit (AE, engl. AU) kommt es zu internen Shocks. Ab einigen Zehntel Lichtjahren fällt der Faktor auf Grund der Wechselwirkung mit externer Materie wieder ab. Durch diese Wechselwirkung können die hochenergetischen Photonen im Spektrum der GRBs erklärt werden. [3] 13

14 gesehen. Ihre kurze Dauer macht es jedoch auch sehr schwer ihren Entstehungsort genau zu lokalisieren. Nur ein Bruchteil der aufgezeichneten Ereignisse konnten zweifelsfrei fokussiert werden. Dabei war ihr Ursprung immer eine elliptische Galaxie. Dies sind sehr alte Galaxien in denen so gut wie keine sterneformenden Vorgänge stattfinden. Zwei-Körper-Systeme sind hingengen in alten Galaxien häufig anzutreffen. Diese Tatsache spricht für die Theorie eines Zwei-Neutronenstern-Systems als Verursacher. Ein weiterer Zweikörper Vorgang könnte der Kollaps eines Neutronensterns mit einem Schwarzen Loch sein. Auch die Erzeugung eines BH durch die Massenaufname eines Weißen Zwerges ist denkbar. Der Weiße Zwerg nimmt dabei von einem zweiten Objekt so viel Masse auf, damit er zu einem Schwarzen Loch kollabiert. In allen Fällen müssen die beiden Körper bei der Annäherung aneinander mit relativistischen Geschwindigkeiten rotieren, damit ein rotierendes Schwarzes Loch entsteht. Ebenso entsteht eine rotierende "Materiewolke" die das Schwarze Loch umgibt und von diesem akkretierd wird. Numerische Berechnungen haben dabei eine Zeitdauer der Größenordnung von Sekunden oder geringer ergeben. Dies würde zur Dauer der kurzen GRBs passen. Auch würde bei der Aufnahme die Eddingtongrenze überschritten. Wodurch wie bei den lange Blitzen ein Jet entsteht. Dadurch, dass bei langen GRBs jedoch nur ein Stern beteiligt ist geht man davon aus, dass sich die Vorgänge unterscheiden Supernovae Supernovae und GRBs wurden bis in die 1990iger nicht in Verbindung gebracht, da man bis dahin nur von einem Zweikörpersystem als Verursacher von Gammablitzen ausging. Im Jahre 1997 entdeckte man jedoch die Verbindung von langen GRBs mit jungen Sternen. Es wurden erste Modelle aufgestellt nach denen die jungen Sterne zuerst durch SNe zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern werden, welche zu einem späteren Zeitpunkt die GRBs verursachen. Es existierten aber bereits auch schon Modelle die ein gleichzeitiges Entstehen des GRBs und der SN betrachteten [7]. Ein solches gleichzeitiges Vorkommen in Ort und Zeit konnte erstmals durch GRB beobachtet werden. Mittlerweile konnten noch eine weitere handvoll GRBs in Verbindung mit Supernovae gemessen werden. Auch können in vielen Afterglowspekten Ausbeulungen festgestellt werden die zu Type I Supernovae passen würden [8]. Was dabei festgestellt werden kann ist, dass bei einem gleichzeitigen Auftreten von Gammablitz und Supernova der GRB immer niederenergetischer ist als herkömmlich und die Supernova sehr hochenergetisch ("Hypernova") [2]. Es könnte natürlich so sein, dass lange Gammablitze immer in Verbindung mit GRBs entstehen, die Supernova aber nicht gemessen werden kann wenn der Großteil der Energie in den Gammablitz abgegeben wird. Jedoch gibt es dafür keine experimentellen Anhaltspunkte. Man geht davon aus, dass die Rotation des Sterns vor seinem Tod den entscheidenden Ausschlag geben könnte ob eine "normale" SN oder eine SN in Verbindung mit einem GRB erzeugt wird. 14

15 Abbildung 6: Die Verschiedenen Objekte die als Erzeuger für GRBs in Frage kommen. Es ist eine große Energiemenge in einem kleinem Volumen zur Erzeugung nötig. Diese Energie wird bei allen Erzeugern durch die Umwandlung von Masse in Energie bereitgestellt. Bei jedem Erzeugungsvorgang ist immer ein Schwarzes Loch im Zentrum einer Akkretionsscheibe beteiligt. Zusätzlich sind die Erzeuger der SGRs, die Magnetare, abgebildet. [3] 15

16 3.4 Nachglühen Ausgehend vom Feurball Modell erwartete man, dass der schnell ausgesandte Feuerball von einem länger anhaltendem Nachglühen (engl. Afterglow) gefolgt wird. Dieses konnte 1997 auch durch den Beppo-SAX Satelliten bei GRB im Röntgenbereich so wie anschließend im optischen und Radiowellen-Bereich nachgewiesen werden. Durch das längere Anhalten der Afterglows konnte der Ursprung der Gammablitze besser detektiert werden. Die Afterglows können dadurch erklärt werden, dass der Feuerball in die Umgebung seiner Quelle expandiert. Diese Umgebung besitzt eine geringe Teilchendichte ist aber kein Vakuum. Im Fall von langen Blitzen befindet sich Materie in der Umgebung ausgesandt von Sternwinden, des kollabierenden Sterns. Im Fall von kurzen Gammablitzen befindet sich nur die interstellare Materie um den Entstehungsort. Durch die Expansion des Feuerballs wird diese Materie angeregt. Dies ist der Hauptmechanismus des Nachleuchtens. Gleichzeitig wird durch das Auftreffen des Feuerballs auf die stellare Materie, die im Feuerball enthaltene Materie, entgegen seiner Ausbreitungsrichtung, beschleunigt. Im Bezugssystem des messenden Satelliten besitzt diese Materie also eine geringere kinetische Energie und trifft später ein als der Großteil des Feuerballs. Dieser Effekt trägt ebenso zum Nachglühen bei. Abschließen soll noch kurz auf eines der neuesten Ereignisse im Bezug zu GRBs eingegangen werden. GRB A Am 28 März 2011 konnte durch den Swift Satelliten ein außergewöhnliches Ereignis gemessen werden. Dabei betrug der Energie die in den ersten 10 6 s nach dem Ausbruch gemessen werden konnten erg [9]. Dies ist eine, für lange GRBs, durchaus übliche Größenordnung. Außergewöhnlich war jedoch der periodische Charakter der Gammastrahlung. Des weiteren war der Ausstoß an hochenergetischer Röntgenstrahlung sehr viel länger anhaltend als alle bisher gemessenen Werte. Dies lies auf ein massives Schwarzes Loch als Verursacher schließen. Dieses muss, ausgehend von der gemessenen Stärke der Strahlung, eine Masse von M besitzen. Einige Arbeiten gehen von einer "tidal disruption" als Verursacher dieses Events aus [5]. Eine tidal disruption ist das "Zerreißen" eines Sternes durch ein sehr schweres Schwarzes Loch. 16

17 Abbildung 7: Nachglühen im Röntgenbereich. In der "prompten" Phase sind die Überreste des Feuerballs zu erkennen. Anschließend folgt ein schneller Abfall. Dieser ist dadurch zu erklären, dass die durch die angeregte Materie ausgesandte Strahlung isotrop ausgesandt wird und nicht in einem Jet so wie im Feuerball. Die darauf folgende Plateau-Phase verläuft relativ konstant. Abschließend folgt wieder ein Abfall. Diese Darstellung stellt nur ein typisches Beispiel dar. Es existiert jedoch eine große Variation an Formen. Was schon alleine durch die Abhängigkeit der umgebenden Materie erklärt werden kann. [3] 17

18 Literatur [1] Ray W. Klebesadel, Ian B. Strong, and Roy A. Olson. Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin. Astrophys. J., 182:L85 L88, [2] Meszaros P. The High Energy Universe.. Cambridge University Press, [3] J.S. Bloom. What Are Gamma-Ray Bursts? Princeton Frontiers in Physics. Princeton University Press, [4] Felix Ryde. Spectral aspects of the evolution of gamma-ray bursts. ASP Conf. Ser., 190:103, [5] J.S. Bloom et al. A Possible Relativistic Jetted Outburst from a Massive Black Hole Fed by a Tidally Disrupted Star. Science, 333(6039):203, July [6] Peter Schneider (auth.). Extragalactic Astronomy and Cosmology: An Introduction. Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2 edition, [7] S. E. Woosley. Gamma-ray bursts from stellar mass accretion disks around black holes. Astrophys. J., 405:273, [8] S. E. Woosley and J. S. Bloom. The Supernova Gamma-Ray Burst Connection. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 44: , [9] A.J. Levan et al. An Extremely Luminous Panchromatic Outburst from the Nucleus of a Distant Galaxy. Science, 333(6039):199, July