A S T R O F Í S I C A E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Eventos de Raios Gama
Gamma-ray Bursts Um dos primeiros eventos em raios gama detectado pelo satélite militar Vela, que foi lançado para monitorar explosões nucleares da antiga União Soviética. Acabaram detectando... 2
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Introdução Há uma década atrás se acreditava que os surtos de raios gama eram provenientes de algum tipo de atividade em estrelas de nêutrons situadas em nossa própria galáxia. Hoje se sabe que estas fontes estão situadas a distâncias cosmológicas e são causadas, entre outras maneiras, pelo colapso e subseqüente explosão de estrelas massivas. (ver fig. abaixo com resultados do BATSE (Burst And TranSient Experiment). Energeticamente, eles são análogos as supernovas, no entanto a sua freqüência é muito rara, e a quantidade e distribuição da energia pelos diferentes comprimentos de onda é bastante diferente. Com estes objetos como ferramenta, poderão ser estudadas taxas de formação estelar e de metalicidade em galáxias nos seus estágios primordiais. Distribuição mostrando o que era esperado, e as as efetivas detecções de. 4
Breve descrição da fenomenologia: Uma breve fase de emissão de raios gama é seguida por um afterglow de longa duração em comprimentos de onda maiores. A observação dos afterglows (brilho residual) é que permite a identificação das galáxias hospedeiras. Os detalhes: Um GRB típico, ocorre em uma região de formação estelar em uma galáxia a um Z~1, produzido pelo colapso de uma estrela massuda (~30M Sol ) que exauriu seu combustível nuclear. Um buraco negro é formado. Campo magnético e um toro produzem a energia para fazer expandir shells de matéria, à velocidades relativísticas. Estas shells colidem umas com as outras ao se moverem para fora, produzindo choques internos em um volume de dimensões do sistema solar. Estes choques aceleram elétrons, que produzem radiação sincrotrônica. 5
No referencial do observador, a radiação aparece em raios gama e produz um burst de ~20s de duração. Há evidências de que a emissão de energia (~10 51 erg) é fortemente colimada em um feixe, com um cone de abertura de apenas alguns graus. A medida que as shells se expandem, elas eventualmente alcançam uma região de mais alta densidade que pode ser o ISM ou regiões povoadas por matéria produzida pela perda de massa da estrela massuda em seus estágios finais de evolução. As shells vão produzir choques (externos) nesta região, que irão produzir os afterglows de longa duração detectáveis em radio (anos), óptico (semanas-meses) e raios-x (semanas). O afterglow possui uma ordem a menos de energia que o burst. No início a radiação do afterglow é colimada, mas a medida que a shell desacelera, ela espalha-se lateralmente ela tende a isotropia. O afterglow tende a perder o brilho em uma escala de lei de potência com o tempo. 6
Em muitos casos podem surgir picos de emissão na curva de luz óptica, interpretadas como as de supernovas, ou resultante de efeito de microlentes. Este modelo descrito nos parágrafos anteriores, é conhecido como standard fireball model. Eles são detectados somente em metade dos surtos. Nos casos de não detecção, a galáxia hospedeira não pode ser identificada, e torna-se impossível na prática demonstrar que o surto foi resultado do colapso de uma estrela massiva, ao contrário do merger entre duas estrelas de nêutrons. O fato de os serem colimados, faz com que somente uma pequena fração destes seja detectado. O satélite BATSE detectou da ordem de 7 um surto por dia.
GRB O Filme 8
GRB O Filme 9
Detecção com precisão da posição do GRB: Para a identificação do afterglow no óptico rádio ou raio-x, o burst precisa ser localizado rapidamente, e com uma precisão razoável. Existem duas maneiras de se fazer isto. Uma delas é determinando o tempo de chegada em espaçonaves separadas por distâncias interplanetárias, e a outra por uso da técnica de máscara codificada. 10
Exemplos de máscaras codificadas 11
17 DEC 2002 IBIS light-curve of the Gamma-Ray Burst GRB021125 Image and light curve of the first Gamma-Ray Burst (GRB) in the fieldof-view of the INTEGRAL instruments. It is a single peaked burst with a duration of about 20 seconds. 12
IBIS coded mask 13
Curvas de luz em raios-gama: Os bursts duram de 0.01s até 1000s, mas com uma distribuição claramente bimodal. Duros Moles 14
Curvas de luz em raios-gama: As curvas de luz de são geralmente diferentes de um surto para o outro, embora alguns tipos morfológicos tenham sido notados. Não se sabe ainda os fatores determinantes da forma da curva de luz. 15
A distribuição dos bursts segue uma função log-normal 16
Espectro de Energia dos As distribuições de energia revelam que não parece haver uma interrupção da emissão, mesmo nas mais altas freqüências medidas (GeV). Uma das formas de ajuste ao espectro é a de emissão síncrotron, como no exemplo abaixo. 17
Tipos de bursts: Existem diferentes tipos de, que são chamadas de classes. Não se sabe, no entanto, se eles tem origens em diferentes tipos de explosões, ou de explosões em diferentes tipos de estrelas. Surtos Longos e Curtos: A distribuição de duração é bimodal, com os curtos sendo mais duros e os longos menos energéticos. Os surtos curtos não apresentam contrapartida radio, óptica ou em raio-x. Existe a hipótese de estes serem produzidos por mergers de estrelas de nêutrons. Surtos escuros : A maioria dos surtos longos possuem afterglow em raios-x, porem só metade deles apresentam afterglows no óptico e rádio. Algumas possibilidades para explicar isto seriam: colimação fora da linha de visada do observador; luz absorvida pela galáxia hospedeira; burst em alto redshift. Surto associado a supernova: Já foram encontrados corcovas na curva de luz similares às de SN, além de associação de GRB com SN. Ex.: GRB980425 = SN1998bw. 18
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Tipos de bursts: (cont.) X-ray Flashes (XRFs): São surtos similares aos, em termos de duração, distribuição espacial, etc. No entanto, apresentam pouca ou nenhuma emissão acima de ~25keV. Possivelmente relacionados a esta classe, estão os ricos em raios-x. Uma forma de eliminar os raios gama, é supor que a fonte está à grandes distâncias. Entretanto, existe um destes casos identificados à z=1.6, fazendo esta explicação perder força. 20
Choques internos x choques externos: A explicação para a variabilidade destes pode ser obtida pelos chamados modelos de choques internos e de choques externos, mostrados na figura abaixo: 21
Afterglows: Após a produção do GRB pelos choques internos, a shell interage com o meio circunjacente e desacelera, produzindo radiação por mecanismos síncrotron e Compton inverso. A medida que ela desacelera, a emissão é deslocada para freqüências menores. O afterglow foi previsto muito antes de ser observado (Paczynski e Rhoads - ApJ 418, L5, 1993). As contrapartidas ópticas começaram a ser obtidas com WFC a bordo do satélite BeppoSAX, que detectava também raios-gama e raios-x. Os afterglows permitem uma forma alternativa determinar o redshift por meio de linhas de absorção em seus espectros. Normalmente as linhas de emissão com maior Z e mais intensas, são da hospedeira Uma nova maneira de obtenção de redshifts pode ser através de espectroscopia em raios-x, usando a linha K do Fe. 22
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Imagens de 2 galáxias hospedeiras de 24
e evolução de galáxias: A distribuição de redshifts dos está em bom acordo com o que seria esperado para uma evolução normal de uma população de campo. Alguns estudos revelam que o M B * ~-20.0 das hospedeiros é meia magnitude mais fraco do que a GLF para Z=0, mas iguala-se a das latetypes (formadoras de estrelas no disco) a Z=0. Isto é meio estranho, pois se esperaria que as hospedeiras de a <Z>~1 fossem mais brilhantes que suas descendentes de hoje. Talvez a incompletesa das amostras de associada a complicações de estimativas de taxas de formação estelar em galáxias com surtos em regiões obscurecidas por poeira, possam levar a estes resultados aparentemente discrepantes. 25
O que está por vir: Um dos usos em potencial dos é o de sondas dos estágio iniciais de formação de estrelas e galáxias e a conseqüente reionização do Universo a Z~6-20. Se os estão associados a morte de estrelas massivas, sua existência e estatística forneceria informações sobre formação estelar primordial e IMF. Eles seriam os objetos mais luminosos a estes redshifts, podendo existir em épocas onde não haviam ainda AGNs luminosos. Estudos teóricos prevêem formação de uma primeira geração de estrelas com massas ~ 100-1000 M Sol. 26