Eventos de Raios Gama

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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
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antiga União Soviética. Acabaram detectando GRBs ...
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Introdução
GRBs
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
GRBs.
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GRBs
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
(~30MSol) 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.
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GRBs
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 (~1051 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.
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GRBs
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 GRBs serem colimados, faz com que somente uma pequena
fração destes seja detectado. O satélite BATSE detectou da ordem de
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um surto por dia.
GRB – O Filme
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GRB – O Filme
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Detecção com precisão da posição do GRB:
GRBs
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.
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Exemplos de
máscaras
codificadas
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GRBs
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.
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IBIS coded mask
GRBs
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Curvas de luz em raios-gama:
GRBs
Os bursts duram de 0.01s até 1000s, mas com uma distribuição
claramente bimodal.
Duros
Moles
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Curvas de luz em raios-gama:
GRBs
As curvas de luz de
GRBs 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.
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A distribuição dos bursts segue uma função log-normal
GRBs
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Espectro de Energia dos GRBs
GRBs
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.
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Tipos de bursts:
GRBs
Existem diferentes tipos de GRBs, 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.:
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GRB980425 = SN1998bw.
GRBs
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Tipos de bursts:
(cont.)
GRBs
X-ray Flashes (XRFs): São surtos similares aos GRBs, em termos de
duração, distribuição espacial, etc. No entanto, apresentam pouca ou
nenhuma emissão acima de ~25keV. Possivelmente relacionados a esta
classe, estão os GRBs 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.
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Choques internos x choques externos:
GRBs
A explicação para a variabilidade destes GRBs pode ser obtida pelos
chamados modelos de choques internos e de choques externos,
mostrados na figura abaixo:
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GRBs
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.
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GRBs
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Imagens de 2 galáxias hospedeiras de GRBs
GRBs
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GRBs e evolução de galáxias:
GRBs
A distribuição de redshifts dos GRBs está em bom acordo com o que
seria esperado para uma evolução normal de uma população de campo.
Alguns estudos revelam que o MB* ~-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 GRBs a <Z>~1 fossem mais
brilhantes que suas descendentes de hoje.
Talvez a incompletesa das amostras de GRBs 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.
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GRBs
O que está por vir:
Um dos usos em potencial dos GRBs 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 GRBs 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 MSol.
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