HIGH ENERGY ASTROPHYSICS. Bevezetés VERES PÉTER 1

Átírás

1 VRS PÉTR 1 NAGYNRGIÁJÚ ASZTROFIZIKA HIGH NRGY ASTROPHYSICS Áttekintést adunk a gamma elvillanásokról, az észlelésükre használt BATS űrteleszkópról valamint kitérünk a megigyelések egy kis szeletére, a elvillanások spektrális elemzésének problematikájára. We will look through the gamma ray bursts and the BTS space instrument designed to detect the bursts. We will ocus on the spectroscopy and the methods used in gamma ray spectroscopy. Bevezetés A hidegháború idején a nagyhatalmak egyezséget kötöttek az atmoszérában végrehajtott nukleáris kísérletek korlátozására, majd a beszüntetésére. Az gyesült Államok ennek a szerződésnek az ellenőrzésére ejlesztette ki a Vela műholdcsaládot (a vela szó spanyolul őrt jelent). A műholdak mérései alapján különböző, véletlen irányokból jövő elvillanásokat mutattak ki, melyek egy rövid időre (tipikusan pár másodpercre) túlragyogták az égbolt összes gamma-sugár orrását. Az iránymérések kizárták a Napot, a Földet és más közeli égitestet, mint a sugárzás orrását. gy új jelenséget edeztek el, amit azóta gamma elvillanásnak nevezünk (Klebesadel et al, 1973). Ahhoz, hogy részleteiben tanulmányozni lehessen ezeket a elvillanásokat, más hullámhosszakon való mérések is szükségesek. hhez ismerni kellett volna a kitörés pontos helyét az égbolton. A gamma tartományban az irány meghatározása azonban rendkívül nehéz eladat, időigényes, a elvillanások pedig tűnékenyek. zek a tényezők nehezítették a orrás azonosítását. Az első próbálkozások az irány pontos mérésére a különböző, bolygóközi térbe kiküldött műholdakon elhelyezett gamma-detektorok segítségével, a háromszögelés módszerével történtek (Inter Planetary Network). 1 University College Cork, Cork, Írország. VÉDLMI LKTRONIKA 249

2 1991-ben bocsátották el a Compton Gamma Ray Observatory-t, az első olyan műholdat, melynek kimondott célja a gamma kitörések vizsgálata volt ig működött és alapvető eledezéseket tett a gamma elvillanások terén. Legőbb eredménye a elvillanások kozmikus eredetének igazolása az által, hogy kimutatta: az égboltra vett vetületük izotróp eloszlású (a szakirodalom ezzel részletesen oglalkozik Vavrek et al, 2004, Balázs, Bagoly et al, 2003, Vavrek et al, 2001, Mészáros et al. 2000, Mészáros et al, 1999, Balázs, Mészáros et al. 1999, Balázs et al, 1998). Az addigi elméletek zöme a galaktikus eredet mellett érvelt. Vitás a kitörések osztályozása is (Horváth, Ryde et al. 2006, Varga et al, 2005, Horváth, Norris et al, 2005, Hakkila, Giblin et al. 2003, Horváth 2003, Balázs, Mészáros et al. 2003, Horváth, 2002), többen a három éle kitörés mellett érvelnek (Horváth, Balázs et al, 2006, Balász et al, 2004, Balastegui, Ruiz-Lapuente, Canal 2001, Mukherjee et al, 1998, Horváth 1998). Utóényt, vagyis a gamma elvillanás egyértelmű nyomát más hullámhosszon első alkalommal 1997-ben Röntgen-tartományban igyelt meg a BeppoSAX műhold (Costa et al, 1997). A pontos koordinátaadatok segítségével sikerült a elvillanás optikai utóényének azonosítása is. z lehetővé tette a vöröseltolódás mérését, ami egyértelműen bizonyította a kitörések kozmikus eredetét. zzel a elvillanások történetében új korszak kezdődött. Az utóény megigyelésével az elméletek pontosabbak lettek, távolságmérés vált lehetségessé. Ma már több mint 80 kitörésnek tudjuk a pontos távolságát. További kozmológiai érvelések tanulmányozására a következő cikkeket ajánlom, Mészáros et al, 2006, Balázs, Hetesi et al, 2006, Horváth, Norris, Fenimore 2001, Bagoly, Mészáros et al. 1998, Horváth et al, 1996, Holba et al, 1994, Paál et al, nergiájuk és távolságuk A elvillanások alkalmával megigyelt otonokból, tudva, hogy kozmikus távolságokban keletkeznek, kiszámíthatjuk az izotróp energiát. zek erg körüli értéknek adódnak, izotróp sugárzást eltételezve. xtrém esetekben ez az érték a Nap nyugalmi tömegének megelelő energiát is elérheti, ami igen szoros határok közé szorítaná az elméleteket, mivel ekkora energiát kevés olyamat tudna szolgáltatni, és azok is csak különleges körülmények mellett. zek az elméletek általában a ekete lyuk- vagy a körülötte levő akréciós korong orgási energiájának 250 VÉDLMI LKTRONIKA

3 megcsapolásával nyernék ki a szükséges energiát. A elvillanásokra vonatkozó elméletek alapján durva becslés létezik arra, hogy a elszabaduló energia milyen ormában távozik. zt az alábbi táblázatban láthatjuk. Az energiaajták hozzávetőleges eloszlása egy elvillanás olyamán nergia-ajta Százalékos becslés Idő kev gamma 65 % Azonnali 1-10 kev Röntgen 7% Azonnali Optikai 0,1% Azonnali Rádió? Azonnali MeV-GeV-TeV-neutrínó >10 % Azonnali Gravitációs sugárzás? Azonnali kev gamma 7 % Utóény 1-10keV Röntgen 9 % Utóény Optikai 2 % Utóény Rádió 0,05% Utóény Megjegyzés: Az azonnali kiejezés a tulajdonképpeni gamma elvillanásra utal, az utóény pedig a más hullámhosszakon megigyelt sugárzásra vonatkozik. Több jel is utal arra, hogy a kitörések nem izotróp módon történnek, hanem úgynevezett jet-be tömörül a kibocsátott energia. A kitörések távolsága sokáig rejtély volt a kutatók számára. Léteztek elméletek, melyek a Naprendszer szélére tették a elvillanásokat, mások a galaktikus haló részének gondolták, megint mások, pedig kozmológiai távolságokra helyezték. A BATS műhold, azzal, hogy kimutatta, a elvillanások izotróp módon jönnek az égbolt minden irányából, közvetlen bizonyítékot szolgált a kozmikus távolságra. A elvillanások távolságára vonatkozó egyértelmű bizonyítékra 1997-ig várni kellett. kkor a BeppoSAX műholdnak először sikerült megigyelni úgynevezett utóényt más hullámhosszakon (Costa et al, 1997). Ilyen módon először sikerült megállapítani egy elvillanás vöröseltolódását, illetve a távolsá- VÉDLMI LKTRONIKA 251

4 gát. Léteztek módszerek, amelyek csupán a gamma tartománybeli mérésekből adtak becslést a vöröseltolódásra, természetesen nagy hibával (Bagoly et al, 2003, Bagoly, Csabai et al, 2004). Az utóények jellemzően a hosszú elvillanások esetében igyelhetők meg, a vöröseltolódás-mérések is ennél a csoportnál hajthatók végre. A rövid elvillanások vöröseltolódását csak 4 esetben sikerült megmérni, és ezen, kevés adat alapján az látszik körvonalazódni, hogy a elvillanások egy közelebbinek látszó csoportjából jönnek. Napjainkban a Swit és a HT 2 műhold segítségével több elvillanás utóényét tudták észlelni és vöröseltolódás-mérésre is sor került még mielőtt elhalványodott volna. Érdekes, hogy a Swit által mért vöröseltolódások átlaga (z=2,6) jelentősen eltér a más műholdak által észlelt elvillanások átlagos vöröseltolódásához képest (z=1,2) (Bagoly et al, 2006, Mészáros et al, 2004). lméleti spektrumok bben a ejezetben szó lesz a spektrumok elkészítése során használt modell-spektrumokról. zek általános ormájú spektrumok néhány szabad paraméterrel. Az illesztés úgy történik, hogy e szabad paramétereket addig módosítják, míg χ 2 értelemben a legjobb illeszkedést nem kapják a megigyelt adatokkal. nnek hátránya, hogy kötelező érvényű az adatokra nézve. Általánosságban a modelleknek tört hatványüggvény jellegük van, logaritmikus skálán két egymással szöget bezáró egyenes. zt a gondolatot a szinkrotronsugárzás spektrumának az alakja sugallja. Rendkívül nagy erőkkel olyt a kutatás spektrumvonalak után a gamma tartományban. Bár a GINGA hold műszerei által 1988-ban kimért spektrumokban egyértelműen (4σ szigniikanciával) kimutatták őket, az utána elbocsátott, jóval érzékenyebb detektorokkal rendelkező BATS esetében nem volt kimutatható. zért a gamma-vonalak ügye napjainkban is lezáratlan. A gamma elvillanások eledezése óta sokéle elmélet született arra vonatkozóan, hogy milyen a elvillanások spektruma. A legsikeresebb az úgynevezett Band GRB üggvény (részletes leírás található magyarul [Veres 2006]-ban), azonban ez sem alkalmazható az összes elvillanás leírására. Az alábbiakban néhány modellt mutatok be, melyek több-kevesebb sikerrel illeszthetők az adatokra a modellek paramétereinek változtatásával. 252 VÉDLMI LKTRONIKA

5 Az úgynevezett GRB- vagy Band modell GRB GRB ( ) A 100keV 2 exp peak ha < ( ) A 100keV 2 ha break 100keV break peak 2 exp peak 2 otonszám ahol: A egy amplitúdó jellegű paraméter. Mértékegysége:. 2 s cm kev A képletben szereplő 100 kev azt mutatja meg, hogy ezen az energián számolandó ez az amplitúdó. α az alacsony energiás rész spektrális indexe (az exponenciális tényező miatt a spektrum ezt csak aszimptotikusan közelíti), β pedig a nagy-energiás rész indexe. Ha GRB ()-t vf v spektrumra transzormáljuk, peak lesz a maximum helye ha β<-2, egyébként peak megegyezik break energiával. A COMP modell Akkor alkalmazható, ha a törési energia a Band-modellnél a detektor érzékenységi tartományán kívül esik, ebből következik, hogy β rosszul lesz deiniálva. Ilyenkor elhagyjuk a nagy-energiát jellemző β paramétert és a következő adódik: COMP ( ) A piv 2 exp peak Az A paraméter szintén az amplitúdót jelöli, amit ezúttal az piv értéknél számolunk. peak szintén a vf v spektrum maximumát jelöli, λ pedig az alacsony energiás rész spektrális indexe. Megjegyzendő, hogy csupán történelmi okokból hívjuk Compton spektrumnak. A hagyományos értelemben vett comptonizálódott spektrum λ=-1 -t követel. VÉDLMI LKTRONIKA 253

6 Tört hatványüggvény Néha éles töréssel rendelkező modellel lehet a legjobb illesztést kapni (χ 2 értelemben). z a tört hatványüggvény (Broken Power Law BPL) BPL BPL ( ) A ( ) A piv piv 1 1 ha < 2 b ha < break break ahol: A az amplitúdó, piv -nél számolva; λ 1 az alacsony, λ 2 pedig a magas energiás index; b pedig az energia, ahol az -ben törés van. A gamma-inverz probléma bben a részben áttekintem a gamma spektroszkópia inverz problémáját (Gamma Ray Inverse Problem vagy GRIP). A eladat a spektrum előállítása. A detektor válasza egy oton energiájára nem egyértelmű, hanem egy valószínűségi eloszlás lesz. A detektor érzékenységi tartományában pedig ezekből a válaszokból összeállított mátrix nem diagonális. zen túl a spektrumról csupán meghatározott számú mérésünk van. setünkben ez a MR adattípushoz tartozó 16 csatornának megelelő 16 mért érték, a- melyeket a detektor eltorzított. A detektor méretéből adódóan ebből a 16 mért számból 62 helyen kell megbecsülni a spektrumot. (A 62 intervallum, ahol a spektrum értékét becsüljük eleve adott, a műszer beállításaiból következik.) A mi esetünkben ez lesz a gamma-inverz probléma. Célszerű rögzíteni a használt jelöléseket. Általánosan N a spektrumnak, mint vektornak az elemszáma, M pedig a mért, nyers vagy count spektrum elemeinek a száma (N=62 és M=16). -vel jelölöm az energiacsatornák határait. A count spektrum esetén ez M+1 elemű vektor a bejövő spektrum esetén pedig N+1 elemű. d beütésszám vagyis a tulajdonképpeni mért adat (M elemű vektor). σ 2 a mért értékek szórásnégyzete (M elemű vektor). R a detektorok válaszüggvénye, MxN elemű 254 VÉDLMI LKTRONIKA

7 mátrix. A j oszlopa a detektor válasza az j és j+1 intervallumban beérkezett otonra. a bejövő spektrum, ezt keressük (N elemű vektor). Formálisan a teljes eladat a következő mátrix-egyenlet megoldására redukálódik: R d i ij Itt egy N=62 elemű vektor, amit meg kell találnunk, R a detektort jellemző MxN méretű válaszmátrix, d pedig egy M=16 elemű vektor, a mért adat. z az egyenlet egy olytonos egyenlet diszkretizált változata. Ideális műszerek esetén a következő lenne érvényes: 0 d ( ) d R, ' ( ') d' Mivel mindez olytonos, ezért nem egyeztethető össze a műszer által mért diszkrét értékekkel. Írjuk át ezért az előző egyenletet szummára integrál helyett: i d i N j1 R ij j A spektrum kiszámítása az R mátrix inverzével történhet. Az R mátrix inverzének előállítása a gamma inverz probléma, melynek megoldása egyáltalán nem egyszerű. Az itt rendelkezésre álló rövid hely miatt ennek részletezése nem áll módomban. (Az olvasó részletes leírást találhat magyarul a Veres 2006-ban.) Köszönetnyilvánítás A szerző köszönetet mond a következő kollégáknak a hasznos konzultációkért, amelyek nagyban segítették e cikk elkészítését; Z. Bagoly, L. G. Balázs, D. L. Band, J. T. Bonnell, L. Borgonovo, S. Larsson, P. Mészáros, J. P. Norris, F. Ryde, and G. Tusnády. A cikk elkészültét az OTKA T téma támogatta. FLHASZNÁLT IRODALOM Bagoly, Z., et al. 2006, A&A, 453, 797 Bagoly, Z., Csabai, I., et al. 2004, Baltic Astr, 13, 227 VÉDLMI LKTRONIKA 255

8 Bagoly, Z., et al. 2003, A&A, 398, 919 Bagoly, Z., Mészáros, A., et al. 1998, ApJ, 498, 342 Balastegui, A., Ruiz-Lapuente, P., & Canal, R. 2001, MNRAS, 328, 283 Balázs, L.G., Hetesi, Z., et al. 2006, Astronomische Nach, 327, 917 Balázs, L.G., et al. 2004, Baltic Astr, 13, 207 Balázs, L.G., Bagoly, Z., et al. 2003, A&A, 401, 129 Balázs, L.G., Mészáros, P., et al. 2003, GRB Aterglow Astr. 662, 137 Balázs, L.G., Mészáros, A., et al. 1999, A&A Suppl, 138, 417 Balázs, L.G., et al. 1998, A&A, 339, 1 Costa,., et al. 1997, Nature, 387, 783 Hakkila, J., Giblin, T.W., et al. 2003, ApJ, 582, 320 Holba, A., et al. 1994, Astr. Space Science, 222, 65 Horváth, I., Ryde, F., et al. 2006, GRB Swit ra, 836, 125 Horváth, I., Balázs, L.G., et al. 2006, A&A, 447, 23 Horváth, I., Norris, J.P., et al. 2005, N Cimento, 28, 291 Horváth, I. 2003, C Modern Astr, 3, 439 Horváth, I. 2002, A&A, 392, 791 Horváth, I., Norris, J.P. & Fenimore,.. Bolyai Szemle, X/4, 68 Horváth, I. 1998, ApJ, 508, 757 Horváth, I., et al. 1996, ApJ, 470, 56 Klebesadel, R.W., et al. 1973, ApJ, 182, 85 Mészáros, A., et al. 2006, A&A, 455, 785 Mészáros, A., Bagoly, Z., et al. 2004, ASPC, 312, 118 Mészáros, A., et al. 2000, ApJ, 539, 98 Mészáros, A., et al. 1999, AIP, 526, 102 Mukherjee, S., et al. 1998, ApJ, 508, 314 Paál, G., et al. 1992, Astr. Space Science, 191, 107 Varga, B., et al. 2005, N Cimento, 28, 861 Vavrek, R., et al. 2004, Baltic Astr, 13, 231 Vavrek, R., et al. 2001, G Aterglow ra, 19, 249 Veres, P. Diplomamunka, 2006, LT TTK 256 VÉDLMI LKTRONIKA