ASTROFÍSICA

EXTRAGALÁCTICA

2004 Eventos de Raios Gama

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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 GRBs ...

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GRBsIntrodução

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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GRBsBreve descrição da fenomenologia:

Uma breve fase de emissão de raios gama é seguida por um afterglowde 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 fazerexpandir 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 sistemasolar. Estes choques aceleram elétrons, que produzem radiação sincrotrônica.

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GRBsNo referencial do observador, a radiação aparece em raios gama eproduz 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 shelldesacelera, 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 comostandard 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 mergerentre 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 um surto por dia.

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GRB – O Filme

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GRB – O Filme

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GRBsDetecção com precisão da posição do GRB:

Para a identificação do afterglow no óptico rádio ou raio-x, o burstprecisa 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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GRBs17 DEC 2002IBIS light-curve of the Gamma-Ray Burst GRB021125Image and light curve of the first Gamma-Ray Burst (GRB) in the field-

of-view of the INTEGRAL instruments. It is a single peaked burst with a duration of about 20 seconds.

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GRBsIBIS coded mask

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GRBsCurvas de luz em raios-gama:

Os bursts duram de 0.01s até 1000s, mas com uma distribuição claramente bimodal.

Duros Moles

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GRBsCurvas de luz em raios-gama:

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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GRBsA distribuição dos bursts segue uma função log-normal

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GRBsEspectro de Energia dos 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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GRBsTipos de bursts:

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 surtoscurtos 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.

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GRBs

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GRBsTipos de bursts: (cont.)

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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GRBsChoques internos x choques externos:

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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GRBsAfterglows:

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 redshiftpor meio de linhas de absorção em seus espectros. Normalmente aslinhas 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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GRBsImagens de 2 galáxias hospedeiras de GRBs

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GRBsGRBs e evolução de galáxias:

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 late-types (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 resultadosaparentemente discrepantes.

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GRBsO 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.