G(amma)R(ay)B(urst)'s

Transcriptie

1 G(amma)R(ay)B(urst)'s Dit zijn kortstondige (van enkele milliseconden tot enkele minuten) zéér heftige uitbarstingen van gammastraling welke pas de laatste 30 jaar onderkend zijn. Gammastraling behoort tot de meest energierijke elektromagnetische straling. De fotonen hebben een energie van 10 6 tot 10 8 ev. Gammastraling komt o.m. vrij bij kernfusie, dus elke ster (zoals onze zon) zendt deze straling uit. De bekende Krabnevel is de meest krachtige gammastraler die we kennen. Gammastraling wordt geabsorbeerd door de atmosfeer en is dus slechts waar te nemen met speciale apparatuur buiten onze dampkring. De ontdekking van deze kortstondige zeer krachtige gammaflitsen was, zoals ook het geval was bij de kosmische achtergrondstraling, toevallig en gebeurde ook weer door niet-astronomen. Ontdekking eerste gammaflitsen Ter controle op de naleving van het kernstopverdrag (1963) stuurden de Amerikanen in 1967 satelliet Vela de ruimte in om eventuele gammastraling op te sporen die ontstaat bij kernexplosies in de dampkring. Wel werden hiermee elk jaar enige stoten van gammastraling waargenomen maar de duur was te kort voor een kernexplosie. Enkele jaren later wist men met behulp van twee Vela-satellieten ruwweg de posities van de gammabronnen te bepalen (uit het verschil in aankomsttijd). Hieruit bleek dat deze bronnen niet afkomstig waren uit het gebied van aarde of maan (en daartussen) zodat kernexplosies konden worden uitgesloten. Deze mysterieuze bronnen zouden zich buiten het zonnestelsel moeten bevinden. Pas in 1973 werden deze flitsen bekend gemaakt en toen pas konden astronomen zich op dit verschijnsel storten. De Venera's 13 en 14 (in '82 naar Venus) en de Phobos (in '98 naar Mars) namen honderden gammabursters (GRB's) waar. Er bleken twee typen. GammaBursters met relatief 'zachte' straling bleken vooral vanuit het hoofdvlak van onze melkweg te komen, dus de bronnen zouden zich in onze melkweg moeten bevinden. Bij gammabursters met hardere straling bleek geen enkele voorkeursrichting. Hier zijn dan twee mogelijkheden, òf ze komen uit de halo van onze melkweg, òf ze komen van heel ver (miljarden lichtjaren) weg. (Zouden ze uit sterstelsels dichterbij komen, dan zou er wel sprake zijn van een voorkeursrichting.) De 'zachte' gammaflitsen (met mogelijke verklaring). Veruit de meeste flitsen verschijnen op willekeurige plaatsen op onverwachte momenten. Er zijn echter 4 bronnen (van 'zachte' flitsen) bekend die zich met onregelmatige tussenpozen herhalen. Daarom worden deze bronnen ook wel Soft Gamma Reaters (SGR's) genoemd. Doordat sommige bronnen ook röntgenstraling uitzenden, kon hun positie nauwkeurig worden bepaald. De eerst geïdentificeerde bron is de SGR op ongeveer lichtjaar afstand. Tot '96 werden er (om de paar jaar) 11 flitsen van waargenomen. Het is een neutronenster die met zeer grote regelmaat (11x/s) om zijn as draait. Door energie verliezen neemt de rotatietijd heel langzaam toe om dan opeens (om de paar jaar met enkele micro s.) weer af te nemen. Deze sprongen ontstaan door uitwisseling van rotatie energie tussen mantel en korst die 'sterbevingen' veroorzaken en als oorzaak voor de flitsen worden gezien. (Zie verder bijlage 2). 4

2 De 'harde' flitsen. Dit type flits bleef -voorlopig- een mysterie. Om het onderzoek hiernaar een krachtige impuls te geven werd in september '91 de CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) gelanceerd. Deze was met zijn 17 ton de zwaarste satelliet ooit gelanceerd, nog 5 ton zwaarder dan de H(ubble)ST! Met 4 instrumenten aan boord konden fotonen van 10 5 tot ev (van harde röntgen- t/m zeer harde gammastraling) geregistreerd worden. Eén van deze instrumenten de Comptel was van Nederlandse makelij. Het instrument BATSE (Burst and Transient Source Experiment) was speciaal voor onderzoek naar de geheimzinnige gammabursters. Hiervan werden er ongeveer één per dag ontdekt. Men hoopte dat deze CGRO 4 jaar (dus tot '95) zou functioneren maar pas in 2000 liet men het in zee storten ofschoon de instrumenten het nog prima deden, maar door een defecte navigatiegyroscoop wilde men geen risico nemen: het kon ergens op aarde neerstorten! NB: De COS-B maakte al in de zeventiger jaren een hemelkaart van gammastraling uit de Melkweg. Gammmaflitsen (GRB's) worden aangeduid naar het moment waarop ze worden waargenomen. De GRB (waargenomen dus op 1 augustus 1983) was (voor dat moment) de krachtigste ooit waargenomen. Ze had zelfs een meetbaar effect in de ionosfeer: een verstoring in een VLF. (Zie ook bijlage 3) Onderzoek gammastraling vanaf de aarde. Zoals we weten wordt gammastraling door de atmosfeer geabsorbeerd. De CGRO kan echter (vanwege klein oppervlak) geen fotonen met een energie > 20 GeV detecteren. Vanaf de aarde kan dat -indirect- echter wel! Zeer energierijke fotonen veroorzaken (bij binnendringen in de aardatmosfeer op hoogten tussen 10 en 20 km) door botsingen tegen luchtmoleculen een regen van elektronen en positronen. Deze z.g. air shower veroorzaakt schokgolfjes die gepaard gaan met blauwe lichtflitsjes, naar de ontdekker Cerenkovstraling genoemd. Deze flitsjes kunnen door spiegels (en lichtgevoelige detectoren) waargenomen worden. Door de beperkte spiegelafmeting (diameter 10m) kunnen op deze manier alleen fotonen met een energie groter dan 250 GeV gedetecteerd worden. Door gebruik te maken van zonne centrales (die s nachts toch niet werken) kan het 'gat' (tussen 20 en 250 GeV) gedicht worden. (zie verder bijlage 4) Een 'tussenweg' tussen een satelliet, hoog in de atmosfeer en een telescoop, op aardoppervlak is de GRATIS, een telescoop aan een ballon in de stratosfeer. NB: Zie voor acroniemen/afkortingen (zoals GRATIS) zie bijlage 5. Oorsprong/afstand van de heldere gammabursters. Van de zwakkere flitsen is bekend dat ze vanuit de melkweg komen en (zeer waarschijnlijk) door neutronsterbevingen worden veroorzaakt. Maar de 'harde' flitsen bleven (lange tijd) een groot raadsel. Van hoever kwamen de flitsen en hoe werden ze veroorzaakt? Zo'n 25 jaar (van '73 tot '98) was dit hèt grote vraagstuk. Kwamen ze uit de halo rond de melkweg of van zéér grote afstanden (vele miljarden lichtjaren?). Nodig was identificatie in andere golflengtegebieden m.b.v. het z.g. 'nagloeien'. 5

3 Hiervoor moeten aardse observatoria snel een voldoend nauwkeurige positie van de flits in de 'errorbox' aangeleverd krijgen. De CGRO m.b.v. BATSE levert posities niet beter dan enkele graden, voor een radiotelescoop voldoende, een optische telescoop kan er niet mee uit de voeten. En toen werd de BeppoSAX (op 29/4/96) gelanceerd waarmee binnen drie uur na de flits, de locatie van deze flits op enkele boogminuten nauwkeurig naar het grondstation te Rome doorgeseind kan worden. Nu moet er op dat moment wel een telescoop beschikbaar zijn om zich direct daarna op dat hemelgebied te richten. Waarneemtijden zijn op telescopen lang van te voren besproken, er moet dus in een op dat moment lopend onderzoek 'ingebroken' worden. Daarover had de Nederlander Jan van Paradijs (bij VESTA wel- bekend) afspraken gemaakt met twee telescopen (Herschel en de Isaac Newton). Op 28 februari 1997 was het raak. BeppoSAX zag een flits (GRB970228) en van Paradijs schakelde direct Westerbork en Herschel in. 21 uur erna was er voor het eerst een optisch beeld van een nagloeiende flitser! Dit huzarenstukje leverde van Paradijs de Bruno Rossie-prijs op. Van GRB werd door de Kecktelescoop (met 10m diameter de grootste in zijn soort) ook een spectrum gemaakt: uit de roodverschuiving (0,835) kon (voor het eerst) de afstand worden bepaald: 7 miljard lichtjaar. Van alle (krachtige) flitsers probeert men nu (optische) opnamen te maken maar vaak lukt dat niet. Wordt het licht dan door stof en/of gas geabsorbeerd of is de flits na drie uur al uitgedoofd? Nu sinds GRB er van het nagloeien (optische) opnamen konden worden gemaakt staat nu dus vast: 'harde' flitsers komen van héél ver, de meeste > 5 miljard lichtjaar. (zie voor andere onderzochte GRB's bijlage 1) Aard/oorsprong/mechanisme van een ('harde')gammaflitser. Nu men (globaal) de afstand van gammaflitsers wist was natuurlijk de hamvraag: wat is een gammaflitser? Met deze vraag hebben astronomen zich al sinds 1973, toen de eerste flits bekend werd, zich beziggehouden. Wel 100 modellen werden te berde gebracht. Uit de (zeer) grote afstand vanwaar deze flitsen komen (vanaf 1997) volgt dat het om de krachtigste energie uitbarstingen (sinds de oerknal) in het heelal gaat: In enkele seconden komt een energie vrij van meer dan 50x wat de zon in zijn hele bestaan uitstraalt! Er zijn twee scenario's: I. het spiraliserende-neutronensterrenmodel II. het hypernova model. Beiden kennen een ander begin maar vrijwel hetzelfde slot: De vorming van een zwart gat Scenario 1): Pulsars (zie bijlage 2) zijn (snel om hun as draaiende) neutronensterren die zéér regelmatig flitsen uitzenden. Nu bestaan er talloze dubbelstersystemen (waarbij twee -lichtgevende- hemellichamen van ongeveer gelijke massa om hun gemeenschappelijk zwaartepunt draaien). Dit kunnen twee 'normale' sterren zijn of een (zware) ster en een lichaam met zeer compacte massa zoals een neutronenster of zwart gat waarbij er van de zware ster massa op die compacte massa valt of twee neutronensterren. Bij het (snel) om elkaar heen draaien worden (volgens Einstein s 6

4 algemene relativiteitstheorie) gravitatie(zwaartekrachts)golven uitgezonden. Daar deze golven ook een vorm van energie bezitten, verliest het dubbelstersysteem energie en zullen ze in ongeveer 100 miljoen jaar tijd naar elkaar toe spiraliseren waarbij de ene ster door de andere wordt opgeslokt. Hierbij wordt een zwart gat gevormd. Scenario 2): Het leven van een ster is ook eindig. (zie ook VESTA 69 pag.7) Hoe geringer massa de ster heeft, hoe langer hij leeft. De meeste sterren eindigen als een witte dwerg. Het einde van (zeer) zware sterren is een neutronenster (met een massa > 3x massa zon), er verschijnt een supernova. Nog zwaardere sterren eindigen als een zwart gat. Hier spreken we van een hypernova (5 à 10% van de supernova's zijn hypernova's). Verschillen tussen de twee typen zwarte gaten: I. Massa zwarte gat na hypernova explosie is veel meer dan wat gevormd wordt bij fusie van 2 neutronensterren. II. De hypernova ontploft op de plek waar hij is ontstaan. Neutronensterren spiraliseren ongeveer 100 miljoen vóór ze fuseren. In deze tijd kunnen ze door hun eigenbeweging allang het sterstelsel verlaten hebben (waarin ze zijn ontstaan). Dat bij beide scenario's in (zéér) korte tijd onvoorstelbare hoeveelheden energie ontwikkeld zullen worden is een ieder wel duidelijk, maar hoe? Een echte waarneming van de explosie zelf is niet mogelijk, maar bij GRB was het gelukt om (bijna) gelijk met de gammaflits (d.w.z. na 22 s) ook in zichtbaar licht opnamen te maken (dankzij ROTSE). Tot dan was het z.g. nagloeien 'pas' enkele uren na de flits waargenomen. Voor het ontwikkelen van een model hoe gammaflitsen nu eigenlijk ontstaan zijn computers onontbeerlijk [Het blijven -zoals ook bij de snaartheorie- uiteraard theoretische modellen.] Ontstaan gammaflits en nagloeiers volgens vuurbal (fireball) model. Bij de vorming van het zwarte gat beweegt materiaal van een materieschijf in een schroefbeweging van duizenden omwentelingen per seconde naar binnen. Als het materiaal in het zwarte gat belandt komt veel zwaartekrachtsenergie vrij waarop een enorme explosie volgt. Ook het vrijkomen van rotatie-energie van het zwarte gat kan een bron van energie zijn. Bundels materie, grote hoeveelheden neutrino's en straling worden uitgestoten in een richting loodrecht op de materieschijf. Tijdens de explosie versnelt een paar aardmassa's aan stermaterie met verschillende relativistische snelheden (d.w.z. niet veel minder dan c). Haalt sneller bewegende massa 'kloddres' de langzamere in dan ontstaat bij deze zeer energierijke botsing een interne schokgolf waarbij gammastraling wordt uitgestoten. Daarna botst de exploderende bundel materie en straling op interstellaire materie waarbij een externe schokgolf ontstaat die nagloeiers veroorzaakt van röntgen- tot radiostraling aan toe. (Zie onderstaande figuur) 7

5 De 'harde' flitsen zijn te verdelen in twee groepen: 'Korte' flitsen (duur milliseconden tot een seconde, ongeveer 20% van de harde flitsen) en 'lange' flitsen (tientallen seconden tot minuten). De z.g. 'nagloeiers' zijn (vrijwel) altijd afkomstig van de 'lange' flitsen. De hypothese dat korte flitsen afkomstig zijn van botsende neutronensterren (scenario 1) en lange flitsen afkomstig van hypernovae (scenario 2), voorkomend in stervormingsgebieden (met veel jonge sterren, hypernovae worden niet 'oud'!) werd bevestigd door de navolgende drie (recente) waarnemningen: I. 29 maart 2003 werd met HETE-II de meest nabije 'lange' GRB waargenomen: 2,65 miljard lichtjaar. Het (nagloei) spectrum kwam overeen met dat van een supenova. II. 9 Mei 2005 werd een korte flits waargenomen door (de nieuwste gammasatelliet) SWIFT die nauwkeurig de positie kon bepalen waarop direct de (optische) VLT (Chili) opnamen maakte. Er werd geen supernova waargenomen. De flits kwam uit een stelsel met alleen heel oude en lichte sterren. Zo'n stelsel kan geen supenovae bevatten, blijft over het scenario van de botsende neutronensterren. Voor het eerst kon hier van een korte flits nagloeien èn een spectrum èn dus de afstand (2,7 miljard lichtjaar) worden waargenomen! III. 9 juli 2005 registreerde de HETE een gammaflits van 40 millisec. Uit opnamen van Chandra (röntgen) en de HST (optisch) zou een botsing van 2 neutronensterren (of een neutronster en een zwart gat) in een extragalactisch stelsel op 2 miljard lichtjaar blijken. Bijlage 1: Bijzondere GRB's GRB vertoonde een roodverschuiving van 3,42 wat een afstand betekende van bijna 12 miljard lichtjaar! De hierbij ontwikkelde energie was onvoorstelbaar tenzij er sprake was van 8

6 'beaming', d.w.z. de straling kwam er in een gerichte bundel uit (die dan toevallig richting aarde ging. Heel bijzondere was GRB Tot dat moment waren er 8 gevallen bekend waarbij steeds m.b.v. optische en radiotelescopen een steeds zwakker wordend nagloeien werd waargenomen en altijd op zéér grote afstand (vijf à 12 miljard lichtjaar). Ditmaal werd (na vergelijk met opnamen uit 1976) een supernova gevonden SN1998bw genoemd en (slechts!) op 140 miljoen lichtjaar. De ster moet ± 40 zonsmassa's zwaar zijn geweest, na de explosie een kern achterlatend van meer dan drie zonsmassa's, te veel voor een neutronenster, dus een zwart gat moet zijn gevormd. Voor het eerst was dus de geboorte van een zwart gat waargenomen! Hier was dus sprake van een geheel nieuw type G(amma)R(ay)B(urster) met een (vanwege zijn 'geringe' afstand) veel lagere (absolute) helderheid ( à maal zwakker). Alhoewel, statisch gezien, de relatie tussen de supernova en deze flits bijna niet toevallig kan zijn, blijven de meningen van astronomen hierover verdeeld (wel of geen toeval?). Sinds de lancering van BeppoSAX kon de positie van een flits zó nauwkeurig worden dat een optische telescoop zich erop kon richten. Maar het tijdstip tussen flits en de waarneming m.b.v. een (optische) telescoop was wel een kwestie van uren. In Los Alamos is er een een automatische camera ( de ROTSE) in gebruik genomen die binnen enkele seconden elk gewenst gebied kan fotograferen. Deze camera krijgt (via internet) bericht van o.a. de CGRO, over flitsen. Van GRB kon zo al na 22 s een (optische) opname gemaakt worden! Dit eerste licht had een helderheid van m=11,7. Bij een 2e opname (na 47 s) was de helderheid m=8,9. Daarna nam de helderheid weer af. Na 8 minuten was het al te zwak geworden om (door ROTSE) gefotografeerd te worden. De flits zelf was 110 s. Een dag later werd door de Kecktelescoop een spectrum opgenomen. Hieruit bleek een afstand van 10 miljard lichtjaar. De tijdens de (bijna) 2 minuten durende flits vrijkomende energie bleek maal de energie die de zon tijdens zijn 5 miljard durende bestaan heeft uitgezonden! Dit zou dan de sterkste explosie sinds de oerknal zijn! Een mogelijkheid is dat de straling in diametrale bundels (beaming) werd uitgezonden waarbij één daarvan toevallig op aarde was gericht. De straling bleek ongepolariseerd en het nagloeien nam snel af. Deze waarnemingen steunen de hypothese van beaming, maar toch.. Een andere bijzondere flits was GRB Hierbij nam na de gebruikelijke de helderheid na drie dagen juist iets toe (om daarna weer af te nemen. Een verklaring voor deze -tijdelijke- toename moet gezocht worden in de werking van een zg gravitatielens, veroorzaakt door een ster ervoor. Op 9/10/2000 werd HETE-2 gelanceerd. Deze kan in enkele seconden de positie van een gammaflits op 10 boogsec. nauwkeurig bepalen. Zo kon van GRB al na 65 sec. het (optisch) licht op aarde gefotografeerd worden. Echter, na twee uur was dit licht verdwenen! Nu noemt men flitsers welke geen optisch licht uitzenden ook wel 'donkere' flitsen. Deze zijn ongeveer de helft van het totaal. Misschien zijn deze z.g. donkere flitsen in wezen niet echt donker maar is het (optisch) al verdwenen voor men kans kreeg dit waar te nemen. GRB werd gelijktijdig waargenomen door HETE, BeppoSAX en Ulysses. Optisch ook door de telescoop van Mount Palomar en de radiogolven door de VLA. Uit dit voorbeeld blijkt wel hoe intensief een (interessante) flits (en zijn nagloeien) wordt bestudeerd! GRB011211, door BeppoSAX waargenomen, duurde 270 s en was daarmee de langste tot dan. De bron in röntgenstraling, waargenomen door de XXM-Newton, was 7 miljoen maal zo helder als een heel sterrenstelsel! Bekend begrip is 'astronomische' getallen. Nu, hier komen er weer een paar. GRB overtrof in gammahelderheid gedurende 30 s de hele rest van het heelal. Bij het nagloeien op andere golflengten was de bron biljoen ( ) maal zo helder als de zon. De afstand was 2 miljard lichtjaar (gering voor een GRB). 9

7 Een bijzonder neveneffect vertoont GRB XXM (röntgen) ontdekte een dag na de flits rond het betreffende punt twee concentrische ringen die met duizend maal de lichtsnelheid zich uitbreiden. Dit was schijn, de ringen waren twee stofsluiers in onze melkweg die door de röntgenstraling van de GRB werden verlicht. Na drie dagen waren de ringen verdwenen. De gammastoot zelf was ongewoon zwak en van korte afstand (1,3 miljard lj) en toonde overeenkomst met (de reeds eerder beschreven) GRB Is hier sprake van een overgangsvorm tussen een gammastoot en een normale supernova? GRB duurde meer dan drie minuten (lang voor een flits) zodat voor het eerst röntgenstraling tijdens de explosie kon worden waargenomen. GRB is de verste en (intrinsiek) de helderste flits tot nu toe waargenomen: afstand 12,7 miljard lj. en in enkele minuten 300 maal energie van zon in zijn hele bestaan (10 miljard jaar). Bijlage 2: Neutronensterren (en hun bevingen). Ook sterren zijn niet onsterfelijk. Bij 'normale' sterren eindigt deze in een explosie (er ontstaat een nova) waarna de compacte kern overblijft (een z.g. witte dwerg). Zware sterren eindigen na een sterkere explosie (supernova) als een neutronenster. De zeer zware sterren vormen, na een nog heftiger explosie (hypernova) een zwart gat. Zie ook VESTA nr 69(augustus 2002) pag. 7 en 10. Een neutronenster heeft een diameter van 20 à 30 km en een massa vergelijkbaar met die van de zon. De korst (± 100m dik) bestaat vnl uit ijzerkernen en 'ontaarde' elektronen (een soort samengeperst metaal) waaronder een laag (± 1000m dik) neutronenrijke kernen (+ elektronen). De meeste massa bevindt zich in de mantel met wat elektronen, protonen en myonen maar de meeste kernen zijn met elektronen tot neutronen samen geperst. De kern bestaat waarschijnlijk uit quarks: De dichtheid is hier zo groot: 10x die van een atoomkern- dat er geen neutronen meer kunnen bestaan. De neutronenster draait (als gevolg van de wet van behoud van draaimoment) zeer snel om zijn as, van milliseconden tot seconden. De rotatietijd (van de korst) neemt echter langzaam af t.g.v. wisselwerking met omgeving. De mantel behoudt echter zijn draai (rotatie)snelheid. Soms kan deze rotatietijd echter -binnen twee minuten!- weer toenemen, om daarna weer (in gemiddeld een jaar tijd) naar het oude tempo terug te keren. BOUW NEUTRONENSTER De plotselinge toename van de rotatiesnelheid wordt toegeschreven aan een 'sterbeving' als gevolg van de opgelopen spanning t.g.v. van verschil in rotatietijd tussen korst en mantel. Deze neutronensterbevingen worden nu gezien als de oorzaak van de 'zachte' gammaflitsen! Er zijn bronnen ontdekt die met tussenpozen een zachte gammaflits produceren. Deze worden Soft Gamma-ray Repeaters (SGR's) genoemd. De bekendste is de SGR , afkomstig van de Velapulsar die sinds de waarneming (vanaf 1998) al zo'n 20 flitsen heeft geproduceerd. 10

8 Neutronensterren zijn omgeven door extreem sterke zwaartekrachts-en magnetische velden. Dit magneetveld versnelt geladen deeltjes die een stralingsbundel vormen. Deze puls kan -als hij langs de aarde zwieptdoor radiotelescopen gedetecteerd worden. Deze neutronensterren worden ook wel pulsars genoemd. Er zijn ook enkele dubbelpulsars bekend. Deze kunnen echter alleen ontdekt worden als de aarde zich in het draaivlak van beide bundels bevindt. Er moeten dan ook veel dubbelpulsars meer zijn dan de (tot nu toe) zes bekende. Pulsarsignalen zijn bijzonder stabiel (soms tot 17 decimalen!) vaak nog nauwkeuriger dan de atoomklok. April '98 werd een zwakke röntgenpulsar ontdekt waarvan de pulstijd (5,16s) langer werd. Het bleek dan ook een SGR( ). Deze SGR veroorzaakte op 27/08/98 een enorm sterke flits. Het moet wel een magnetar zijn (al voorspeld '92). Dit is een neutronenster met een extreem sterk magneetveld (± 800 biljoen x aards veld!). De flits ontstond ook hier door een sterbeving (waarbij het magneetveld veranderde). Er blijkt overigens een verrassende overeenkomst te zijn tussen ster- en aardbevingen. Niet alleen doordat beide veroorzaakt worden door verschil in bewegingssnelheid van verschillende delen van korst en mantel maar ook het verband tussen de energie van de flits en het aantal flitsen bleek vrijwel gelijk aan het verband tussen de energie van een aardbeving en het aantal bevingen. Ook de verdeling van de 'rustperioden' tussen aardbevingen en flitsen vertoont overeenkomst. Bijlage 3: Bijzondere effecten. A: Invloed van (krachtige) gammaflitsen op de ionosfeer. GRB verstoorde een VLF(Very Low Frequency) radioverbinding die wordt gebruikt voor communicatie- en navigatiedoeleinden over zeer lange afstanden: zeer lange (10 à 15km) radiogolven kunnen zich namelijk via reflecties tegen de ionosfeer (60 à 90 km hoog) en het aardoppervlak met zeer geringe verliezen over enorme afstanden verplaatsen. De ionisatie wordt o.m. veroorzaakt door UV, röntgen- en kosmische straling die door de zon (en ook andere sterren) wordt uitgezonden. De VLF wordt o.m. benut voor onderzoek van zonnevlammen (die de ionosfeer beinvloeden) GRB en GRB (zie ook bijlage 2 bij magnetar) waren zoo krachtig dat ze de VLFradioverbinding verstoorden. 11

9 Deze flits bleek de oorzaak van een ionisatiepiek. Hij was gedeeltelijk (dus niet daar waar de ionosfeer in de 'schaduw' lag) en vertoonde een fluctuatie van 5 sec., overeenkomende met de rotatietijd van de magnetar. II. Elementen met een atoomnummer hoger dan 56(Fe) kunnen alleen ontstaan bij de implosie van een rode superreus (supernova-effect, zie ook VESTA 34(juli'88) pag. 6). Uit berekeningen bleken bij deze implosie minder zware metalen te ontstaan dan er op aarde (en in het heelal) aanwezig zijn. Een (in april 2001 in gebruik genomen) supercomputer berekende dat deze extra zware metalen zoals goud en platina ontstaan bij de fusie van twee neutronensterren. Bijlage 4: Waarneming gammaflitsen vanaf de aarde. Gammasatellieten kunnen geen fotonen met een energie > ev waarnemen. Déze zéér energierijke fotonen veroorzaken bij GAMMAFOTONEN UIT HET HEELAL het binnendringen van de atmosfeer door botsing tegen moleculen (10 á 20 km hoog) een 'air shower' van elektronen en positronen die door hun relativistische snelheid schokgolfjes gepaardgaande met blauwe lichtflitsjes, naar zijn ontdekker (in '34) Cerenkovstraling genoemd. Sommige flitsjes (A,B,C) kunnen (in het donker) door grote spiegels en detectoren waargenomen worden. De (enigszins uitgerekte) beeldjes kunnen door (verlenging naar achteren) de positie van de bron aangeven. De andere flitsjes (D,E) zijn afkomstig van kosmische straling (komende uit alle delen v.h. heelal). Door de beperkte spiegelafmeting (± 10 m) kunnen op deze manier alleen fotonen met een energie > 250 GeV worden waargenomen. Gebruik van nog (veel) grotere spiegels is te kostbaar. Om het 'gat' tussen 20 en 250 GeV te dichten wil men nu spiegels van zonne centrales (die s nachts toch niet werkzaam zijn!) te gebruiken. Drie groepen zijn nu hier mee bezig. Groep 1 met Solar Two Power Plant, grootste zonnefarm ter wereld. Groep 2 met een centrale in New Mexico en groep 3 met de (niet meer in gebruik zijnde) Themis-centrale (in de Pyreneeën.) De twee nieuwste (en belangrijkste) Cherenkov-telescopen zijn: De Magic op La Palma met een 17m spiegel de grootste (okt. 2003) De HESS (in Namibië), een rij van vier telescopen (29/09/04). Bijlage 1b Overzicht (belangrijke) GRB's GRB e flits waargen. door Vela GRB Krachtigste tot op dat moment waargenomen. Veroorzaakt verstoring in de VLF GRB V.h. eerst ook optische optisch waargenomen! 1214 Zeer ver: 12 milj.lj Tegenhanger SN 0,14 Milj.lj erg dicht bij. 12

10 0827 Verstoring ionosfeer Optisch al na 22s m.b.v. ROTSE Gravitatielens BeppoSAX: langste flits (270s) HETE: 2 mjlj zeer helder bij nagloeien (2 h) bron 2 biljoenx zo helder als de zon! 1203 Integral: 30s halo, 2 conc.ringen. Meest nabije: 1,3 milj.lj. [behalve GRB !] Flits van 3 minuten. Voor het eerst röntgenstraling tijdens explosie waargenomen 0904 Verste tot nu toe: 12,7 milj. lj: 900 Milj. na Big Bang Bijlage 5: Overzicht satellieten welke (o.a.)gammaonderzoek hebben gedaan. Vela (1976) Vela-2 (1970) Venera 13 en 14 ('82) Phobos ('89) Lancering 6/4/91 CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) met aan boord COMPTEL (Ned) en BATSE lancering 29/4/96 BeppoSAX Ned/It met ab (ook een) BATSE (röntgen en gamma) [N I, IV] GRATIS ballon Lancering 9/10/00 HETE-2 (High Energie Transient Explorer-2) ab 1) FREGATE (French Gamma telescoop) 2) WXM (Widefield X ray Monitor) 3) SXC (Soft X-ray Camera) Lancering in 2001 Integral, nauwkeuriger dan CGRO Lancering 9/03 Swift Bijlage 6: BATSE CGRO GRATIS HESS HETE HST Magic ROTSE SAX SGR VLA VLF VLT XXM Afkortingen en verklaringen. Burst and Transient Source Experiment Comptom Gamma Ray Observation Gamma Ray Arc Minute Telescope Imaging Systems High Energie Transient Explorer High Energie Stereoscopic Systems Hubble Space Telescope Major Atmosferic Gamma Imaging Cherenkov -telescoop Robotical Optical Transient Search Experiment Nederlandse sateliet voor Röntgen stronomie Soft Gamma Repeater Very Large Array. Radiotelescoop in New Mexico Very Low Frequency Very Large Telecope (in Chili) X-ray Multimirror Mission (röntgen-satelliet) Tot besluit: Welk een 'hot item' gammaflitsen wel zijn moge blijken uit een recent verzoek (maart 2006) van de Universiteit van Amsterdam aan VESTA om aan een project mee te werken dat onder meer nagloeiers van gammaflitsen op het programma heeft staan! 27 mei 2006 Jaap Kuyt 13