Änderungen der Polarisation im GRB 030329 Afterglow

Material zum Artikel: The evolution of the polarization of the afterglow of GRB 030329

Jochen Greiner, Sylvio Klose, Klaus Reinsch, Hans Martin Schmid, Re'em Sari, Dieter Hartmann, Chryssa Kouveliotou, Arne Rau, Eliana Palazzi, Christian Straubmeier, Bringfried Stecklum, Sergej Zharikov, Gaghik Tovmassian, Otto Bärnbantner, Christop Ries, Emmanuel Jehin, Arne Henden, Anlaug A. Kaas, Tommy Grav, Jens Hjorth, Holger Pedersen, Ralph A.M.J. Wijers, Andreas Kaufer, Hye-Sook Park, Grant Williams, Olaf Reimer

Nature 426, 157 (Ausgabe vom 13. November 2003)


Kontakt

An der Forschungsarbeit waren beteiligt:
Jochen Greiner, Arne Rau (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, D), Sylvio Klose, Bringfried Stecklum (Thüringer Landessternwarte Tautenburg, D), Klaus Reinsch (Universitätssternwarte Göttingen, D), Hans Martin Schmid (Institut für Astronomie, ETH Zürich, CH), Re'em Sari (California Institute of Technology, USA), Dieter H. Hartmann (Clemson University, USA), Chryssa Kouveliotou (NSSTC, Huntsville, Alabama, USA), Eliana Palazzi (Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, Bologna, I), Christian Straubmeier (Physikalisches Institut Köln, D), Sergej Zharikov, Gaghik Tovmassian (Instituto de Astronomia Ensenada, MX), Otto Bärnbantner, Christop Ries (Wendelstein-Observatorium München, D), Emmanuel Jehin, Andreas Kaufer (European Southern Observatory, CL), Arne Henden (USNO Flagstaff, USA), Anlaug A. Kaas (NOT La Palma, E), Tommy Grav (University of Oslo, N), Jens Hjorth, Holger Pedersen (Astronomical Observatory Copenhagen, DK), Ralph A.M.J. Wijers (Astronomical Institute Anton Pannekoek, Amsterdam, NL), Hye-Sook Park (Lawrence Livermore Nat. Laboratory, USA), Grant Williams (MMT Observatory, Tucson, USA), Olaf Reimer (Theoretische Weltraum- und Astrophysik Universität Bochum, D)

Jochen Greiner
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik
85740 Garching
FAX:+49 89 30000 3404
email: jcg@mpe.mpg.de

Abbildungen aus dem Nature Artikel

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Bild der Himmelsumgebung des Afterglows (übersetzbar als "Nachglühen" oder "Nachleuchten", weil diese Emission über Tage und WOchen hinweg sichtbar ist, während die Gammastrahlung des Bursts nach wenigen Sekunden verschwindet) von GRB 030329 (in der Mitte), aufgenommen mit dem Antu/VLT Teleskop der ESO (Chile) am 30.3.2003 im R-Band. Als beidseitige Striche ist die Polarisation des Afterglows sowie die einiger Vordergrundsterne markiert. Die Länge der Striche ist proportional zur Stärke der Polarisation und der Azimutwinkel ist proportional zum Winkel der Polarisation (da der Polarisationwinkel nur zwischen 0 bis 180 Grad variieren kann, sind die Striche beidseitig gezeichnet). Aufgetragen sind die Polarisationsdaten von 29 verschiedenen Beobachtungen zwischen dem 29.3.2003 und dem 5.5.2003. Man sieht deutlich, dass sich die Polarisation bei den Vordergrundsternen nicht verändert: alle Striche haben die gleiche Orientierung und dieselbe Länge. Dagegen variiert die Polarisation des GRB-Afterglows beträchtlich.

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Variation der linearen Polarisation des Afterglows des GRB 030329 im Verlauf von 38 Tagen. Die oberen beiden Bildausschnitte zeigen den Polarisationsgrad (in Prozent) und den Polarisationswinkel (in Grad). Die roten und blauen Datenpunkte stammen vom FORS-Instrument am 8.2m Antu-VLT Teleskop auf Paranal (ESO, Chile). Die grün markierten Punkte sind Messungen am deutsch-spanischen Observatorium Calar Alto, und der lila Punkt markiert eine Messung am NOT-Teleskop auf den Kanarischen Inseln. Der unterste Bildausschnitt ist eine etwas ungewöhnliche Darstellung der Lichtkurve des optischen Afterglows von GRB 030329; hier ist ein konstanter Abfall nach einem t^-1.6 Gesetz schon abgezogen. Ein konstanter Abfall würde also einer waagerechten Linie entsprechen. Die ansteigende Kurve demonstriert, dass dieser Afterglow zum einen viel langsamer an Helligkeit verlor als der anderer Bursts, dass er zum anderen sehr sporadische Aufhellungen zeigte, warauf anschliessend wieder ein stärkerer Abfall nach einem Potenzgesetz erfolgt. Die gelben Balken markieren Übergänge zwischen den verschiedenen Potenzgesetz-Verläufen.

Das wesentliche Ergebnis: Polarisation bestätigt Jet-Emission

GRBs sind gewaltige Explosionen in den Tiefen des Weltalls. Der Beobachter auf der Erde kann die Explosion als solche räumlich nicht auflösen, er sieht eine Punktquelle. Motiviert durch die aus den Beobachtungen abgeleitete extrem hohe Leuchtkraft der Bursts (siehe zusätzliche Erklärung "GRB Explosion und Energie") und ihrer Afterglows hat man schon vor Jahren die Vorstellung entwickelt, dass die Bursts in der Tat aus kollimierten Explosionen hervorgehen, sogenannten Jets. Um dies durch Beobachtungen zumindest indirekt zu prüfen, haben die Theoretiker zwei Möglichkeiten erkannt. Zum einen sollte die Lichtkurve eines GRB-Afterglows einen charakteristischen Verlauf aufweisen, nämlich eine charakteristische Beschleunigung der Helligkeitsabnahme etwa einen Tag nach der Explosion. Zum anderen müssten polarimetrische Beobachtungen verraten, ob die Explosion in der Tat nichtsphärisch war und sogar, wie gross der Öffnungswinkel des Jets ist. Das von der Theorie vorhergesagte Signal in einer Afterglow-Lichtkurve hat man bereits vor 4 Jahren, bei GRB 990123, erstmals gefunden, und später bei einer Handvoll weiterer Gamma-Ray Bursts. Polarisationbeobachtungen von GRB-Afterglows aber blieben bisher auf wenige Fälle beschränkt und litten unter einer sehr geringen Datenbasis. Die Afterglows waren zudem selbst für Teleskope der 8-m-Klasse für solche Beobachtungen zu rasch zu schwach.

Dies änderte sich erst mit GRB 030329. Dessen Afterglow war tagelang so hell, dass mit dem VLT hochpräzise polarimetrische Beobachtungen gelangen. Diese Messungen bestätigen zunächst frühere Messungen, wonach die Stärke der Polarisation in den GRB-Afterglows etwa 1-3% beträgt. Darüber hinaus konnte aber erstmals die Variation der Polarisation über viele Tage hinweg gemessen werden, und damit eine sog. Polarisationslichtkurve etabliert werden. Diese Polarisationslichtkurve zeigt, dass sich sowohl Stärke als auch Winkel (siehe unten die zusätzliche Erklärung "Was ist Polarisiertes Licht und Synchrotronstrahlung?") der Polarisation nahezu ständig ändern! Dies erlaubt erstmals Einschränkungen an die verschiedenen Modelle, die den Ursprung der Polarisation im Detail zu erklären versuchen. Offenbar unterscheiden sich die zwei senkrecht zueinander stehenden Komponenten des Magnetfeldes im Jet in ihrer Stärke um nicht mehr als 10% voneinander, z.B. in Form einer in sich verwundenen Spirale.

Die Polarisationslichtkurve verdeutlicht auch, dass die der Explosion zugrunde liegende Supernova asymmetrisch war. Normalerweise würde man erwarten, dass nach ca. 10-20 Tagen das Afterglow-Leuchten sehr schwach wird, und mit ihr die Polarisation verschwindet. Allerdings beobachten wir selbst nach 38 Tagen immer noch eine deutliche Polarisation. Diese muss also aus dem Licht der Supernova stammen.

Das Szenario eines Gamma-Ray Bursts und seines Afterglow Lichtes ist demzufolge etwa wie folgt: Das Zentrum des sterbenden Sterns kollabiert zu einem Schwarzen Loch und dabei wird eine riesige Energiemenge freigesetzt, in dessen Folge sich vom Zentrum des Sterns aus zwei entgegengesetzt gerichtete hochrelativistische Jets ausbreiten. Innerhalb von wenigen Sekunden erreichen und durchstossen sie die Oberfläche des Sterns und breiten sich im den Stern umgebenden interstellaren Medium aus. Im Jet entsteht die GRB-Emission in kollisionsfreien Schockwellen. Der Jet ist hochgradig kollimiert (wenige Winkelgrad) und fegt in das interstellare Medium hinein. Dort wird er abgebremst und erzeugt den Afterglow. Unsere Polarisationsdaten der ersten Tage nach GRB 030329 zeigen genau diesen nichtsphärischen Charakter: die Explosionswolke ist streng gebündelt (nicht sphärisch).

Im Moment, wo der Jet den Stern durchstösst, zerreist er auch zugleich den Stern. Eine Supernova entwickelt sich. Auch diese sollte asymmetrisch sein. Und genau dies zeigen erstmals die Polarisationsdaten ab rund zwei Wochen nach der Explosion. Aus den spektroskopischen Beobachtungen wissen wir nämlich, dass dann das Supernova-Licht dominiert. Wiederum zeigen die Polarisationsmessungen an, dass das Licht zu diesem späten Zeitpunkt linear polarisiert ist: auch die eigentliche Sternexplosion war also extrem asymmetrisch. Wir schliessen dies aus den Daten, obwohl wir die eigentliche Explosion nicht auflösen können: Immerhin war GRB 030329 rund 800 Mpc (oder 2,6 Milliarden Lichtjahre) entfernt, selbst die GRB-Muttergalaxie erscheint auf Aufnahmen mit dem Hubble Space Telescope nur als ein wenige Bogensekunden grosses ausgedehntes Objekt.

Freilich, nicht alle Fragen konnten mit diesen neuen Messungen beantwortet werdenn. So sind wir von einem detaillierten Verständnis der beobachteten Polarisationslichtkurve noch weit entfernt. Einfachste Modelle mit nur einem Jet konstanten Öffungswinkels können die Daten offenbar nicht widergeben. Womöglich waren hier gar zwei Jets im Spiel: ein extrem relativistischer, sehr enger Jet, der den GRB erzeugte und ein deutlich energiereicherer, aber weiter geöffneter und langsamerer Jet, der die Lichtkurve nach einigen Tagen dominiert, wenn der enge Jet genügend abgebremst ist.

(Credit: R. Mayr-Ihbe, MPE)
kopiere grb030329pola_scetch.jpg oder grb030329pola_scetch.gif oder grb030329pola_scetch.tif oder grb030329pola_scetch.ps Bild Schematische Darstellung der Explosion eines massereichen Sternes, der Materie in Form von Jets mit relativistischen Geschwindigkeiten ausstösst. Treffen diese Jets auf das interstellare Medium, erzeugen sie das linear polarisierte Afterglow-Licht. Aus den Polarisationsmessungen lässt sich der Öffnungswinkel des Jets und die Struktur des zugrunde liegenden Magnetfeldes bestimmen.

Details zu dem Gamma-Ray Burst vom 29. März 2003 (GRB 030329)

Der nächstgelegenste Gamma-Ray Burst: GRB 030329

GRB 030329 wurde mit dem HETE-2 Satelliten am 29. März 2003 entdeckt. Aufgrund der schnellen Lokalisierung im Röntgenband wurde der optische Afterglow sehr schnell auf CCD Bildern gefunden, die nur rund 1 Stunde nach dem GRB-Event aufgenommen worden sind (detaillierte Entdeckungsgeschichte). Der Afterglow war ausserordentlich hell: Eine Stunde nach dem GRB war er immer noch heller als 13. Grössenklasse! Diese extreme Helligkeit hat weltweit zu Nachbeobachtungen motiviert, auch von mehreren Amateurastronomen. Hoch-aufgelöste Spektren des Afterglows, von unserer Gruppe mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO einige Stunden später aufgenommen, ergaben eine sehr geringe Entfernung - dieser GRB ist der bislang allernächste Gamma-Ray Burst. Die Rotverschiebung beträgt nur 0.1685, d.h., der GRB war 'nur' 800 Mpc (= 2,6 Milliarden Lichtjahre) entfernt. Dies erklärt auch die enorme optische Helligkeit.



Der optische Afterglow von GRB 030329, beobachtet mit dem Tautenburger Schmidt Teleskop (Farbkomposit).

Die GRB-Supernova Verbindung

Seit 1997 konnten fast zwei Dutzend GRB Afterglows gefunden und über mehrere Tage hinweg beobachtet werden. Eine der erstaunlichen Dinge, die Astronomen in den letzten 5 Jahren über Gamma-Ray Bursts gelernt haben, ist der zunehmende Beweis dafür, dass die GRB Quellen mit Supernova Explosionen zusammenhängen. Der erste Hinweis kam mit GRB 980425, der möglicherweise mit der Supernova SN 1998bw in einer Galaxie assoziiert war, die nur 38 Mpc entfernt war. Aber es konnte kein normales Afterglow Licht von diesem GRB gefunden werden, sodass Zweifel blieben, ob dieser Zusammenhang richtig war. Später fanden Astronomen in den Lichtkurven der Afterglows von einigen GRBs Exzess-Emission, die von einer zugrunde liegenden Supernova stammen konnte. Der letztliche Beweis für den GRB-SN Zusammenhang kam schliesslich mit GRB 030329, für den spektroskopische Aufnahmen die charakteristischen Merkmale einer Supernova in dem Afterglow Licht nachweisen konnten (siehe folgende Abbildung). Dies gelang unabhängig voneinander der GRACE-Kollaboration (Gamma-Ray Burst Afterglow Collaboration at ESO) und einer amerikanischen Forschergruppe. Details dazu findet man in der Nature Publikation der GRACE Kollaboration (Hjorth et al. 2003), oder in populärer Form z.B. unter SpaceDaily. Weitere Originalartikel stammen von Stanek et al. (2003) und Kawabata et al. (2003) .


Supernova Licht erschien in dem optischen Afterglow von GRB 030329 schon nach wenigen Tagen - deshalb erhielt diese GRB/SN den Namen SN2003dh. Das Bild zeigt eine Sequenz von optischen Spektren, die mit dem Very Large Telescope der ESO in Chile aufgenommen wurden (siehe Hjorth et al. 2003).

Weitere Erklärungen/Details

GRB Explosion und Energie

Die zwei Beobachtungsbefunde (1) nur Millisekunden dauernde Blitze, und (2) grosse Intensitäten trotz kosmologischer Entfernungen führen unausweichlich zu der Schlussfolgerung, dass das Emissionsgebiet der Gammastrahlung nur einige Dutzend Kilometer gross sein kann. Die Konzentration von viel Energie auf sehr kleinem Raum hat zu dem Konzept des sog. Feuerballs geführt, welches viele der beobachteten Eigenschaften der Afterglows gut erklären kann.
Das derzeit favorisierte Szenario zur Erklärung der Gamma-Ray Bursts ist die Explosion eines sehr massereichen Sterns in einer (Super-)Hypernova-Explosion. Diese Explosion kann entweder symmetrisch oder aber sehr asymmetrisch - in Form zweier entgegengesetzt ausgestossener Jets - sein, je nach Stärke des Drehimpulses oder des Magnetfeldes des explodierenden Sterns. Im Fall der symmetrischen Explosion wird der vom Beobachter empfangene Fluss umgerechnet auf einen Energieausstoss, der gleichmässig über die Kugeloberfläche verteilt ist. Dies ergibt etwa 10^53 erg, und ist schwer durch theoretische Modelle zu erklären. Im Falle der asymmetrischen Explosion (Jet) erfolgt die Umrechnung des vom Beobachter empfangenen Flusses nur auf den Öffnungswinkel des Jets, also nur einem Bruchteil der Kugeloberfläche. In diesem Fall ergibt sich ein Energieausstoss von nur 10^51 erg, der von verschiedenen theoretischen Modellen erklärt werden kann.

Querschnitt-Schema der zwei Möglichkeiten einer GRB Explosion. Sie kann sich entweder in alle Richtungen (isotrop) ausbreiten (linkes Bild), oder in zwei entgegengesetzt gerichtete Jets (rechtes Bild). Wenn der Jet auf uns gerichtet ist, sehen wir in beiden Fällen gleich viel Strahlung während des Ausbruches, allerdings ist der intrinsische Fluss im Falle der isotropen Explosion um ein Vielfaches höher. Man glaubt, dass die Explosion in beiden Fällen ein Schwarzes Loch produziert, welches anschliessend Materie aus seiner unmittelbaren Umgebung aufsaugt. Credit: NASA/MSFC, nach Baron (Nature, 395: 635, 1998).

Was ist Polarisiertes Licht und Synchrotronstrahlung?

Atome in gewöhnlichen Lichtquellen senden Strahlungsimpulse sehr kurzer Zeitdauer aus. Jeder Puls jedes Atoms entspricht in etwa einer monochromatischen Welle, d.h. enthält nur eine Wellenlänge. Der elektrische Vektor dieser Welle bewegt sich nicht relativ zur Ausbreitungsrichtung der Welle, sondern bildet mit ihr einen festen Winkel. Der Anfangswinkel (Azimut) kann jeden beliebigen Wert annehmen. Strahlen viele Atome Licht aus, dann sind die Azimutwinkel gleichmässig verteilt, d.h. es gibt keine Vorzugsrichtung. Die Oszillationen können in allen senkrecht zur Ausbreitungsrichtung der Welle gelegenen Ebenen auftreten. Dies nennt man natürliches oder unpolarisiertes Licht. Haben die elektrischen Vektoren alle denselben Azimut, d.h. schwingen alle Wellen in derselben Ebene, nennt man das Licht linear polarisiert.


Ein Beispiel aus dem täglichen Leben ist die Reflexion von Licht an Staubteilchen. Licht, welches um 90 Grad von seiner ursprünglichen Richtung abgelenkt wird, ist linear polarisiert. Dieser Effekt erklärt z.B. auch, warum morgens oder abends das gestreute Sonnenlicht im Zenit - die Strahlung des blauen Himmels - stark polarisiert ist. Ebenso ist von einer Schaufensterscheibe reflektiertes Licht polarisiert.
Synchrotron-Strahlung wird durch Elektronen erzeugt, wenn sie sich in Spiralen in einem starken Magnetfeld bewegen. Die Synchrotronstrahlung wird tangential zur Bewegungsrichtung der Elektronen ausgesandt. Abhängig von der Energie der Elektronen und der Stärke des Magnetfeldes kann die Frequenz dieser Synchrotronstrahlung überall im elektromagnetischen Spektrum auftreten. Ist das Magnetfeld räumlich homogen und die Magnetfeldvektoren dieselbe globale Orientierung, ist die entstehende Synchrotronstrahlung stark polarisiert.

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Jochen Greiner [Disclaimer]
Last modified: Mon Jan 17 10:57:22 MET 2005