Astronomia

Os Gamma Ray Bursts são de origem galáctica ou extragaláctica?

Os Gamma Ray Bursts são de origem galáctica ou extragaláctica?



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Eu li sobre o debate de Lamb-Paczynski em 1995 sobre se os GRBs são galácticos ou extragaláticos na origem. Com nossa evidência experimental atual, descobrimos se GRBs são galácticos ou extragaláticos?


Com base em nossa compreensão das possíveis causas do GRB, não há nada que sugira que esse fenômeno seja isolado apenas em outras galáxias, mas até agora detectamos apenas GRB originando-se de fora da Via Láctea. Ainda bem que também fizemos isso, porque se algum deles acontecesse em nossa vizinhança cósmica e estivesse apontando para nós, seria a última coisa que veríamos e esterilizaria efetivamente nosso planeta. Mais informações estão disponíveis na Wikipedia sobre burst de raios gama, na verdade é um artigo muito bom apresentando informações extensas sobre GRB (acho que é por isso que é apresentado lá).


Pouco depois de sua descoberta, os astrônomos perceberam que havia pelo menos duas classes de GRB: eventos curtos (<2 segundos) e eventos longos (> 2 segundos). Acredita-se que o GRB longo seja uma hipernova, as explosões de buracos negros massivos em galáxias muito distantes. Na verdade, eles estão muito mais distantes do que até mesmo Paczynski e seus seguidores acreditavam na época do debate. O consenso sobre GRB curto ainda não foi alcançado, embora a teoria da fusão estrela de nêutron-estrela de nêutron, não mais aplicável ao GRB longo, ainda esteja em jogo para os curtos. Além disso, uma pequena porcentagem de GRB curtos são certamente erupções magnetares (como o famoso evento de 7 de março de 1979), mas em outras galáxias próximas.


  • Astrofísica Teórica e Experimental de Alta Energia
  • Observações ópticas de contrapartes da explosão de raios gama

O Gamma-Ray Burst é uma das descobertas mais empolgantes da astrofísica de alta energia. Explosões de raios gama permaneceram um enigma por quase quatro décadas. As perguntas mais importantes e sem resposta ainda despertam grande interesse. Quais são as fontes de explosões de raios gama? E onde estão essas fontes, incluindo direção e distância? As explosões de raios gama curtos têm origem galáctica ou extragaláctica? E quais são os mecanismos de geração de rajadas de raios gama e suas contrapartes ópticas?

Meu interesse de pesquisa concentra-se em vários aspectos teóricos das duas questões acima, enfocando uma classe (rajadas curtas de raios gama): Incluem o estudo estatístico da distribuição espacial dessas rajadas curtas, bem como os candidatos a fontes presumidas, Buracos negros. Embora a maioria dos pesquisadores de bursts de gama acredite que os bursts de longa duração sejam extragaláticos, a origem dos bursts de gama curtos ainda não está clara. A busca por uma contraparte óptica de rajadas de raios gama (incluindo rajadas gama longas e curtas) torna-se importante e profundo para entender os mecanismos de origem. A partir de observações do solo (telescópios), o desvio para o vermelho (valor z) de cada contraparte óptica detectada será calculado com precisão. As informações de energia de cada explosão das faixas gama e óptica também serão tratadas com modelos teóricos modernos. Essa pesquisa não apenas aborda questões fundamentais da astrofísica de alta energia, mas também convida ao desenvolvimento de novos códigos estatísticos, modelos teóricos e tecnologias de observação por telescópios.


Astronomia Extragalática - INTEGRAL

Os núcleos de muitas galáxias produzem enormes quantidades de radiação em todos os comprimentos de onda. Supõe-se que esses Núcleos Galácticos Ativos ou AGN sejam alimentados por acréscimo de matéria em buracos negros supermassivos com 10 6 a 10 10 massas solares. Acredita-se que a alta emissão de energia seja liberada em uma coroa de material quente acima do disco de acreção e / ou em poderosos jatos.

Outra fonte de emissão de raios-X e raios gama pode ser o gás quente que permeia os aglomerados de galáxias.

Pesquisas profundas e o contexto de alta energia

Devido ao seu amplo campo de visão, o INTEGRAL é capaz de observar grandes campos do céu extragaláctico de uma só vez e, assim, realizar levantamentos muito profundos do céu (até vários Msec) com energias que permitem penetrar nas camadas normais de gás e poeira, encobrindo algumas fontes de observações na faixa clássica de raios-X. Essas pesquisas encontram novas fontes, muitas delas fontes absorvidas, como esperado para explicar a radiação de fundo de alta energia nessas energias. Mas eles não encontram tantos quanto o previsto, sugerindo fontes que são ainda mais envoltas ("Compton-thick") ou uma evolução das propriedades da fonte. Ver, por exemplo, Paltani et al. (2008), Sazonov et al. (2007), Beckmann et al. (2006) ou Bassani et al. (2006).

Usando a Terra para medir o fundo cósmico

Em janeiro e fevereiro de 2006, o INTEGRAL empreendeu uma abordagem original para observar a contribuição de fontes não resolvidas para o fundo de alta energia - usar a Terra para bloquear a radiação do fundo difuso de alta energia para medir sua força e espectro com maior precisão do que nunca antes na faixa onde sua contribuição é mais forte. As observações eram complexas, fixando a direção de observação do satélite no céu e deixando a Terra flutuar no campo. Os resultados foram publicados por Churazov et al. (2007).

O Ophiuchus Galaxy Cluster como acelerador de partículas

O aglomerado de galáxias Ophiuchus é uma fonte de raios-X brilhante, mas no passado não estava claro se havia um componente espectral não térmico adicional ou não. Combinando 3 Ms de dados INTEGRAL, Eckert et al. (2008) detectaram claramente a cauda de alta energia e mostram que esse excesso de emissão não pode vir de regiões muito quentes ou absorver AGN. Existem dois modelos para explicar a emissão, um por espalhamento Compton inverso de elétrons GeV em fótons CMB, um por radiação síncroton de uma população de elétrons em energias TeV, que então deve ser detectável, por exemplo, por HESS.

Em todo o universo

Muitas das fontes encontradas pelo INTEGRAL não são identificadas imediatamente, aguardando observações em outros comprimentos de onda. No caso da fonte INTEGRAL IGR J22517 + 2218 uma observação do satélite Swift da NASA permitiu a identificação com a já conhecida galáxia ativa MG3 J225155 + 2217, um blazar em redshift z

3.668. Tornando-o assim o objeto celeste mais distante já observado pelo INTEGRAL (ver Bassani et al. 2007).

Sondando a estrutura em grande escala do universo local

É amplamente aceito que praticamente todas as galáxias do Universo local abrigam um buraco negro supermassivo e alguns desses buracos negros são visíveis como AGNs com luminosidades diferentes. Portanto, a densidade de número de volume dos AGNs que emitem raios-X é proporcional à densidade de número de volume das galáxias. Com base em seu levantamento de todo o céu de raio-X, sondando o universo local até

100 Mpc, Krivonos et al. (2007) mostram que a densidade de volume de AGN é de fato fortemente não homogênea, refletindo a estrutura de grande escala no Universo local.


Os Gamma Ray Bursts são de origem galáctica ou extragaláctica? - Astronomia

Galáxias são os blocos de construção do universo. Nos últimos anos, vimos avanços rápidos em nossa compreensão da natureza da matéria (vista e não vista) de nossa Via Láctea e das galáxias no universo local e além. A investigação da formação da Via Láctea, bem como de outras galáxias e aglomerados de galáxias, forma uma das áreas de pesquisa de impulso da divisão de astronomia no ARIES.

Os problemas astrofísicos nesta categoria incluem: Como uma galáxia se forma? Qual é a natureza da matéria escura na galáxia? Por que algumas galáxias estão ativas? Qual é o papel dos buracos negros na formação das galáxias? Qual é a origem de objetos extragalácticos altamente energéticos, como a explosão de raios gama e supernovas?

Núcleos de Galáxias Ativas

Por cerca de uma década foi bem estabelecido que buracos negros supermassivos (SMBHs, com massas entre 10 ^ 6 - 10 ^ 10 M ⊙) estão presentes nos núcleos de todas as galáxias com protuberâncias estelares. A qualquer momento, uma pequena porcentagem dessas SMBHs são alimentadas com uma quantidade suficiente de gás para que possuam discos de acreção significativos. Esses discos podem emitir mais radiação do que todas as estrelas em toda a galáxia hospedeira por causa dos efeitos relativísticos gerais que geram uma eficiência muito alta para a conversão de matéria em radiação à medida que ela espirala em um BH. Este é o mecanismo fundamental subjacente aos Núcleos Galácticos Ativos (AGN).

Há muito se sabe que existem duas classes principais de AGN luminosos (ou seja, quasares). Aproximadamente 85-90% destes têm muito pouca emissão de rádio F 5 GHz / FB ≤ 10, aqui F 5 GHz = fluxo no rádio 5 GHz e FB = fluxo na banda B óptica 4400 ̊ A) e são, portanto, chamados quasares silenciosos do rádio (RQQSOs ) Os restantes ∼ 10–15% dos quasares são quasares com ruído alto (RLQSOs).

Um pequeno subconjunto de RLQSOs mostra rápida variabilidade de fluxo em quase todos os comprimentos de onda do espectro eletromagnético (EM) e também tem emissão fortemente polarizada. Esses quasares de rádio de espectro plano (FSRQs) são agora geralmente agrupados com os objetos BL Lacertae (BL Lac) intrinsecamente mais fracos, mas altamente variáveis, e são conhecidos coletivamente como blazares. Os objetos BL Lac mostram um contínuo óptico sem características (sem linhas de emissão ou absorção proeminentes), enquanto os FSRQs mostram linhas de emissão proeminentes em seus espectros ópticos. Blazars têm distribuições de energia espectral (SED) que mostram dois picos e isso leva a duas subclasses de blazars: LBL (vermelho ou baixa energia ou rádio selecionado) e HBL (azul ou alta energia ou raio-X selecionado). O componente SED de frequência mais baixa atinge o pico em IR / óptico em LBLs e em UV / raios X em HBLs. O segundo componente se estende até os raios gama, geralmente com pico em GeV em LBLs e em TeV em HBLs. A radiação de Blazar em todos os comprimentos de onda é predominantemente não térmica. A emissão EM é dominada por um componente síncrotron em baixa energia e em alta energia provavelmente por um componente Compton inverso. A emissão de Blazar é a emissão de jato Doppler aumentada, e blazars (e outras galáxias ativas com rádio) ejetam jatos relativísticos em direções opostas (perpendiculares ao disco de acreção e / ou alinhados com o eixo de rotação BH) que podem se transformar nos maiores objetos fisicamente conectados em o universo.

O grupo de pesquisa que trabalha com AGNs concentra-se na variabilidade de vários comprimentos de onda de blazars, variabilidade óptica intra-noturna de AGNs silenciosos e radiofônicos e propriedades de AGN com base em linhas espectrais ópticas. Para fazer esses projetos, dados de vários comprimentos de onda de vários arquivos públicos, bem como novas observações com telescópios ARIES, bem como outras instalações nacionais e internacionais, são tomadas.


Astronomia de raios gama

II.G Gamma-Ray Bursts

Como o nome indica, as explosões cósmicas de raios gama (GRBs) são intensas explosões de radiação gama, com duração de frações de segundo a minutos, que emitem a maior parte de sua energia no regime de raios gama (acima de ∼ 0,1 MeV). De ocorrência imprevisível, esses eventos transitórios formam um dos quebra-cabeças mais antigos e desafiadores da astrofísica moderna, datando de sua descoberta acidental há mais de trinta anos com a série Vela de satélites de vigilância de teste nuclear. O Burst and Transient Source Experiment (BATSE) a bordo do CGRO foi projetado especificamente para servir como um monitor do céu para detectar esses eventos misteriosos. Ao longo de seus nove anos de vida, o BATSE detectou um total de 2.704 GRBs, muitas vezes o número registrado anteriormente, e acumulou uma coleção formidável de dados sobre suas propriedades. Durante sua breve aparição, os GRBs são os objetos mais brilhantes do céu, ofuscando todas as outras fontes de raios gama combinadas. Na verdade, as explosões de raios gama podem ser os eventos mais distantes e explosivos (com energias superiores a 10 53 ergs) já observados na Natureza. GRBs ocorrem em intervalos aleatórios (∼ 1 / dia), não parecem se repetir (implicando provável destruição da fonte) e são isotrópicos em sua distribuição, vindos de todas as direções do céu. Cada burst é diferente em sua estrutura temporal, que pode variar drasticamente em duração e complexidade de burst a burst (ver Fig. 11). Além disso, a rápida variabilidade da emissão (da ordem de milissegundos) medida durante uma determinada explosão implica que a radiação observada surge de uma fonte extremamente compacta, exigindo a expansão relativística das partículas emissoras para evitar a opacidade de criação do par fóton-fóton que, de outra forma, extinguiria a radiação gama observada. Esta rápida expansão do material emissor pode tomar a forma de uma bola de fogo relativística resultante de uma explosão inicial ou de feixes colimados de jatos relativísticos emanando de uma fonte central.

FIGURA 11. Perfis de tempo para uma amostra de bursts de raios gama (GRBs), obtidos com o instrumento BATSE a bordo do Compton Gamma Ray Observatory. Esses perfis ilustram a rica diversidade em estrutura temporal, intensidades e durações para rajadas de raios gama, dois dos quais não são exatamente iguais em todos os aspectos. (Cortesia da NASA e da equipe de instrumentos CGRO BATSE.)

Por muitos anos o mistério da origem das explosões de raios gama foi agravado devido à sua falta de detecção em qualquer banda de frequência abaixo dos raios X duros, um fato difícil de conciliar com uma liberação de energia aparentemente catastrófica. Para complicar ainda mais a situação, poucas, se houver, restrições observacionais podem ser colocadas nas distâncias às fontes de bursts, nem os GRBs podem ser associados a qualquer classe conhecida de objeto. Consequentemente, a escala de distância para bursts foi estudada indiretamente por meio da distribuição angular no céu e da distribuição de intensidade do conjunto de bursts geral. O déficit observado no número de rajadas fracas detectadas com BATSE (em comparação com o número esperado para uma distribuição uniforme e homogênea de fontes de rajada no espaço euclidiano tridimensional plano) implicava, por exemplo, que estávamos vendo a "borda" distante de a população de origem do burst. Ainda assim, isso permitiu que as fontes de burst fossem "locais" em nossa própria galáxia ou "cosmológicas" na borda do Universo observável, levando a uma variedade infinita de modelos de burst propostos e amplo debate e controvérsia no campo dos estudos de burst.

Há muito se reconhecia que a chave para desvendar o mistério do GRB era a identificação de contrapartes de burst em outros comprimentos de onda. A curta duração de rajadas de raios gama, no entanto, combinada com a imprevisibilidade de sua ocorrência em qualquer lugar no céu, e as capacidades de determinação de localização relativamente pobres de instrumentos de raios gama (em comparação com detectores operando em outras bandas de onda) limitaram severamente a eficácia de pesquisas de acompanhamento coordenadas para contrapartes de GRB. Apesar das tentativas repetidas e valentes em muitos comprimentos de onda para detectar o brilho residual de um evento de explosão ou de uma contraparte quiescente em uma caixa de erro de explosão de raios gama, nenhuma foi detectada por muitos anos frustrantes. Um avanço observacional ocorreu no início de 1997, no entanto, logo após o lançamento do satélite ítalo-holandês BeppoSAX de raios-X. Em várias ocasiões, a BeppoSAX observou com uma de suas câmeras de campo amplo (WFCs) o brilho residual de raios-X inconfundível associado a uma explosão de raios gama. A ocorrência de uma explosão foi registrada simultaneamente com os detectores de iodeto de césio (CsI) que serviram principalmente como escudos para o telescópio de raios-X principal do satélite & # x27s, mas também foram configurados para operar como um monitor de explosão de raios gama separado. Após um evento de explosão suspeita, a espaçonave foi reorientada para permitir que seus instrumentos de raios-X de alta resolução observassem o mesmo campo, confirmassem o desvanecimento da emissão de raios-X e fixassem exatamente seu ponto de origem (ver Fig. 12). Após comunicação rápida de coordenadas precisas, observações de acompanhamento foram iniciadas imediatamente por observatórios em todo o mundo, resultando nas primeiras detecções de emissão de pós-luminescência esmaecida, com duração de horas a semanas, a partir de uma explosão de raios gama. Em alguns casos, outras observações da fonte ótica em declínio revelaram a presença de emissão subjacente estendida e fraca, sugestiva de galáxias hospedeiras muito distantes. A medição de uma galáxia hospedeira & # x27s redshift forneceu a primeira evidência incontestável de que GRBs ocorrem a distâncias cosmológicas. Nos 3 anos após a detecção inicial de uma contraparte de burst, mais de trinta GRBs foram rapidamente localizados por BeppoSAX, com mais de uma dúzia de eventos produzindo detecções de contrapartida em outras bandas de onda, incluindo raios-X, óptico, infravermelho, milímetro e rádio, como bem como medições de redshift para prováveis ​​galáxias hospedeiras (de redshift característico z ∼ 1). Esses resultados eletrizaram os investigadores no campo da pesquisa de explosão de raios gama e revolucionaram completamente o estudo de GRBs.

FIGURA 12. As imagens da descoberta do primeiro pós-luminescência de raios-X detectadas a partir de uma explosão de raios gama (GRB 970228), observada com o satélite BeppoSAX. O painel esquerdo mostra a emissão de raios-X brilhante a partir da localização do GRB logo após a ocorrência de explosão em 28 de fevereiro de 1997, enquanto o painel direito mostra o pós-brilho de raios-X desbotado visto vários dias depois, em 3 de março de 1997. (Adaptado de Costa , E. et al. (1997). “Descoberta de um brilho residual de raios-X associado à explosão de raios gama de 28 de fevereiro de 1997,” Natureza 387, 783-785, Copyright 1997, com permissão.)

A detecção da emissão de contrapartida imediata e pós-luminescência permitiu uma séria reavaliação das muitas teorias apresentadas para explicar a origem dos GRBs. Em particular, está o modelo da “bola de fogo relativística”, que postula uma liberação de energia enorme e instantânea dentro de um pequeno volume. Neste cenário, uma bola de fogo relativística consistindo em um par elétron-pósitron de plasma com um fator de Lorentz de 100-1000 se propaga para fora após o evento energético inicial. A estrutura temporal observada na própria explosão de raios gama resulta da colisão de choques com fatores de Lorentz um tanto diferentes dentro do fluxo relativístico (os chamados choques “internos”). Emissão de explosão imediata (por exemplo, o flare óptico dramático visto pelo telescópio ROTSE robótico durante GRB 990123) é atribuída a choques "reversos" viajando para trás através do material ejetado denso. A emissão de pós-luminescência de longo prazo surge de choques “externos” que se movem para a frente, que atravessam o meio circundante. As partículas relativísticas aceleradas nesses choques irradiam tanto a emissão síncrotron quanto a emissão Compton. O espectro de pós-luminescência observado de horas a semanas após uma explosão consiste tipicamente em uma série de leis de potência síncrotron cujas quebras dependem da distribuição de energia na população de elétrons não-térmicos radiantes. Com o tempo, o espectro síncrotron observado muda para energias mais baixas como resultado da expansão de resfriamento e da diminuição do fator de Lorentz do fluxo em massa. O início retardado e decaimento suave característico observado para a emissão de contrapartida em comprimentos de onda de raios-X, ópticos e de rádio podem ser explicados naturalmente como surgindo do par de plasma em expansão que se torna progressivamente mais fino opticamente à radiação de frequência mais baixa durante os estágios posteriores do bola de fogo de resfriamento. O modelo da bola de fogo concorda notavelmente bem com as observações, embora os detalhes exatos da emissão de banda larga dependam criticamente das propriedades físicas do ambiente interestelar ou intergaláctico no qual a bola de fogo se expande.

Uma questão fundamental é a natureza do evento energético que desencadeia a detonação da própria bola de fogo. As enormes energias (& gt10 53 ergs) implícitas nas distâncias cosmológicas inferidas das observações mais recentes de GRBs restringem muito o número de possibilidades. Apenas as fusões dos componentes de sistemas binários evoluídos contendo pares de objetos compactos (estrelas de nêutrons ou buracos negros), ou o colapso das estrelas mais massivas no final de suas vidas (conforme descrito nos modelos "hipernova" e "colapsar" ), parecem atender às necessidades gigantescas de energia. A recente detecção de emissão de linha de ferro em comprimentos de onda de raios-X em pós-luminescências GRB com instrumentos a bordo do BeppoSAX e do Observatório Chandra favorece a última classe de modelos, uma vez que a quantidade de ferro estimada a partir das observações parece mais provável ter se originado em um maciço evoluído estrela que explodiu em um evento semelhante a uma supernova.

Praticamente todos os modelos para a fonte de energia final de GRBs envolvem um ponto final de evolução estelar, particularmente das estrelas mais massivas. Assim, foi proposto que a taxa de explosão deve ser proporcional à taxa geral de formação de estrelas cósmicas. Esta visão é apoiada pelo fato de que os redshifts típicos (z ∼ 1) associadas às galáxias hospedeiras GRB correspondem a uma época de formação inicial de estrelas ativas no Universo. As contrapartes da explosão também tendem a ser encontradas nas regiões externas das galáxias azuis em formação estelar recente ou em galáxias irregulares que podem ter sofrido colisões ou fusões recentes, promovendo uma explosão da atividade de formação de estrelas em uma época inicial.


Conteúdo

A observação de raios cósmicos extragalácticos requer detectores com uma área de superfície extremamente grande, devido ao fluxo muito limitado. Como resultado, os raios cósmicos extragalácticos são geralmente detectados com observatórios baseados em terra, por meio dos extensos chuveiros de ar que eles criam. Esses observatórios baseados no solo podem ser detectores de superfície, que observam as partículas do chuveiro de ar que atingem o solo, ou detectores de fluorescência do ar (também chamados de detectores de 'olho de mosca' [2]), que observam a fluorescência causada pela interação do ar carregado partículas de chuva com a atmosfera. Em qualquer dos casos, o objetivo final é encontrar a massa e a energia do raio cósmico primário que criou o chuveiro. Os detectores de superfície conseguem isso medindo a densidade das partículas no solo, enquanto os detectores de fluorescência medem a profundidade máxima do chuveiro (a profundidade do topo da atmosfera na qual o número máximo de partículas está presente no chuveiro). [3] Os dois observatórios de raios cósmicos de alta energia atualmente em operação, o Observatório Pierre Auger e o Telescope Array, são detectores híbridos que usam ambos os métodos. Esta metodologia híbrida permite uma reconstrução tridimensional completa do chuveiro de ar e fornece informações direcionais muito melhores, bem como uma determinação mais precisa do tipo e da energia do raio cósmico primário do que qualquer outra técnica por si só. [4]

Pierre Auger Observatory Edit

O Observatório Pierre Auger, localizado na província de Mendoza na Argentina, consiste em 1660 detectores de superfície, cada um separados por 1,5 km e cobrindo uma área total de 3000 km 2, e 27 detectores de fluorescência em 4 locais diferentes com vista para os detectores de superfície. [5] [6] O observatório está em operação desde 2004 e começou a operar com capacidade total em 2008, uma vez que a construção foi concluída. Os detectores de superfície são detectores Cherenkov de água, cada detector sendo um tanque de 3,6 m de diâmetro. Um dos resultados mais notáveis ​​do Observatório Pierre Auger é a detecção de uma anisotropia dipolar nas direções de chegada dos raios cósmicos com energia superior a 8 x 10 18 eV, que foi a primeira indicação conclusiva de sua origem extragalática. [7] [8]

Edição de matriz de telescópio

O Telescope Array está localizado no estado de Utah, nos Estados Unidos da América, e consiste em 507 detectores de superfície separados por 1,2 km e cobrindo uma área total de 700 km 2 [9], e 3 estações de detecção de fluorescência com fluorescência 12-14 detectores em cada estação. [10] O Telescope Array foi construído por uma colaboração entre as equipes que anteriormente operavam o Akeno Giant Air Shower Array (AGASA), que era um detector de superfície no Japão, e o High Resolution Fly's Eye (HiRes), que era uma fluorescência de ar detector também localizado em Utah. [11] O Telescope Array foi inicialmente projetado para detectar raios cósmicos com energia acima de 10 19 eV, mas uma extensão do projeto, a extensão Telescope Array Low Energy (TALE) está em andamento e permitirá a observação de raios cósmicos com energias acima de 3 x 10 16 eV [12]

Duas características claras e bem conhecidas do espectro de raios cósmicos extragalácticos são o 'tornozelo', que é um achatamento do espectro em torno de 5 x 10 18 eV, [14] e supressão do fluxo de raios cósmicos em altas energias (acima cerca de 4 x 10 19 eV). [15] [16] Mais recentemente, o Observatório Pierre Auger também observou um aumento do espectro de raios cósmicos acima do tornozelo, [17] antes do corte acentuado acima de 10 19 eV (veja a figura). O espectro medido pelo Observatório Pierre Auger não parece depender da direção de chegada dos raios cósmicos. [18] No entanto, existem algumas discrepâncias entre o espectro (especificamente a energia na qual a supressão do fluxo ocorre) medido pelo Observatório Pierre Auger no hemisfério sul e o conjunto de telescópios no hemisfério norte. [19] Não está claro se este é o resultado de um erro sistemático desconhecido ou uma diferença real entre os raios cósmicos que chegam aos hemisférios norte e sul.

A interpretação dessas características do espectro de raios cósmicos depende dos detalhes do modelo assumido. Historicamente, o tornozelo é interpretado como a energia na qual o espectro de raios cósmicos galácticos faz a transição para um espectro extragaláctico plano. [20] No entanto, a aceleração de choque difusivo em remanescentes de supernova, que é a fonte predominante de raios cósmicos abaixo de 10 15 eV, pode acelerar prótons apenas até 3 x 10 15 eV e ferro até 8 x 10 16 eV. [20] [21] Portanto, deve haver uma fonte adicional de raios cósmicos galácticos até cerca de 10 18 eV. Por outro lado, o modelo 'dip' assume que a transição entre os raios cósmicos galácticos e extragalácticos ocorre por volta de 10 17 eV. Este modelo assume que os raios cósmicos extragaláticos são compostos puramente de prótons, e o tornozelo é interpretado como sendo devido à produção de pares decorrentes de interações dos raios cósmicos com o Fundo de Microondas Cósmico (CMB). [22] Isso suprime o fluxo de raios cósmicos e, portanto, causa um achatamento do espectro. Dados mais antigos, bem como dados mais recentes do Telescope Array [23] [24], favorecem uma composição de prótons pura. No entanto, dados recentes de Auger sugerem uma composição que é dominada por elementos leves até 2 x 10 18 eV, mas torna-se cada vez mais dominada por elementos mais pesados ​​com o aumento da energia. [25] Neste caso, uma fonte de prótons abaixo de 2 x 10 18 eV é necessária.

A supressão do fluxo em altas energias é geralmente assumida como sendo devido ao efeito Greisen-Zatsepin-Kuz'min (GZK) no caso dos prótons, ou devido à fotodisintegração pelo CMB (o efeito Gerasimova-Rozental ou GR) no caso de núcleos pesados. No entanto, também pode ser devido à natureza das fontes, isto é, à energia máxima para a qual as fontes podem acelerar os raios cósmicos. [26]

Como mencionado acima, o Telescope Array e o Pierre Auger Observatory fornecem resultados diferentes para a composição mais provável. No entanto, os dados usados ​​para inferir a composição desses dois observatórios são consistentes, uma vez que todos os efeitos sistemáticos são levados em consideração. [19] A composição dos raios cósmicos extragalácticos é, portanto, ainda ambígua

Ao contrário dos raios cósmicos solares ou galácticos, pouco se sabe sobre a origem dos raios cósmicos extragaláticos. Isso se deve em grande parte à falta de estatísticas: apenas cerca de 1 partícula de raio cósmico extragaláctico por quilômetro quadrado por ano atinge a superfície da Terra (veja a figura). As possíveis fontes desses raios cósmicos devem satisfazer o critério de Hillas, [27]

onde E é a energia da partícula, q sua carga elétrica, B é o campo magnético na fonte e R o tamanho da fonte. Esse critério vem do fato de que para uma partícula ser acelerada até uma determinada energia, seu raio de Larmor deve ser menor que o tamanho da região de aceleração. Uma vez que o raio de Larmor da partícula é maior que o tamanho da região de aceleração, ela escapa e não ganha mais energia. Como consequência disso, núcleos mais pesados ​​(com um maior número de prótons), se presentes, podem ser acelerados para energias mais altas do que os prótons na mesma fonte.

Editar núcleos galácticos ativos

Os núcleos galácticos ativos (AGNs) são bem conhecidos por serem alguns dos objetos mais energéticos do universo e, portanto, são frequentemente considerados candidatos para a produção de raios cósmicos extragaláticos. Dada sua luminosidade extremamente alta, os AGNs podem acelerar os raios cósmicos até as energias necessárias, mesmo que apenas 1/1000 de sua energia seja usado para essa aceleração. Há algum suporte observacional para essa hipótese. A análise das medições dos raios cósmicos com o Observatório Pierre Auger sugere uma correlação entre as direções de chegada dos raios cósmicos das energias mais altas de mais de 5 × 10 19 eV e as posições das galáxias ativas próximas. [28] Em 2017, o IceCube detectou um neutrino de alta energia com energia 290 TeV cuja direção era consistente com um blazar em chamas, TXS 0506-056, [29] o que reforçou o caso de AGNs como uma fonte de raios cósmicos extragalácticos. Uma vez que os neutrinos de alta energia são considerados provenientes do decaimento de píons produzidos pela interação de prótons de alta energia correspondentemente com o Fundo de Microondas Cósmico (CMB) (produção de foto-píons), ou da fotodisintegração de núcleos energéticos, e desde os neutrinos viajando essencialmente desimpedidos através do universo, eles podem ser rastreados até a fonte de raios cósmicos de alta energia.

Aglomerados de galáxias Editar

Aglomerados de galáxias continuamente agregam gás e galáxias dos filamentos da teia cósmica. À medida que o gás frio que se acumula cai no meio intracluster quente, dá origem a choques na periferia do aglomerado, que podem acelerar os raios cósmicos através do mecanismo de aceleração de choque difusivo. [30] Haloes de rádio em grande escala e relíquias de rádio, que são esperadas devido à emissão de síncrotron de elétrons relativísticos, [31] mostram que os aglomerados hospedam partículas de alta energia. [32] Estudos descobriram que choques em aglomerados podem acelerar os núcleos de ferro para 10 20 eV, [33] que é quase tanto quanto os raios cósmicos mais energéticos observados pelo Observatório Pierre Auger. [34] No entanto, se os aglomerados aceleram prótons ou núcleos a essas altas energias, eles também devem produzir emissão de raios gama devido à interação das partículas de alta energia com o meio intracluster. [35] Esta emissão de raios gama ainda não foi observada, [36] o que é difícil de explicar.

Explosões de raios gama Editar

Explosões de raios gama (GRBs) foram originalmente propostas como uma possível fonte de raios cósmicos extragalácticos porque a energia necessária para produzir o fluxo observado de raios cósmicos era semelhante à sua luminosidade típica em raios γ e porque eles podiam acelerar prótons a energias de 10 20 eV através da aceleração de choque difusivo. [37] Explosões de raios gama longos (GRBs) são especialmente interessantes como possíveis fontes de raios cósmicos extragalácticos à luz da evidência de uma composição mais pesada em energias mais altas. GRBs longos estão associados à morte de estrelas massivas, [38] que são bem conhecidas por produzir elementos pesados. However in this case many of the heavy nuclei would be photo-disintegrated, leading to considerable neutrino emission also associated with GRBs, which has not been observed. [39] Some studies have suggested that a specific population of GRBs known as low-luminosity GRBs might resolve this, as the lower luminosity would lead to less photo-dissociation and neutrino production. [40] These low luminosity GRBs could also simultaneously account for the observed high-energy neutrinos. [41] However it has also been argued that these low-luminosity GRBs are not energetic enough to be a major source of high energy cosmic rays. [42]

Neutron stars Edit

Neutron stars are formed from the core collapse of massive stars, and as with GRBs can be a source of heavy nucleii. In models with neutron stars - specifically young pulsars or magnetars - as the source of extragalactic cosmic rays, heavy elements (mainly iron) are stripped from the surface of the object by the electric field created by the magnetized neutron star's rapid rotation. [43] This same electric field can accelerate iron nucleii upto 10 20 eV. [43] The photodisintegration of the heavy nucleii would produce lighter elements with lower energies, matching the observations of the Pierre Auger Observatory. [44] In this scenario, the cosmic rays accelerated by neutron stars within the Milky Way could fill in the 'transition region' between Galactic cosmic rays produced in supernova remnants, and extragalactic cosmic rays. [45]


Galactic and extragalactic Fast X-ray Transient sources

Fast X-ray Transients (FXTs) have long been an enigma in x-ray astronomy. These non-recurrent and bright x-ray sources, lasting up to a day and without quiescent x-ray emission, have been studied with the Wide Field Cameras (WFCs) during the 6 years of operational life of BeppoSAX. They were among the prime motivations for building the instrument. The WFC observations allow for the determination of duration, lightcurves and spectra, while the positional information is sufficiently good to search for counterparts. The results show the heterogeneous nature of FXTs. If we exclude the x-ray counterparts of Gamma Ray Bursts, at least two types can be distinguished, both seen at high galactic latitude with a spatial distribution consistent with isotropy. A galactic population of FXTs has a typical duration of an hour and is associated with stellar sources exhibiting coronal activity. An extragalactic population of FXTs, called X-ray Flashes, has a duration of order minutes. They are explosive events whose origin has most likely a connection with the origin of Gamma Ray Bursts. Recently the first spectroscopic distance determination from the optical afterglow of an X-ray Flash has been found at z=0.25. These results, together with recent developments in GRBs, indicate a two component cosmic explosion in which the prompt ultra-relativistic γ-ray energy can be minor, whereas the total energy release of the explosion is similar in XRFs and GRBs.


Where do the highest-energy cosmic rays come from? Not from gamma-ray bursts, says IceCube study

IceCube’s 5,160 digital optical modules are suspended from 86 strings reaching a mile and a half below the surface at the South Pole. Each sphere contains a photomultiplier tube and electronics to capture the faint flashes of muons speeding through the ice, their direction and energy -- and thus that of the neutrinos that created them -- tracked by multiple detections. At lower left is the processed signal of an energetic muon moving upward through the array, created by a neutrino that traveled all the way through the Earth. Credit: IceCube Collaboration and Lawrence Berkeley National Laboratory

The IceCube neutrino telescope encompasses a cubic kilometer of clear Antarctic ice under the South Pole, a volume seeded with an array of 5,160 sensitive digital optical modules (DOMs) that precisely track the direction and energy of speeding muons, massive cousins of the electron, which are created when neutrinos collide with atoms in the ice. The IceCube Collaboration recently announced the results of an exhaustive search for high-energy neutrinos that would likely be produced if the violent extragalactic explosions known as gamma-ray bursts (GRBs) are the source of ultra-high-energy cosmic rays.

"According to a leading model, we would have expected to see 8.4 events corresponding to GRB production of neutrinos in the IceCube data used for this search," says Spencer Klein of the U.S. Department of Energy's Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), who is a long-time member of the IceCube Collaboration. "We didn't see any, which indicates that GRBs are not the source of ultra-high-energy cosmic rays."

"This result represents a coming-of-age of neutrino astronomy," says Nathan Whitehorn from the University of Wisconsin-Madison, who led the recent GRB research with Peter Redl of the University of Maryland. "IceCube, while still under construction, was able to rule out 15 years of predictions and has begun to challenge one of only two major possibilities for the origin of the highest-energy cosmic rays, namely gamma-ray bursts and active galactic nuclei."

Redl says, "While not finding a neutrino signal originating from GRBs was disappointing, this is the first neutrino astronomy result that is able to strongly constrain extra-galactic astrophysics models, and therefore marks the beginning of an exciting new era of neutrino astronomy."

The IceCube Collaboration's report on the search appears in the April 19, 2012, issue of the journal Nature.

Blazing fireballs and nature's accelerators

Cosmic rays are energetic particles from deep in outer space – predominately protons, the bare nuclei of hydrogen atoms, plus some heavier atomic nuclei. Most probably acquire their energy when naturally accelerated by exploding stars. A few rare cosmic rays pack an astonishing wallop, however, with energies prodigiously greater than the highest ever attained by human-made accelerators like CERN's Large Hadron Collider. Their sources are a mystery.

"Nature is capable of accelerating elementary particles to macroscopic energies," says Francis Halzen, IceCube's principal investigator and a professor of physics at the University of Wisconsin-Madison. "There are basically only two ideas on how she does this: in gravitationally driven particle flows near the supermassive black holes at the centers of active galaxies, and in the collapse of stars to a black hole, seen by astronomers as gamma ray bursts."

Klein, the deputy director of Berkeley Lab's Nuclear Science Division (NSD, explains that in active galactic nuclei (AGNs) "the black holes suck in matter and eject enormous particle jets, perpendicular to the galactic disk, which could act as strong linear accelerators." Of gamma-ray bursts he says, "Some GRBs are thought to be collapses of supermassive stars – hypernova – while others are thought to be collisions of black holes with other black holes or neutron stars. Both types produce brief but intense blasts of radiation."

The IceCube Lab in the setting sun at the Amundsen-Scott South Pole Station in Antarctica inlate March, 2012. IceCube uses a cubic kilometer of ice to house over 5,000 optical modulesthat are connected via cable to the lab. (Photo: NSF/S. Lidstrom)

The massive fireballs move away from the explosion at nearly the speed of light, releasing most of their energy as gamma rays. The fireballs that give rise to this radiation might also accelerate particles to very high energies through a jet mechanism similar to that in AGNs, although compressed into a much smaller volume.

Accelerated protons in a GRB's jets should interact with the intense gamma-ray background and strong magnetic fields to produce neutrinos with energies about five percent of the proton energy, together with much higher-energy neutrinos near the end of the acceleration process.

Neutrinos come in three different types that change and mix as they travel to Earth the total flux can be estimated from the muon neutrinos that IceCube concentrates on. The muons these neutrinos create can travel up to 10 kilometers through the Antarctic ice. Thus many neutrino interactions occur outside the actual dimensions of the IceCube array but are nevertheless visible to IceCube's detectors, effectively enlarging the telescope's aperture.

"The way we search for GRB neutrinos is that we build a huge detector and then we just watch and wait," says Klein. "When it comes to detecting neutrinos, size really does matter."

IceCube watches with its over 5,000 DOMs, digital optical modules conceived, designed, and proven by Berkeley Lab physicists and engineers, which detect the faint light from each passing muon. Scientists can rely on their remarkable dependability to wait as long as necessary. Almost no failures occurred after the DOMs were installed 98 percent are working perfectly and another one percent are usable. Now frozen in the ice, they will never be seen again.

IceCube records a million times more muon tracks moving downward through the ice than upward, mainly debris from direct cosmic-ray hits on the surface or secondary products of cosmic-ray collisions with Earth's atmosphere. Muons moving upward, however, signal neutrinos that have passed all the way through Earth. When the telescope is searching for bright neutrino sources in the northern sky, the planet makes a marvelous filter.

A fireball produced in a black-hole collision or by the collapse of a gigantic star can form jets in which protons and heavier nuclei are accelerated and shock waves produce a burst of gamma rays. The fireball model also predicts the creation of very high energy neutrinos, which ought to be detectable shortly after the gamma-ray burst becomes visible from Earth. Credit: Image by Dana Berry/NASA

Zeroing in on gamma-ray bursts

A network of satellites circles the globe and reports almost 700 GRBs each year, which readily stand out from the cosmic background. They're timed, their positions are triangulated, and the data are distributed by an international group of researchers. Some blaze for less than two seconds and others for a few minutes. Neutrinos they produce should arrive at IceCube during the burst or close to it.

"IceCube's precision timing and charge resolution, plus its large size, allow it to precisely determine where a neutrino comes from – often to within one degree," says Lisa Gerhardt of Berkeley Lab, whose research has focused on detecting ultra-high-energy neutrino interactions. Indeed, a GRB neutrino should send a muon track through the ice with an angular resolution of about one degree with respect to the GRB's position in the sky.

IceCube researchers sifted through data on 307 GRBs from two periods in 2008 and 2009 when IceCube was still under construction, looking for records of muon trails coincident in time and space with GRBs. (Forty strings, with 60 DOMs each, had been installed by 2008, and 59 strings by 2009. The finished IceCube has 86 strings.) The fireball model predicted that when the expected flux from all the samples had been summed, at least 8.4 related muon events would be found within 10 degrees of a GRB during the seconds or minutes when it was blazing brightly.

"Different calculations of the neutrino flux from GRBs are based on slightly different assumptions about how the neutrinos are produced and on uncertainties such as how fast the fireball is moving toward us," says Klein. "Among the published predictions, the lowest estimate of neutrino production is about a quarter of what the fireball model predicts. That's barely consistent with our zero observations."

Says Halzen, "After observing gamma-ray bursts for two years, we have not detected the telltale neutrinos for cosmic ray acceleration."

If it's likely that GRBs aren't up to the task of accelerating cosmic rays to ultra-high-energies, what are the options? Klein points to a salient fact about natural accelerators: a small, rapidly spinning object must accelerate particles very rapidly this requires an extremely energy-dense environment, and there are many ways the particles could lose energy during the acceleration process.

"But remember the other popular model of ultra-high-energy cosmic rays, active galactic nuclei," says Klein. "GRBs are small, but AGNs are big – great big accelerators that may be able to accelerate particles to very high energies without significant loss."

Are AGNs the real source of the highest-energy cosmic rays? IceCube has looked for neutrinos from active galactic nuclei, but as yet the data sets are not sensitive enough to set significant limits. For now, IceCube has nothing to say on the subject – beyond the fact that the fireball model of GRBs can't meet the specs.


Are Gamma Ray Bursts of galactic or extragalactic origin? - Astronomia

The Fermi Gamma Ray Burst Monitor (GBM) is an all sky gamma-ray monitor well known in the gamma-ray burst community. Although GBM excels in detecting the hard, bright extragalactic GRBs, its sensitivity above 8 keV and all-sky view make it an excellent instrument for the detection of rare, short-lived Galactic transients. In March 2010, we initiated a systematic search for transients using GBM data. We conclude this phase of the search by presenting a 3 year catalog of 1084 X-ray bursts whose results are detailed in the three tables below. Using spectral analysis, location and spatial distributions we classified the 1084 events into 752 thermonuclear X-ray bursts, 267 transient events from accretion flares and X-ray pulses, and 65 untriggered gamma-ray bursts. All thermonuclear bursts have peak blackbody temperatures broadly consistent with photospheric radius expanison (PRE) bursts. We find an average rate of 1.4 PRE bursts per day, integrated over all Galactic bursters within about 10 kpc. These include 33 and 10 bursts from the ultra-compact X-ray binaries 4U

0918-549, respectively. These results are preliminary. Please contact Peter Jenke for further information.


GBM-related X-ray burst publications from the Gamma-Ray Astronomy team are listed here.


Gamma-rays from the Galactic Center, a dark matter

There is an excess of highly energetic radiation (gamma-rays) that comes from the direction of the Galatic Center and many ideas have been proposed to explain its origin. For a few years now, this excess emission has puzzled scientists and we followed this story in this astrobite and this one. One possibility is that dark matter particles consisting of weakly interacting particles (WIMPs), annihilate each other in this high density region, giving rise to gamma-rays. In the paper we discuss today, the authors analyze data from the Fermi telescope to get new insights into the origin of this excess emission.

Fermi observes the sky in gamma-rays. It explores the physics behind gamma-ray bursts, how black holes power their jets and the nature of dark matter, among many other topics. Single gamma-ray photons hit the detector and when they do, they produce an electron-positron pair. Every time these charged particles produce ionization in the detector, they get counted as an “event”. Counting these “events” and knowing from which direction they came, the Large Area Telescope (LAT) on-board the Fermi satellite can produce high sensitivity, high resolution maps of gamma-ray sky.

The difference between this paper and previous studies with Fermi is that now, it is possible to decide whether to include or reject a given Fermi event based on the quality of the directional reconstruction. In other words, the authors are able to consider only the events for which they are certain that the photons came from near the Galactic Center. To model the observed emission in gamma-rays coming from near the Galactic Center, the authors need to take into account different mechanisms that produce gamma-ray radiation in our Galaxy. For example, they consider diffuse emission of gamma-rays in our Galaxy, an isotropic background due to extragalactic gamma-rays, point sources, emission from the Fermi bubbles, and a few other physical processes. The maps are described as a combination of all these components, including the dark matter annihilation contribution. As a result, the figure below shows a significant contribution from the best fit dark matter annihilation signal to the emission seen near the Galactic Center in a range of 1-3 GeV in the energy of the incident photons. The region shown is the “Inner Galaxy”, a region around the Galactic Center that excludes the Center itself . The model of the gamma-ray emission reproduces the data better when dark matter annihilation is included (as opposed to neglecting it).

Spatial maps of the contribution of dark matter annihilation (grey-scale) to the best fit model. The bright lump near the center of each panel is in the direction of the Galactic Center. There are 4 maps for the emission seen in Fermi in 4 different energy bins for the incoming events. Figure 6 of Daylan et al.

The contribution of dark matter annihilation to the maps depends on the properties of the dark matter particles: their mass, how often they interact with each other and the spectrum of the energy emitted during annihilation (the number of photons emitted at a given energy). It also depends on their distribution around the Galactic Center. Because annihilation produces charged particles, those can also produce gamma-ray radiation when they are accelerated (bremsstrahlung radiation), and that in fact contributes significantly to the overall energy spectrum of the events. In the figure below, the authors plot the measured energy spectrum of the photons that contribute to the dark matter annihilation signal. By fitting this signal, they obtain information about the dark matter particle.

The measured energy spectrum of the photons that come from dark matter annihilation near the Galactic Center. The solid line is the expected spectrum from a dark matter particle of mass

35.25 GeV annihilating into bottom quarks for comparison. Figure 5 of Daylan et al.

The results of this study suggest the annihilation of a dark matter particle with a mass between

20-40 GeV produces gamma-rays near the Galactic Center. When these particles annihilate, the process preferentially creates quarks. They are also able to constrain the “cross-section” for annihilation, which is related to the rate at which two dark matter particles annihilate. The result they obtain is consistent with other measurements of how much dark matter there is in the Universe. Overall, the authors are confident that dark matter annihilation accounts for part of the gamma-ray emission measured by Fermi near the Galactic Center.

While this astrobite was being written, a related article by other authors appeared on astro-ph suggesting that a lower mass (

10 GeV) dark matter particle produces a better fit to the data when other physical processes are accounted for.