210 likes | 336 Vues
Něco o GRBs s RHESSI. Jakub Řípa. RHESSI. určená pro pozorování slunečních vzplanutí (solar flares) v RTG až γ -oblasti vypuštěna 5. 2. 2002 na téměř kruhovou dráhu asi 600 km
E N D
Něco o GRBs s RHESSI Jakub Řípa
RHESSI určená pro pozorování slunečních vzplanutí (solar flares) v RTG až γ-oblasti vypuštěna 5. 2. 2002 na téměř kruhovou dráhu asi 600 km tenká stěna kryostatu (γ projde kdečím) → měřitelné i nesluneční γ-fotony (přicházející do spektrometru ze všech směrů) spektrometr složen z 9 Ge detekt. každý detektor ze dvou segmentů rozsah citlivosti: 3 keV - 17 MeV spektrální cit.: 3 keV (na 1 MeV) časové rozlišení až 1 μs
Databáze GRB RHESSI od února 2002 do ledna 2006 (a narůstá) 228 GRB a 5 SGR „světelné“ křivky byly vyčítány v intervalu 25 - 1500 keV ve třech kanálech: 25 - 120 keV, 120 - 400 keV, 400 - 1500 keV před dalším zpracováním je odečítáno pozadí - poměrně veliký šum pozadí (solar flares) – může být nevýhodou není znám směr příchodu záblesku některé GRB nepozorovatelné; družice za Zemí (nízký orbit)
Histogram T90: WIND-KONUS 352 GRBs, část naměřených záblesků z let 1994 - 1997 bimodální rozdělení: krátké a dlouhé záblesky proložili to dvou-log-norm. funkcí → maxima 0,39 s a 25 s Aptekar, et al. (1998)
Histogram T90: CGRO-BATSE 3B Katalog část 3B katalogu: 797 GRBs BATSE: 25 - 2000 keV Horváth I. (1998) fitoval log-nomalní funkcí a χ2 test dobré shody → hladina významnosti α pro dvou-log-norm. fit: α = 40 % pro tří-log-norm. fit: α = 98 % v těchto datech lze přijmout hypotézu tří podskupin udělejme to samé pro GRB RHESSI Horváth (1998)
Histogram T90: RHESSI α << 0,01 % → reprezentaci jedním log-norm. rozdělením lze zamítnout α = 15,9 % → pro dvou log-norm. případu došlo k výraznému zvýšení hladiny významnosti α = 16,4 % → další zvýšení α ale jen nevýznamné
Hardness ratio vs. T90 hardness ratio je podíl celkového počtu γ-fotonů/cm2 ve dvou různých energetických kanálech během T90 vyjadřuje se s ním tvrdost spektra analogie barevnému indexu např. -(B - V) v optickém oboru u RHESSI data ve třech energetických intervalech: F1T90 = fluence v 25 - 120 keV F2T90 = fluence v 120 - 400 keV F3T90 = fluence v 400 - 1500 keV H21 = F2 /F1 H32 = F3 /F2
Hardness ratio vs. T90 CGRO-BATSE katalog Horváth (2006) identifikoval tři podskupiny v závislosti log H32 vs. log T90 1956 GRB pozorovaných BATSE, 1-σ elipsy tří-Gaussovského rozdělení Horváth, et al. (2006)
Hardness ratio H21 vs. T90GRB RHESSI z hlediska H21 je patrné rozdělení krátkých a dlouhých GRB kratší záblesky mají tvrdší spektra
Hardness ratio H32 vs. T90GRB RHESSI pro jednoznačné určení počtu skupin udělat detailnější analýzu ovlivněno: efektivní plocha detektoru není konstantní
Morfologie časových profilů doby trvání ms až 1000 s krátké/dlouhé (možná prostřední) → dělení podle T90 GRB se dají dělit podle tvaru „světelné“ křivky Fishman (1995) na : jeden puls či hrot hladké s jednou nebo více dobře patrnými špičkami záblesky s více velmi dobře oddělenými emisemi nepravidelné, členité záblesky s velkým množstvím hrotů
Test homogenního rozdělení GRB v prostoru při homogenním rozdělení v Eukl. prostoru roste počet záblesků N~r3 hustota toku P „peak flux“klesá ~ 1/r2 kombinací → pro počet záblesků N(P>Pi) (Pi) je N ~ Pi-3/2 klademe požadavek „standardní svíčky“
Log N vs. log P pro RHESSI je vidět, odchylka od homogenního rozdělení slabších záblesků (těch vzdálenějších) je nedostatek
test, který by číselně vyjádřil odchylku od homogenity (Schmidt 1988): - V/Vmax = (P/Plim)-3/2 - V/Vmax je z intervalu 0 až 1 přičemž pro homog. rozděl. je střední hodnota = 0,5 • u RHESSI bylo bráno Plim jako nejslabší detekovaný GRB v dané skupině: • BATSE (Guetta & Piran 2006): • neshoda: možná kvůli poměrně veliké úrovni pozadí u RHESSI ? • ovlivněno tím, že máme P v „counts“.s-1 a ne v „counts“.s-1.cm-2 (efektivní plocha detektoru není konstantní) Test homogenního rozdělení GRB v prostoru
Odkazy na RHESSI: http://hessi.web.psi.ch http://grb.web.psi.ch http://hessi.ssl.berkeley.edu http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/index.html http://www.hessi.ethz.ch • Reference: Aptekar M., et al., 1998, Proc. of 4th Huntsville Symp., p. 10. Horváth I., 1998, ApJ, 508, p. 757. Horváth I., et al., 2006, A&A, 447, p. 23. Fishmana G. J., 1995, ARA&A, 33, p. 415. Schmidt M., et al., 1988, ApJ, 329, p. 85. Guetta D. & Piran T., 2006, astro-ph/0511239 v2 Konec – děkuji za pozornost