HUBUNGAN GAMMA-RAY BURST DAN SUPERNOVA

Ukuran: px

Mulai penontonan dengan halaman:

Download "HUBUNGAN GAMMA-RAY BURST DAN SUPERNOVA"

Susanti Muljana
7 tahun lalu
Tontonan:

1 Bab III HUBUNGAN GAMMA-RAY BURST DAN SUPERNOVA Pengamatan menunjukkan bahwa beberapa Gamma-Ray Burst terjadi bersamaan dengan supernova keruntuhan-pusat khususnya supernova tipe Ib/c. Mengingat energi ledakan yang besar yang ditunjukkan oleh kehadiran garis spektrum lebar pada spektrum ledakan maka supernova yang menyertai GRB disebut sebagai hypernova (Iwamoto et al. 1998). Kasus-kasus penting yang digunakan untuk mempelajari hubungan GRB dan supernova adalah GRB980425/SN 1998bw, GRB030329/SN 2003dh, dan GRB031203/SN 2003lw. III.1 Kasus-kasus Hubungan GRB-Supernova III.1.1 GRB980425/SN 1998bw GRB yang terdeteksi oleh BATSE memiliki fluence 4.4± erg cm 2 dan T 90 = 23.3 ± 1.4 detik dengan lokasi α = 19 h 34 m 54 s dan δ = untuk epoch , dengan radius kesalahan 8. Tidak terdeteksi keberadaan emisi pada energi > 300 kev. Semburan berada di lengan spiral galaksi ESO 184-G82 yang memiliki pergeseran merah z = (lihat gambar III.1). Pengamatan pada panjang gelombang optik terhadap error box GRB memperlihatkan sumber cahaya titik yang sebelumnya tidak terdapat dalam citra Digitized Sky Survey pada posisi α = 19 h 35 m s ± 0.12 s dan δ = ± 1.0 (T. J. Galama et al. 1998). Sumber cahaya titik ini diidentifikasi sebagai SN 1998bw yang merupakan supernova tipe Ic karena ketidakhadiran garis hidrogen dan helium pada spektrum cahaya. Pemodelan hidrodinamika menunjukkan SN 1998bw merupakan bintang CO yang meledak dengan massa bintang M CO = 13.8M, energi kinetik ledakan 18

2 Gambar III.1: Kiri: citra pita R pada Mei 1.3 UT memperlihatkan sumber cahaya titik (ditunjuk oleh tanda panah), kanan: citra DSS. (Galama et al. 1998) E exp = erg, dan massa 56 Ni yang dihasilkan M 56 = 0.7M (Iwamoto et al. 1998). Spektrum SN 1998bw memperlihatkan terjadinya pelebaran garis yang lebar identik dengan energi ledakan yang sangat besar sehingga SN 1998bw disebut sebagai hypernova (lihat gambar III.2). Kemungkinan GRB dan SN 1998bw sebagai peristiwa berbeda yang terjadi dalam waktu dan tempat bersamaan adalah Probabilitas yang kecil membuat kenyataan bahwa GRB dan SN 1998bw secara fisis haruslah berhubungan satu sama lain (Galama et al. 1998). III.1.2 GRB030329/SN 2003dh Terobosan penting dalam penelitian hubungan GRB dengan supernova terjadi ketika semburan terang GRB terdeteksi oleh satelit HETE-2. Semburan memiliki durasi T 90 = 35 detik dengan fluence erg cm 2. Afterglow semburan ini sangat terang sehingga memungkinkan untuk diamati secara mendalam. Dari pengamatan afterglow pada cahaya tampak didapatkan ciri-ciri spektrum supernova yang sangat meyakinkan. Spektrum SN 2003dh memiliki kemiripan dengan spektrum SN 2003dh (lihat gambar III.3). Pemodelan atas spektrum awal SN 2003dh menunjukkan energi kinetik 19

3 Gambar III.2: Spektrum yang teramati (garis tegas) dimana spektrum galaksi telah direduksi, dibandingkan dengan spektrum sintetik (garis putus-putus). Spektrum pada tanggal 3 Mei dan 11 Mei telah digeser ke atas sejauh 3.0 dan erg s 1 cm 2 Å 1. (Iwamoto et al. 1998) 20

4 Gambar III.3: Spektrum SN 2003dh yang diambil pada tanggal 8 April 2003 dibandingkan dengan dua spektrum dari SN 1998bw menunjukkan kemiripan. (Della Valle 2006) 21

5 ledakan E exp erg, massa yang dilontarkan M ej = 8 M, dan massa 56 Ni yang dihasilkan M 56 = 0.35M (Mazzali et al. 2003). Dengan menurunkan kurva cahaya dari fitting spektrum diketahui bahwa SN 2003dh lebih redup dibandingkan SN 1998bh III.1.3 GRB031203/SN 2003lw GRB dideteksi oleh INTEGRAL, memiliki durasi T 90 = 30 detik dengan pergeseran merah z = Energi dari semburan ini sangat lemah erg. Afterglow ditemukan namun lebih lemah dibandingkan afterglow pada umumnya. Beberapa hari setelah GRB, terjadi peningkatan kecerlangan afterglow sinar tampak. Sebagai bahan perbandingan, dilakukan pencocokan afterglow dengan kurva cahaya SN 1998bw yang telah diasumsikan berada pada z = dengan pemerahan E BV = 1.1 dan direnggangkan sebesar 1.1 (lihat gambar III.4). Perbandingan ini menghasilkan kesimpulan bahwa peristiwa ledakan terjadi hampir bersamaan dengan GRB. Spektrum SN 2003lw memiliki kesamaan dengan SN 1998bw berdasarkan perbandingan untuk epoch yang sama (lihat gambar III.5). Analisis terhadap spektrum awal SN 2003lw menunjukkan massa 56 Ni yang dihasilkan M 56 = 0.5M. III.2 Progenitor Hypernova Penelusuran progenitor dapat dilakukan dengan memodelkan kurva cahaya dan spektrum supernova. Kurva cahaya dan spektrum supernova sintetis kemudian dicocokkan dengan kurva cahaya dan spektrum hasil pengamatan. SN 1998bw merupakan akhir dari evolusi bintang dengan massa pada deret utama M MS 40M, SN 2003dw memiliki M MS 35 40M, dan SN 2003lw memiliki M MS 40 50M. 22

6 Gambar III.4: Kurva cahaya pita optik dan inframerah dekat untuk GRB (titik-titik), dibandingkan dengan kurva utuh yang menunjukkan evolusi SN 1998bw. (Della Valle 2006) 23

7 Gambar III.5: Spektrum SN 2003lw yang diambil pada 20 Desember dan 30 Desember 2003, dibandingkan dengan spektrum SN 1998bw (garis titik-titik) yang diambil sebelum dan sesudah maksimum pada pita-v. Spektrum SN 1998bw digeser secara vertikal untuk kepentingan presentasi. (Della Valle 2006) 24

8 Berdasarkan teori evolusi bintang, bintang masif memiliki massa M mengakhiri hidupnya dengan meledak sebagai supernova dan menyisakan sisa supernova dan objek masif di pusat bintang. Hal ini memberikan petunjuk bahwa hypernova adalah kasus ledakan bintang-bintang bermassa besar (M MS > 25 30M ). 25

dokumen-dokumen yang mirip

KARAKTERISTIK GAMMA-RAY BURST

Bab II KARAKTERISTIK GAMMA-RAY BURST Gamma-Ray Burst (GRB) merupakan fenomena semburan sinar-gamma yang berlangsung secara singkat dan intensif. Energi yang terlibat dalam semburan ini mencapai 10 54 erg