Làm thế nào để Gamma Ray Burst xảy ra khi 2 lỗ đen hợp nhất so với các GRB khác?

Một Gamma Ray Burst đã được phát hiện 0,4 giây sau sự kiện sóng hấp dẫn, GW150914 , gây ra bởi sự hợp nhất của lỗ đen và nó ở cùng một phần của bầu trời. Không rõ liệu Gamma Ray Burst có liên quan đến vụ sáp nhập lỗ đen hay không . Tỷ lệ cược của GRB là trùng khớp (hoặc chỉ là nhiễu nền) là 0,22%. Điều đó hàm ý 99,78% cơ hội sáp nhập lỗ đen có liên quan đến GRB. Phân tích sau đó cho thấy GRB chỉ là một sự kiện nền xảy ra ở cùng một nơi trên bầu trời chỉ 0,4 giây sau khi sáp nhập lỗ đen, và do đó không liên quan.

Mặc dù GRB có thể có các tia phản lực tương đối phát ra từ nó theo hướng ngược lại, nghiên cứu "loại trừ khả năng sự kiện này có liên quan đến bức xạ tia gamma đáng kể, hướng vào người quan sát." Tôi giải thích điều đó có nghĩa là GRB này không có máy bay phản lực tương đối, nhưng là đa hướng. (Không chắc các nhà thiên văn học đã đi đến kết luận đó như thế nào.)

Dù sao, dù có trùng hợp hay không, tôi đang hỏi về cách sản lượng năng lượng của GRB đó so với các GRB khác. Bài báo Wikipedia trong liên kết nói rằng "sự phát xạ năng lượng trong tia gamma và tia X cứng từ sự kiện này chưa bằng một phần triệu năng lượng phát ra dưới dạng sóng hấp dẫn."

Một GRB điển hình phát ra bao nhiêu năng lượng? Sự lan truyền phổ của GRB điển hình là gì? GRB thông thường phát ra năng lượng đó trong bao nhiêu thời gian? (Bao nhiêu giây?)

Làm thế nào để mức năng lượng, phổ và thời lượng của GRB khác so với GRB liên quan đến sáp nhập lỗ đen?

Nếu nó tương tự như các GRB khác, điều đó sẽ hỗ trợ cho giả thuyết GRB này chỉ là một sự kiện trùng hợp ở gần như cùng thời điểm và địa điểm trên bầu trời.

Nếu GRB này có mức phát thải năng lượng và thời gian khác với các GRB khác, điều đó sẽ hỗ trợ cho giả thuyết nó thực sự có liên quan đến việc sáp nhập lỗ đen.

Khi bạn trả lời, vui lòng cung cấp dữ liệu, trích dẫn hoặc trích dẫn từ nghiên cứu ban đầu. Tôi không tìm kiếm đầu cơ không được hỗ trợ, nhưng phân tích thực được hỗ trợ bởi dữ liệu thực.

Giải thích bạn đề xuất trong đoạn thứ hai là không chính xác. Đó là điều dễ hiểu, vì có một cuộc tranh luận trong tài liệu - các bài báo khác nhau đi đến kết luận có khả năng mâu thuẫn .

"Loại trừ khả năng sự kiện có liên quan đến bức xạ tia gamma đáng kể, hướng về phía người quan sát" chỉ đơn giản là không tìm thấy GRB có thể quan sát được, gợi ý rằng có thể là phát hiện ban đầu được gây ra bởi nền công cụ : mỗi máy dò có nền tảng công cụ riêng , chỉ những sự kiện thực sự mới được nhìn thấy bởi tất cả các công cụ đủ nhạy cảm.

Về nguyên tắc, luôn luôn có khả năng sáp nhập tạo ra phát xạ chùm, hướng vào một nơi khác. Không có nhạc cụ nào nên nhìn thấy nó trực tiếp, và không có cách nào đơn giản để biết nếu nó xảy ra.

Giới hạn trên này được lấy từ quan sát của một vệ tinh khác (INTEGRAL / SPI-ACS, Savigan et al 2016 ) so với phát hiện ban đầu (Fermi / GBM, Connaughton et al 2016 ). Ngoài ra một phân tích khác về dữ liệu Fermi / GBM ( Greiner et al 2016 ) cho thấy rằng không có sự kiện nào có thể được tìm thấy trong dữ liệu GBM - ý kiến ​​của họ là đó là một biến động nền của một số loại .

Ngay bây giờ, các nhóm báo cáo các kết quả mâu thuẫn này đang làm việc cùng nhau, cố gắng đưa ra một bức tranh nhất quán, về nguyên tắc, có thể là GRB với tính chất này hoặc các thuộc tính được liên kết với GW150914, GRB không liên quan với một số thuộc tính hoặc không phát hiện điều gì . Công việc này tập trung vào hiệu chuẩn chéo và so sánh các dụng cụ, và cũng hữu ích để tránh những loại không chắc chắn này trong tương lai.

Người ta có thể cố gắng mô tả đặc tính quang phổ của sự kiện này, theo cách tiếp cận của nhóm Fermi / GBM ban đầu. Nhưng thật không may, phép đo dường như ở điều kiện rất không may mắn cho Fermi / GBM (theo hướng xấu). Đó là lý do tại sao tín hiệu rất yếu (dưới mức thường được báo cáo cho GRB thực, mặc dù gần đây các nỗ lực đã được thực hiện để giảm các ngưỡng này, xem Goldstein et al 2017 ) và đặc tính quang phổ bị lỏng lẻo . Bạn có thể tìm kiếm một số chi tiết cho Veres et al 2016 . Với những độ không đảm bảo lớn này, phổ tương thích với GRB ngắn đã biết.

Các ước tính độ sáng phụ thuộc vào quang phổ , nhưng có vẻ là ở cuối dưới của mẫu GRB ngắn (xem ví dụ Wanderman et al 2015 )
Tuy nhiên, do sự không chắc chắn là lớn, sự kiện này, nếu thực tế, có thể là bất thường là tốt.

Quan sát INTEGRAL, không phát hiện, sẽ ngụ ý nhẹ nhàng hơn (có lẽ là bất thường đối với GRB ngắn) hoặc / và một vụ nổ yếu hơn, có thể không tương thích ngay cả với dữ liệu Fermi / GBM không chắc chắn cao .

Thời lượng của GRB có thể này có thể liên quan đến sự kiện GW là phần dễ dàng và dài khoảng 1 giây, điển hình cho GRB ngắn ( Kouveliotou et al 1993 ).