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 III.1.1
Kasus-kasus Hubungan GRB-Supernova GRB980425/SN 1998bw
GRB980425 yang terdeteksi oleh BATSE memiliki fluence 4.4±0.4×10−6 erg cm−2 dan T90 = 23.3 ± 1.4 detik dengan lokasi α = 19h 34m 54s dan δ = −52◦ 49′ .9′′ untuk epoch 2000.0, 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 = 0.0085 (lihat gambar III.1). Pengamatan pada panjang gelombang optik terhadap error box GRB980425 memperlihatkan sumber cahaya titik yang sebelumnya tidak terdapat dalam citra Digitized Sky Survey pada posisi α = 19h 35m 03.14s ± 0.12s dan δ = −52◦ 50′ 45.3′′ ± 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 MCO = 13.8M⊙ , energi kinetik ledakan
18
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)
Eexp = 3 × 1052 erg , dan massa
56
Ni yang dihasilkan M56 = 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 GRB980425 dan SN 1998bw sebagai peristiwa berbeda yang terjadi dalam waktu dan tempat bersamaan adalah 1.1 × 10−4 . Probabilitas yang kecil membuat kenyataan bahwa GRB980425 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 GRB030329 terdeteksi oleh satelit HETE-2. Semburan memiliki durasi T90 = 35 detik dengan fluence ≈ 1.6 × 10−4 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
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 1.5 × −1 10−14 erg s−1 cm−2 ˚ A . (Iwamoto et al. 1998)
20
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
ledakan Eexp ∼ 3.8 × 1052 erg, massa yang dilontarkan Mej = 8 M⊙ , dan massa
56
Ni yang dihasilkan M56 = 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 031203 dideteksi oleh INTEGRAL, memiliki durasi T90 = 30 detik dengan pergeseran merah z = 0.1055. Energi dari semburan ini sangat lemah ≈ 1049 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 = 0.1055 dengan pemerahan EBV = 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 M56 = 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 MM S ∼ 40M⊙ , SN 2003dw memiliki MM S ∼ 35 − 40M⊙ , dan SN 2003lw memiliki MM S ∼ 40 − 50M⊙ .
22
Gambar III.4: Kurva cahaya pita optik dan inframerah dekat untuk GRB031203 (titik-titik), dibandingkan dengan kurva utuh yang menunjukkan evolusi SN 1998bw. (Della Valle 2006)
23
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
Berdasarkan teori evolusi bintang, bintang masif memiliki massa 8−130 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 (MM S > 25 − 30M⊙ ).
25
