Gama záblesk

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 6. srpna 2022; kontroly vyžadují 2 úpravy .

Záblesk gama záření [2]  je rozsáhlé kosmické uvolnění energie gama záření elektromagnetického spektra . Záblesky gama (GB) jsou nejjasnější elektromagnetické události vyskytující se ve vesmíru .

Po počátečním výbuchu obvykle následuje slábnoucí, dlouhotrvající „dosvit“ emitovaný na postupně delších vlnových délkách ( rentgen , UV , optika , IR a rádio ).

Krátké GW vznikají při sloučení dvou neutronových hvězd , černé díry a neutronové hvězdy , nebo teoreticky dvou černých děr [3] . Doba trvání od 10 milisekund do 2 sekund. [čtyři]

Dlouhá GW je emitována během exploze supernovy, když se rychle rotující jádro masivní hvězdy zhroutí . Jeho trvání je od 2 sekund do 6 hodin. [5]

Jedná se o relativně úzký paprsek silného záření, takže záblesky gama záření jsou pozorovány ve vzdálených galaxiích a v té naší byly zatím pozorovány pouze dva slabé. [6] Energie GW není sféricky rovnoměrně rozložena. Výtrysky jsou centrovány jako vesmírné dělo, kuželovitého tvaru z pólů pulsaru.

Během několika sekund záblesku se uvolní tolik energie, kolik by Slunce uvolnilo za 10 miliard let záře. Za milion let se v jedné galaxii našlo pouze několik GW [7] . Všechny pozorované GW se vyskytují mimo naši galaxii , s výjimkou související třídy jevů, měkkých opakujících se záblesků gama záření , které jsou spojeny s magnetary Mléčné dráhy. Existuje předpoklad, že GW, která se vyskytla v naší galaxii, by mohla vést k hromadnému vyhynutí veškerého života na Zemi (s výjimkou hlubokomořských biodruhů) [8] .

GW byl poprvé náhodně registrován 2. července 1967 americkými vojenskými satelity " Vela " [1] .

Byly vytvořeny stovky teoretických modelů k vysvětlení procesů, které mohou generovat GW, jako jsou srážky mezi kometami a neutronovými hvězdami [9] . Nebylo však dostatek údajů k potvrzení navrhovaných modelů, dokud nebyly v roce 1997 zaregistrovány první rentgenové a optické dosvity a jejich červený posuv byl určen přímým měřením pomocí optického spektroskopu. Tyto objevy a následné studie galaxií a supernov spojených s GW pomohly odhadnout jasnost a vzdálenosti ke zdroji GW, nakonec je lokalizovaly ve vzdálených galaxiích a spojily GW se smrtí hmotných hvězd. Proces studia GW však zdaleka nekončí a GW zůstává jednou z největších záhad astrofyziky . Dokonce i pozorovací klasifikace GW na dlouhé a krátké je neúplná.

GV se registrují přibližně jednou denně. Jak bylo zjištěno v sovětském experimentu „Konus“, který byl proveden pod vedením Evgeny Mazets na kosmických lodích „ Venera-11 “, „ Venera-12 “ a „ Prognoz “ v 70. letech [10] , GW jsou stejně pravděpodobné. přicházet z libovolného směru, což spolu s experimentálně konstruovanou závislostí log  N  - log  S ( N  je počet GW, které dávají tok gama záření v blízkosti Země větší nebo roven S ), naznačovalo, že GW jsou kosmologické povahy (přesněji nejsou spojeny s Galaxií nebo nejen s ní, ale vyskytují se v celém Vesmíru a vidíme je ze vzdálených míst Vesmíru). Směr ke zdroji byl odhadnut pomocí triangulační metody .

Historie

1963 , říjen: Americké letectvo vypustilo první satelit řady Vela na oběžnou dráhu Země za účelem sledování jaderných výbuchů v atmosféře , po uzavření moskevské smlouvy o zákazu tří médií v roce 1963 . Na palubě satelitu byly detektory rentgenového , gama a neutronového záření [1] .

Objev gama záblesků: éra Vela

Mnoho teorií se snažilo vysvětlit tyto výbuchy. Většina tvrdila, že zdroje jsou v Mléčné dráze . Ale až do roku 1991 nebylo provedeno žádné experimentální potvrzení.

Akumulace statistik: éra BATSE

Od 5. dubna 1991 do 4. června 2000 fungovala na oběžné dráze Compton Gamma Ray Observatory ( CGRO ) [20] .  Na palubě byl instalován detektor Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ) , určený k registraci GW. Během jeho provozu bylo zjištěno 2704 událostí (tj. přibližně jeden výbuch denně).

S pomocí BATSE byly výsledky Fyzikotechnického institutu potvrzeny , že GW jsou izotropně distribuovány po nebeské sféře a nejsou seskupeny v žádné oblasti vesmíru, například ve středu galaxie nebo podél roviny galaktické rovník [21] . Díky plochému tvaru Mléčné dráhy jsou zdroje patřící naší galaxii soustředěny v blízkosti galaktické roviny. Absence takové vlastnosti GW je silným důkazem jejich původu mimo Mléčnou dráhu [22] [23] [24] , ačkoli některé modely Mléčné dráhy jsou stále v souladu s podobnou izotropní distribucí [25] .

Byly také stanoveny následující empirické vlastnosti GW: široká škála světelných křivek (hladké a zubaté ve velmi krátkých časových měřítcích), bimodální distribuce trvání (krátké - méně než 2 sekundy - s tvrdším spektrem a dlouhé - více než 2 sekundy - s měkčím spektrem ).

Desítky let po objevu GW ​​astronomové hledali komponentu – jakýkoli astronomický objekt umístěný na místě nedávného GW. Bylo zvažováno mnoho různých tříd objektů, včetně bílých trpaslíků , pulsarů , supernov , kulových hvězdokup , kvasarů , Seyfertových galaxií a objektů BL Lac [26] . Všechna tato hledání byla neúspěšná a dokonce i v několika případech docela dobré polohy GW nebylo možné spatřit žádný znatelný jasný objekt. Což naznačuje původ GW buď z velmi matných hvězd, nebo z extrémně vzdálených galaxií [27] [28] . I ty nejpřesnější polohy byly omezeny na oblasti skupin slabých hvězd a galaxií. Ukázalo se, že pro konečné rozlišení souřadnic GW jsou zapotřebí jak nové satelity, tak rychlejší komunikace [29] .

Objev dosvitů: éra BeppoSAX

Několik modelů původu GW naznačovalo, že po počátečním vzplanutí gama paprsků by mělo dojít k pozvolna se rozkládajícímu záření na delších vlnových délkách, které vzniká v důsledku srážky hmoty vyvržené v důsledku záblesku a mezihvězdného plynu [30] . Tomuto záření (ve všech oblastech elektromagnetického spektra) se od GW začalo říkat " dosvit " ("dosvit" nebo "halo"). Časné pátrání po „dosvitu“ bylo neúspěšné, především kvůli obtížnému určení přesných dlouhovlnných GW souřadnic ihned po počátečním výbuchu.

Průlom v tomto směru nastal v únoru 1997 , kdy italsko-nizozemský satelit BeppoSAX detekoval gama záblesk GRB 970228 a o 8 hodin později rentgenový detektor (také na palubě BeppoSAX) detekoval upadající rentgenovou emisi z GRB. 970228. Souřadnice rentgenového „dosvitu“ byly určeny s mnohem větší přesností než u gama záření. Během několika hodin skupina analytiků z projektu BeppoSAX určila souřadnice výbuchu s přesností na 3 úhlové minuty.

Pozemní optické dalekohledy pak také detekovaly slábnoucí nový zdroj v oblasti; tak se jeho poloha stala známou s přesností na vteřinu oblouku. Po nějaké době hloubkový snímek Hubbleova teleskopu odhalil vzdálenou, velmi slabou galaxii ( z  = 0,7) v místě bývalého zdroje. Byl tedy prokázán kosmologický původ záblesků gama. Následně byly pozorovány dosvity v mnoha záblescích, ve všech rozsazích (rentgenové, ultrafialové, optika, IR, rádio). Rudé posuvy se ukázaly být velmi velké (až 6, většinou v rozmezí 0–4 pro dlouhé záblesky gama, pro krátké méně).

The Age of Rapid Identification: Swift

Satelit Swift byl vypuštěn v roce 2004 a má schopnost rychlé (méně než minutu) optické a rentgenové identifikace záblesků. Mezi jeho objevy patří silné, někdy vícenásobné rentgenové záblesky v dosvitech, někdy až několik hodin po záblesku; detekce dosvitů ještě před koncem vlastního gama záření atp.

Vzdálenosti a energie

Z kosmologické podstaty gama záblesků je jasné, že musí mít gigantickou energii. Například pro událost GRB 970228 za předpokladu izotropie záření je energie pouze v rozsahu gama 1,6⋅10 52  erg (1,6⋅10 45  J), což je o řád větší než energie typické supernovy. U některých záblesků gama dosahuje odhad 10 54  erg, to znamená, že je srovnatelný s klidovou energií Slunce. Navíc se tato energie uvolňuje ve velmi krátké době.

Výdej energie se vyskytuje ve formě kolimovaného proudění ( relativistický jet ), v tomto případě se odhad energie snižuje úměrně úhlu otevření kužele paprsku. To potvrzují i ​​pozorování křivek dosvitu (viz níže). Typická energie výbuchu, včetně výtrysků, je asi 10 51  erg, ale rozptyl je poměrně velký. Přítomnost relativistických výtrysků znamená, že vidíme malý zlomek všech výbuchů vyskytujících se ve vesmíru. Jejich frekvence se odhaduje na řádově jeden výbuch na galaxii každých 100 000 let.

Události, které generují gama záblesky, jsou tak silné, že je lze někdy pozorovat pouhým okem, ačkoli k nim dochází ve vzdálenosti miliard světelných let od Země [31] .

Mechanismy gama záblesků

Mechanismus, kterým se uvolňuje tolik energie za tak krátkou dobu v malém objemu, není stále zcela jasný. S největší pravděpodobností je tomu jinak v případě krátkých a dlouhých gama záblesků. K dnešnímu dni existují dva hlavní poddruhy GW: dlouhé a krátké , které mají významné rozdíly ve spektrech a pozorovacích projevech. Takže dlouhé gama záblesky jsou někdy doprovázeny výbuchem supernovy, ale krátké nikdy. Existují dva hlavní modely, které vysvětlují tyto dva typy kataklyzmat.

Dlouhé gama záblesky a supernovy

Dlouhé gama záblesky jsou pravděpodobně spojeny se supernovami typu Ib/c . V několika případech opticky identifikovaný zdroj nějakou dobu po výbuchu vykazoval spektra a světelné křivky charakteristické pro supernovy. Navíc ve většině případů identifikace s galaxiemi vykazovaly známky aktivní tvorby hvězd .

Ne všechny supernovy typu Ib/c mohou způsobit vzplanutí gama záření. Jedná se o události spojené s kolapsem jádra masivní (> 25 slunečních hmotností) hvězdy bez vodíkového obalu, která má velký moment rotace, do černé díry – tzv. model kolapsaru . Podle výpočtů se část jádra promění v černou díru obklopenou silným akrečním diskem , který do díry spadne během několika sekund. Současně jsou podél osy disku vypuštěny relativistické výtrysky, které prorazí obal hvězdy a způsobí prasknutí. Takové případy by měly být asi 1 % z celkového počtu supernov (někdy se jim říká hypernovy ).

Hlavní model dlouhých gama záblesků navrhl americký vědec Stan Woosley  – model kolapsaru nazvaný „failed supernova“ ( angl.  failed supernova ; Woosley 1993). V tomto modelu je gama záblesk generován výtryskem (výtryskem) během kolapsu hmotné Wolf-Rayetovy hvězdy (v podstatě héliového nebo uhlíkovo-kyslíkového jádra normální hvězdy). Tento model může v zásadě popisovat dlouhé (ale ne příliš dlouhé) GW. Určitý vývoj tohoto modelu provedl polský vědec Bogdan Paczynski., který použil termín „ exploze hypernovy “ ( anglicky  hypernova výbuch ; Paczynski, 1998).

Také termín " hypernova " byl jinými astrofyziky používán mnohem dříve v jiném kontextu.

Krátké gama záblesky a fúze relativistických objektů

Mechanismus krátkých záblesků gama je pravděpodobně spojen se sloučením neutronových hvězd nebo neutronové hvězdy a černé díry. Kvůli velkému momentu hybnosti se takový systém nemůže okamžitě úplně změnit v černou díru: vytvoří se počáteční černá díra a kolem ní akreční disk. Podle výpočtů by charakteristický čas takových událostí měl být jen zlomek sekundy, což potvrzují simulace na superpočítačích [32] . Identifikované krátké GRB leží v systematicky menších vzdálenostech než dlouhé a mají nižší uvolňování energie.

Model vhodný pro popis krátkých záblesků gama byl navržen sovětskými astrofyziky S. I. Blinnikovem a dalšími - sloučení binárních neutronových hvězd . [33]

Izraelští astronomové Alon Retter a Shlomo Heller předpokládají, že anomální GRB 060614, ke kterému došlo v roce 2006, byla bílá díra . Alon Retter věří, že bílé díry, jakmile vyvstanou, se okamžitě rozpadají, proces připomíná Velký třesk , Retter a kolegové jej nazvali „Small Bang“ ( angl.  Small Bang ).

Dosvit: relativistické výtrysky

Na rozdíl od samotného gama záblesku jsou mechanismy dosvitu celkem dobře teoreticky vyvinuté. Předpokládá se, že nějaká událost v centrálním objektu iniciuje tvorbu ultrarelativistické rozpínající se slupky ( Lorentzův faktor γ řádu 100). Podle jednoho modelu se obal skládá z baryonů (jeho hmotnost by měla být 10 −8  - 10 −6 hmotností Slunce), podle jiného jde o magnetizované proudění, ve kterém je hlavní energie přenášena Poyntingovým vektorem .

Je velmi významné, že v mnoha případech existuje silná variabilita jak v samotném gama záření (v časech řádu rozlišení přístroje - milisekundy), tak v rentgenových a optických dosvitech (sekundární a následné vzplanutí, uvolnění energie, při které může být srovnatelné se samotným výbuchem). Do jisté míry to lze vysvětlit srážkou několika rázových vln v plášti, pohybujících se různými rychlostmi, ale obecně tento jev představuje vážný problém pro jakékoli vysvětlení mechanismu centrálního stroje: je nutné, aby po při prvním výbuchu by stále mohlo dojít k několika epizodám uvolnění energie, někdy v řádu několika hodin.

Dosvit zajišťuje především synchrotronový mechanismus a případně zpětný rozptyl Compton .

Světelné křivky dosvitů jsou poměrně složité, protože se skládají z příďového rázového záření, zpětné rázové vlny, možného záření supernovy atd. ve prospěch přítomnosti relativistického výtrysku: zlom nastane, když faktor γ klesne na ~ 1/θ, kde θ je úhel otevření trysky.

Možné nebezpečí pro Zemi

Boris Stern píše: „Vezměme si mírný případ uvolnění energie 10 52 erg a vzdálenost k výbuchu 3 parseky neboli 10 světelných let nebo 10 19 cm – v takových mezích je od nás asi tucet hvězd. V takové vzdálenosti, během několika sekund, se uvolní 10 13 ergů na každý čtvereční centimetr planety zachycený v dráze gama kvant. To je ekvivalentní výbuchu atomové bomby na každém hektaru oblohy [poznámka 1] ! Atmosféra nepomáhá: energie se sice zobrazí v jejích horních vrstvách, ale významná část se okamžitě dostane na povrch ve formě světla. Je jasné, že veškerý život na ozářené polovině planety bude vyhuben okamžitě, na druhé polovině o něco později kvůli sekundárním vlivům. I když vezmeme vzdálenost 100x větší (to už je tloušťka galaktického disku a stovky tisíc hvězd), efekt (jedna atomová bomba na čtverec o straně 10 km) bude nejtvrdší rána, a zde už teď musíme vážně zhodnotit, co přežije a jestli vůbec něco.“

Stern věří, že k záblesku gama v naší galaxii dochází v průměru jednou za milion let. Záblesk gama z hvězdy jako WR 104 by mohl způsobit intenzivní úbytek ozónu na polovině planety.

Možná, že záblesk gama způsobil ordovik-silurské vymírání asi před 443 miliony let, kdy zemřelo 60 % druhů živých bytostí (a mnohem větší podíl co do počtu jedinců, protože jen pár jedinců stačí na přežití druhu). [34]

Viz také

Poznámky

Komentáře
  1. ↑ Exploze 10 14 J nebo asi 23,9 kt , což je o něco více než síla výbuchu bomby Fat Man .
Prameny
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Gamma-Ray Bursts : Stručná historie  . NASA. Staženo 10. 4. 2018. Archivováno z originálu 21. 12. 2016.
  2. ↑ Termín gama záření se také vyskytuje v literatuře a médiích .
  3. ↑ arXiv:1604.07132[astro-ph.HE]
  4. ↑ doi.org/10.3847/1538-4357/aba529
  5. ↑ arXiv:1212.2392[astro-ph.HE]
  6. ↑ PoS(ICRC2021)019
  7. ↑ Podsiadlowski P., Mazzali PA, Nomoto K., et al. Rychlosti hypernov a gama záblesků: Důsledky pro jejich předchůdce  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 23. dubna 2004. - Sv. 607 , č.p. 1 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/421347 .
  8. ↑ Melott AL , Lieberman BS, Laird CM, et al. Zahájil záblesk gama záření pozdně ordovické masové vymírání?  (anglicky)  // International Journal of Astrobiology . - Leden 2004. - Sv. 3 , ne. 1 . - str. 55-61 . — ISSN 1475-3006 . - doi : 10.1017/S1473550404001910 .
  9. ↑ Hurley, Kevin. Bibliografie gama záblesku, 1973-2001 // Astronomie gama záblesku a dosvitu 2001: Workshop oslavující první rok mise HETE / Ed. autor GA Ricker, RK Vanderspek. - American Institute of Physics , 2003. - S. 153-155. — ISBN 0-7534-0122-5 .
  10. ↑ Mazets E. P., Golenetskii S. V. et al. Pozorování gama záblesků Venera 11 a 12 - Experiment The Cone  // Astronomy Letters  : journal  . - 1979. - Sv. 5 . - S. 87-90 .
  11. ↑ Luchkov B. I., Mitrofanov I. G., Rozental I. L. K podstatě kosmických záblesků gama . - UFN, 1996. - T. 166 , č. 7 . - S. 743-762 .  (Přístup: 4. srpna 2011)
  12. ↑ NASA HEASARC: IMP-6 . NASA. Archivováno z originálu 5. února 2012.
  13. ↑ NASA HEASARC: OSO-7 . NASA. Archivováno z originálu 5. února 2012.
  14. ↑ Mazets E. P., Golenetsky S. V., Ilyinsky V. N. Kosmický záblesk gama podle pozorování na satelitu Kosmos-461  // JETP Letters. - 1974. - T. 19 . - S. 126-128 .
  15. ↑ Klebesadel RW a kol. Pozorování gama záblesků kosmického původu . - USA: ApJ., 1973. - T. 182 . - S. 85-88 .
  16. ↑ Schilling 2002, str. 19-20.
  17. ↑ Aptekar R. L., Golenetsky S. V., Mazets E. P., Palshin V. D., Frederiks D. D. Výzkum kosmických záblesků gama a opakovačů měkkého gama záření v experimentech FTI KONUS . - UFN, 2010. - T. 180 . - S. 420-424 .
  18. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // So. Astrofyzika a vesmírná fyzika. - M .: Fizmatlit, 1982. - S. 216 .
  19. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // So. Astrofyzika a vesmírná fyzika (Itogi nauki i techhniki. Ser. Astronomy). - M. : VINITI, 1987. - T. 32 . - S. 16 .
  20. ↑ NASA HEASARC: CGRO . NASA. Archivováno z originálu 5. února 2012.
  21. ↑ Meegan, C. A. et al. Prostorové rozložení záblesků gama pozorovaných BATSE  // Nature  :  journal. - 1992. - Sv. 355 . — S. 143 . - doi : 10.1038/355143a0 .
  22. ↑ Schilling, Govert . Blikat! Honba za největšími explozemi ve vesmíru   : deník . - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0-521-80053-6 .
  23. ↑ Paczyński, B. Jak daleko jsou záblesky gama záření? (anglicky)  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku . - 1995. - Sv. 107 . — S. 1167 . - doi : 10.1086/133674 . - .
  24. ↑ Piran, T. Důsledky pozorování Compton (GRO) pro kosmologické záblesky gama  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1992. - Sv. 389 . — P.L45 . - doi : 10.1086/186345 .
  25. ↑ Lamb D. Q. The Distance Scale to Gamma-Ray Bursts  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1995. - Sv. 107 . - str. 1152 . - doi : 10.1086/133673 . - .
  26. ↑ Hurley, K., Cline, T. a Epstein, R. (1986). „Chybové schránky a prostorová distribuce“. V Liang, E. P.; Petrosian, V. Sborník z konference AIP . Záblesky gama záření. 141 . Americký fyzikální institut . str. 33-38. ISBN  0-88318-340-4 .
  27. ↑ Pedersen, H.; a kol. (1986). „Hluboké hledání protějšků Burster“. V Liang, Edison P.; Petrosian, Váh. Sborník konference AIP . Záblesky gama záření. 141 . Americký fyzikální institut . str. 39-46. ISBN  0-88318-340-4 .
  28. ↑ Hurley, K. Gamma-Ray Bursts - Receding from Our Grasp  // Nature  :  journal. - 1992. - Sv. 357 . — S. 112 . - doi : 10.1038/357112a0 . — .
  29. ↑ Fishman, C.J.; Meegan, C. A. Gamma-Ray Bursts   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - 1995. - Sv. 33 . - str. 415-458 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002215 .
  30. ↑ Paczyński, B.; Rhoads, J. E. Radio Transients from Gamma-Ray Bursters // Astrophysics Journal . - 1993. - T. 418 . - S. 5 . - doi : 10.1086/187102 . - .
  31. ↑ Nejjasnější exploze ve vesmíru Archivováno 15. září 2008 na Wayback Machine .
  32. ↑ Sloučení neutronových hvězd může sloužit jako zdroj energie pro krátké gama záblesky Archivováno 29. dubna 2011 na Wayback Machine // Elements.
  33. ↑ Blinnikov, S., et al. Exploding Neutron Stars in Close Binaries  (anglicky)  // Astronomy Letters  : journal. - 1984. - Sv. 10 . — S. 177 .
  34. ↑ Záblesky gama . Archivováno 1. ledna 2015 na Wayback Machine . Bezpečnostní encyklopedie.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích