Gamma-ray burst

Gamma-ray burst

V astronomii gama záření jsou záblesky gama ( GRB ) nesmírně energetické exploze, které byly pozorovány ve vzdálených galaxiích . Jsou to nejenergetickejší a nejzářivější elektromagnetické události od velkého třesku . Shluky mohou trvat od deseti milisekund do několika hodin. Po počátečním záblesku gama paprsků je obvykle emitován delší "dosvit" na delších vlnových délkách ( rentgenové , ultrafialové , optické , infračervené , mikrovlnné arádio ).

Předpokládá se, že intenzivní záření většiny pozorovaných GRB se uvolňuje během supernovy nebo supersvítivé supernovy , když hvězda o vysoké hmotnosti imploduje za vzniku neutronové hvězdy nebo černé díry.

Zdá se, že podtřída GRB ("krátké" vzplanutí) pochází ze sloučení binárních neutronových hvězd . Příčinou výbuchu prekurzoru pozorovaného u některých z těchto krátkých událostí může být vývoj rezonance mezi kůrou a jádrem takových hvězd v důsledku masivních slapových sil, které se vyskytly v sekundách před jejich srážkou, což způsobilo celou kůru. hvězdy k rozbití.

Zdroje většiny GRB jsou miliardy světelných let daleko od Země , což znamená, že oba výbuchy jsou extrémně energetické (typický výbuch uvolní tolik energie za několik sekund, kolik Slunce uvolní za celý svůj 10 miliard let života) a extrémně vzácný (několik na galaxii na milion let ). Všechny pozorované GRB pocházejí z vnějšku galaxie Mléčná dráha , ačkoli příbuzná třída jevů, měkké gama opakovače , jsou spojeny s magnetary v Mléčné dráze. Byla vyslovena hypotéza, že gama záblesk v Mléčné dráze , směřující přímo k Zemi, by mohl způsobitudálost hromadného vymírání.

GRB byly poprvé detekovány v roce 1967 satelity Vela , které byly navrženy k odhalení tajných testů jaderných zbraní ; toto bylo odtajněno a publikováno v roce 1973.Po jejich objevu byly navrženy stovky teoretických modelů k vysvětlení těchto výbuchů, jako jsou srážky mezi kometami a neutronovými hvězdami . Pro ověření těchto modelů bylo k dispozici jen málo informací až do roku 1997, kdy došlo k detekci prvních rentgenových a optických dosvitů a přímému měření jejich rudých posuvů pomocí optické spektroskopie , a tedy jejich vzdáleností a energetických výstupů. Tyto objevy a následné studie galaxií asupernovy spojené s výbuchy, objasnily vzdálenost a svítivost GRB a definitivně je umístily do vzdálených galaxií.

Historie

Hlavní článek: Historie výzkumu gama záblesků Pozice všech gama záblesků zjištěných během mise BATSE na obloze. Distribuce je izotropní , bez koncentrace směrem k rovině Mléčné dráhy, která prochází horizontálně středem obrazu.

Záblesky gama byly poprvé pozorovány koncem 60. let 20. století americkými satelity Vela , které byly sestrojeny k detekci pulzů gama záření emitovaných jadernými zbraněmi testovanými ve vesmíru. Spojené státy měly podezření, že by se Sovětský svaz mohl pokusit provést tajné jaderné testy po podepsání Smlouvy o zákazu jaderných zkoušek v roce 1963. 2. července 1967 ve 14:19 UTC družice Vela 4 a Vela 3 detekovaly záblesk. gama záření na rozdíl od všech známých jaderných zbraní.Tým z Los Alamos National Laboratory , vedený Rayem Klebesadelem , si není jistý, co se stalo, ale nebral tuto záležitost jako zvlášť naléhavou., odložil data k prošetření. Když byly vypuštěny další družice Vela s lepšími přístroji, tým Los Alamos ve svých datech nadále nacházel nevysvětlitelné záblesky gama. Analýzou různých časů příchodu výbojů, jak byly zjištěny různými satelity, byl tým schopen určit hrubé odhady pro pozice na obloze šestnácti výbojů a definitivně vyloučit pozemský nebo sluneční původ. Objev byl odtajněn a zveřejněn v roce 1973.

Většina raných teorií gama záblesků předpokládala blízké zdroje v galaxii Mléčná dráha . Od roku 1991 Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) a její nástroj Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ), extrémně citlivý detektor gama záření, poskytovaly údaje, které ukázaly, že distribuce GRB je izotropní - není zaujatá žádným konkrétním směrem ve vesmíru. Pokud by zdroje pocházely z naší vlastní galaxie, byly by silně koncentrovány v galaktické rovině nebo v její blízkosti. Absence takového vzoru v případě GRB poskytla silný důkaz, že záblesky gama musí pocházet zpoza Mléčné dráhy. Některé modely Mléčné dráhy jsou však stále konzistentní s izotropním rozdělením.

V říjnu 2018 astronomové oznámili, že GRB 150101B a GW170817 , gravitační vlna detekovaná v roce 2017, mohla být vytvořena stejným mechanismem - sloučením dvou neutronových hvězd . Podobnosti mezi těmito dvěma událostmi, pokud jde o gama záření , optické a rentgenové emise, stejně jako povaha přidružených hostitelských galaxií , jsou "nápadné", což naznačuje, že obě samostatné události mohou být výsledkem sloučení. neutronových hvězd a obě mohou být kilonova , což může být podle vědců ve vesmíru běžnější, než se dříve myslelo.

V listopadu 2019 astronomové ohlásili pozoruhodnou explozi gama paprsků pojmenovanou GRB 190114C , původně detekovanou v lednu 2019, která dosud produkovala gama záření s nejvyšší energií - asi 1 teraelektronvolt (TeV) - jaká kdy byla u takového kosmického prostoru pozorována. událost.

Protějšky jako kandidátské zdroje

Po celá desetiletí po objevu GRB astronomové hledali protějšek na jiných vlnových délkách: tj. jakýkoli astronomický objekt v polohové koincidenci s nedávno pozorovaným výbuchem. Astronomové zvažovali mnoho různých tříd objektů, včetně bílých trpaslíků , pulsarů , supernov , kulových hvězdokup , kvasarů , Seyfertových galaxií a objektů BL Lac . Všechna taková hledání byla neúspěšná, a v několika případech bylo možné jasně ukázat, že zvláště dobře lokalizované záblesky (ty, jejichž pozice byly určeny s tehdy vysokým stupněm přesnosti) nemají žádné jasné objekty jakékoli povahy odpovídající poloze odvozené z detekčních satelitů. To naznačovalo původ buď velmi slabých hvězd nebo extrémně vzdálených galaxií. I ty nejpřesnější polohy obsahovaly četné slabé hvězdy a galaxie a všeobecně se shodlo, že konečné rozlišení původu kosmických záblesků gama bude vyžadovat jak nové satelity, tak rychlejší komunikaci.

Dosvit

Italsko-nizozemský satelit BeppoSAX , vypuštěný v dubnu 1996, poskytl první přesné polohy záblesků gama, což umožnilo následná pozorování a identifikaci zdrojů.

Několik modelů původu záblesků gama předpokládalo, že po počátečním záblesku gama záření by měla následovat pomalu slábnoucí emise na delších vlnových délkách vytvořená srážkami mezi výtryskem a mezihvězdným plynem. Tato slábnoucí emise by se nazývala "dosvit". První pátrání po tomto dosvitu bylo neúspěšné, především proto, že je obtížné pozorovat polohu vzplanutí na delších vlnových délkách bezprostředně po počátečním vzplanutí. Průlom nastal v únoru 1997, kdy družice BeppoSAX detekovala gama záblesk ( GRB 970228 a když byla rentgenová kamera namířena směrem, odkud záblesk pocházela, detekovala slábnoucí rentgenovou emisi. TheWilliam Herschel Telescope identifikoval blednoucí optický protějšek 20 hodin po výbuchu. Jakmile GRB vybledl, hloubkové zobrazování bylo schopno identifikovat slabou, vzdálenou hostitelskou galaxii v místě GRB, jak byla přesně označena optickým dosvitem.

Kvůli velmi slabé svítivosti této galaxie nebyla několik let změřena její přesná vzdálenost. Dobře poté nastal další velký průlom s další událostí registrovanou BeppoSAX, GRB 970508 .Tato událost byla lokalizována do čtyř hodin od jejího objevu, což výzkumným týmům umožnilo začít s pozorováním mnohem dříve než jakýkoli předchozí výbuch. Spektrum objektu odhalilo rudý posuv z = 0,835, čímž se výbuch umístil do vzdálenosti zhruba 6 miliard světelných let od Země. Jednalo se o první přesné určení vzdálenosti k GRB a společně s objevem hostitelské galaxie 970228 prokázalo, že GRB se vyskytují v extrémně vzdálených galaxiích. Během několika měsíců skončila polemika o měřítku vzdálenosti: GRB byly extragalaktické události pocházející ze slabých galaxií v obrovských vzdálenostech. Následující rok následovala GRB 980425 během jednoho dne jasná supernova ( SN 1998bw ), shodná na místě, což naznačuje jasnou souvislost mezi GRB a smrtí velmi hmotných hvězd. Tento výbuch poskytl první silné vodítko o povaze systémů, které produkují GRB.

Kosmická loď Swift od NASA odstartovala v listopadu 2004

BeppoSAX fungoval až do roku 2002 a CGRO (s BATSE) bylo vyřazeno z oběžné dráhy v roce 2000. Revoluce ve studiu gama záblesků však motivovala vývoj řady dalších přístrojů navržených speciálně k prozkoumání povahy GRB, zejména v nejranějších okamžicích. po výbuchu. První taková mise, HETE-2 ,byla zahájena v roce 2000 a fungovala do roku 2006 a poskytla většinu hlavních objevů během tohoto období. Jedna z dosud nejúspěšnějších vesmírných misí, Swift , byla zahájena v roce 2004 a od roku 2018 je stále funkční.Swift je vybaven velmi citlivým detektorem gama záření a také palubními rentgenovými a optickými dalekohledy, které lze rychle a automaticky natáčet a sledovat emise dosvitu po výbuchu. Nedávno byla zahájena mise Fermi s monitorem gama záblesků, který detekuje záblesky rychlostí několika stovek za rok, z nichž některé jsou dostatečně jasné, aby je bylo možné pozorovat při extrémně vysokých energiích pomocí Fermiho velkoplošného dalekohledu . Mezitím bylo na zemi postaveno nebo upraveno mnoho optických teleskopů tak, aby zahrnovaly robotický řídicí software, který okamžitě reaguje na signály odeslané prostřednictvím sítě souřadnic gama záření.. To umožňuje dalekohledům rychle přesměrovat na GRB, často během několika sekund po přijetí signálu a zatímco samotná emise gama záření stále probíhá.

Nový vývoj od roku 2000 zahrnuje rozpoznání krátkých záblesků gama záření jako samostatné třídy (pravděpodobně ze slučování neutronových hvězd a nesouvisejících se supernovami), objev rozšířené, nevyzpytatelné zábleskové aktivity na vlnových délkách rentgenového záření trvající mnoho minut po většině GRBs, a objev nejsvítivějších ( GRB 080319B ) a bývalých nejvzdálenějších ( GRB 090423 ) objektů ve vesmíru. Nejvzdálenější známý GRB, GRB 090429B , je nyní nejvzdálenějším známým objektem ve vesmíru.

Klasifikace

Světelné křivky záblesku gama

Světelné křivky gama záblesků jsou extrémně rozmanité a složité. Žádné dvě světelné křivky gama záblesku nejsou totožné, s velkými variacemi pozorovanými téměř u každé vlastnosti: trvání pozorovatelné emise se může lišit od milisekund do desítek minut, může existovat jeden vrchol nebo několik jednotlivých subpulzů a jednotlivé vrcholy mohou být symetrické nebo s rychlým rozjasněním a velmi pomalým vyblednutím. Některým vzplanutím předchází událost " předchůdce ", slabé vzplanutí, které je poté následováno (po sekundách až minutách bez jakékoli emise) mnohem intenzivnější "skutečnou" epizodou prasknutí. Světelné křivky některých událostí mají extrémně chaotické a komplikované profily téměř bez rozeznatelných vzorů.

Ačkoli některé světelné křivky lze zhruba reprodukovat pomocí určitých zjednodušených modelů, bylo dosaženo malého pokroku v pochopení plné pozorované rozmanitosti. Bylo navrženo mnoho klasifikačních schémat, ale tato jsou často založena pouze na rozdílech ve vzhledu světelných křivek a nemusí vždy odrážet skutečný fyzikální rozdíl v předchůdcích explozí. Grafy rozložení pozorovaného trvání pro velký počet gama záblesků však ukazují jasnou bimodalitu , což naznačuje existenci dvou samostatných populací: "krátké" populace s průměrnou dobou trvání asi 0,3 sekundy a "dlouhá" populace s průměrnou dobou trvání asi 30 sekund. Obě distribuce jsou velmi široké s významným překrývajícím se regionem, ve kterém není identita dané události jasná pouze z trvání. Byly navrženy další třídy nad rámec tohoto dvoustupňového systému na základě pozorování i teoretického základu.

Krátké záblesky gama

Hubbleův vesmírný dalekohled zachycuje infračervenou záři výbuchu kilonovy.

Události s trváním kratším než dvě sekundy jsou klasifikovány jako krátké záblesky gama záření. Ty představují asi 30 % gama záblesků, ale až do roku 2005 nebyl z žádné krátké události úspěšně detekován žádný dosvit a o jejich původu se vědělo jen málo. Od té doby bylo detekováno a lokalizováno několik desítek krátkých dosvitů gama záblesků, z nichž několik je spojeno s oblastmi s malou nebo žádnou tvorbou hvězd, jako jsou velké eliptické galaxie a centrální oblasti velkých kup galaxií . To vylučuje spojení s masivními hvězdami, což potvrzuje, že krátké události jsou fyzicky odlišné od dlouhých událostí. Navíc zde nebyla žádná souvislost se supernovami.

Skutečná povaha těchto objektů byla zpočátku neznámá a hlavní hypotézou bylo, že vznikly sloučením binárních neutronových hvězd nebo neutronové hvězdy s černou dírou . Takové fúze byly teoreticky produkovány kilonovae a byl viděn důkaz pro kilonova související s GRB 130603B. Průměrná doba trvání těchto událostí 0,2 sekundy naznačuje (kvůli kauzalitě) zdroj s velmi malým fyzickým průměrem ve hvězdném vyjádření; méně než 0,2 světelné sekundy (asi 60 000 km neboli 37 000 mil - čtyřnásobek průměru Země). Pozorování minut až hodin rentgenových záblesků po krátkém záblesku gama záření je v souladu s malými částicemi primárního objektu, jako je neutronová hvězda, zpočátku spolknutý černou dírou za méně než dvě sekundy, po nichž následuje několik hodin s nižší energií. události, protože zbývající fragmenty materiálu neutronové hvězdy narušené slapovým proudem (již ne neutronium ) zůstávají na oběžné dráze, aby se ve spirále dostaly do černé díry po delší časové období. Malá část krátkých záblesků gama je pravděpodobně produkována obřími erupcemi z měkkých opakovačů gama v blízkých galaxiích.

Původ krátkých GRB v kilonovech byl potvrzen, když byl krátký GRB 170817A detekován pouze 1,7 s po detekci gravitační vlny GW170817 , což byl signál ze sloučení dvou neutronových hvězd.

Dlouhé gama záblesky

Většina pozorovaných událostí (70 %) trvá déle než dvě sekundy a jsou klasifikovány jako dlouhé gama záblesky. Protože tyto události tvoří většinu populace a protože mají tendenci mít nejjasnější dosvit, byly pozorovány mnohem podrobněji než jejich krátké protějšky. Téměř každý dobře prostudovaný dlouhý záblesk gama byl spojen s galaxií s rychlým vznikem hvězd a v mnoha případech také se supernovou s kolapsem jádra , což jednoznačně spojuje dlouhé GRB se smrtí hmotných hvězd. Pozorování dlouhého dosvitu GRB při vysokém rudém posuvu jsou také v souladu s tím, že GRB pochází z oblastí tvorby hvězd.

Ultra dlouhé gama záblesky

Tyto události jsou na konci dlouhé distribuce trvání GRB, trvající více než 10 000 sekund. Bylo navrženo, aby vytvořily samostatnou třídu, způsobenou kolapsem modré hvězdy veleobra, událostí narušení slapu nebo novorozeným magnetarem . Dosud bylo identifikováno pouze malé množství, jejichž primární charakteristikou je trvání emise gama záření. Mezi nejvíce studované ultra dlouhé události patří GRB 101225A a GRB 111209A . Nízká míra detekce může být spíše výsledkem nízké citlivosti současných detektorů na události s dlouhou dobou trvání, než odrazem jejich skutečné frekvence. Studie z roku 2013 na druhé straně ukazuje, že existující důkazy pro samostatnou ultradlouhou populaci GRB s novým typem progenitoru jsou neprůkazné a k vyvození pevnějšího závěru jsou zapotřebí další pozorování na více vlnových délkách. .

Energetika a vyzařování

Umělcova ilustrace jasného záblesku gama, ke kterému dochází v oblasti tvorby hvězd. Energie z exploze je přenášena do dvou úzkých, opačně nasměrovaných trysek.

Záblesky gama jsou velmi jasné, jak je pozorováno ze Země, navzdory jejich typicky obrovským vzdálenostem. Průměrně dlouhý GRB má bolometrický tok srovnatelný s jasnou hvězdou v naší galaxii navzdory vzdálenosti miliard světelných let (ve srovnání s několika desítkami světelných let u většiny viditelných hvězd). Většina této energie se uvolňuje v gama záření, ačkoli některé GRB mají také extrémně světelné optické protějšky. GRB 080319B byl například doprovázen optickým protějškem, který dosáhl vrcholu ve viditelné magnitudě 5,8, srovnatelné s nejslabšími hvězdami pouhým okem, navzdory vzdálenosti výbuchu 7,5 miliardy světelných let. Tato kombinace jasu a vzdálenosti implikuje extrémně energetický zdroj. Za předpokladu, že exploze gama záření je sférická, energetický výstup GRB 080319B by byl v rámci faktoru dvou energie klidové hmoty Slunce (energie, která by se uvolnila, kdyby se Slunce zcela přeměnilo na záření).

Záblesky gama jsou považovány za vysoce soustředěné exploze, přičemž většina energie výbuchu je kolimována do úzkého výtrysku . Přibližnou úhlovou šířku výtrysku (tedy míru šíření paprsku) lze odhadnout přímo pozorováním achromatických "přerušení výtrysku" v křivkách dosvitu: doba, po jejímž uplynutí pomalu doznívající dosvit začne rychle slábnout, jak jet zpomaluje a již nemůže vysílat své záření tak efektivně. Pozorování naznačují významné odchylky v úhlu výtrysku od 2 do 20 stupňů.

Vzhledem k tomu, že jejich energie je silně soustředěna, očekává se, že gama paprsky emitované většinou záblesků mine Zemi a nikdy nebudou detekovány. Když je záblesk gama namířen k Zemi, zaměření jeho energie podél relativně úzkého paprsku způsobí, že záblesk vypadá mnohem jasněji, než by byl, kdyby jeho energie byla sféricky vyzařována. Když se vezme v úvahu tento efekt, pozorujeme typické záblesky gama záření, které mají skutečné uvolnění energie asi 10 44 J, nebo asi 1/2000 energetického ekvivalentu sluneční hmotnosti ( M ) - což je stále mnoho krát hmotnostně-energetický ekvivalent Země (asi 5,5 × 10 41 J). To je srovnatelné s energií uvolněnou v jasném typu Ib/c supernovy a v rozsahu teoretických modelů. Byly pozorovány velmi jasné supernovy, které doprovázejí několik nejbližších GRB. Další podpora pro zaměření výstupu GRB pochází z pozorování silných asymetrií ve spektrech blízkých supernov typu Ic az rádiových pozorování pořízených dlouho po záblescích, kdy jejich výtrysky již nejsou relativistické.

Zdá se, že krátké (doba trvání) GRB pocházejí z populace s nižším rudým posuvem (tj. méně vzdálené) a jsou méně svítivé než dlouhé GRB. Stupeň vyzařování v krátkých záblescích nebyl přesně změřen, ale jako populace jsou pravděpodobně méně kolimované než dlouhé GRB nebo možná v některých případech nejsou kolimovány vůbec.

Předchůdci

Hlavní článek: Progenitory gama záblesků Snímek Wolf-Rayetovy hvězdy WR 124 a její okolní mlhoviny z Hubbleova vesmírného dalekohledu . Wolf-Rayetovy hvězdy jsou kandidáty na to, aby byly předchůdci dlouhodobých GRB.

Kvůli obrovským vzdálenostem většiny zdrojů gama záblesků od Země je identifikace progenitorů, systémů, které tyto exploze produkují, náročná. Spojení některých dlouhých GRB se supernovami a skutečnost, že jejich hostitelské galaxie rychle tvoří hvězdy, nabízí velmi silný důkaz, že dlouhé záblesky gama jsou spojeny s masivními hvězdami. Nejrozšířenějším mechanismem pro vznik dlouhotrvajících GRB je model kolapsaru, ve kterém se jádro extrémně hmotné, rychle rotující hvězdy s nízkou metalicitou zhroutí do černé díry v závěrečných fázích svého vývoje . Hmota v blízkosti jádra hvězdy prší dolů směrem ke středu a víří do vysoké hustotyakreční disk . Dopad tohoto materiálu do černé díry vyžene pár relativistických výtrysků ven podél rotační osy, které buší skrz hvězdný obal a nakonec prorazí hvězdným povrchem a vyzařují jako gama paprsky. Některé alternativní modely nahrazují černou díru nově vytvořeným magnetarem, ačkoli většina ostatních aspektů modelu (kolaps jádra hmotné hvězdy a vznik relativistických výtrysků) je stejná.

Nejbližšími analogy hvězd produkujících dlouhé záblesky gama v galaxii Mléčná dráha jsou pravděpodobně Wolf-Rayetovy hvězdy , extrémně horké a hmotné hvězdy, které se zbavily většiny nebo všech svých vodíkových obalů. Eta Carinae , Apep a WR 104 byly uváděny jako možné budoucí progenitory vzplanutí gama záření. Není jasné, zda některá hvězda v Mléčné dráze má vhodné vlastnosti k vytvoření záblesku gama.

Model masivní hvězdy pravděpodobně nevysvětluje všechny typy záblesků gama. Existují pádné důkazy, že k některým krátkodobým zábleskům gama záření dochází v systémech bez vzniku hvězd a bez hmotných hvězd, jako jsou eliptické galaxie a hala galaxií . Oblíbenou teorií původu většiny krátkých gama záblesků je sloučení binárního systému sestávajícího ze dvou neutronových hvězd. Podle tohoto modelu se dvě hvězdy v dvojhvězdě pomalu spirálovitě stáčejí k sobě, protože gravitační záření uvolňuje energii až do slapových silnáhle roztrhají neutronové hvězdy a ty se zhroutí do jediné černé díry. Vpad hmoty do nové černé díry vytváří akreční disk a uvolňuje výboj energie, analogický modelu kolapsaru. Pro vysvětlení krátkých záblesků gama byla navržena řada dalších modelů, včetně sloučení neutronové hvězdy a černé díry, kolaps neutronové hvězdy vyvolaný akrecí nebo vypařování prvotních černých děr.

Alternativní vysvětlení navržené Friedwardtem Winterbergem je, že v průběhu gravitačního kolapsu a při dosažení horizontu událostí černé díry se veškerá hmota rozpadne na výbuch gama záření.

Události narušení přílivu a odlivu

Hlavní článek: Událost narušení přílivu

Tato nová třída událostí podobných GRB byla poprvé objevena prostřednictvím detekce GRB 110328A misí Swift Gamma-Ray Burst Mission dne 28. března 2011. Tato událost měla trvání gama záření asi 2 dny, mnohem déle než dokonce ultra dlouhé GRBs a byl detekován na rentgenových snímcích po mnoho měsíců. Došlo k němu v centru malé eliptické galaxie při rudém posuvu z = 0,3534. Probíhá debata o tom, zda byla exploze důsledkem zhroucení hvězdy nebo události narušení přílivu a odlivu doprovázené relativistickým proudem, ačkoli druhé vysvětlení se stalo široce oblíbeným.

Událost slapového narušení tohoto druhu je, když hvězda interaguje se supermasivní černou dírou , rozdrtí hvězdu a v některých případech vytvoří relativistický výtrysk, který produkuje jasnou emisi záření gama. Původně se tvrdilo, že událost GRB 110328A (také označovaná jako Swift J1644+57) byla způsobena narušením hvězdy hlavní posloupnosti černou dírou o hmotnosti několika miliónůkrát hmotnější než Slunce, i když následně se tvrdilo, že pravděpodobnější může být narušení bílého trpaslíka černou dírou o hmotnosti asi 10 tisíckrát větší, než je Slunce.

Emisní mechanismy

Hlavní článek: Mechanismy emise gama záblesků Mechanismus gama záblesku

Prostředky, kterými záblesky gama záření přeměňují energii na záření, zůstávají nedostatečně pochopeny a do roku 2010 stále neexistoval žádný obecně přijímaný model, jak k tomuto procesu dochází. [104] Každý úspěšný model emise GRB musí vysvětlovat fyzikální proces generování emise gama záření, který odpovídá pozorované rozmanitosti světelných křivek, spekter a dalších charakteristik. Obzvláště náročná je potřeba vysvětlit velmi vysoké účinnosti, které jsou odvozeny z některých explozí: některé gama záblesky mohou přeměnit až polovinu (nebo více) energie výbuchu na gama záření. První pozorování jasných optických protějšků GRB 990123 a GRB 080319B, jejichž optické světelné křivky byly extrapolacemi světelných spekter gama záření, navrhli, že inverzní Compton může být v některých případech dominantním procesem. V tomto modelu jsou již existující nízkoenergetické fotony rozptýleny relativistickými elektrony v rámci exploze, čímž se výrazně zvýší jejich energie a přemění se na gama záření.

Lépe je pochopena povaha dosvitu na delší vlnové délce (od rentgenového záření po rádiové záření ), které následuje po záblescích gama záření. Jakákoli energie uvolněná explozí, která není vyzářena při samotném výbuchu, má formu hmoty nebo energie pohybující se směrem ven téměř rychlostí světla. Jak se tato hmota sráží s okolním mezihvězdným plynem , vytváří relativistickou rázovou vlnu , která se pak šíří vpřed do mezihvězdného prostoru. Druhá rázová vlna, zpětný ráz, se může šířit zpět do vyvržené hmoty. Extrémně energetické elektrony v rázové vlně jsou urychlovány silnými lokálními magnetickými poli a vyzařují jako synchrotronová emise přes většinuelektromagnetické spektrum . Tento model byl obecně úspěšný při modelování chování mnoha pozorovaných dosvitů v pozdních časech (obecně hodiny až dny po explozi), i když je obtížné vysvětlit všechny rysy dosvitu velmi krátce po gama- došlo k záblesku paprsků.

Míra výskytu a potenciální účinky na život

Dne 27. října 2015 ve 22:40 GMT objevila družice NASA/ASI/UKSA Swift svůj 1000. gama záblesk (GRB).

Záblesky gama mohou mít škodlivé nebo destruktivní účinky na život. Vezmeme-li v úvahu vesmír jako celek, nejbezpečnějším prostředím pro život podobný tomu na Zemi jsou oblasti s nejnižší hustotou na okrajích velkých galaxií. Naše znalosti typů galaxií a jejich distribuce naznačují, že život, jak jej známe, může existovat pouze v asi 10 % všech galaxií. Navíc galaxie s rudým posuvem z vyšším než 0,5 jsou nevhodné pro život, jak jej známe, kvůli jejich vyšší míře GRB a jejich hvězdné kompaktnosti.

Všechny dosud pozorované GRB se vyskytly mimo galaxii Mléčná dráha a byly pro Zemi neškodné. Pokud by se však GRB objevil v Mléčné dráze ve vzdálenosti 5 000 až 8 000 světelných let a jeho emise byla vysílána přímo k Zemi, účinky by mohly být škodlivé a potenciálně zničující pro její ekosystémy . V současné době družice na oběžné dráze detekují v průměru přibližně jeden GRB za den. Nejbližší pozorovaný GRB k březnu 2014 byl GRB 980425 , který se nachází 40 megaparseků (130 000 000 ly) daleko ( z = 0,0085) v trpasličí galaxii typu SBc. GRB 980425 byla mnohem méně energetická než průměrná GRB a byla spojena se supernovou typu Ib SN 1998bw.

Odhadnout přesnou míru výskytu GRB je obtížné; pro galaxii přibližně stejné velikosti jako Mléčná dráha se odhady očekávané rychlosti (pro dlouhotrvající GRB) mohou pohybovat od jednoho výbuchu každých 10 000 let až po jeden výbuch každých 1 000 000 let. [Pouze malé procento z nich by bylo vysíláno směrem k Zemi. Odhady míry výskytu krátkodobých GRB jsou ještě nejistější kvůli neznámému stupni kolimace, ale jsou pravděpodobně srovnatelné.

Protože se předpokládá, že GRB zahrnují vyzařování paprsků podél dvou výtrysků v opačných směrech, pouze planety v dráze těchto výtrysků by byly vystaveny vysokoenergetickému záření gama.

Přestože blízké GRB zasahující Zemi destruktivní sprškou gama paprsků jsou pouze hypotetické události, bylo pozorováno, že procesy s vysokou energií v celé galaxii ovlivňují zemskou atmosféru.

Účinky na Zemi

Zemská atmosféra je velmi účinná při pohlcování vysokoenergetického elektromagnetického záření, jako je rentgenové a gama záření, takže tyto typy záření by během samotného výbuchu nedosáhly na povrchu žádné nebezpečné úrovně. Okamžitý účinek na život na Zemi z GRB během několika kilo parseků by byl pouze krátký nárůst ultrafialového záření na úrovni země, trvající od méně než sekundy po desítky sekund. Toto ultrafialové záření by mohlo potenciálně dosáhnout nebezpečných úrovní v závislosti na přesné povaze a vzdálenosti výbuchu, ale zdá se nepravděpodobné, že by mohlo způsobit globální katastrofu pro život na Zemi.

Nebezpečnější jsou dlouhodobé účinky blízkého výbuchu. Gama paprsky způsobují chemické reakce v atmosféře zahrnující molekuly kyslíku a dusíku , vytvářející nejprve oxid dusíku a poté plynný oxid dusičitý . Oxidy dusíku způsobují nebezpečné účinky na třech úrovních. Za prvé, poškozují ozón , přičemž modely ukazují možné globální snížení o 25-35 %, přičemž v určitých lokalitách až o 75 %, což je efekt, který by trval roky. Toto snížení stačí na to, aby způsobilo nebezpečně zvýšený UV index na povrchu. Za druhé, oxidy dusíku způsobují fotochemický smog , který ztmavuje oblohu a blokuje části slunečního světla .spektrum. To by ovlivnilo fotosyntézu , ale modely ukazují pouze asi 1% snížení celkového slunečního spektra, které trvá několik let. Smog by však mohl potenciálně způsobit chladivý efekt na zemské klima a vytvořit "kosmickou zimu" (podobnou impaktní zimě , ale bez dopadu), ale pouze v případě, že k ní dojde současně s globální nestabilitou klimatu. Za třetí, zvýšené hladiny oxidu dusičitého v atmosféře by se vyplavily a vytvořily by kyselé deště . Kyselina dusičná je toxická pro různé organismy, včetně života obojživelníků, ale modely předpovídají, že nedosáhne úrovně, která by způsobila vážný globální účinek. Dusičnany mohou být ve skutečnosti pro některé rostliny prospěšné.

Celkově vzato, GRB v rozmezí několika kiloparseků se svou energií nasměrovanou k Zemi většinou poškodí život zvýšením úrovně UV během samotného výbuchu a několik let poté. Modely ukazují, že destruktivní účinky tohoto nárůstu mohou způsobit až 16násobek normálních úrovní poškození DNA. Ukázalo se, že je obtížné vyhodnotit spolehlivé vyhodnocení důsledků toho na suchozemský ekosystém kvůli nejistotě biologických polí a laboratorních údajů.

Hypotetické účinky na Zemi v minulosti

GRB dostatečně blízko na to, aby nějakým způsobem ovlivnily život, se mohou vyskytovat zhruba jednou za pět milionů let - zhruba tisíckrát od doby, kdy život na Zemi vznikl.

Hlavní události vymírání ordoviku a siluru před 450 miliony let mohly být způsobeny GRB. Pozdně ordovické druhy trilobitů , které strávily část svého života ve vrstvě planktonu poblíž hladiny oceánu, byly zasaženy mnohem tvrději než obyvatelé hlubinných vod, kteří měli tendenci zdržovat se ve zcela omezených oblastech. To je v kontrastu s obvyklým modelem událostí vyhynutí, kdy se druhům s více rozšířenými populacemi obvykle daří lépe. Možným vysvětlením je, že trilobiti zůstávající v hluboké vodě by byli více chráněni před zvýšeným UV zářením spojeným s GRB. Tuto hypotézu podporuje i skutečnost, že během pozdního ordoviku se hrabal mlždruhy byly méně pravděpodobné, že vyhynou než mlži, kteří žili na povrchu.

Byl prokázán případ, že vrchol uhlíku-14 774-775 byl výsledkem krátkého GRB, i když další možností je velmi silná sluneční erupce.

Kandidáti GRB v Mléčné dráze

Ilustrace krátkého záblesku gama způsobeného kolabující hvězdou.

Žádné gama záblesky z naší vlastní galaxie, Mléčné dráhy , nebyly pozorovány a otázka, zda k nim někdy došlo, zůstává nevyřešena. Ve světle vyvíjejícího se chápání záblesků gama a jejich předchůdců zaznamenává vědecká literatura rostoucí počet místních, minulých i budoucích kandidátů na GRB. Dlouhotrvající GRB souvisí se supersvětelnými supernovami nebo hypernovami a většina luminous blue variables (LBV) a rychle rotující Wolf-Rayetovy hvězdy končí své životní cykly v supernovách s kolapsem jádra s přidruženým dlouhodobým GRB. Znalosti o GRB však pocházejí z galaxií chudých na kov z bývalých epoch vývoje vesmírua je nemožné přímo extrapolovat tak, aby zahrnovala více vyvinuté galaxie a hvězdná prostředí s vyšší metalicitou , jako je Mléčná dráha.