Záblesk gama

Záblesk gama

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

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 pochází ze sloučení binárních neutronových hvězd .

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 způsobit hromadné vymírání . Pozdní ordovické masové vymírání bylo některými badateli předpokládáno, že k němu došlo v důsledku takového gama záblesku.

GRB byly poprvé detekovány v roce 1967 satelity Vela , které byly navrženy k odhalení tajných testů jaderných zbraní ; po důkladné analýze to bylo 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 tím i jejich vzdáleností a energetických výstupů. Tyto objevy a následné studie galaxií a supernov spojených s výbuchy objasnily vzdálenost a svítivost GRB a definitivně je umístily do vzdálených galaxií.

Historie

Hlavní článek: Historie výzkumu gama zábleskůPozice na obloze všech gama záblesků detekovaných během mise BATSE. 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 zkonstruovány 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. [15] 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 v Los Alamos National Laboratory , vedený Rayem Klebesadelem , si nebyl jistý, co se stalo, ale nebral to v úvahu jako zvlášť naléhavou záležitost, odložil data k vyšetřování. Když byly vypuštěny další družice Vela s lepšími přístroji, tým Los Alamos ve svých datech nadále nacházel nevysvětlitelné záblesky gama. Analýzou různých časů příchodu výbuchů, jak byly zjištěny různými satelity, byl tým schopen určit hrubé odhady pozic na obloze 16 výbuchů a definitivně vyloučit pozemský nebo sluneční původ. Na rozdíl od všeobecného přesvědčení nebyla data nikdy klasifikována. Po důkladné analýze byly nálezy publikovány v roce 1973 jako článek v Astrophysical Journal s názvem "Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin".

Většina raných hypotéz o gama záblescích 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 v souladu s izotropním rozdělením.

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, [pozn . povaha v souladu s polohou odvozenou z detekčních satelitů. To naznačuje původ buď velmi slabých hvězd nebo extrémně vzdálených galaxií. Dokonce i ty nejpřesnější polohy obsahovaly četné slabé hvězdy a galaxie a panovalo všeobecné mínění, 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 gama záblesků, což umožnilo následná pozorování a identifikaci zdrojů.

Několik modelů původu záblesků gama předpokládalo, že po počátečním záblesku gama paprsků by měl následovat dosvit : pomalu slábnoucí emise na delších vlnových délkách vytvořená srážkami mezi výrony záblesku a mezihvězdným plynem. Dřívější pátrání po tomto dosvitu bylo neúspěšné, z velké části 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 ve směru, odkud záblesk pocházel, detekovala slábnoucí rentgenové záření. . Teleskop Williama Herschela 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.  Toto bylo první přesné určení vzdálenosti k GRB a spolu 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.

Novější nástroje

Kosmická loď Swift od NASA odstartovala v listopadu 2004

BeppoSAX fungoval 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 pro zkoumání povahy GRB, zejména v nejranějších okamžicích. po výbuchu. První taková mise, HETE-2 , [36] byla vypuštěna 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 ledna 2023 je stále funkční. [37] [38] Swift je vybaven velmi citlivým detektorem gama záření a také palubními rentgenovými a optickými dalekohledy, které lze rychle a automaticky natáčet za účelem pozorování dosvitu po výbuchu. Nedávno byla vypuštěna mise Fermi s monitorem gama záblesků , který detekuje záblesky rychlostí několika stovek za rok, z nichž některé jsou dostatečně jasné na to, 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 obsahovaly robotický řídicí software, který okamžitě reaguje na signály odeslané prostřednictvím sítě souřadnic gama záření . To umožňuje dalekohledům rychle přesměrovat směrem k 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.

V říjnu 2018 astronomové oznámili, že GRB 150101B (zjištěno v roce 2015) a GW170817 , událost gravitační vlny detekovaná v roce 2017 (která byla spojena s GRB170817A, výbuch detekovaný o 1,7 sekundy později), mohly být vytvořeny stejným mechanismem – sloučení dvou neutronových hvězd . Podobnosti mezi těmito dvěma událostmi, pokud jde o gama záření , optické a rentgenové emise, stejně jako povaha souvisejících 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 chápalo.

Světlo s nejvyšší energií pozorované ze záblesku gama záření bylo jeden teraelektronvolt , z GRB 190114C v roce 2019. [47] (Všimněte si, že je to asi tisíckrát nižší energie než světlo s nejvyšší energií pozorované z jakéhokoli zdroje, což je 1,4 petaelektronvoltů roku 2021.)

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 fyzický rozdíl v předchůdcích explozí. Grafy distribuce 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 gama záblesky

Hubbleův vesmírný dalekohled zachycuje infračervenou záři výbuchu kilonova . GRB 211106A, jeden z nejúčinnějších krátkých GRB registrovaných, v vůbec prvním časosběrném filmu krátkého GRB ve světle milimetrových vlnových délek, jak je vidět na Atacama Large Millimeter/submilimeter Array (ALMA) a přesně nasměrováno na vzdálený hostitel galaxie zachycené pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu.

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 . Toto vylučuje spojení s hmotnými 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 . Předpokládalo se , že takové fúze produkují kilonovae a byly pozorovány důkazy pro kilonovy spojené s GRB 130603B. Střední doba trvání těchto událostí 0,2 sekundy naznačuje (kvůli kauzalitě ) zdroj velmi malého fyzického průměru ve hvězdných termínech; 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, která byla zpočátku pohlcena 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 spirálovitě dostaly do černé díry po delší časové období. Malý zlomek krátkých gama záblesků je pravděpodobně produkován obřími erupcemi z měkkých gama opakovačů 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

Swift zachytil dosvit GRB 221009A asi hodinu poté, co byl poprvé detekován při dosažení Země 9. října 2022. Jasné prstence se tvoří jako výsledek rentgenového záření rozptýleného z jinak nepozorovatelných prachových vrstev v naší galaxii, které leží ve směru prasknout.

Většina pozorovaných událostí (70 %) trvá déle než dvě sekundy a jsou klasifikovány jako dlouhé záblesky gama záření. 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 rychlou tvorbou hvězd a v mnoha případech také se supernovou zhroucenou jádrem , což jednoznačně spojuje dlouhé GRB se smrtí hmotných hvězd. [65] [71] Pozorování dlouhého dosvitu GRB při vysokém rudém posuvu jsou také v souladu s tím, že GRB pochází z oblastí tvorby hvězd.

V prosinci 2022 astronomové ohlásili pozorování GRB 211211A, první důkaz dlouhého GRB vytvořeného splynutím neutronové hvězdy s 51 s. GRB 191019A (2019) a GRB 230307A (2023). s přibližně 64 a 35 sekundami se také tvrdí, že patří do této třídy dlouhých GBR ze sloučení neutronových 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 doba 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 proudových 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 naší galaxie 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. Například GRB 080319B byl doprovázen optickým protějškem, který dosáhl vrcholu ve viditelné magnitudě 5,8, [87] srovnatelné s nejslabšími hvězdami pouhým okem, a to 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 . Záblesky gama mají nejrelativističtější výtrysky známé ve vesmíru, jsou ultrarelativistické .Hmota ve výtryscích gama záblesků se může stát superluminálními nebo rychlejšími než rychlost světla v tryskovém médiu, přičemž jsou zde také účinky časové reverzibility .Přibližnou úhlovou šířku výtrysku (tedy míru šíření paprsku) lze odhadnout přímo pozorováním achromatických "přerušení výtrysku" v křivkách dosvitu: doba, po které se pomalu se rozkládající dosvit začne rychle slábnout, jak se 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 záření emitované většinou záblesků mine Zemi a nikdy nebude detekováno. 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 vezmeme 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 jasné supernově typu Ib/c 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.

Při objevu GRB 190114C astronomům možná chyběla polovina celkové energie, kterou gama záblesky produkují, Konstancja Satalecka, astrofyzička německého elektronového synchrotronu , uvedla, že "Naše měření ukazují, že energie uvolněná v velmi vysokoenergetické gama záření je srovnatelné s množstvím vyzařovaným při všech nižších energiích dohromady".

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 zábleskůSnímek 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 hmotnými 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 směrem do středu a víří do akrečního disku s vysokou hustotou . 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 hypotézou o původu většiny krátkých gama záblesků je sloučení binárního systému sestávajícího ze dvou neutronových hvězd. Podle tohoto modelu se dvě hvězdy v dvojhvězdě pomalu spirálovitě pohybují směrem k sobě, protože gravitační záření uvolňuje energii , dokud slapové síly neutronové hvězdy náhle roztrhnou a ty se zhroutí do jediné černé díry. Vpad hmoty do nové černé díry vytváří akreční disk a uvolňuje výboj energie, analogický modelu kolapsaru. K vysvětlení krátkých záblesků gama byla rovněž navržena řada dalších modelů, včetně sloučení neutronové hvězdy a černé díry, kolaps neutronové hvězdy vyvolaný akrecí nebo vypařování primordiálních 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.

Slapová událost 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 větší než Slunce, i když následně se tvrdilo, že pravděpodobnější může být narušení bílého trpaslíka černou dírou o hmotnosti asi 10 tisíckrát větší než Slunce.

Emisní mechanismy

Hlavní článek: Mechanismy emise gama zábleskůMechanismus vzplanutí gama záření

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. 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 záblesky gama mohou přeměnit až polovinu (nebo více) energie výbuchu na gama záření. Dřívější pozorování jasných optických protějšků GRB 990123 a GRB 080319B , jejichž optické světelné křivky byly extrapolací světelných spekter gama záření, naznačovaly, že inverzní Comptonův rozptyl může být dominantním procesem v některé události. 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. Když se tato hmota srazí s okolním mezihvězdným plynem , vytvoří 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 místními magnetickými poli a vyzařují jako synchrotronová emise ve většině elektromagnetického spektra .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. GRB by byl schopen odpařit cokoli ve svých paprscích na vzdálenost přibližně 200 světelných let.

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 záření 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 do desítek 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 , přičemž nejprve vzniká 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 %, 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 spektra. 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 pokud nastane 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 okruhu 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

Existuje velmi dobrá šance (ale žádná jistota), že alespoň jeden smrtelný GRB se odehrál během posledních 5 miliard let dostatečně blízko k Zemi, aby významně poškodil život. Existuje 50% šance, že k takovému smrtícímu GRB došlo během posledních 500 milionů let v okruhu dvou kiloparseků Země, což způsobilo jednu z hlavních událostí hromadného vymírání.

Hlavní událost vymírání v ordoviku a siluru před 450 miliony let mohla být způsobena GRB. Odhady naznačují, že přibližně 20–60 % celkové biomasy fytoplanktonu v ordovických oceánech by zahynulo v GRB, protože oceány byly většinou oligotrofní a čisté.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 také skutečnost, že během pozdního ordoviku bylo méně pravděpodobné, že vyhynou druhy mlžů hrabavých do nory než mlži, kteří žili na povrchu.

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