Urania-Postępy Astronomii
Wykłady z astrofizyki   
Urania-Postępy Astronomii Urania-Postępy Astronomii


Spis
treści
Spis
wykładów

Budowa i Ewolucja
Gwiazd
prof. Bohdan Paczyński
ver. 0.07


XXXVII. Błyski gamma (GRB).
Streszczenie Błyski gamma (GRBs) to najjaśniejsze znane źródła promie-niowania elektromagnetycznego. Podczas zjawiska trwającego raptem kilka sekund, aż do 1053 ergów jest emitowanych jako promienie gamma. GRBs przychodzą z odległości kosmologicznych, ze zmierzonym i/lub oszacowanym przesunięciem ku czerwieni w zakresie 0.5 ÷ 5. Obserwowane widma są przybliżone przez złamane prawo potęgowe, z przełamaniem przy energiach rzędu kilkuset keV. Od początku 1997 roku, włosko – holenderski satelita BeppoSAX odkrył około 10 poświat rentgenowskich następujących po GRBs i zanikających gwałtownie w ciągu kilku dni. Dokładne pozycje dostarczone przez BeppoSAX uczyniły możliwym odkrycie kilku poświat optycznych i radiowych, z których część była obserwowane przez wiele miesięcy. Wszystkie one wydają się być zlokalizowane w obszarach powstawania gwiazd w bardzo odległych galaktykach co wskazuje na to, iż GRBs pojawiają się w wyniku eksplozji bardzo masywnych gwiazd, potężniejszych niż zwykłe supernowe. Dlatego też termin 'hipernowa' wydaje się być odpowiedni do opisania tych zjawisk. Pomierzono przesunięcia ku czerwieni do trzech macierzystych galaktyk. Ich wartości to z = 0.835, 0.996, 3.42.
Błysk GRB 980425 był najprawdopodobniej związany z osobliwą supernową 1998bw, mającą z = 0.008. Wynika stąd, że albo natężenie emisji gamma zmienia się o kilka rzędów wielkości, albo też emisja ta jest mocno ukierunkowana.
Data: czerwiec 1998.
   1. Wstęp
    Błyski gamma (GRBs) zostały odkryte przez amerykańskie satelity wojskowe około trzydziestu lat temu [1]. Przełomowym momentem w historii poznawania tego zjawiska był eksperyment BATSE na satelicie Compton Gamma-Ray Observatory [2]. Okazało się, iż wszystkie obserwowane przypadki są rozmieszczone izotropowo i przypadkowo na niebie, a ich rozkład radialny jest ograniczony, tj. znajdujemy się w środku sferycznie symetrycznego rozkładu źródeł. To z kolei pozwalało sądzić, że GRBs są w odległościach kosmologicznych. Rok 1997 przyniósł niepodważalny dowód tej tezy, w postaci odkrycia pierwszych poświat optycznych [3, 4] oraz wyznaczenia pierwszego optycznego przesunięcia ku czerwieni z = 0.835 dla GRB 970508 [5], dzięki precyzyjnemu i natychmiastowemu określeniu pozycji poświaty rentgenowskiej przez satelitę BeppoSAX [6]. Tym samym rozstrzygnięta została długa debata odnośnie skali odległości do GRBs. Niemniej natura tych gwałtownych zjawisk nie jest jasna, a każdy miesiąc przynosi propozycje, opisujących je nowych teorii.

    Postęp w tej dziedzinie astronomii jest tak szybki, iż niezbędnym jest wyszukiwanie najnowszych doniesień w sieci WWW. Większość prac, zarówno obserwacyjnych, jak i teoretycznych, można znaleźć najpierw w witrynie:


    Najświeższe informacje o błyskach zarejestrowanych przez BATSE są na stronie:


    Informacje w czasie niemal rzeczywistym o trwających błyskach, pochodzące z BeppoSAX, BATSE, Interplanetary Network (IPN) oraz uzupełniających obserwacji naziemnych i z przestrzeni kosmicznej, można znaleźć w:


    W niniejszym rozdziale przedstawione zostaną najbardziej podstawowe informacje na temat obserwowanych właściwości GRBs oraz, jedynie szkicowo, obecnie popularne teorie. Uwypuklone zostaną także najistotniejsze, nierozwiązane dotychczas kwestie. Poznamy również kilka sugestii, co do postępu, jaki może się dokonać w niedalekiej przyszłości.

    Należy zwrócić uwagę, że klasyczne błyski gamma pojawiają się na odległościach kosmologicznych, jednakże eksperyment BATSE umożliwił odkrycie kilkudziesięciu błysków wytworzonych w ziemskiej atmosferze, najprawdopodobniej przez pioruny na dużych wysokościach [7].

   2. Obserwacje
    Wyniki obserwacyjne zostały ostatnio omówione w kilku pracach [8, 9]. Ten podrozdział przynosi ich krótkie podsumowanie. Na rysunku 1 przedstawiono kilka przykładów zmienności czasowej błysków. Ich różnorodność jest olbrzymia. Trudno jest wręcz zdefiniować czas trwania błysku, z racji nieregularnych zmian jego natężenia. Obecnie, w powszechnym użyciu są dwie jednostki czasu: t50 i t90, odpowiadające interwałom czasowym, w których detektor rejestruje odpowiednio 50% i 90% głównych zliczeń fotonów błysku. Najkrótszy błysk w Trzecim Katalogu BATSE [10], GRB 931101B, miał t90 = 0.028 s, a najdłuższy, GRB 930405 — t90 = 462 s. Jeszcze inny, GRB 910711, o t90 = 0.183 s, charakteryzował się główną częścią o czasie trwania jedynie 5 ms i strukturą czasową aż do 0.2 ms [11]. Większość dostrzegalnych GRBs trwa pomiędzy 0.5 s i 200 s, a rozkład dwumodalny ich czasów trwania ma minimum dla 2 s [12, 13]. Wkrótce zostanie opublikowany Czwarty Katalog BATSE, z 1637 błyskami, co zapewni jeszcze lepszą statystykę [14].
Rys.1

Rys.1 Zmienność czasowa natężenia sześciu błyskow gamma zarejestrowanych przez BATSE.
    Jest kilka silnych błysków i dużo więcej słabych, o rozkładzie kumulacyjnym zaprezentowanym na rysunku 2. Najsilniejsze przypadki pozostawiają w detektorach aż do 10 – 4 erg cm – 2, podczas gdy te najsłabsze — 3 lub 4 rzędy wielkości mniej. Aż do 1997 roku uważano, iż prawo potęgowe o nachyleniu ~ – 1.5 (linia kreskowana na rysunku 2) oznacza rozkład równomierny w przestrzeni euklidesowej silnych i przypuszczalnie pobliskich błysków, ze względnym zmniejszeniem ilości najsłabszych GRBs, spowodowanym prawdopodobnie ekspansją kosmologiczną [15 – 19]. Ta druga konkluzja jest wciąż poprawna, natomiast wydaje się, że nachylenie – 1.5 jest po prosty zbiegiem okoliczności, co będzie przedyskutowane w dalszej części rozdziału.
Rys.2

Rys.2 Rozkład kumulacyjny ilości błysków gamma wykrytych przez BATSE, jako funkcja ich szczytowego natężenia. Prawa część wykresu (jaśniejsze błyski), nachylenie obserwowanej krzywej jest bliskie – 1.5 (linia przerywana), co jest charakterystyczne dla rozkładu równomiernego źródeł w trójwymiarowej przestrzeni euklidesowej. Obserwowana ilość źródeł z lewej części wykresu (słabsze błyski) jest dużo mniejsza od ekstrapolacji dla nachylenia – 1.5 co wskazuje na to, że rozkład radialny źródeł osiąga granicę.
    Rozkład na niebie GRBs jest, jak pokazuje rysunek 3, izotropowy i przypadkowy [2, 10], bez śladu powtórzeń. Cechy statystyczne pokazane na rysunkach 2 i 3 dowiodły, że błyski nie znajdują się w naszej Galaktyce, lecz muszą być w odległościach kosmologicznych, jako że jedynie cały obserwowalny Wszechświat jest jedynym znanym nam „obiektem”, posiadającym właściwość polegającą na tym, iż wydaje się, że jesteśmy w jego centrum [20].
Rys.3

Rys.3 Rozkład na niebie we współrzędnych galaktycznych pierwszych 2 tysięcy błysków gamma zarejestrowa-nych przez BATSE. Rozkład ten jest najwyraźniej izotropowy i przypadkowy. Łącznie z rozkładem obserwowanych natężeń pokazanym na rysunku 2 implikuje to, że znajdujemy się w środku sferycznego rozkładu źródeł, przypuszczalnie w środku obserwowalnego Wszechświata.
    Widma GRBs są bardzo szerokie i z grubsza mogą być opisane jako przerwane prawo potęgowe, rozciągające się od ~1 keV aż po wiele MeV, z przerwą w zakresie 100 ÷ 1000 keV. Zakresy te są ograniczone raczej możliwościami obecnych instrumentów, aniżeli przez same błyski [21 – 23]. Jeden z najsilniejszych błysków, GRB 930131, był obserwowany przez eksperymenty BATSE [24], COMPTEL [25] i EGRET [26] na pokładzie Compton Gamma Ray Observatory. Jego widmo miało dwa fotony dla ~1 GeV. Dla innego silnego przypadku, GRB 940217, EGRET zarejestrował fotony aż do 20 GeV jeszcze 1.6 godziny po głównym błysku [27]. Bardzo prawdopodobne, że tę emisję GeV należałoby zaklasyfikować jako poświatę [28]. Nie znaleziono żadnych bezsprzecznych linii absorpcyjnych lub emisyjnych w widmach GRB, chociaż w przeszłości opublikowane zostały sporadyczne doniesienia o takich liniach. Wtedy uważano, że linie dostarczają dowodów na poparcie tezy, iż błyski miały miejsce w odległości ~100 parseków, w obrębie lokalnego dysku Galaktyki. Jednakże kwestia linii widmowych nie jest już dyskutowana.

    Różnorodność GRBs jest przeogromna, lecz jest bardzo mało korelacji pomiędzy rozmaitymi parametrami charakteryzującymi błyski. Jasnym jest, że zmienność jest gwałtowniejsza dla wysokich energii fotonów; zakres czasowy tej zmienności skaluje się zgodnie z zależnością Δt ~ Eγ– 0.4 [30]. Krótkie błyski (tj. te z t90 ≤ 2 s) są średnio twardsze, aniżeli błyski długie [12,13]; te krótsze mają także mniejsze odchyłki od rozkładu potęgowego o wykładniku – 1.5 [31].

    Na początku 1997 roku, włosko – holenderski satelita dokonał głównego przełomu w naszym rozumieniu GRBs, dostarczając pozycje błysków z dokładnością kilku minut łuku w czasie kilku godzin. Doprowadziło to do odkrycia poświaty rentgenowskiej [6], optycznej [3,4,32,33] oraz radiowej [34], utrzymujących się przez kilka dni, a nawet miesięcy. Dla błysku GRB 970508 (czyli zarejestrowanego 8 maja 1997 roku), po raz pierwszy pomierzono przesunięcie ku czerwieni jego poświaty optycznej: z = 0.836 [5]. Macierzysta galaktyka była bardzo słaba, o R = 25.7 mag [35], przez co nie udało się jej dojrzeć nawet przy pomocy HST [36]. Dla małej galaktyki o R = 25.6 mag, która pokrywała się z położeniem GRB 971214, pomierzono z = 3.42 [37]. Galaktyka macierzysta GRB 980703 miała R = 21.9 mag i z = 0.966 [38]. Kilka innych błysków okazało się być w odległości 0.5'' od centrów zwartych i słabych (R = 23.3 ÷ 25.7 mag) galaktyk (zob. GCN GRB Observational Reports nr 41, 57, 114). Galaktyki takie pokrywają jedynie ~1 % nieba. Dlatego też, nie ma już żadnych wątpliwości, że błyski są w odległościach kosmologicznych.

    Niemal wszystkie błyski wykryte przez BeppoSAX miały poświaty rentgenowskie, jednak w najsilniejszym przypadku, GRB 970111, nie wykryto rejestrowalnej poświaty w promieniach X [39]. Odkryto przynajmniej osiem optycznych i (lub) podczerwonych poświat, idących w ślad za GRB 970228, 970508, 971214, 980326, 980329, 980519, 980613, 980703 oraz przynajmniej cztery poświaty radiowe, po GRB 970508, 980329, 980519 i 980703. Większość poświat rentgenowskich i optycznych zanika według prostego prawa potęgowego: F ~ (Δt) – a, dla 1 ≤ a ≤ 2, obserwuje się wszakże również znaczne fluktuacje w skali czasowej godzin lub dni. Poświata radiowa GRB 970508 wykazywała gwałtowną zmienność podczas pierwszych kilku tygodni, po czym mniej lub bardziej trzymała się standardowego modelu van der Laana, w którym wartość szczytową uzyskują najpierw wysokie częstotliwości, a później niższe [34,40].

    Bardzo niezwykły GRB 980425, związany prawdopodobnie z pobliską supernową SN 1998bw, zostanie omówiony później.

   3. Kula ognista
    Gwałtowna zmienność GRBs jest częstokroć rejestrowalna aż do poziomu submilisekundowego. Oznacza to, że podstawowe źródło energii musi być bardzo zwarte, o wielkości nie więcej niż ~ 100 km. W tak małej objętości, energia musi mieć charakter termiczny. Jednak obserwowane widma nie przypominają spektrum ciała doskonale czarnego.


… rozdział w opracowaniu …
… zapraszamy niebawem …



   4. Centralny silnik
    Chociaż teoria opisująca poświaty GRB zyskała mniej lub bardziej satysfakcjonującą postać, przy znaczącej pomocy ze strony gwałtownie rosnącej liczby obserwacji, to natura centralnego silnika pozostaje zagadką. Gwałtowna zmienność, względnie długi czas trwania oraz przeogromna całkowita ilość emitowanej energii — wszystko to wskazuje na bardzo zwarty , ultrarelatywistyczny i gwałtownie rotujący obiekt. To zapewne on generuje kulę ognistą, obszar o E0 ⁄ M ~ 300, istniejący nawet do kilku minut. Popularne scenariusze biorą pod uwagę łączące się gwiazdy neutronowe [52], gwiazdy neutronowe łączące się z małomasywnymi czarnymi dziurami [55], zapadnięte jądra masywnych gwiazd [56,57], gwałtownie rotujące , silnie namagnetyzowane gwiazdy neutronowe [58] oraz połączenie białego karła z małomasywną czarną dziurą [59]. Najprawdopodobniej wszystkie takie zwarte, gwałtownie obracające się obiekty powstają w wyniku ewolucji gwiazdowej. Głównym nierozstrzygniętym problemem jest kwestia zamiany energii rotacyjnej w kulę ognistą.

    W modelu popularnym przez kilka lat, początkowy bardzo wysoki stosunek E ⁄ M0, uważano za efekt anihilacji neutrino – antyneutrino, tj. ???. Termiczne ??? są generowane automatycznie, gdy materia o gęstości jądrowej staje się bardzo gorąca, jak w zapadniętym jądrze presupernowej lub w złączonej parze gwiazd neutronowych, gdzie materia jest optycznie gruba dla ν i ???. Proces ??? jest istotny w obszarze niskiej gęstości optycznej. Dotyczy to niestety także dość gęstej materii poniżej powierzchni gwiazdy neutronowej lub torusa neutronowego. Prowadzi to do wysoce super-Eddigtonowskiego zdeponowania ciepła w tej strefie, co generuje z kolei silny, ale nierelatywistyczny wiatr, który „zanieczyszcza” całe otoczenie barionami. Wynika z tego, że anihilacja ??? nie może generować wszędzie wysokiego stosunku E ⁄ M0, stąd też nie jest w stanie wytworzyć relatywistycznej kuli ognistej [60].

    Jest wszelako możliwość, iż w pewnych specjalnych warunkach — małomasywne czarne dziury, akreujące w ekstremalnie wysokim tempie, przekraczającym 0.05 MSłońcas– 1, neutrina mogłyby napędzać ultrarelatywistyczny dżet i GRB [61].

    Jako alternatywa dla procesu ???, w ostatnich latach stała się popularna możliwość wykorzystania bardzo silnych pól magnetycznych [55,62–65]. Odkrycie pola magnetycznego o natężeniu


… rozdział w opracowaniu …
… zapraszamy niebawem …


  
Literatura



Autor: prof. Bohdan Paczyński

Tłumaczenie, opr. i wersja HTML:
Marek Gołębiewski



© "Urania-Postępy Astronomii"
webmaster: Marek Gołębiewski