Гамма-всплеск

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Художественная иллюстрация гамма-всплеска (NASA/Zhang & Woosley)

Гамма-всплеск[1] — масштабный космический выброс энергии взрывного характера, наблюдаемый в отдалённых галактиках в самой жёсткой части электромагнитного спектра. Гамма-всплески (ГВ) — наиболее яркие электромагнитные события, происходящие во Вселенной. Продолжительность типичного ГВ составляет несколько секунд, тем не менее он может длиться от миллисекунд до часа. За первоначальным всплеском обычно следует долгоживущее «послесвечение», излучаемое на более длинных волнах (рентген, УФ, оптика, ИК и радио).

Большинство наблюдаемых ГВ предположительно представляет собой сравнительно узкий луч мощного излучения, испускаемого во время вспышки сверхновой, когда быстро вращающаяся массивная звезда коллапсирует, превращаясь либо в нейтронную звезду, либо в кварковую звезду, либо в чёрную дыру. Подкласс ГВ — «короткие» всплески — по-видимому происходят от другого процесса, возможно, при слиянии двойных нейтронных звёзд.

Источники ГВ находятся на расстояниях в миллиарды световых лет от Земли, что означает их чрезвычайную мощность и редкость. За несколько секунд вспышки высвобождается столько энергии, сколько Солнцем выделяется за 10 миллиардов лет. За миллион лет в одной галактике обнаруживаются лишь несколько ГВ[2]. Все наблюдаемые ГВ происходят за пределами галактики Млечный путь, кроме явления родственного класса, мягких повторяющихся гамма-всплесков, которые ассоциируются с магнетарами Млечного пути. Имеется предположение, что ГВ, произошедший в нашей галактике, мог бы привести к массовому вымиранию всего живого на Земле[3].

ГВ впервые был случайно зарегистрирован 2 июля 1967 года американскими военными спутниками «Vela»[4].

Первый космический гамма-всплеск записанный 2 июля 1967 года спутниками Vela 4a, b[4].

Чтобы объяснить процессы, которые могут порождать ГВ, были построены сотни теоретических моделей, таких как столкновения между кометами и нейтронными звёздами[5]. Но данных для подтверждения предложенных моделей было недостаточно, пока в 1997 не зарегистрировали первое рентгеновское и оптическое послесвечения, и определили их красное смещение прямым измерением с помощью оптического спектроскопа. Эти открытия и последующие исследования галактик и сверхновых, ассоциированных с ГВ, помогли оценить яркость и расстояния до ГВ, окончательно разместив их в отдалённых галактиках и связав ГВ со смертью массивных звёзд. Тем не менее процесс исследования ГВ ещё далеко не закончен и остаётся одной из самых больших загадок астрофизики. Неполной является даже наблюдательная классификация ГВ на длинные и короткие.

ГВ регистрируются приблизительно раз в день. Как было установлено в советском эксперименте «Конус», который осуществлялся под руководством Е. П. Мазеца на космических аппаратах «Венера-11», «Венера-12» и «Прогноз» в 1970-е годы[6], ГВ с равной вероятностью приходят с любого направления, что, вместе с экспериментально построенной зависимостью Log N — Log S (N — количество ГВ, дающих около Земли поток гамма-излучения больший или равный S), говорило о том, что ГВ имеют космологическую природу (точнее, связаны не с Галактикой или не только с ней, но происходят во всей Вселенной, причём мы их видим из удалённых участков Вселенной). Направление на источник оценивалось с помощью метода триангуляции.

История[править | править исходный текст]

1963 год, октябрь: ВВС США запустили на орбиту Земли первый спутник из серии Vela для слежения за ядерными взрывами в атмосфере после заключения в 1963 Московского договора о запрете ядерных испытаний в трёх средах. На борту спутника находились детекторы рентгеновского, гамма- и нейтронного излучения[4].

Открытие гамма-всплесков: эпоха Vela[править | править исходный текст]

Спутники Vela-5A/B в комнате сборки. Спутники А и В разделяются после выхода на орбиту.

Многие теории пытались объяснить эти вспышки. Большинство утверждало, что источники находятся в пределах Млечного Пути. Но никаких экспериментальных подтверждений так и не было сделано до 1991 года.

Накопление статистики: эпоха BATSE[править | править исходный текст]

Распределение по небесной сфере всех ГВ, обнаруженных в ходе миссии BATSE. Авторы: G. Fishman et al., BATSE, CGRO, NASA

С 5 апреля 1991 по 4 июня 2000 года на орбите функционировала Комптоновская гамма-обсерватория, англ. Compton Gamma Ray Observatory (CGRO)[16]. На её борту был установлен детектор Burst and Transient Source Explorer (BATSE), предназначенный для регистрации ГВ-ов. За время его работы было обнаружено 2704 события (то есть примерно по одному всплеску в сутки).

С помощью BATSE были подтверждены результаты ФТИ о том, что ГВ-ки распределены по небесной сфере изотропно, а не группируются в какой-либо области пространства, например, в центре галактики или вдоль плоскости галактического экватора[17]. Из-за плоской формы Млечного пути, источники принадлежащие нашей галактике, концентрируются у галактической плоскости. Отсутствие такого свойства у ГВ является сильным доказательством их происхождения извне Млечного пути[18][19][20], хотя некоторые модели Млечного пути всё ещё согласуются с изотропным распределением[21].

Также были установлены следующие эмпирические свойства ГВ-ов: большое разнообразие кривых блеска (плавные и изрезанные на очень малых временных масштабах), бимодальное распределение по длительности (короткие — менее 2 секунд — с более жёстким спектром, и длинные — более 2 секунд — с более мягким спектром).

Десятилетия после открытия ГВ-в, астрономы искали составляющую: любой астрономический объект, расположенный на месте недавнего ГВ. Было рассмотрено множество разных классов объектов, включая белые карлики, пульсары, сверхновые, шаровые звёздные скопления, квазары, Сейфертовские галактики и объекты BL Lac[22]. Все эти поиски не увенчались успехом, и даже в нескольких случаях достаточно хорошего определения месторасположения ГВ, невозможно было увидеть какого-либо заметного яркого объекта. Что говорит о происхождении ГВ или от очень тусклых звёзд или от чрезвычайно далёких галактик[23][24]. Даже самые точные местоположения ограничивались областями групп слабых звёзд и галактик. Стало ясно, что для конечного разрешения координат ГВ требуются и новые спутники, и более быстрые коммуникации[25].

Открытие послесвечений: эпоха BeppoSAX[править | править исходный текст]

Художественное представление спутника BeppoSAX. Авторы: ASI и SDC

Несколько моделей происхождения ГВ предполагали что после первоначальной вспышки гамма лучей должно происходить медленно затухающее излучение на более длинных волнах, образованное вследствие столкновения вещества выбрасываемого в результате вспышки и межзвёздного газа[26]. Это излучение (во всех диапазонах электромагнитного спектра) стали называть «afterglow» («послесвечение» или «ореол») от ГВ. Ранние поиски «послесвечения» оказались безуспешными, в основном из-за трудностей определения точных координат ГВ на длинных волнах сразу после начальной вспышки.

Прорыв в этом направлении произошёл в феврале 1997 года, когда итало-голландский спутник BeppoSAX обнаружил гамма-всплеск GRB 970228, а через 8 часов детектор рентгеновских лучей (также на борту BeppoSAX) обнаружил затухающее рентгеновское излучение от GRB 970228. Координаты рентгеновского «послесвечения» были определены с гораздо большей точностью, чем для гамма лучей.

Затем наземные оптические телескопы также обнаружили в этом районе слабеющий новый источник, таким образом, его положение стало известно с точностью до секунды. Через некоторое время глубокий снимок Хаббловского телескопа выявил на месте бывшего источника далёкую очень слабую галактику (z=0,7). Таким образом, космологическое происхождение гамма-всплесков было доказано. В дальнейшем послесвечения наблюдались у многих всплесков, во всех диапазонах (рентген, ультрафиолет, оптика, ИК, радио). Красные смещения оказались очень большими (до 6, в основном в диапазоне 0-4 для длинных гамма-всплесков; для коротких — меньше).

Эра быстрого отождествления: Swift[править | править исходный текст]

Запущенный в 2004 году спутник Swift имеет возможность быстрого (менее минуты) оптического и рентгеновского отождествления всплесков. Среди его открытий — мощные, иногда многократные рентгеновские всплески в послесвечениях, через времена до нескольких часов после всплеска; обнаружение послесвечений ещё до окончания собственно гамма-излучения и т. д.

Расстояния и энергетика[править | править исходный текст]

Из космологической природы гамма-всплесков ясно, что они должны иметь колоссальную энергию. К примеру, для события GRB 970228 в предположении изотропии излучения энергия только в гамма-диапазоне составляет 1,6·1052 эрг, что на порядок больше энергии типичной сверхновой. Для некоторых гамма-всплесков оценка доходит до 1054 эрг, то есть сравнима с энергией покоя Солнца. Причём эта энергия выделяется за очень короткое время.

Достаточно очевидно, что выход энергии происходит в виде коллимированного потока (джета), в этом случае оценка энергии уменьшается пропорционально углу раскрытия конуса джета. Это подтверждается также наблюдениями кривых блеска послесвечений (см. ниже). Типичная энергия всплеска с учётом джетов составляет около 1051 эрг, но разброс всё равно достаточно большой. Наличие джетов означает, что мы видим малую долю всех происходящих во Вселенной всплесков. Оценка их частоты составляет порядка одного всплеска на галактику раз в 105 лет.

События, порождающие гамма-всплески, настолько мощные, что иногда их можно наблюдать невооружённым глазом, хотя они происходят на расстоянии в миллиарды световых лет от Земли[27].

Механизмы гамма-всплесков[править | править исходный текст]

Механизм, в результате которого за столь короткое время в малом объёме выделяется столько энергии, до сих пор не вполне ясен. Наиболее вероятно, что он различен в случае коротких и длинных гамма-всплесков. На сегодняшний день различают два основных подвида ГВ: длинные и короткие, имеющие существенные различия в спектрах и наблюдательных проявлениях. Так, длинные гамма-всплески иногда сопровождаются взрывом сверхновой звезды, а короткие — никогда. Есть и две основные модели, объясняющие эти два типа катаклизмов.

Длинные гамма-всплески и сверхновые[править | править исходный текст]

Длинные гамма-всплески, вероятно, связаны со сверхновыми Ib/c типа. В нескольких случаях оптически отождествлённый источник через некоторое время после всплеска показывал характерные для сверхновых спектры и кривые блеска. Кроме того, в большинстве случаев отождествления с галактиками они имели признаки активного звездообразования.

Далеко не все сверхновые типа Ib/c могут стать причиной гамма-всплеска. Это события, связанные с коллапсом в чёрную дыру ядра массивной (>25 масс Солнца) звезды, лишённой водородной оболочки, имеющей большой момент вращения — так называемая модель коллапсара. По расчётам, часть ядра превращается в чёрную дыру, окружённую мощным аккреционным диском, который в течение нескольких секунд проваливается в дыру. Одновременно вдоль оси диска запускаются релятивистские джеты, пробивающие оболочку звезды и становящиеся причиной всплеска. Таких случаев должно быть около 1 % от общего числа сверхновых (иногда их называют гиперновыми).

Основная модель длинных гамма-всплесков предложена американским учёным С. Вусли — модель коллапсара под неудачным названием «несостоявшаяся сверхновая» (англ. failed supernova; Woosley 1993). В этой модели гамма-всплеск порождается джетом (струёй) при коллапсе массивной звезды Вольфа-Райе (по существу, гелиевого или углеродно-кислородного ядра нормальной звезды). Эта модель в принципе может описывать длинные (но не слишком длинные) ГВ. Некоторое развитие этой модели было сделано польским учёным Б. Пачиньским, который использовал гораздо более удачный термин «взрыв гиперновой» (англ. hypernova explosion; Paczynski, 1998).

Термин «гиперновая» использовался гораздо раньше другими астрофизиками в ином контексте.

Короткие гамма-всплески и слияния релятивистских объектов[править | править исходный текст]

Механизм коротких гамма-всплесков, возможно, связан со слиянием нейтронных звёзд или нейтронной звезды и чёрной дыры. Из-за большого момента импульса такая система не может сразу целиком превратиться в чёрную дыру: образуется начальная чёрная дыра и аккреционный диск вокруг неё. По расчётам, характерное время таких событий должно составлять как раз доли секунд, что подтверждается моделированием на суперкомпьютерах[28]. Следует отметить, что отождествлённые короткие гамма-всплески лежат на систематически меньших расстояниях, чем длинные, и имеют меньшее энерговыделение.

Модель, подходящая для описания коротких гамма-всплесков, предложена советскими астрофизиками С. И. Блинниковым и др.[29], — слияние двойных нейтронных звёзд.

Послесвечения: релятивистские джеты[править | править исходный текст]

В отличие от собственно гамма-всплеска, механизмы послесвечения достаточно хорошо разработаны теоретически. Предполагается, что некоторое событие в центральном объекте инициирует образование ультрарелятивистской разлетающейся оболочки (лоренц-фактор Γ порядка 100). По одной модели, оболочка состоит из барионов (масса её должна составлять 10−8 — 10−6 масс Солнца), по другой — это замагниченное течение, в котором основная энергия переносится вектором Пойнтинга.

Весьма существенно, что во многих случаях наблюдается сильная переменность как в самом гамма-излучении (на временах порядка разрешения прибора — миллисекунд), так и в рентгеновских и оптических послесвечениях (вторичные и последующие вспышки, энерговыделение в которых может быть сравнимо с самим всплеском). До некоторой степени это можно объяснить столкновением нескольких ударных волн в оболочке, двигающихся с разными скоростями, но в целом это явление представляет серьёзную проблему для любого объяснения механизма работы центральной машины: нужно, чтобы после первого всплеска она могла ещё давать несколько эпизодов энерговыделения, иногда через времена порядка нескольких часов.

Послесвечение обеспечивается в основном синхротронным механизмом и, возможно, обратным комптоновским рассеянием.

Кривые блеска послесвечений довольно сложны, так как они складываются из излучения головной ударной волны, обратной ударной волны, возможного излучения сверхновой и т. д. Иногда на последних стадиях излучения наблюдается излом кривой блеска (от степени −1 до −2), что считается свидетельством в пользу наличия релятивистского джета: излом происходит тогда, когда Γ-фактор падает до значения ~1/θ, где θ — угол раскрытия джета.

Возможная опасность для Земли[править | править исходный текст]

Борис Штерн пишет: «Возьмем умеренный случай энерговыделения 1052 эрг и расстояние до всплеска 3 парсека, 10 световых лет, или 1019 см — в таких пределах от нас находится с десяток звезд. На таком расстоянии за считанные секунды на каждом квадратном сантиметре попавшейся на пути гамма-квантов планеты выделится 1013 эрг. Это эквивалентно взрыву атомной бомбы на каждом гектаре неба[note 1]! Атмосфера не помогает: хоть энергия высветится в ее верхних слоях, значительная часть мгновенно дойдет до поверхности в виде света. Ясно, что все живое на половине планеты будет истреблено мгновенно, на второй половине чуть позже за счет вторичных эффектов. Даже если мы возьмем в 100 раз большее расстояние (это уже толщина галактического диска и сотни тысяч звезд), эффект (по атомной бомбе на квадрат со стороной 10 км) будет тяжелейшим ударом, и тут уже надо серьезно оценивать — что выживет и выживет ли вообще что-нибудь». Штерн полагает, что гамма-всплеск в Нашей галактике случается в среднем раз в миллион лет. Гамма-всплеск такой звезды, как WR 104, может вызвать интенсивное разрушение озонового слоя на половине планеты. Возможно, гамма-всплеск стал причиной Ордовикско-силурийского вымирания около 443 млн лет назад, когда погибло 60 % видов живых существ (и значительно большая доля по числу особей, так как для выживания вида достаточно сохранения всего нескольких особей).[30]

См. также[править | править исходный текст]

Комментарии[править | править исходный текст]

  1. Взрыву в 1014 Дж или около 23,9 кт, что немного больше выделенной энергии бомбы Толстяк.

Примечания[править | править исходный текст]

  1. В литературе и СМИ встречается также термин гамма-вспышка.
  2. Podsiadlowski P., Mazzali P. A., Nomoto K., et al. The Rates of Hypernovae and Gamma-Ray Bursts: Implications for Their Progenitors (англ.) // The Astrophysical Journal Letters. — 23 апреля 2004. — Vol. 607. — № 1. — ISSN 1538-4357. — DOI:10.1086/421347
  3. Melott A. L., Lieberman B. S., Laird C. M., et al. Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction? (англ.) // International Journal of Astrobiology. — Январь 2004. — Vol. 3. — № 1. — P. 55-61. — ISSN 1475-3006. — DOI:10.1017/S1473550404001910
  4. 1 2 3 4 5 Gamma-Ray Bursts: a brief history. NASA. Архивировано из первоисточника 5 февраля 2012.
  5. Hurley, Kevin A Gamma-Ray Burst Bibliography, 1973-2001 // Gamma-Ray Burst and Afterglow Astronomy 2001: A Workshop Celebrating the First Year of the HETE Mission / Ed. by G. A. Ricker, R. K. Vanderspek. — American Institute of Physics, 2003. — P. 153-155. — ISBN 0-7534-0122-5
  6. Mazets, E.P., Golenetskii, S.V, et al. (1979). «Venera 11 and 12 observations of gamma-ray bursts - The Cone experiment». Soviet Astronomy Letters 5: 87-90.
  7. Лучков Б. И., Митрофанов И. Г., Розенталь И. Л. О природе космических гамма-всплесков. — УФН, 1996. — Т. 166. — № 7. — С. 743–762. (Проверено 4 августа 2011)
  8. NASA HEASARC: IMP-6.. NASA. Архивировано из первоисточника 5 февраля 2012.
  9. NASA HEASARC: OSO-7.. NASA. Архивировано из первоисточника 5 февраля 2012.
  10. Мазец Е. П., Голенецкий С. В., Ильинский В. Н. Вспышка космического гамма-излучения по наблюдениям на ИСЗ «Космос-461» // Письма в ЖЭТФ. — 1974. — Т. 19. — С. 126—128.
  11. Klebesadel R. W. et al. Observations of gamma-ray bursts of cosmic origin. — USA.: ApJ., 1973. — Т. 182. — С. 85—88.
  12. Schilling 2002, p. 19-20
  13. Аптекарь Р.Л., Голенецкий С.В., Мазец Е.П., Пальшин В.Д., Фредерикс Д.Д. Исследования космических гамма-всплесков и мягких гамма-репитеров в экспериментах ФТИ КОНУС. — УФН, 2010. — Т. 180. — С. 420–424.
  14. Голенецкий С.В., Мазец Е.П.  // Сб. Астрофизика и космическая физика. — М.: Физматлит, 1982. — С. 216.
  15. Голенецкий С.В., Мазец Е.П.  // Сб. Астрофизика и космическая физика (Итоги науки и техники. Сер. Астрономия). — М.: ВИНИТИ, 1987. — Т. 32. — С. 16.
  16. NASA HEASARC: CGRO.. NASA. Архивировано из первоисточника 5 февраля 2012.
  17. Meegan, C.A. et al. (1992). «Spatial distribution of gamma-ray bursts observed by BATSE». Nature 355: 143. DOI:10.1038/355143a0.
  18. Schilling, Govert (2002). «Flash! The hunt for the biggest explosions in the universe» (Cambridge University Press).
  19. Paczyński, B. (1995). «How Far Away Are Gamma-Ray Bursters?». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 1167. DOI:10.1086/133674. Bibcode:1995PASP..107.1167P.
  20. Piran, T. (1992). «The implications of the Compton (GRO) observations for cosmological gamma-ray bursts». Astrophysical Journal Letters 389: L45. DOI:10.1086/186345.
  21. Lamb, D.Q. (1995). «The Distance Scale to Gamma-Ray Bursts». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 1152. DOI:10.1086/133673. Bibcode:1995PASP..107.1152.
  22. Hurley, K., Cline, T. and Epstein, R. (1986). "Error Boxes and Spatial Distribution" in Gamma-Ray Bursts. Liang, E.P. and Petrosian, V. AIP Conference Proceedings 141: 33–38, American Institute of Physics. 
  23. Pedersen, H. et al. (1986). "Deep Searches for Burster Counterparts" in Gamma-Ray Bursts. Liang, Edison P.; Petrosian, Vahé AIP Conference Proceedings 141: 39–46, American Institute of Physics. 
  24. Hurley, K. (1992). «Gamma-Ray Bursts - Receding from Our Grasp». Nature 357: 112. DOI:10.1038/357112a0. Bibcode:1992Natur.357..112H.
  25. Fishman, C.J. and Meegan, C.A. (1995). «Gamma-Ray Bursts». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 415–458. DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.002215.
  26. Paczyński, B. and Rhoads, J.E. (1993). «Radio Transients from Gamma-Ray Bursters». Astrophysics Journal 418: 5. DOI:10.1086/187102. Bibcode:1993ApJ...418L...5P.
  27. Самый яркий взрыв Вселенной
  28. Элементы — новости науки: Слияние нейтронных звезд может служить источником энергии коротких гамма-всплесков
  29. Blinnikov, S., et al. (1984). «Exploding Neutron Stars in Close Binaries». Soviet Astronomy Letters 10: 177.
  30. Гамма-всплески | Энциклопедия безопасности

Литература[править | править исходный текст]

Ссылки[править | править исходный текст]

Орбитальные обсерватории ГВ
Проекты исследования ГВ (Требуется перевод)

$ Научно-популярные фильмы