Explozie gamma

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 6 august 2022; verificările necesită 2 modificări .

O explozie de raze gamma [2]  este o eliberare cosmică la scară largă de energie de raze gamma din spectrul electromagnetic . Exploziile de raze gamma (GB) sunt cele mai strălucitoare evenimente electromagnetice care au loc în Univers .

Explozia inițială este, de obicei, urmată de o „strălucire” de lungă durată, emisă la lungimi de undă progresiv mai mari ( raze X , UV , optică , IR și radio ).

GW-urile scurte se formează în timpul fuziunii a două stele neutronice , o gaură neagră și o stea neutronică sau, teoretic, două găuri negre [3] . Durata de la 10 milisecunde la 2 secunde. [patru]

Un GW lung este emis în timpul exploziei unei supernove când miezul care se rotește rapid al unei stele masive se prăbușește . Durata sa este de la 2 secunde la 6 ore. [5]

Acesta este un fascicul relativ îngust de radiații puternice, așa că exploziile de raze gamma sunt observate în galaxii îndepărtate și până acum au fost văzute doar două slabe în galaxiile noastre. [6] Energia GW nu este distribuită uniform sferic. Jeturile sunt centrate ca un pistol spațial, în formă de con de la polii pulsarului.

În câteva secunde de fulger, se eliberează atâta energie cât ar elibera Soarele în 10 miliarde de ani de strălucire. Într-un milion de ani , doar câteva GW se găsesc într-o galaxie [7] . Toate GW-urile observate apar în afara galaxiei noastre , cu excepția unei clase înrudite de fenomene, exploziile de raze gamma repetitive și moi , care sunt asociate cu magnetarii Căii Lactee. Există o presupunere că GW care a avut loc în galaxia noastră ar putea duce la dispariția în masă a tuturor formelor de viață de pe Pământ (cu excepția biospeciilor de adâncime) [8] .

GW a fost înregistrat accidental pentru prima dată pe 2 iulie 1967 de către sateliții militari americani „ Vela ” [1] .

Sute de modele teoretice au fost construite pentru a explica procesele care pot genera GW, cum ar fi coliziunile dintre comete și stele neutroni [9] . Dar nu au existat date suficiente pentru a confirma modelele propuse, până când primele razele X și luminile optice au fost înregistrate în 1997 , iar deplasarea lor spre roșu a fost determinată prin măsurare directă folosind un spectroscop optic. Aceste descoperiri și studiile ulterioare ale galaxiilor și supernovelor asociate cu GW au ajutat la estimarea luminozității și distanțelor până la sursa GW, localizându-le în cele din urmă în galaxii îndepărtate și legând GW de moartea stelelor masive. Cu toate acestea, procesul de studiere a GW este departe de a fi încheiat, iar GW rămâne unul dintre cele mai mari mistere ale astrofizicii . Chiar și clasificarea observațională a GW în lungi și scurte este incompletă.

GV sunt înregistrate aproximativ o dată pe zi. După cum a fost stabilit în experimentul sovietic „Konus”, care a fost efectuat sub conducerea lui Evgeny Mazets pe navele spațiale „ Venera-11 ”, „ Venera-12 ” și „ Prognoz ” în anii 1970 [10] , GW-urile sunt la fel de probabile să provină din orice direcție, care, împreună cu dependența construită experimental log  N  - log  S ( N  este numărul de GW care dau un flux de raze gamma în apropierea Pământului mai mare sau egal cu S ), a indicat că GW-urile sunt de o natura cosmologică (mai precis, nu sunt asociate cu Galaxia sau nu numai cu ea, ci apar în tot Universul și le vedem din locuri îndepărtate ale Universului). Direcția către sursă a fost estimată folosind metoda triangulației .

Istorie

1963 , octombrie: Forțele aeriene americane au lansat pe orbita Pământului primul satelit din seria Vela pentru a monitoriza exploziile nucleare din atmosferă , după încheierea Tratatului de interzicere a testelor pe trei medii de la Moscova în 1963 . La bordul satelitului se aflau detectoare de radiații X , gamma și neutroni [1] .

Descoperirea exploziilor de raze gamma: era Vela

Multe teorii au încercat să explice aceste izbucniri. Majoritatea au susținut că sursele se află în Calea Lactee . Dar nicio confirmare experimentală nu a fost făcută până în 1991.

Acumularea de statistici: era BATSE

Din 5 aprilie 1991 până în 4 iunie 2000, Observatorul Compton Gamma Ray ( CGRO ) a funcționat pe orbită [20] .  Un detector Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ) a fost instalat la bord , conceput pentru a înregistra GW. În timpul funcționării sale, au fost detectate 2704 evenimente (adică aproximativ o explozie pe zi).

Cu ajutorul BATSE , rezultatele Institutului Fizicotehnic au fost confirmate că GW-urile sunt distribuite izotrop pe sfera cerească și nu sunt grupate în nicio regiune a spațiului, de exemplu, în centrul galaxiei sau de-a lungul planului galacticului. ecuator [21] . Datorită formei plate a Căii Lactee, sursele aparținând galaxiei noastre sunt concentrate în apropierea planului galactic. Absența unei astfel de proprietăți a GW-urilor este o dovadă puternică a originii lor din afara Căii Lactee [22] [23] [24] , deși unele modele ale Căii Lactee sunt încă în concordanță cu o distribuție izotropă similară [25] .

Au fost, de asemenea, stabilite următoarele proprietăți empirice ale GW-urilor: o mare varietate de curbe de lumină (netede și zimțate pe scări de timp foarte scurte), o distribuție bimodală a duratei (cele scurte - mai puțin de 2 secunde - cu un spectru mai dur și cele lungi - mai mult mai mult de 2 secunde - cu un spectru mai moale).

La câteva decenii după descoperirea GW, astronomii au căutat o componentă - orice obiect astronomic situat pe locul unui GW recent. Au fost luate în considerare multe clase diferite de obiecte, inclusiv pitice albe , pulsari , supernove , clustere de stele globulare , quasari , galaxii Seyfert și obiecte BL Lac [26] . Toate aceste căutări nu au avut succes și chiar și în câteva cazuri de locație destul de bună a GW, a fost imposibil să se vadă vreun obiect luminos vizibil. Ceea ce indică originea GW fie din stele foarte slabe, fie din galaxii extrem de îndepărtate [27] [28] . Chiar și cele mai precise locații au fost limitate la zone ale unor grupuri de stele și galaxii slabe. A devenit clar că atât noi sateliți, cât și comunicații mai rapide sunt necesare pentru rezoluția finală a coordonatelor GW [29] .

Descoperirea strălucirilor: epoca BeppoSAX

Mai multe modele pentru originea GW au sugerat că, după izbucnirea inițială a razelor gamma, ar trebui să apară radiații care se descompun lent la lungimi de undă mai mari, formate din cauza ciocnirii materiei ejectate ca urmare a fulgerului și a gazului interstelar [30] . Această radiație (în toate intervalele spectrului electromagnetic) a început să fie numită „ afterglow ” („afterglow” sau „halo”) de la GW. Căutările timpurii pentru „aterglow” au fost nereușite, în principal din cauza dificultății de a determina coordonatele exacte ale undei lungi GW imediat după izbucnirea inițială.

O descoperire în această direcție a avut loc în februarie 1997 , când satelitul italo-olandez BeppoSAX a detectat explozia de raze gamma GRB 970228 , iar 8 ore mai târziu, un detector de raze X (de asemenea, la bordul BeppoSAX) a detectat emisia de raze X în descompunere de la GRB. 970228. Coordonatele razelor X „aterglow” au fost determinate cu o precizie mult mai mare decât pentru razele gamma. În câteva ore, un grup de analiști din proiectul BeppoSAX a determinat coordonatele exploziei cu o precizie de 3 minute de arc.

Telescoapele optice de la sol au detectat apoi și o nouă sursă care se estompează în zonă; astfel, poziția sa a devenit cunoscută la o secundă de arc. După ceva timp, o imagine profundă a telescopului Hubble a dezvăluit o galaxie îndepărtată, foarte slabă ( z  = 0,7) la locul fostei surse. Astfel, a fost dovedită originea cosmologică a exploziilor de raze gamma. Ulterior, s-au observat străluciri ulterioare în multe explozii, în toate domeniile (raze X, ultraviolete, optică, IR, radio). Deplasările spre roșu s-au dovedit a fi foarte mari (până la 6, mai ales în intervalul 0-4 pentru exploziile lungi de raze gamma; pentru cele scurte, mai puțin).

Epoca identificării rapide: Swift

Lansat în 2004, satelitul Swift are capacitatea de a identifica rapid (mai puțin de un minut) optică și cu raze X a exploziilor. Printre descoperirile sale se numără puternice, uneori mai multe explozii de raze X în lumini ulterioare, uneori până la câteva ore după explozie; detectarea luminii ulterioare chiar înainte de sfârșitul radiației gamma efective etc.

Distanțe și energie

Din natura cosmologică a exploziilor de raze gamma este clar că acestea trebuie să aibă o energie gigantică. De exemplu, pentru evenimentul GRB 970228 , presupunând izotropia radiațiilor , energia numai în intervalul gamma este 1,6⋅10 52  erg (1,6⋅10 45  J), care este un ordin de mărime mai mare decât energia unei supernove tipice. Pentru unele explozii de raze gamma, estimarea ajunge la 10 54  erg, adică este comparabilă cu energia de repaus a Soarelui. Mai mult, această energie este eliberată într-un timp foarte scurt.

Ieșirea de energie are loc sub forma unui flux colimat ( jet relativist ), caz în care estimarea energiei scade proporțional cu unghiul de deschidere al conului de jet. Acest lucru este confirmat și de observațiile curbelor luminii ulterioare (vezi mai jos). Energia de explozie tipică, inclusiv jeturile, este de aproximativ 10 51  erg, dar răspândirea este destul de mare. Prezența jeturilor relativiste înseamnă că vedem o mică parte din toate exploziile care au loc în univers. Frecvența lor este estimată a fi de ordinul unei explozii per galaxie la fiecare 100.000 de ani.

Evenimentele care generează explozii de raze gamma sunt atât de puternice încât pot fi observate uneori cu ochiul liber, deși au loc la o distanță de miliarde de ani lumină de Pământ [31] .

Mecanisme ale exploziilor de raze gamma

Mecanismul prin care atât de multă energie este eliberată într-un timp atât de scurt într-un volum mic nu este încă pe deplin clar. Cel mai probabil este diferit în cazul exploziilor de raze gamma scurte și lungi. Până în prezent, există două subspecii principale de GW: lung și scurt , care au diferențe semnificative în spectre și manifestări observaționale. Deci, exploziile lungi de raze gamma sunt uneori însoțite de o explozie de supernovă, dar cele scurte niciodată. Există două modele principale care explică aceste două tipuri de cataclisme.

Explozie lungi de raze gamma și supernove

Exploziile lungi de raze gamma sunt probabil asociate cu supernove de tip Ib/c . În mai multe cazuri, o sursă identificată optic, la ceva timp după izbucnire, a arătat spectre și curbe de lumină caracteristice supernovelor. În plus, în majoritatea cazurilor de identificare cu galaxii, acestea au avut semne de formare activă a stelelor .

Nu toate supernovele de tip Ib/c pot provoca o explozie de raze gamma. Acestea sunt evenimente asociate cu prăbușirea într-o gaură neagră a nucleului unei stele masive (> 25 de mase solare), lipsită de o înveliș de hidrogen, care are un moment mare de rotație - așa-numitul model colapsar . Conform calculelor, o parte a miezului se transformă într-o gaură neagră, înconjurată de un puternic disc de acumulare , care cade în gaură în câteva secunde. În același timp, jeturile relativiste sunt lansate de-a lungul axei discului, spargând învelișul stelei și provocând o explozie. Astfel de cazuri ar trebui să fie de aproximativ 1% din numărul total de supernove (uneori sunt numite hipernove ).

Modelul principal al exploziilor lungi de raze gamma a fost propus de omul de știință american Stan Woosley  - un model de colaps numit „supernova eșuată” ( ing.  supernova eșuată ; Woosley 1993). În acest model, o explozie de raze gamma este generată de un jet (jet) în timpul prăbușirii unei stele masive Wolf-Rayet (în esență miezul de heliu sau carbon-oxigen al unei stele normale). Acest model poate, în principiu, să descrie GW lungi (dar nu prea lungi). O parte din dezvoltarea acestui model a fost realizată de omul de știință polonez Bogdan Paczynski., care a folosit termenul „ explozie hypernova ” ( în engleză  hypernova explosion ; Paczynski, 1998).

De asemenea, termenul „ hipernova ” a fost folosit mult mai devreme de alți astrofizicieni într-un context diferit.

Scurte explozii de raze gamma și fuziuni ale obiectelor relativiste

Mecanismul exploziilor scurte de raze gamma este posibil asociat cu fuziunea stelelor neutronice sau a unei stele neutronice cu o gaură neagră. Din cauza momentului unghiular mare, un astfel de sistem nu se poate transforma imediat într-o gaură neagră: se formează o gaură neagră inițială și un disc de acreție în jurul său. Conform calculelor, timpul caracteristic pentru astfel de evenimente ar trebui să fie doar o fracțiune de secundă, ceea ce este confirmat de simulări pe supercalculatoare [32] . GRB-urile scurte identificate se află la distanțe sistematic mai mici decât cele lungi și au o eliberare de energie mai mică.

Un model potrivit pentru descrierea exploziilor scurte de raze gamma a fost propus de astrofizicienii sovietici S. I. Blinnikov și alții - fuziunea stelelor neutronice binare . [33]

Astronomii israelieni Alon Retter și Shlomo Heller sugerează că anormalul GRB 060614 care a avut loc în 2006 a fost o gaură albă . Alon Retter crede că găurile albe, după ce au apărut, se degradează imediat, procesul seamănă cu Big Bang , Retter și colegii l-au numit „Small Bang” ( ing.  Small Bang ).

Străluciri: avioane relativiste

Spre deosebire de explozia de raze gamma în sine, mecanismele de luminozitate sunt destul de bine dezvoltate teoretic. Se presupune că un anumit eveniment din obiectul central inițiază formarea unei învelișuri în expansiune ultrarelativistă ( factorul Lorentz γ de ordinul a 100). Conform unui model, învelișul este format din barioni (masa sa ar trebui să fie de 10 −8  - 10 −6 mase solare), conform altuia, este un flux magnetizat în care energia principală este transferată de vectorul Poynting .

Este foarte semnificativ faptul că în multe cazuri există o variabilitate puternică atât în ​​radiația gamma în sine (în momente de ordinul rezoluției instrumentului - milisecunde), cât și în raze X și lumini optice (erupții secundare și ulterioare, eliberarea de energie în care poate fi comparabilă cu explozia în sine). Într-o oarecare măsură, acest lucru poate fi explicat prin ciocnirea mai multor unde de șoc în carcasă, deplasându-se cu viteze diferite, dar, în general, acest fenomen prezintă o problemă serioasă pentru orice explicație a mecanismului mașinii centrale: este necesar ca după prima explozie ar putea încă da mai multe episoade de eliberare de energie, uneori prin perioade de ordinul a mai multor ore.

Lumina ulterioară este furnizată în principal de mecanismul sincrotron și, eventual, de retroîmprăștierea Compton .

Curbele de lumină ale luminii ulterioare sunt destul de complexe, deoarece sunt compuse din radiația de șoc de arc, unda de șoc înapoi, posibila radiație de supernovă etc. în favoarea prezenței unui jet relativist: o îndoire apare atunci când factorul γ scade la ~ 1/θ, unde θ este unghiul de deschidere a jetului.

Posibil pericol pentru Pământ

Boris Stern scrie: „Să luăm un caz moderat de eliberare de energie de 10 52 erg și o distanță până la explozia de 3 parsecs , sau 10 ani lumină sau 10 19 cm - aproximativ o duzină de stele se află în astfel de limite de la noi. La o asemenea distanță, în câteva secunde, 10 13 ergi vor fi eliberați pe fiecare centimetru pătrat al planetei prins în calea cuantelor gamma . Acest lucru este echivalent cu explozia unei bombe atomice pe fiecare hectar de cer [nota 1] ! Atmosfera nu ajută: deși energia va fi afișată în straturile sale superioare, o parte semnificativă va ajunge instantaneu la suprafață sub formă de lumină. Este clar că toată viața de pe jumătatea iradiată a planetei va fi exterminată instantaneu, pe cealaltă jumătate puțin mai târziu din cauza efectelor secundare. Chiar dacă luăm o distanță de 100 de ori mai mare (aceasta este deja grosimea discului galactic și a sute de mii de stele), efectul (o bombă atomică pe pătrat cu latura de 10 km) va fi cea mai grea lovitură, și aici trebuie deja să evaluăm serios ce va supraviețui și dacă este ceva.”

Stern crede că o explozie de raze gamma în galaxia noastră are loc în medie o dată la fiecare milion de ani. O explozie de raze gamma de la o stea precum WR 104 ar putea provoca o epuizare intensă a stratului de ozon în jumătate din planetă.

Poate că explozia de raze gamma a provocat extincția ordovician-siluriană în urmă cu aproximativ 443 de milioane de ani, când au murit 60% din speciile de ființe vii (și o proporție mult mai mare în ceea ce privește numărul de indivizi, deoarece doar câțiva indivizi sunt suficienți pentru supraviețuirea speciei). [34]

Vezi și

Note

Comentarii
  1. ↑ O explozie de 10 14 J sau aproximativ 23,9 kt , care este puțin mai mare decât puterea de explozie a bombei Fat Man .
Surse
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Gamma-Ray Bursts : o scurtă istorie  . NASA. Preluat la 10 aprilie 2018. Arhivat din original la 21 decembrie 2016.
  2. ↑ Termenul de raze gamma se găsește și în literatură și mass-media .
  3. ↑ arXiv:1604.07132[astro-ph.HE]
  4. ↑ doi.org/10.3847/1538-4357/aba529
  5. ↑ arXiv:1212.2392[astro-ph.HE]
  6. ↑ PoS(ICRC2021)019
  7. ↑ Podsiadlowski P., Mazzali PA, Nomoto K., et al. Ratele de hipernove și exploziile cu raze Gamma: Implicații pentru progenitorii lor  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 23 aprilie 2004. - Vol. 607 , nr. 1 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/421347 .
  8. ↑ Melott AL , Lieberman BS, Laird CM, et al. O explozie de raze gamma a inițiat extincția în masă a ordovicianului târziu?  (Engleză)  // Jurnalul Internațional de Astrobiologie . - ianuarie 2004. - Vol. 3 , nr. 1 . - P. 55-61 . — ISSN 1475-3006 . - doi : 10.1017/S1473550404001910 .
  9. ↑ Hurley, Kevin. A Gamma-Ray Burst Bibliography, 1973-2001 // Gamma-Ray Burst and Afterglow Astronomy 2001: A Workshop Celebrating First Year of the HETE Mission / Ed. de GA Ricker, RK Vanderspek. - Institutul American de Fizică , 2003. - P. 153-155. — ISBN 0-7534-0122-5 .
  10. ↑ Mazets E. P., Golenetskii S. V. et al. Observații Venera 11 și 12 ale exploziilor de raze gamma - experimentul The Cone  // Astronomy Letters  : journal  . - 1979. - Vol. 5 . - P. 87-90 .
  11. ↑ Luchkov B. I., Mitrofanov I. G., Rozental I. L. Despre natura exploziilor cosmice de raze gamma . - UFN, 1996. - T. 166 , nr. 7 . - S. 743-762 .  (Accesat: 4 august 2011)
  12. ↑ NASA HEASARC: IMP-6 . NASA. Arhivat din original pe 5 februarie 2012.
  13. ↑ NASA HEASARC: OSO-7 . NASA. Arhivat din original pe 5 februarie 2012.
  14. ↑ Mazets E. P., Golenetsky S. V., Ilyinsky V. N. O explozie de raze gamma cosmice conform observațiilor efectuate pe satelitul Kosmos-461  // Scrisori JETP. - 1974. - T. 19 . - S. 126-128 .
  15. ↑ Klebesadel RW și colab. Observații ale exploziilor de raze gamma de origine cosmică . - SUA: ApJ., 1973. - T. 182 . - S. 85-88 .
  16. ↑ Schilling 2002, p. 19-20.
  17. ↑ Aptekar R. L., Golenetsky S. V., Mazets E. P., Palshin V. D., Frederiks D. D. Research of cosmic gamma-ray bursts and soft gamma-ray repeaters in the experiments of FTI KONUS . - UFN, 2010. - T. 180 . - S. 420-424 .
  18. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // Sat. Astrofizica si fizica spatiala. - M . : Fizmatlit, 1982. - S. 216 .
  19. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // Sat. Astrofizica si fizica spatiala (Itogi nauki i tekhniki. Ser. Astronomie). - M. : VINITI, 1987. - T. 32 . - S. 16 .
  20. ↑ NASA HEASARC: CGRO . NASA. Arhivat din original pe 5 februarie 2012.
  21. ↑ Meegan, C. A. et al. Distribuția spațială a exploziilor de raze gamma observate de BATSE  // Nature  :  journal. - 1992. - Vol. 355 . — P. 143 . - doi : 10.1038/355143a0 .
  22. ↑ Schilling, Govert . Flash! Vânătoarea celor mai mari explozii din univers   : jurnal . - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0-521-80053-6 .
  23. ↑ Paczyński, B. How Far Away Are Gamma-Ray Bursters? (engleză)  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . - 1995. - Vol. 107 . — P. 1167 . - doi : 10.1086/133674 . - Cod .
  24. ↑ Piran, T. The implications of the Compton (GRO) observations for cosmological gamma-ray bursts  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1992. - Vol. 389 . — P.L45 . - doi : 10.1086/186345 .
  25. ↑ Lamb D. Q. The Distance Scale to Gamma-Ray Bursts  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - 1995. - Vol. 107 . - P. 1152 . - doi : 10.1086/133673 . - Cod .
  26. ↑ Hurley, K., Cline, T. și Epstein, R. (1986). „Cutiile de eroare și distribuția spațială”. În Liang, E. P.; Petrosian, V. Actele conferinței AIP . Explozie cu raze gamma. 141 . Institutul American de Fizică . pp. 33-38. ISBN  0-88318-340-4 .
  27. ↑ Pedersen, H.; et al. (1986). „Căutări profunde pentru omologi Burster”. În Liang, Edison P.; Petrosian, Vahe. Procesele conferinței AIP . Explozie cu raze gamma. 141 . Institutul American de Fizică . pp. 39-46. ISBN  0-88318-340-4 .
  28. ↑ Hurley, K. Gamma-Ray Bursts - Receding from Our Grasp  // Nature  :  journal. - 1992. - Vol. 357 . — P. 112 . - doi : 10.1038/357112a0 . — Cod .
  29. ↑ Fishman, C.J.; Meegan, C. A. Gamma-Ray Bursts   // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - 1995. - Vol. 33 . - P. 415-458 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002215 .
  30. ↑ Paczyński, B.; Rhoads, J. E. Tranzitorii radio din Gamma-Ray Bursters // Jurnalul de astrofizică . - 1993. - T. 418 . - S. 5 . - doi : 10.1086/187102 . - Cod biblic .
  31. ↑ Cea mai strălucitoare explozie din univers Arhivată pe 15 septembrie 2008 la Wayback Machine .
  32. ↑ Fuziunea stelelor neutronice poate servi ca sursă de energie pentru exploziile scurte de raze gamma Arhivat 29 aprilie 2011 la Wayback Machine // Elements.
  33. ↑ Blinnikov, S., et al. Exploding Neutron Stars in Close Binaries  (engleză)  // Astronomy Letters  : jurnal. - 1984. - Vol. 10 . — P. 177 .
  34. ↑ Explozii de raze gamma . Arhivat la 1 ianuarie 2015 la Wayback Machine . Enciclopedia de securitate.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice