fakulteta za matematiko in fiziko, ul

SEMINARSKA NALOGA

IZBRUHI ZARKOV GAMA

Matic Smrekar

Mentorica: asist. dr. Andreja Gomboc

Ljubljana, marec 2007

Povzetek

Po vojaski misiji, katere namen je bil zaznavati morebitne poskuse z jedrskimi eksplozijamiizven Zemlje preko zaznavanja izbruhov sevanja gama, se je izkazalo, da smo mimogrede odkrilineko novo vrsto kataklizmicnih dogodkov v Vesolju. Kasnejsa opazovanja so pokazala, da greza izbruhe sevanja gama, ki prihajajo iz kozmoloskih oddaljenosti in so posledica energijskonajobilnejsih procesov v Vesolju. Trenutna teoreticna slika kaze, da gre najverjetneje za dogodkepovezane s sproscanjem ogromnih kolicin gravitacijske energije v prostoru, velikem okoli 100kilometrov, kar nakazuje povezavo izbruhov zarkov gama z degeneriranimi ostanki zvezd kot sonevtronske zvezde in crne luknje.

Kazalo

1 Sevanje γ 2

2 Zgodovinsko ozadje 2

3 Opazovanja zadnjih 15 let in razvoj teorije 3

4 Energija izbruhov 7

5 Curki snovi 8

6 Povzrocitelji izbruhov 116.1 Dolgi izbruhi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126.2 Kratki izbruhi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

6.2.1 Trki kompaktnih objektov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146.2.2 Magnetarji . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

7 Zakljucek 15

1

1 Sevanje γ

Zarke gama je odkril francoski kemik in fizik Paul Ulrich Villard leta 1900 med poskusi z uranom.S samostojnimi poskusi je ugotovil, da na zarke gama ne vpliva magnetno polje. Vseeno sonekaj casa mislili, da so zarki gama delci. Leta 1910 je Britanski fizik William Henry Braggpokazal, da lahko z zarki gama ioniziramo plin na enak nacin kot z X zarki. Sele v letu 1914sta Ernest Rutherford in Edward Andrade s pomocjo kristalske difrakcije pokazala, da so gamazarki elektromagnetno valovanje. Ime ”gama zarki” je izoblikoval Rutherford po vzoru alfa inbeta zarkov.

Sevanje gama je elektromagnetno valovanje z valovno dolzino manj kot 10−11m oziromafrekvenco visjo od 1019Hz, kar ustreza energiji fotonov 50keV (1eV = 1, 6 · 10−19J). Sevanjegama nastane pri radioaktivnih razpadih jeder, prehodu jeder iz vzbujenega stanja v vzbujenostanje z manjso energijo ali v osnovno stanje, pri zaviranju elektronov z energijo visjo od 100keV

in pri reakcijah med osnovnimi delci, npr. pri anihilaciji [3].

2 Zgodovinsko ozadje

Astronomska opazovanja v podrocju sevanja gama so se zacela relativno pozno. Zemljina at-mosfera je za to sevanje nepropustna, zato je potrebno detektorje s pomocjo balonov in satelitovpostaviti nad atmosfero.

SLIKA1: Shematski prikaz prepustnosti atmosfere.VIR: http://imagers.gsfc.nasa.gov/ems/gamma.html (2007)

Gama zarki pri interakciji z zgornjimi plastmi atmosfere tvorijo pare delcev, npr. elektron-pozitron. Ti delci letijo z veliko hitrostjo proti tlom in pri tem preko Comptonovega in sinhro-tronega sevanja tvorijo nadalje energetske fotone, ki nadalje tvorijo pare delcev ... Rezultat jekaskada delcev in fotonov, ki letijo proti tlom. Delci imajo veliko energije in letijo proti tlom zrelativisticno hitrostjo. V atmosferi dosegajo hitrosti visje od hitrosti svetlobe v zraku. Pri temnastaja znano sevanje Cerenkova.

2

SLIKA2: Shema ”zracnega tusa” (air shower), ki nastane ob interakciji atmosfere skozmicnimi zarki gama.

Prvi teleskop za opazovanje sevanja gama je poletel v orbito s pomocjo satelita ExplorerXI leta 1961. Zaznal je malo manj kot 100 fotonov gama sevanja, ki so izvirali iz Vesolja. Tizarki so prihajali iz vseh smeri in so predstavljali nekaksno sevanje ozadja. Tako ozadje je bilopricakovano, saj nastaja med interakcijo kozmicnega sevanja z medzvezdno snovjo.

Leta 1967 so na pobudo Ministrstva za obrambo ZDA (U.S. Department of Defense) poletelisateliti Vela. Njihov namen je bila detekcija poskusov z jedrskimi bombami preko detekcijeizbruhov zarkov gama, ki se sproscajo pri jedrskih reakcijah. Satelite so postavili tako, da sovideli celo podrocje za Luno, saj bi lahko bil to ugoden poligon za skrivno izvajanje jedrskihpoizkusov. Sateliti so namesto posledic jedrskih poskusov zaznali izbruhe, ki so izvirali iz Vesolja.Prvi pomislek ob odkritju je bil, da so to signali neke izven zemeljske civilizacije, vendar je kmalupostalo jasno, da so izbruhi gama se eden od zanimivih fenomenov nasega Vesolja. Javno je biloodkritje objavljeno sele leta 1973 [5].

Odkritje je sprozilo celo vrsto eksperimentov, ki so raziskovali neznano dogajanje vkljucnoz misijami Apollo in ruskim projektom Venera. Neglede na izjemno majhno kolicino eksperi-mentalnih podatkov je nastalo precejsnje stevilo raznovrstnih teorij o izvoru sevanja. Vecina jepredvidevala, da je izvor nekje znotraj nase Galaksije, najbolj radikalne so napovedovale celo,da prihaja iz obrobnih delov Osoncja, medtem ko so na drugi strani krivdo polagali na dogodkena kozmoloski oddaljenosti. V slavnem clanku iz leta 1975 - Symposium of Relativistic Astro-physics je nastetih nic manj kot 100 razlicnih teorij o izvoru izbruhov gama, med katerimi vecinezaradi pomanjkanja opazovanj ni bilo mogoce ne ovreci ne potrditi [7].

3 Opazovanja zadnjih 15 let in razvoj teorije

Napredek je prinesla sele misija Compton Gamma Ray Observatory, ki je leta 1991 v orbito meddrugim s sabo ponesla instrument Burst And Transient Source Explorer. BATSE je vsebovalzelo obcutljiv senzor sevanja gama. Njegova najpomembnejsa ugotovitev je, da so izbruhi zarkovgama po nebu porazdeljeni izotropno [6]!

3

SLIKA3: Na sliki vidimo porazdelitev 2704 izbruhov zarkov gama, ki jih je zaznal merilnikBATSE v svojih 9 letih delovanja.

VIR: BATSE Team.

To odkritje namiguje na dejstvo, da izbruhi ne prihajajo iz nase Galaksije ali celo iz njenegacentra. Iz opazovanj BATSE lahko sklepamo, da prihajajo izbruhi bodisi iz kozmoloskih od-daljenosti bodisi iz nekega sfericnega haloja okoli nase Galaksije. Porazdelitev izbruhov hkratinima zaznavne dipolne in kvadrupolne komponente [8].

Kmalu je postalo jasno, da opazujemo dve vrsti izbruhov zarkov gama - kratke in dolge.Vrsta izbruhov je povezana s tipicno dolzino trajanja izbruha. Kratki izbruhi zarkov gamatrajajo manj kot 2s in sestojijo iz zelo energetskih fotonov gama (”hard-spectrum”), medtemko dolgi trajajo vec kot 2s in jih sestavljajo fotoni gama z nizjo energijo (”soft-spectrum”) [9].Ostre meje med obema vrstama ni, vseeno pa ti dve vrsti nakazujeta na razlicen izvor.

SLIKA4: Svetlobne krivulje izbruha zarkov gama GRB 000520 narejene z BATSE. Grafiprikazujejo meritve izbruha v razlicnih delih spektra. Slike od leve proti desni v zgornji vrsti:< 20keV , 50 − 300keV , 20 − 50keV . Slike od leve proti desni v spodnji vrstici: 50 − 100keV ,

100 − 300keV , > 300keV .VIR: http://www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/lightcurve/ (2007)

Naslednji napredek je prinesla Italijansko-Nizozemska misija BeppoSAX, ki je poletela leta1997. Pomemben del te misije so bili detektorji z dobro resolucijo, ki so omogocali tocno lociranje

4

smeri, iz katere so izbruhi prihajali. Ko je BeppoSAX leta 1997 zaznal izbruh GRB 970228, jelahko v nekaj urah v smer izbruha usmeril svojo kamero X zarkov. V isti smeri je zaznal emisijoX zarkov, medtem ko so vzporedna opazovanja s teleskopi na Zemlji v vizualni svetlobi v tejsmeri pokazala pojemajoc vir svetlobe. Ko je izbruh zbledel, so v tej smeri zaznali oddaljenogalaksijo. To je prvi opazovan dogodek za katerega obstaja velika verjetnost, da so izbruh zarkovgama, izbruh X zarkov, opticni zapozneli sij in gostitelj povezani.

SLIKA5: Umetniska podoba satelita BeppoSAX.VIR: Agenzia Spaziale Italiana (ASI) & BeppoSAX Science Data Center (SDC)

To opazovanje je omogocilo natancno dolocitev oddaljenosti izvira preko Dopplerjevegardecega premika galaksije. Podobna opazovanja so bila kasneje vedno bolj pogosta. Zapo-znele sije so zaznali tako v opticnem kot v radijskem delu spektra. Vedno vec je tudi izbruhov,za katere so nasli gostujoco galaksijo. To nam omogoca, da izbruhom izmerimo oddaljenostpreko meritev rdecega zamika gostujocih galaksij. Iz izmerjene svetlosti izbruha in oddaljeno-sti pa lahko nadalje ocenimo energijo, ki se pri izbruhih sprosti. Izbruh sevanja gama kljubkozmoloski oddaljenosti ”preglasi” vse vire sevanja gama na nebu, celo Sonce, za nekaj redovvelikosti! Ocene kazejo na ogromno kolicino sproscene energije, ki je primerljiva s supernovami(obicajno celo presega supernove!). Po tem lahko sklepamo, da so izbruhi zarkov gama po-sledica nekih kataklizmicnih dogodkov. Nadalje nam kratek karakteristicni cas spremenljivostisvetlobne krivulje izbruha nakazuje, da je dogajanje vezano na prostor velik kvecjemu nekaj 100km.

SLIKA6: 28. februar 1997, BeppoSAX. Prvi posnetek katerega koli izbruha zarkov gama v Xzarkih. Posnetek je narejen 9 ur po izbruhu zarkov gama. Za tem so z opticnimi teleskopiodkrili spremenljiv vir svetlobe na istem mestu in kasneje temno, zelo oddaljeno galaksijo.

5

VIR: Agenzia Spaziale Italiana (ASI) & BeppoSAX Science Data Center (SDC)

Za satelitom BeppoSAX je prisel HETE-2, ki je poleg nadaljevanja dela svojega prednikapostregel se z novo vrsto dogodkov - izbruhov X zarkov. Prisel pa je se do enega pomembnegaeksperimentalnega odkritja. Natancna pozicija izbruha GRB 030329 in natancna opazovanja za-poznelega sija v drugih valovnih dolzinah so pripeljala do nesporne povezave izbruha s supernovoSN2003dh [10].

SLIKA7: Izbruh GRB 030329 in satelit, ki je izbruh posnel, HETE-2.VIR: HETE-2 team.

Zadnja, se trajajoca, misija je satelit Swift (NASA), ki je poletel 20. novembra 2004. Swiftvsebuje 3 izjemno pomembne detektorje, s katerimi preucuje izbruhe sevanja gama. BAT (BurstAlert Telescope) s pomocjo stetja fotonov zaznava izbruhe gama. Njegova natancnost lociranjaizvora je 1-4 kotne minute. Zaznava fotone med 15 in 150 keV in na leto zazna vec kot 100izbruhov. Naslednji pomemben instrument je XRT (X-Ray Telescope), ki zaznava fotone z ener-gijo 0.2-10 keV. Njegova natancnost lociranja izvorov je ze 3-5 locnih sekund. Tretji pomembniinstrument pa je UVOT (UltraViolet/Optical Telescope), ki je sestavljen iz 30 cm f/12.7 mo-dificiranega R-C teleskopa (podoben dizajn kot teleskop Hubble). CCD detektor z 2048x2048piksli mu omogoca lociranje na 0.3 locne sekunde natancno in zaznava svetlobo med 170 in 650nm. Snema lahko v 6 razlicih barvah. Vsebuje tudi spektroskop.

Cas [s] Dogodek

0 detekcija izbruha

20 zacetek spremljanja izbruha

20 priblizna pozicija s pomocjo BAT

50 bolj tocna pozicija izbruha

70 dolocitev pozicije z XRT

240 dokoncna UVOT iskalna karta

300 koncna svetlobna krivulja z XRT

1200 XRT spekter

60000 konec vseh avtomatskih opazovanjTABELA1: Tabela dogajanja ob izbruhih zarkov gama pri opazovanjih s satelitom Swift.

VIR: Swift Fact-sheet; http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/about swift/factsheet.pdf (2007).

Swift posilja izjemno natancne pozicije objektov v zelo kratkem casu, kar omogoca opazovanjeizbruha in zapoznelih sijev v vsem delu spektra zelo kmalu po izbruhu zarkov gama. Prebil jetudi magicno mejo pri rdecem zamiku z = 6, nad katerim je raziskanih izjemno malo objektovkaterega koli tipa. Rdeci zamik je posledica sirjenja Vesolja in ga zapisemo kot:

6

1 + z =λopazovana

λizsevana

=νizsevana

νopazovana

=Ropazovan

Rizsevan

=∆topazovan

∆tizsevan

Pri tem je λ valovna dolzina svetlobe, ν frekvenca svetlobe, ∆t casovni interval in R razdaljamed dvema objektoma - pravimo mu tudi faktor velikosti (”scale factor”). V primeru izbruhovzarkov gama je ∆t npr. cas trajanja izbruha, R pa razdalja med nami in gostujoco galaksijo.Pri rdecem zamiku 6 je bila tako razdalja med nami in povzrociteljem izbruha ob casu, ko jeizbruh nastal, 7× manjsa kot je danes.

SLIKA8: Razlicni primeri profilov izbruhov zarkov gama. Navpicne osi grafov prikazujejosvetlost, vodoravne pa cas v sekundah.VIR: J.T. Bonnell (NASA/GSFC).

4 Energija izbruhov

Posamezni izbruh zarkov gama obicajno za vec velikostnih redov preglasi vse izvore sevanjagama na nebu. Celo Sonce preglasijo za nekaj velikostnih redov! Ocitno smo prica energijskoizjemno obilnim procesom. Posebno problematicno je to dejstvo postalo z odkritjem, da izbruhine prihajajo iz nase Galaksije ampak iz oddaljenih galaksij. Pri izbruhih se sprosti toliko EMenergije, kot jo Sonce producira v nekaj 1010 letih, kar je priblizno toliko, kot je staro Vesolje!Nasa celotna Galaksija (100 milijard zvezd) producira taksno kolicino energije v nekaj letih.

Problem je torej sproscanje velike kolicine enregije v nekaj sekundah. Trenutno opazovalnoin teoreticno najbolj podprte teorije predvidevajo sproscanje velike kolicine gravitacijske energijena zelo majhnem podrocju (∼ 100 kilometrov) preko kataklizmicnega dogodka - kolaps jedramasivne zvezde ali trk dveh kompaktnih objektov v dvojnem sistemu. Vecina energije bi setako sprostila v obliki termalnih nevtrinov in gravitacijskih valov. Tako sproscanje energije bipovzrocilo visokotemperaturni udarni val, ki bi se siril z relativisticno hitrostjo. Ta bi pov-zrocal interne soke, kreacijo parov elektron-pozitron in sinhrotrono sevanje, pri cemer se najprejsprosca sevanje gama. Ko udarni val naleti na medzvezdno snov, dobimo lahko se zapoznele sije

7

(”afterglow”). Ko hitrost udarnega vala pada, se sevanje seli v X zarke, nato v UV, opticni innazadnje v radijski del spektra.

5 Curki snovi

Precejsen teoreticni problem bi predstavljalo dejstvo, da se energija v obliki sevanja zarkovgama oddaja pri izbruhih izotropno. Pri tem bi se namrec moralo sprostiti priblizno za Soncevomirovno maso Msc

2∼ 2 × 1047J energije. Pri supernovi kot primer opazimo, da se skozi nekaj

tednov ali mesecev sprosti 1044J energije. To je 1000-krat manj v 100.000-krat daljsem casu!Problema se hitro znebimo, ce se energija izbruhov gama sprosca v obliki kolimiranih curkov.

Tako dobimo kolicino sproscene energije primerljivo s supernovami. Razlika je le, da se priizbruhih gama zarkov energija sprosti vecinoma v obliki kolimiranega visokoenergijskega sevanjain v nekaj 10 sekundah, medtem ko pri supernovi dobimo izotropno sevanje, ki traja nekaj tednovali mesecev.

SLIKA9: Graficni prikaz izbruha in trenutkov, ko objekt odda sevanje gama in ko oddazapozneli sij (”afterglow”).

VIR: http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/images/epo/gallery/grbs/index.html

Po drugi strani nam curki povzrocajo problem, saj predstavlja curek zelo majhen odstotekcelotnega prostorskega kota, v katerega izvor oddaja energijo. Glede na to, da morajo biti curkirazlicnih izvorov obrnjeni v vse smeri, vidimo le izjemno majhen delez vseh izbruhov zarkovgama, ki se zgodijo v Vesolju. Bolj kot bodo curki kolimirani, manj izbruhov opazimo. Cebi bili curki zelo kolimirani, bi posledicno moralo obstajati precej vec masivnih zvezd kot jihnapovedujejo splosno sprejete teorije njihovega razvoja. Vseeno precej opazovalnih podatkovkaze na obstoj curkov.

8

SLIKA10: Prvi posnetek prekinitve curka (”jet break”), GRB 990501.VIR: Israel et al., A&A 348, L5 (1999).

Teorijo curkov potrjujejo opazovanja izbruhov, kjer opazimo ”primanjkljaje” sevanja (slikazgoraj). Za velike Γ velja naslednja zveza med kotom, v katerega seva izvor (Θ) in relativisticnohitrostjo udarnega vala:

Θ ∝

1

Γ

Od zacetka je hitrost curka zelo velika, zato Γ dosega vrednosti nad 100. To pomeni, daje kot curka precej vecji od kota, iz katerega prihaja vecina sevanja. Opazovalec ne ve nic odogajanju okoli izvora - ne ve ali je izvor usmerjen ali seva izotropno - dokler so hitrosti snoviv curku zelo velike in je Θ zelo majhen. Ko se curku hitrost zacne manjsati, se Θ veca. Slejko prej ta postane vecji kot je kot curka. Takrat bi v primeru izotropnega izvora (ce ne biimeli curka snovi) dobivali le rahel padec svetlosti (zacetek spodnjega grafa). Vecino svetlobebi dobivali se vedno iz ozkega kota, ki je obrnjen proti nam, vendar bi hkrati dobivali vedno vecsvetlobe iz ostalih delov (izotropnega) sevalca. Pri curku pa dobivamo svetlobo iz mnogo manjsepovrsine kot pri izotropnem, zato dobimo primanjkljaj svetlobe, ki bi prihajala z ostalih delovizotropnega sevalca. Ta padec mora biti akromatski (neodvisen od valovne dolzine svetlobe), sajrelativisticni efekti niso odvisni od valovne dolzine. Zgornja meritev je torej posredni kazalec,da so curki pri dolocenem delezu izbruhov zarkov gama res prisotni.

9

SLIKA11: Shema prikazuje upad svetlosti zaradi zmanjsanja hitrosti relativisticnega curka.VIR: D. Lazzati.

Glede na to, da se relativisticni udarni val giblje z veliko hitrostjo, moramo pri opazovnjih inmodeliranju upostevati relativisticne efekte, ki se pri tem pojavjlajo. Udarni val doseze hitrosti,ki jim ustreza Lorenzov faktor Γ ∼ 100 in vec.

SLIKA12: Ilustracija emisije relativisticne lupine s sfericne povrsine, ki nas vodi do povezavemed casom, ki ga steje relativisticno premikajoci se plin, in casom, ki ga izmerimo opazovalci

na Zemlji.VIR: [1]

Povezava med casom, ki ga meri relativisticna lupina in casom, ki ga merimo na Zemljizahteva nekaj relativistike. Cas t merijo na zvezdi, ki oddaja relativisticno lupino, t’ merirelativisticni sok, cas t pa merimo na Zemlji. L je razdalja od izbruha do Zemlje, Θ pa je kot,pod katerim gledamo delec, ki se giblje v relativisticni lupini. Nekaj preprostih zvez nas pripeljedo koncnega rezultata:

dt = t2 − t1 ≈

dr

c

t1 = t1 +L

c

t2 = t2 +(L

c− βcosΘdt

)

10

dt = (1 − βcosΘ)dt

Sedaj lahko izracunamo zvezo med dt in dt’:

dt′ =dt

Γ=

dt

Γ(1 − βcosΘ)= Ddt

Pri tem je D Dopplerjev faktor:

D =(

Γ(1 − βcosΘ))

−1

Ce je Γ >> 1, kar v nasem primeru je, lahko aproksimiramo:

dt′ = Ddt ≈ 2Γdt

Iz tega vidimo, da moramo pri modeliranju upostevati, da izbruhi trajajo za faktor 2Γ dljekot izmerimo na Zemlji - faktorja 200 nikakor ne gre zanemariti.

6 Povzrocitelji izbruhov

Iz zacetnih 100 in vec teorij o nastanku in izvoru izbruhov sevanja gama se jih je do danesobdrzala le pescica. V glavnem so ostali trije modeli. Eden za dolge izbruhe in dva za kratkeizbruhe.

SLIKA13: Graf prikazuje trajanje izbruhov zarkov gama, ki so jih zaznali s satelitom BATSE.Vidimo vrhova pri 0.3s in 30s.

VIR: BATSE Team.

Najnovejsa zbirka podatkov s satelita Swift nakazuje na bolj kompleksno delitev izbruhov.Swiftovi detektorji sevanja gama so bolj obcutljivi imajo manj suma, zato lahko obliko svetlobnekrivuje izmerimo precej bolj natancno. Satelit se hkrati hitreje odziva in lahko zelo hitro zacnetudi s spremljanjem izbruha v ostalih valovnih dolzinah (X, UV, vidna). Hitro posredovanjelokacije sija in mreza avtomatiziranih robotskih teleskopov na Zemlji omogocata se natancnejespremljanje v vidnem delu spektra.

Izbruhe zarkov gama v osnovi delimo glede na njihovo trajanje, obliko svetlobne krivulje inspekter. Trenutni opazovalni rezultati kazejo na zelo raznovrstno obnasanje, vendar je trenutnopremalo eksperimentalnih podatkov, da bi jih smiselno delili v podskupine.

11

SLIKA14: Podatki s satelita Swift nakazujejo na bolj kompleksno delitev izbruhov zarkov gamakot podatki satelita BATSE.

VIR: Swift team.

6.1 Dolgi izbruhi

Najvecjo podporo pri teoreticnih modelih dolgih izbruhov zarkov gama uziva model kolapsarjaoz. hipernove. Gre za pojav podoben supernovi, le da tu jedro izjemno masivne zvezde z nizkovsebnostjo kovin ne konca kot nevtronska zvezda, temvec se sesede v crno luknjo. Pri tem sesprosti za 100 supernov energije (1047J). Take zvezde imajo maso vecjo od 30 mas Sonca in jihglede na spekter klasificiramo kot Wolf-Reyet zvezde.

Okoli hitro vrtece se crne luknje se ustvari akrecijski disk iz ovojnice bivse zvezde. Crnaluknja ustvari dva curka snovi na svojih rotacijskih polih, v katerih se plazma pospesi do relati-visticnih hitrosti (Lorenzov faktor ∼ 150!) in pri tem intenzivno oddaja zarke gama. Kolapsarjetako uvrscamo v tip supernov Ic. Ti dogodki so izjemno redki, saj potrebujemo izjemno masivnozvezdo. Te pa poleg tega, da so prava redkost, se pokurijo svoje gorivo izjemno hitro, zato imajozelo kratko zivljenjsko dobo. Tako predvidevamo, da se v nasi galaksiji hipernova pojavi enkratna 200 milijonov let.

Takoj po kolapsu sredice v masivno, hitro vrteco se crno luknjo, zacne proti njej padatiokoliski material z zelo veliko gostoto. Crna luknja ustvari na svojih polih curke snovi, kjer jegostota mnogo manjsa kot v ostali okolici. Ta snov je pospesena do relativisticnih hitrosti in priprebijanju skozi ovojnico zvezde ustvarja pred sabo relativisticni udarni val. Pri potovanju skoziovojnico zvezde gostota okoliske snovi pada, zato curek pridobiva na hitrosti. Ko se udarni valprebije skozi ovojnico zvezde, se vecina energije, ki jo nosi pospesena plazma, sprosti v oblikisevanja zarkov gama.

SLIKA15: Trije primeri dolgih izbruhov zarkov gama, ki jih je posnel satelit BATSE.

12

VIR: http://www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/lightcurve/ (2007)

Kot prepricljiv dokaz za povezavo med kolapsarji in dolgimi izbruhi zarkov gama nam sluzijoizbruhi GRB 060218 (SN 2006aj, z = 0.0331) [11], GRB 030329 (SN 2003dh, z = 0.1687) [12]in GRB 980425 (SN 1998bw, z = 0.0085) [13]. Izjemno blizu teh treh izbruhov zarkov gama sonekaj dni po izbruhu odkrili supernovo. Glede na to, da so supernove izjemno redki dogodki,izbruhi zarkov gama pa se bolj, je verjetnost, da bi se oba dogodka fizicno locena eden od drugegapojavila tako blizu skrajno majhna. Zavedati se moramo namrec, da lahko mesto dogodka nanebu merimo le z omejeno natancnostjo, zato bi bilo mogoce, da sta se dogodka zgodila v istismeri ob istem casu. Vseeno je verjetnost za tak pojav skrajno majhna.

Zanimivo je, da so se pojavili tudi dolgi izbruhi zarkov gama, ki jim ni sledil pojav supernove,npr. pri izbruhih GRB 060614 (z = 0.125) in GRB 060505 (z = 0.089) [14]. Oba dogodkasta se zgodila na podrocju mnozicnega nastajanja zvezd. To preprosto pomeni, da je v njuniokolici veliko medzvezdnega plina in prahu, ki bi morebiti lahko zastrl (absorbiral) zapoznelesije. Vseeno je drugi izbruh nastal v relativno bliznji galaksiji in bi zapozneli sij morali opaziti.Obstaja moznost, da je crna luknja pozrla vso snov zvezde, se preden se je eksplozija supernovelahko zgodila.

6.2 Kratki izbruhi

Kratke izbruhe zarkov gama tezje lociramo, zato ima do sedaj relativno malo teh izbruhovdolocenega gostitelja. Tisti, ki so jim ga uspeli dolociti, so se pojavili vecinoma v delih galaksij,kjer ni vec nastajanja novih zvezd. Le eden se je pojavil v notranjem delu neke galaksije, zakatere je znacilno, da vsebujejo zelo malo medzvezdne snovi, iz katere nastajajo zvezde. Ostaliso se pojavili vecinoma v halojih ogromnih elipticnih galaksij, kjer rojevanje zvezd prakticno nepoteka vec. Vsi gostitelji, ki so jih do sedaj uspeli dolociti, se nahajajo pri majhnem rdecemzamiku [15]. V opazovanjih, ki so sledila po kratkih izbruhih zarkov gama, niso nasli nobenesupernove, ki bi jo lahko povezali z izbruhom.

SLIKA16: Trije primeri kratkih izbruhov zarkov gama, ki jih je posnel satelit BATSE.VIR: http://www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/lightcurve/ (2007)

Pri kratkih izbruhih za razliko od dolgih opazimo anizitropno porazdelitev. To pripisujemodejstvu, da kratke izbruhe opazimo pri manjsih rdecih zamikih (z < 0.5) kot dolge.

SLIKA17: Leva slika prikazuje porazdelitev kratkih izbruhov desna pa porazdelitev dolgihizbruhov po nebu.

VIR: BATSE Team.

13

6.2.1 Trki kompaktnih objektov

Kratke izbruhe zarkov gama v glavnem povezujemo s trki kompaktnih objektov. Obicajno je tosistem nevtronske zvezde z nevtronsko zvezdo [16] ali sistem nevtronske zvezde s crno luknjo [17].Kot vemo iz teorije gravitacije, tak sistem izgublja energijo z gravitacijskim valovanjem. Zaraditega bosta degenerirana ostanka zvezd vse blizje. Pri doloceni oddaljenosti med objektomaplimske sile enostavno raztrgajo nevtronsko zvezdo in sprosti se ogromna kolicina energije sepreden se ves material zdruzi v eno crno luknjo. Verjamemo, da se proces zgodi izjemno hitroin v celoti traja le nekaj sekund.

Lokacija kratkih izbruhov gama to teorijo potrjuje. Namrec izbruhe vidimo tako v predelih,kjer zvezde ne nastajajo vec, zaznali pa so jih tudi v delih galaksij, kjer poteka aktivno nastajanjezvezd, saj imajo tudi te galaksije kljub mladostni podobi veliko starih zvezd.

SLIKA18: Trk dveh nevtronskih zvezd in curek sevanja gama, ki ga zaznamo kot izbruh zarkovgama, saj curek traja kvecjemu nekaj sekund.

VIR: http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/images/epo/gallery/grbs/index.html

6.2.2 Magnetarji

Model izbruhov magnetarjev bi lahko opisal majhen del kratkih izbruhov zarkov gama. Ze ne-kaj casa je znano, da so nevtronske zvezde z mocnim magnetnim poljem (magnetarji) sposobneproducirati kratke vendar energijsko izjemno obilne izbruhe visokoenergijskih fotonov. Ti za-nimivi objekti so nam znani iz nase Galaksije in tako predstavljajo moznost bolj podrobnegaproucevanja. Do 27. decembra 2004 vseeno nismo poznali izbruha, ki bi bil dovolj energijskoobilen, da bi ga lahko zaznali iz razdalj, pri katerih so se pojavljali gostitelji kratkih izbruhovzarkov gama. Tistega dne pa je magnetar z oznako SGR 1806-20 povzrocil zasicenje vseh de-tektorjev gama zarkov na satelitih v Zemljini orbiti [18]. Tak dogodek bi zlahka zaznali, ce bi sepojavil izven Galaksije. S tem je dobila teorija magnetarjev kot delnih krivcev za izvore kratkihizbruhov gama eksperimentalno podporo.

14

SLIKA19: Izbruh magnetarja SGR 1806-20, ki ga je posnel INTEGRAL.VIR: INTEGRAL Team.

Magnetarje opazujemo kot ponavljajoce se izvore izbruhov sevanja. Torej bi se moral dolocendelez izbruhov zarkov gama ponavljati. Zal iz enega opazovanja mocnega izbruha ne moremovedeti, kaksen je karakteristicni cas ponavljanja takih dogodkov. Povsem mozno je, da se takomocni izbruhi magnetarjev pojavijo na nekaj tisoc let. Tako bi bila verjetnost, da bi do sedajza kateri koli izbruh zarkov gama zaznali njegovo ponovitev izjemno majhna. Dejstvo je, da jetrenutno premalo eksperimentalnih podatkov, da bi lahko upraviceno naredili trden sklep bodisiv korist bodisi proti teoriji magnetarjev kot virov izbruhov zarkov gama.

7 Zakljucek

Izbruhi zarkov gama so trenutno ena najbolj vrocih tem v astronomiji. Zadnja opazovanja ssatelitom Swift nakazujejo, da smo prvotnih 100 teorij o izvoru izbruhov zarkov gama preveczreducirali. Na to so vplivale omejene zmoznosti prvih instrumentov za zaznavanje teh zani-mivih dogodkov. Trenutni satelit, ki aktivno spremlja izbruhe (Swift) je pokazal, da slika nitako preprosta kot je izgledalo do nedavnega. Vedno hitrejsi racunalniki nam po drugi straniomogocajo modeliranje bolj kompleksnih sistemov, s katerimi si lahko ustvarimo bolj popolnosliko. S trenutnim obsegom eksperimentalnih podatkov se ne moremo niti potrditi niti ovreci teh,bolj detajlno dodelanih teorij. Vseeno gotovo ostaja dejstvo, da izbruhe zarkov gama sprozajoneki kataklizmicni dogodki v Vesolju, povezani z bodisi ekstremno gostimi bodisi ekstremnomasivnimi zvezdami.

15

Literatura

[1] Meszaros P., 2006. ”Gamma-Ray Bursts”. astro-ph/0605208.

[2] Andreja Gomboc, 2006: ”Nepojasnjene skrivnosti izbruhov sevanja gama”.

[3] Leksikoni Cankarjeve zalozbe: ”Fizika, Prirocnik elementarne fizike”; Tehniska zalozba Slo-venije.

[4] Bob Tadashi Wakabayashi, 1986: ”Anti-Foreignism and Western Learning in Early-ModernJapan”; Harvard University Press.

[5] Klebesadel R., Strong I. & Olson R., 1973; ApJ 182:L85.

[6] Meegan, C.A., et al., 1992: Nature 355: 143.

[7] Ruderman M., 1975: Ann. N. Y. Acad. Sci., 262:164.

[8] Fenimore E., Epstein R., Ho C., Klebesadel R.W., Lacey C., et al., 1993: Nature 366:40-42.

[9] Fishman C. J., Meegan C. A., 1995: AA 33:415-458.

[10] Hjorth J. et al., 2003: Nature 423:847.

[11] Sollerman, J. et al., 2006: ”Supernova 2006aj and the associated X-Ray Flash 060218”.Astronomy and Astrophysics 454: 503S.

[12] Mazzali, P. et al., 2003: ”The Type Ic Hypernova SN 2003dh/GRB 030329”. AstrophysicalJournal 599: 95M.

[13] Kulkarni, S.R., et al.. 1998: ”Radio emission from the unusual supernova 1998bw and itsassociation with the gamma-ray burst of 25 April 1998”. Nature 395: 663.

[14] Fynbo et al., 2006: ”A new type of massive stellar death: no supernovae from two nearbylong gamma ray bursts”. Nature.

[15] Prochaska et al., 2006: ”The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-HardGamma-Ray Bursts”. Astrophysical Journal 641: 989.

[16] Prochaska et al., 2006: ”The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-HardGamma-Ray Bursts”. Astrophysical Journal 641: 989.

[17] Lattimer, J. M. and Schramm, D. N., 1976: ”The tidal disruption of neutron stars by blackholes in close binaries”. Astrophysical Journal 210: 549.

[18] Hurley et al., 2005: Nature v.434 p.1098, ”An exceptionally bright flare from SGR 1806-20and the origins of short-duration gamma-ray bursts”.

16