Википедија

Родоначалници на гама-изблици

Родоначалници на гама-изблици ― типови на небесни тела кои можат да емитуваат гама-изблици. Гама-изблиците покажуваат извонреден степен на различност. Тие можат да траат некаде од дел од секунда до многу минути. Изблиците би можеле да имаат еден профил или да колебаат силно нагоре и надолу по интензитет, а нивните спектри се многу променливи за разлика од другите тела во вселената. Речиси целосниот недостаток на набљудувачко ограничување доведе до изобилство на теории, вклучително испарување на црни дупки, магнетни блесоци на белите џуџиња, насобирање на материја на неутронски ѕвезди, насобирање на антиматерија, супернови, хипернови и брзо извлекување на вртежна енергија од супермасивни црни дупки, меѓу другите.[1][2]

Ета Кобилица, во соѕвездието Кобилица, еден од поблиските кандидати за хипернова.

Постојат најмалку два различни типа на родоначалници (извори) на гама-изблици: еден одговорен за долготрајните изливи со мек спектар и еден (или можеби повеќе) одговорен за краткотрајни прснувања со тврд спектар. Се верува дека предците на долгите га,а-изблици се масивни ѕвезди со ниска металичност кои експлодираат поради колапсот на нивните јадра. Сметано е дека родоначалниците на кратките гама-изблици произлегуваат од спојувањата на збиени двојни системи како неутронските ѕвезди, што било потврдено со набљудувањето на GW170817 на спојување на неутронска ѕвезда и килонова.

Долги гама-изблици: масивни ѕвезди

уреди

Модел колапсар

уреди

Почнувајќи од 2007 година, постои речиси универзален договор во астрофизичката заедница дека долготрајните експлозии се поврзани со смртта на масивни ѕвезди во специфичен вид на настан сличен на супернова, вообичаено познат како колапсар или хипернова.[2][3] Многу масивните ѕвезди се способни да спојат материјал во нивните средишта сè до железото, во тој момент ѕвездата не може да продолжи да создава енергија со соединување и пропаѓа, во овој случај, веднаш образувајќи црна дупка. Материјата од ѕвездата околу јадрото паѓа кон средиштето и (за ѕвездите кои брзо се вртат) се врти во насобирачки диск со висока густина. Падот на овој материјал во црната дупка истерува пар млазови долж вртежната оска, каде што густината на материјата е многу помала отколку во насобирачкиот диск, кон половите на ѕвездата со брзини што се приближуваат до брзината на светлината, создавајќи релативистичка ударен бран[4] напред. Ако ѕвездата не е опкружена со густа, расеана обвивка на водород, материјалот на млазовите може да минува до ѕвездената површина. Водечкиот удар всушност се забрзува како што се намалува густината на ѕвездената материја низ која патува, и додека да стигне до површината на ѕвездата може да патува со Лоренцов фактор од 100 или поголем (т.е. брзина од 0,9999 пати повеќе од брзина на светлината). Откако ќе стигне до површината, ударниот бран избива во вселената, при што голем дел од неговата енергија се ослободува во облик на гама-зраци.

Три многу посебни услови се потребни за една ѕвезда да еволуира сè до изблик на гама-зраци според оваа теорија: ѕвездата мора да биде многу масивна (веројатно најмалку 40 сончеви маси на главната низа) за да настане средишна црна дупка во на прво место, ѕвездата мора брзо да се врти за да биде развиен насобирачки тор способен да лансира млазови, а ѕвездата мора да има ниска металичност за да ја одземе обвивката на водородот за да можат млазниците да стигнат до површината. Како резултат на тоа, изблиците на гама-зраците се многу поретки од обичните супернови со колапс на јадрото, кои само бараат ѕвездата да биде доволно масивна за да се спои до железо.

Доказ за приказот на колапсар

уреди

Овој консензус се заснова главно на две линии на докази. Прво, долгите изблици на гама-зраци се наоѓаат без исклучок во системи со изобилство неодамнешно настанување на ѕвезди, како што се неправилните галаксии и во краците на спиралните галаксии.[5] Ова е силен доказ за поврзаноста со масивните ѕвезди, кои еволуираат и умираат во рок од неколку стотици милиони години и никогаш не се наоѓаат во региони каде што настанувањето на ѕвезди одамна престанало. Ова не мора да го докажува моделот на колапсар (други модели исто така предвидуваат поврзаност со настанување на ѕвезди), но обезбедува значителна поддршка.

Второ, сега има неколку забележани случаи кога супернова веднаш следела експлозија на гама-зраци. Додека повеќето гама-извлици се појавуваат премногу далеку за сегашните инструменти да имаат каква било шанса да ја забележуваат релативно слабата емисија од супернова на тоа растојание, за системите со пониско црвено поместување постојат неколку добро документирани случаи каде што гама-изблик бил следен во рок од неколку дена од појава на супернова. Овие супернови кои се успешно класифицирани се тип Ib/c, ретка класа на супернова предизвикана од колапс на јадрото. На суперновите од типот Ib и Ic им недостасуваат линии за примање на водород, што е во согласност со теоретските предвидувања за ѕвездите кои ја изгубиле својата водородна обвивка. Гама-изблиците со најочигледни потписи на супернова се GRB 060218 (SN 2006aj),[6] GRB 030329 (SN 2003dh),[7] и GRB 980425 (SN 1998bw),[8] и уште една неколу „испакнатини“ на супернова во нивните подоцнежни светлински криви во доцните времиња.

Неодамна биле појавено можни предизвици за оваа теорија, со откритието[9][10] на два блиски долги изблици на гама-зраци кои немаат потпис на кој било тип на супернова: и GRB060614 и GRB 060505 им пркосат на предвидувањата дека супернова ќе се појави и покрај интензивната од земјините телескопи. И двата настани биле, сепак, поврзани со ѕвезденото население кое активно образувало ѕвезди. Едно можно објаснување е дека за време на колапсот на јадрото на многу масивна ѕвезда може да биде настаната црна дупка, која потоа ја „проголта“ целата ѕвезда пред експлозијата на супернова да стигне до површината.

Кратки гама-изблици:изродени двојни системи

уреди

Се чини дека кратките изливи на гама-зраци се исклучок. До 2007 година, само мал број од овие настани биле локализирани во дефинитивен галактички домаќин. Сепак, оние што се локализирани се чини дека покажуваат значителни разлики од населението со долготрајно избувнување. Додека барем еден краток изблик бил пронајден во средишното подрачје на галаксијата што образува ѕвезди, неколку други се поврзани со надворешните подрачја, па дури и со надворешниот ореол на големите елиптични галаксии во кои настанување на ѕвезди речиси престанало. Сите домаќини идентификувани досега, исто така, биле на ниско црвено поместување.[11] Понатаму, и покрај релативно блиските растојанија и подробната последователна студија за овие настани, ниту една супернова не е поврзана со кратки гама-изблици.

Спојување на неутронска ѕвезда и неутронска ѕвезда/црна дупка

уреди

Додека астрофизичката заедница допрва треба да биде решен на единствен, универзално претпочитан модел за родоначалниците на кратките гама-изблици, воглавно претпочитаниот модел е спојувањето на две збиени тела како резултат на гравитациска внатрешна спирала: две неутронски ѕвезди,[12][13] или неутронска ѕвезда и црна дупка.[14] Иако е сметано дека се ретки во Универзумот, во нашата Галаксија се познати мал број случаи на блиски неутронска ѕвезда - неутронска ѕвезда, а е верувано дека постојат и двојни елементи неутронска ѕвезда - црна дупка. Според теоријата на Ајнштајн за општата релативност, системите од оваа природа полека ќе губат енергија поради гравитациското зрачење и двете изродени тела ќе се приближуваат сè поблиску еден до друг, додека во последните неколку моменти, плимните сили не ја разделат неутронската ѕвезда (или ѕвездите). и огромно количество енергија се ослободува пред материјата да падне во една црна дупка. Верувано дека целата постапка се случува исклучително брзо и целосно ќе заврши во рок од неколку секунди, што е причина за краткиот карактер на овие изблици. За разлика од долготрајните изблици, не постои конвенционална ѕвезда што би експлодирала и затоа нема супернова.

Овој модел досега бил добро поддржан со распространетоста на галаксии домаќини на кратки гама-изблици, кои биле забележани во стари галаксии без настанување на ѕвезди (на пример, GRB050509B, првиот краток изблик што бил локализиран на веројатен домаќин) како и во галаксиите со настанување на ѕвезди сè уште се случува (како GRB050709, втората), бидејќи дури и помладите галаксии може да имаат значително население на стари ѕвезди. Сепак, сликата е донекаде заматена од набљудувањето на рендгенскиот блесок[15] во кратки гама-излблици до многу доцни времиња (до многу денови), долго по завршувањето на спојувањето, и неуспехот да бидат најдени блиски домаќини на секаков вид за некои кратки гама-изблици.

Магнетарски џиновски блесоци

уреди

Еден последен можен модел кој може да опише мала подгрупа на кратки гама-изблици се таканаречените магнетарни џиновски блесоци (исто така наречени мегаблесоци или хиперблесоци). Раните високоенергетски сателити откриле мало население на тела во галактичката рамнина кои често произведуваа повторени изблици на меки гама-зраци и тврди рендгенски зраци. Бидејќи овие извори се повторуваат и бидејќи експлозиите имаат многу меки (воглавно топлински) високоенергетски спектри, тие брзо биле сфатени дека се посебна класа на тело од нормалните изблици на гама-зраци и исклучени од последователните студии на гама-изблици. Меѓутоа, во ретки прилики овие тела, за кои сега е верувано дека се крајно магнетизирани неутронски ѕвезди и понекогаш наречени магнетари, се способни да произведуваат крајно сјајни изблици. Најмоќниот таков настан забележан до денес, џиновскиот одблесок од 27 декември 2004 година, потекнува од магнетарот SGR 1806-20 и бил доволно светол да ги засити забележувачите на секој сателит со гама-зраци во орбитата и значително ја нарушил јоносферата на Земјата. [16] Иако сè уште е значително помалку светли од „нормалните“ изблици на гама-зраци (кратки или долги), таков настан би можел да биде забележан за сегашните вселенски летала од галаксиите до јатото Девица и, на ова растојание, би било тешко да се разликува од другите видови на краток изблик на гама-зраци само врз основа на светлинската крива. До денес, три изблици на гама-зраци се поврзани со кратки гама-блесоци во галаксиите надвор од Млечниот Пат: GRB 790305b во Големиот Магеланов Облак, GRB 051103 од Mесје 81 и GRB 070201 од Андромеда (M31).[17]

Разновидност во потеклото на долгите гама-изблици

уреди

Набљудувањата на HETE II и Swift откриваат дека долгите изблици на гама-зраци доаѓаат со и без супернови, како и со и без изразени проследени отсјајувања на рендгенски зраци. Дава поим за различноста во потеклото на долгите гама-изблици, веројатно во и надвор од областите што образуваат ѕвезди, со инаку заеднички внатрешен двигател. Се чини дека временскиот распоред од десетици секунди долги гама-изблици е суштински за нивниот внатрешен двигател, на пример, поврзан со вискозна или дисипативна постапка.

Најмоќните минливи извори на ѕвездената маса се гореспоменатите родоначалници (колапсари и спојувања на збиени тела), сите создаваат вртежни црни дупки опкружени со остатоци во облик на насобирачки диск или тор. Вртежната црна дупка носи вртежна енергија во аголен моментум[18] како и врвот на вртење:

 

каде   и   го означува моментот на инерција и аголната брзина на црната дупка во тригонометрискиот израз   [19] за специфичниот аголен моментум   на Керовата црна дупка со маса  . Без присутен мал параметар, добро е познато дека енергијата на вртење на Керовата црна дупка може да достигне значителен дел (29%) од нејзината вкупна маса-енергија  , со што ветува дека ќе ги напојува највпечатливите минливи извори на небото. Од особен интерес се механизмите за производство на нетоплинско зрачење од гравитациското поле на вртежните црни дупки, во постапката на забавувано вртење надолу против нивната околина во гореспоменатите сценарија.

Според начелото на Мах, време-просторот се влече заедно со масата-енергија, со далечните ѕвезди на космолошки размери или со црна дупка во непосредна близина. Така, материјата има тежнеење да се врти околу вртежните црни дупки, од истата причина што пулсарите се вртат надолу со отфрлање на аголниот импулс во зрачењето до бесконечност. На тој начин, голема количина на вртежната енергија на црните дупки кои брзо се вртат може да биде ослободена во постапката на вискозно забавено вртење против внатрешен диск или тор - во различни емисиони канали.

Забавуваното вртење на брзо вртечките ѕвездени маси црни дупки во нивната најниска енергетска состојба трае десетици секунди против внатрешниот диск, што го претставува преостанатиот отпад од спојувањето на две неутронски ѕвезди, распаѓањето на неутронската ѕвезда околу придружната црна дупка или настаната при колапс на јадрото на масивна ѕвезда. Присилната турбуленција во внатрешниот диск го стимулира создавањето на магнетни полиња и повеќеполни масени моменти, со што се отвораин каналите на зрачење во радиобрановите, неутринските и, главно, во гравитациските бранови со карактеристични вредности прикажани на дијаграмот[20] со создавањето на астрономски количини на Бекенштајн-Хокинговата ентропија.[21][22][23]

 
Дијаграм на ван Путен (2009) кој го прикажува гравитациското зрачење произведено во двојното спојување на неутронските ѕвезди со друга неутронска ѕвезда или црна дупка и, по спојувањето или по колапсот на јадрото на масивна ѕвезда, очекуваното зрачење од турбулентна материја со висока густина околу ѕвездената маса на Керовите црни дупки. Додека ISCO (елипсата) се одмора на онаа околу бавно вртежната, речиси Шварцшилдова црна дупка, доцната честота на гравитациското зрачење обезбедува точна метрологија на масата на црната дупка.

Проѕирноста на материјата кон гравитациските бранови нуди нова сонда за внатрешните работи на суперновите и гама-изблици. Набљудувачниците со гравитациски бранови LIGO и „Virgo“ се дизајнирани да ги испитуваат минливите маси на ѕвездите во честотен опсег од десетици до околу 1500 Hz. Горенаведените емисии на гравитациски бранови спаѓаат добро во опсегот на чувствителност на LIGO-Virgo; за долгите гама-изблици напојувани од „голи внатрешни двигатели“ произведени во двојното спојување на неутронска ѕвезда со друга неутронска ѕвезда или придружна црна дупка, гореспоменатите ветрови на магнетниот диск се распрснуваат во долготрајни радиоизливи, што може да бидат набљудувани од новата Нискочестотна низа.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Ruderman, M. (1975). „Theories of gamma-ray bursts“. Texas Symposium on Relativistic Astrophysics. 262 (1 Seventh Texas): 164–180. Bibcode:1975NYASA.262..164R. doi:10.1111/j.1749-6632.1975.tb31430.x.
  2. ↑ 2,0 2,1 „Gamma-ray burst supports hypernova hypothesis“. cerncourier.com. 4 септември 2003. Посетено на 11 септември 2024.
  3. ↑ MacFadyen, A. I.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). „Supernovae, Jets, and Collapsars“. Astrophysical Journal. 550 (1): 410–425. arXiv:astro-ph/9910034. Bibcode:2001ApJ...550..410M. doi:10.1086/319698.
  4. ↑ Blandford, R.D.; McKee, C. F. (1976). „Fluid Dynamics of relativistic blast waves“. Physics of Fluids. 19 (8): 1130–1138. Bibcode:1976PhFl...19.1130B. doi:10.1063/1.861619.
  5. ↑ Bloom, J.S.; Kulkarni, S. R.; Djorgovski, S. G. (2002). „The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors“. Astronomical Journal. 123 (3): 1111–1148. arXiv:astro-ph/0010176. Bibcode:2002AJ....123.1111B. doi:10.1086/338893.
  6. ↑ Sollerman, J.; и др. (2006). „Supernova 2006aj and the associated X-Ray Flash 060218“. Astronomy and Astrophysics. 454 (2): 503–509. arXiv:astro-ph/0603495. Bibcode:2006A&A...454..503S. doi:10.1051/0004-6361:20065226.
  7. ↑ Mazzali, P.; и др. (2003). „The Type Ic Hypernova SN 2003dh/GRB 030329“. Astrophysical Journal. 599 (2): L95–L98. arXiv:astro-ph/0309555. Bibcode:2003ApJ...599L..95M. doi:10.1086/381259.
  8. ↑ Kulkarni, S.R.; и др. (1998). „Radio emission from the unusual supernova 1998bw and its association with the gamma-ray burst of 25 April 1998“. Nature. 395 (6703): 663–669. Bibcode:1998Natur.395..663K. doi:10.1038/27139.
  9. ↑ Fynbo; и др. (2006). „A new type of massive stellar death: no supernovae from two nearby long gamma-ray bursts“. Nature. 444 (7122): 1047–9. arXiv:astro-ph/0608313. Bibcode:2006Natur.444.1047F. doi:10.1038/nature05375. PMID 17183316.
  10. ↑ „New type of cosmic explosion found“. astronomy.com. 20 декември 2006. Посетено на 11 септември 2024.
  11. ↑ Prochaska; и др. (2006). „The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts“. Astrophysical Journal. 641 (2): 989–994. arXiv:astro-ph/0510022. Bibcode:2006ApJ...642..989P. doi:10.1086/501160.
  12. ↑ Blinnikov, S.; и др. (1984). „Exploding Neutron Stars in Close Binaries“. Soviet Astronomy Letters. 10: 177. arXiv:1808.05287. Bibcode:1984SvAL...10..177B.
  13. ↑ Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N. (1989). „Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars“. Nature. 340 (6229): 126. Bibcode:1989Natur.340..126E. doi:10.1038/340126a0.
  14. ↑ Lattimer, J. M.; Schramm, D. N. (1976). „The tidal disruption of neutron stars by black holes in close binaries“. Astrophysical Journal. 210: 549. Bibcode:1976ApJ...210..549L. doi:10.1086/154860. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  15. ↑ Burrows, D. N.; и др. (2005). „Bright X-ray Flares in Gamma-Ray Burst Afterglows“. Science. 309 (5742): 1833–1835. arXiv:astro-ph/0506130. Bibcode:2005Sci...309.1833B. doi:10.1126/science.1116168. PMID 16109845.
  16. ↑ Hurley et al., 2005. Nature v.434 p.1098, "An exceptionally bright flare from SGR 1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts"
  17. ↑ Frederiks 2008
  18. ↑ Kerr, R.P. (1963). „Gravitational field of a spinning mass: as an example of algebraically special metrics“. Phys. Rev. Lett. 11 (5): 237. Bibcode:1963PhRvL..11..237K. doi:10.1103/PhysRevLett.11.237.
  19. ↑ van Putten, M.H.P.M., 1999, Science, 284, 115
  20. ↑ Maurice H.P.M. van Putten (2009). „On the origin of long gamma-ray bursts“. MNRAS Letters. 396 (1): L81–L84. Bibcode:2009MNRAS.396L..81V. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00666.x.
  21. ↑ Bekenstein, J.D. (1973). „Black holes and entropy“. Physical Review D. 7 (8): 2333. Bibcode:1973PhRvD...7.2333B. doi:10.1103/PhysRevD.7.2333.
  22. ↑ Hawking, S.W. (1973). „Black holes and entropy“. Nature. 248 (5443): 30. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0.
  23. ↑ Strominger, A.; Vafa, C. (1996). „Microscopic Origin of the Bekenstein-Hawking Entropy“. Phys. Lett. B. 379 (5443): 99–104. arXiv:hep-th/9601029. Bibcode:1996PhLB..379...99S. doi:10.1016/0370-2693(96)00345-0.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Родоначалници_на_гама-изблици&oldid=5262575“