Wybuchy SN źródłem błysków gamma

Jedne z najbardziej energetycznych procesów we Wszechświecie, obserwowane jako błyski gamma, stanowią największą zagadkę współczesnej astronomii. Jak dotąd za źródło tego zjawiska uważano dwa procesy: kolizje supergęstych gwiazd neutronowych oraz wybuch supernowej, kończący w spektakularnym stylu żywot bardzo masywnych gwiazd. Błysk zaobserwowany 11 grudnia 2001r przez satelitę rentgenowskiego XMM-Newton, dostarczył niezbitych dowodów na to, że z procesem tym związane są raczej wybuchy supernowych (obok wizja artystyczna faz błysku gamma).

Dokładna analiza poświaty pozostałej po błysku gamma dostarczyła dowodów na istnienie chemicznych produktów niedawnego wybuchu supernowej (SN). "Możemy teraz z całą pewnością powiedzieć, że śmierć masywnej gwiazdy wybuchającej jako supernowa jest powodem powstania błysku. Jednocześnie w dalszym ciągu nie znamy dokładnej przyczyny tego najbardziej energetycznego procesu we Wszechświecie" mówi Norbert Schartel, współautor pracy opublikowanej na łamach 'Nature'.

Pierwsze błyski gamma zaobserwowano w 1967 roku, przy okazji badań nad radioaktywnym skażeniem Ziemi na skutek działalności nuklearnej. Satelity zaprojektowane do detekcji emisji promieniowania X oraz Gamma zaobserwowały źródła tego promieniowania nie w pobliżu Ziemi lecz w dalekiej przestrzeni kosmicznej. Od tej pory stanowią one nie lada problem dla astronomów: pojawiają się nawet kilka razy dziennie, trwają kilka minut i zupełnie nie wiadomo gdzie pojawią się znowu. Dlatego ich detekcja jest znacznie utrudniona. Przez ok. trzydzieści lat nie było wiadomo, czy eksplozje mają miejsce w obrębie naszej Galaktyki, czy też poza nią. Obecnie, swego rodzaju "system alarmowy" działający w detektorach promieniowania gamma, pozwala na błyskawiczne wycelowanie teleskopu w kierunku błysku i zaobserwowanie poświaty, zanim zdąży całkiem zaniknąć. Dzięki temu wiadomo już, że błyski pojawiają się w odległych galaktykach.

Najdłużej trwający błysk (nazwa "robocza" GRB 011211) został zarejestrowany 11 grudnia 2001 roku (19:09:21 UT) przez satelitę BeppoSAX. Zjawisko rejestrowano przez 270 sekund. Kilka godzin później, po wstępnej analizie, o obserwacji zostało poinformowane całe środowisko astronomów. Po 11 godzinach w rejon błysku skierowano kamery satelity XMM-Newton (na zdjęciu obok). Jasność poświaty w promieniach rentgenowskich była ciągle 7 milionów razy większa niż jasność całej Galaktyki (nieco dłuższa zwłoka spowodowałaby totalną porażkę, astronomowie zdążyli na czas!).

Obserwacja zaowocowała odkryciem dwóch istotnych faktów: (1) w miejscu, w którym pojawił się błysk stwierdzono obecność materii, pędzącej z prędkością rzędu 10% prędkości światła w kierunku Ziemi; (2) skład chemiczny tej materii okazał się identyczny z pozostałościami po wybuchu SN. Schartel: "Obserwowaliśmy sferyczną otoczkę pozostałą po niedawnym wybuchu, podgrzewaną przez błysk gamma. Fakt zbliżania się do nas materii świadczy o ekspansji otoczki".

Detektory XMM zarejestrowały duże ilości magnezu, krzemu, siarki, argonu i wapnia, jednak bardzo mało żelaza. Tego rodzaju materiał produkowany jest przez masywna gwiazdę w ostatnim etapie jej ewolucji, tuż przed wybuchem supernowej. Reakcje syntezy ciężkich jąder, zachodzące w jądrze gwiazdy, są wydajnym źródłem energii wyświecanej przez gwiazdę. Na każdym etapie ewolucji powstają inne pierwiastki. Eksplodująca supernowa wyrzuca ten materiał do otaczającej ją przestrzeni. Powstaje sferyczna otoczka oświetlana poświatą po błysku gamma. Astronomowie potrafią obecnie mierzyć rozmiary takich otoczek: mogą mieć one promień rzędu 10000 milionów km! Znajomość rozmiarów otoczki oraz prędkości jej ekspansji pozwala na wyznaczenie momentu eksplozji: supernowa odpowiadająca za błysk z grudnia 2001 roku musiałaby się pojawić zaledwie kilka dni wcześniej! Taki krótki okres czasu pomiędzy wybuchem supernowej a momentem zarejestrowania poświaty pozostaje w zgodzie z małą zawartością żelaza w badanym źródle. Pierwiastek ten może powstać w gazie odrzuconym przez supernową w czasie nie dłuższym niż dwa miesiące od chwili wybuchu. Tym sposobem można również bardzo łatwo odrzucić hipotezę o kolizji dwóch gwiazd neutronowych: "Proces ten nie jest w stanie wyprodukować takiej ilości pierwiastków ciężkich, jakie obserwujemy".

Stosunkowo niski poziom żelaza również nie może być wyjaśniony przez teorię zderzenia gwiazd neutronowych. Gwiazda neutronowa jest produktem ewolucyjnym, powstałym długo po wybuchu supernowej. Natomiast obserwacje wskazują na krótki czas po wybuchu (jak już wspomniano, żelazo może powstać nie później niż w dwa miesiące po eksplozji).

Fred Jansen, jeden z twórców projektu XMM-Newton mówi, że "badania są możliwe dzięki najnowszej powierzchni zbierającej oraz wysokiej czułości detektorów XMM-Newton. Atmosfera ziemska skutecznie przeszkadza w detekcji promieniowania X na powierzchni Ziemi, a żadna z pracujących obecnie kamer pozaatmosferycznych nie oferuje takiej jakości danych, jak te uzyskane podczas obserwacji błysku GRB 011211. Jesteśmy teraz o jeden krok bliżej rozwiązania zagadki tych fenomenów energetycznych".

Jednak wiele pytań dalej pozostaje bez odpowiedzi. Dlaczego nie wszystkim wybuchom SN towarzyszą błyski gamma? Jaki mechanizm fizyczny kryje się za tymi gwałtownymi procesami? XMM-Newton (X-ray Multi Mirror) jest obecnie najpotężniejszym satelitą obserwacyjnym, zajmującym się badaniami nad obiektami układu słonecznego (planety, komety), obserwuje również czarne dziury oraz młode galaktyki. Został on wystrzelony 10 grudnia 1999 roku przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA). Na październik 2002 roku planowana jest kolejna misja (INTEGRAL = International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), mająca na celu znalezienie odpowiedzi na te pytania. INTEGRAL ma być wyposażone w najczulsze jak dotąd detektory promieniowania gamma, zdolne do zarejestrowania sygnałów nawet bardzo odległych źródeł.

Wyniki badań opartych na obserwacjach XMM-Newton można znaleźć w Nature (4 kwietnia 2002r), w publikacji: "Evidence for outflowing supernova ejects in the afterglow of Gamma Ray Burst GRB 011211", autorstwa: J. N. Reeves, D. Watson, J. P. Osborne, K. A. Pounds, P. T. O'Brien, A. D. T. Short, M. J. L. Turner, M. G. Watson, K. O. Mason, M. Ehle, N. Schartel.

15 kwietnia 2002
Źródło | B. Kulesza

Liczba odsłon: 1100