Błyski promienowania gamma

Błyski promieniowania gamma są to zjawiska obserwowane przez satelity od wczesnych lat siedemdziesiątych. Trwają od ułamka sekundy do kilku minut, w ciągu których rejestruje się pochodzące z błysków fotony należące do wysokoenergetycznej części widma elektromagnetycznego — stąd też nazwa. Pojawiają się na niebie losowo i nigdy się nie powtarzają w tym samym miejscu. Umieszczony na orbicie w 1991 roku satelita GRO rejestruje średnio jeden taki błysk dziennie i do dziś zarejestrował ich przeszło dwa tysiące. Ponieważ jeszcze do niedawna nie potrafiono powiązać błysków gamma z żadnym innym obiektem na niebie ani też zaobserwować błysku w żadnej innej części widma elektromagnetycznego, pochodzenie błysków stanowiło wielką zagadkę. Początkowo większość astronomów wiązała błyski ze zjawiskami zachodzącymi w gwiazdach neutronowych, takimi jak gwałtowne zmiany w ich skorupie, zderzenia tych gwiazd czy wreszcie uderzenia komet w ich powierzchnię. Sądzono, że błyski docierają do nas z niedużych odległości, że ich źródła znajdują się w Drodze Mlecznej. Dopiero niecałe dwa lata temu włosko-holenderski satelita BeppoSAX zarejestrował towarzyszące jednemu z błysków promieniowanie rentgenowskie. Dzięki temu, że miało ono charakter długo utrzymującej się poświaty, można było wreszcie ustalić dokładne położenie źródła błysku na niebie. Po tym odkryciu przyszły kolejne, umożliwiające obserwacje towarzyszących błyskom poświat w dziedzinie widzialnej i radiowej widma. W końcu, w maju 1987 roku, udało się ponad wszelką wątpliwość potwierdzić wysuniętą kilka lat wcześniej przez Bohdana Paczyńskiego z Princeton University hipotezę, że źródła błysków gamma leżą w prawdziwie kosmologicznych odległościach, sięgających przynajmniej połowy rozmiarów obserwowalnej części Wszechświata. Wciąż jednak nie było wiadomo, jakie procesy fizyczne kryją się za nimi. Do października 1998 roku BeppoSAX odkrył dziesięć trwających kilka dni poświat rentgenowskich towarzyszących błyskom gamma. Przeprowadzono dokładne obserwacje długo (do kilku miesięcy) utrzymujących się poświat optycznych i radiowych. Dzięki temu stwierdzono, że błyski rentgenowskie pochodzą ze znajdujących się w odległych galaktykach obszarów wysokiej aktywności gwiazdotwórczej.

Tak wielka odległość od źródeł błysków gamma oznacza, że zjawiska te są związane z wydzielaniem ogromnych ilości energii. Energia samych tylko promieni gamma wyświeconych przez najdalsze znane nam źródło błysku sięga 3×10⁵³ ergów (3, a po nim 53 zera). Dla porównania — energia, jaką we wszystkich dziedzinach widma wyświeci Słońce w ciągu całego swego, trwającego około 10 mld lat, życia będzie pięćdziesiąt razy mniejsza. 3×10⁵³ ergów to 20% energii związanej (wzorem Einsteina E = mc²) z masą spoczynkową Słońca.

Co może być źródłem tak wielkich energii i jakie fizyczne procesy się z tym wiążą? Błyski gamma pojawiają się w obszarach, w których powstają nowe gwiazdy. Paczyński wysunął więc hipotezę, że są one związane z gwałtowną śmiercią bardzo masywnych gwiazd, następującą wkrótce (co w tym kontekście oznacza kilka milionów lat) po ich narodzinach. Ponieważ energie przypisywane błyskom są kilkaset, a może nawet kilka tysięcy razy większe od energii wyzwalanych w dobrze już poznanych i udokumentowanych wybuchach supernowych, Paczyński zaproponował nazwanie tych zjawisk hipernowymi.

Rozpoznanie miejsca pochodzenia błysków gamma jako obszaru powstawania gwiazd w najodleglejszych galaktykach sprawiło, że hipoteza Paczyńskiego zyskała w ub.r. szerokie uznanie. Dodatkowym poparciem dla niej jest błysk z 25 kwietnia 1998 roku, który zidentyfikowano z wybuchem „zwykłej” supernowej, oznaczonej symbolem 1998bw. Wybuch nastąpił w niedużej (jak na kosmologię) odległości kilkunastu milionów lat świetlnych, co zdaje się sugerować, że nie ma ostrego rozgraniczenia pomiędzy stosunkowo częstymi, typowymi supernowymi a rzadko spotykanymi hipernowymi, obserwowanymi m.in. jako błyski gamma. Na przełomie lat 1998 i 1999 ogromna jasność hipernowych nie jest już przedmiotem sporu, ale faktem wynikającym z obserwacyjnego ustalenia ich lokalizacji w odległych rejonach Wszechświata. W trakcie wybuchu hipernowe są najjaśniejszymi obiektami we Wszechświecie. Materia jest z nich wyrzucana z prędkością przekraczającą 99,9994% prędkości światła. Oznacza to, że energia kinetyczna eksplodującej materii przekracza jej masę-energię spoczynkową (E = mc²) więcej niż trzysta razy. Zaiste — hiper!

Choć hipoteza tłumacząca błyski gamma jako hipernowe — potężne eksplozje masywnych gwiazd, zyskała dużą popularność, wciąż nie są znane fizyczne szczegóły mechanizmu generowania energii. Przypuszcza się, że istotną rolę odgrywa w nim silne pole magnetyczne wybuchającej gwiazdy pospołu z jej szybką rotacją. W każdym razie, jeśli błyski promieniowania gamma rzeczywiście są związane z powstawaniem gwiazd w najodleglejszych galaktykach, to będą stanowiły cenne źródło informacji o tym aspekcie ewolucji Wszechświata. Być może, będą wręcz jedynym źródłem informacji o procesach gwiazdotwórczych w młodym Wszechświecie.

Głównym powodem, dla którego błyski γ wymykały się interpretacji, była niemożność znalezienia ich odpowiedników w jakiejkolwiek innej części widma elektromagnetycznego. Detektory promieniowania γ miały zbyt małą zdolność rozdzielczą, by wskazać astronomom, gdzie szukać odpowiedników w świetle widzialnym czy na falach radiowych. 28 lutego 1997 roku jedna z kamer rentgenowskich na pokładzie BeppoSAX zarejestrowała błysk. Zdolność rozdzielcza tej kamery, sięgająca 3 minut kątowych (co stanowi dziesiątą część średnicy tarczy Księżyca), wystarczyła, by skierować na źródło bardziej czuły teleskop rentgenowski, który potrafił znacznie precyzyjniej określić położenie źródła (z dokładnością poniżej jednej minuty kątowej). Osiem godzin po rozbłysku γ BeppoSAX zarejestrował poświatę rentgenowską wokół źródła, która była widoczna jeszcze tydzień później. Wiadomość o odkryciu i dokładnym położeniu źródła natychmiast została przekazana astronomom prowadzącym obserwacje w zakresie optycznym i radiowym. Pierwszego marca Jan van Paradijs, używając teleskopu o średnicy 4,2 m na Wyspach Kanaryjskich, zauważył słabe źródło optyczne, którego jasność malała przez następne kilka tygodni. Również znajdujący się na orbicie Kosmiczny Teleskop Hubble’a oraz 10-metrowy teleskop Kecka na Mauna Kea, na Hawajach, zauważyły źródło i niewielką mgiełkę wokół, co może świadczyć, że jest to odległa galaktyka. Nie udało się zobaczyć odpowiednika w zakresie radiowym. Była to pierwsza identyfikacja błysku γ ze źródłem w innym zakresie widma. Ósmego maja BeppoSAX zarejestrował błysk, którego optyczny odpowiednik był widoczny jeszcze przez kilka tygodni. Tym razem udało się „złapać” odpowiednik optyczny w na tyle jasnej fazie, że używając teleskopu Kecka Mark Metzenger i współpracownicy zdołali uzyskać widmo obiektu. Badając przesunięcie ku czerwieni widocznych w nim linii, stwierdzono, że światło optycznej aureoli wokół błysku γ, zarejestrowanego 8 maja, w swej drodze ku Ziemi przeszło przez obłoki gazu międzygalaktycznego wtedy, gdy Wszechświat był około dwa razy mniejszy niż dziś i mniej więcej 2,5 raza młodszy. Uzyskano w ten sposób pierwszy bezpośredni dowód na to, że fotony błysków promieniowania γ docierają do nas z najdalszych obszarów Wszechświata, z prawdziwie kosmologicznych odległości. Potwierdzenie hipotezy kosmologicznych odległości do błysków γ jest wielkim sukcesem jej twórców, a zwłaszcza Bohdana Paczyńskiego. Daje też kosmologom do ręki nowe narzędzie badania Wszechświata we wczesnych epokach jego ewolucji, gdy najaktywniej zachodził w nim proces narodzin gwiazd. Odkrycie stwarza też pytania: Co jest źródłem tych najjaśniejszych błysków we Wszechświecie, w których w ciągu kilku minut wyświecana jest energia 10 000 razy przewyższająca energię emitowaną w takim samym czasie przez najjaśniejsze kwazary, a 10¹⁸ razy (jedynka z osiemnastoma zerami) energię wypromieniowywaną w tym czasie przez Słońce?

Warto zwrócić uwagę, że BeppoSAX mógł rejestrować jedynie błyski trwające stosunkowo długo (co najmniej kilka sekund). Nie ma żadnych dowodów na to, że krótsze błyski mają podobne własności ani że ich źródła znajdują się w podobnych odległościach. Być może, do klasy błysków gamma nieświadomie zaliczamy wiele różnorodnych źródeł, w których działają odmienne mechanizmy fizyczne i produkowane są bardzo różne ilości energii.

Błyski promieniowania gamma nie zawsze pochodzą ze źródeł położonych na krańcach Wszechświata. 5 maja 1979 roku zaobserwowano bardzo jasny błysk gamma w pozostałości po supernowej w Wielkim Obłoku Magellana. Po nim nastąpiła seria słabnących błysków, powtarzających się co 8 sekund. W ciągu następnych czterech lat w tym samym miejscu zaobserwowano szereg krótszych i słabszych „prawdziwych” błysków promieniowania gamma przede wszystkim tym, że powtarzają się w tym samym miejscu na niebie. Także i w tym przypadku przypuszczano, że błyski mają związek z namagnesowanymi, rotującymi gwiazdami neutronowymi. Teorię takich gwiazd opracowali w 1992 roku Robert C. Duncan z University of Texas i Christopher Thompson, obecnie z University of North Carolina. Przewidywała ona, że powtarzalne źródła miękkich promieni gamma są gwiazdami neutronowymi o niezwykle silnych polach magnetycznych, których natężenia sięgają 10¹⁵ gaussów (10¹¹ tesli). Są to pola kilkaset razy silniejsze od pola magnetycznego pulsarów i przeszło biliard (10¹⁵) razy silniejsze od pola ziemskiego. Takie pola mogą nawet wpływać na strukturę próżni. Gdyby gwiazda o tak silnym polu znalazła się w odległości równej połowie odległości Ziemia-Księżyc, to wymazane zostałyby zapisy magnetyczne na naszych kartach kredytowych. Sceptycyzm środowiska naukowego sprawił jednak, że istnienie supersilnych pól magnetycznych długo uważano za niemożliwe. Jeszcze w pierwszych miesiącach ub.r. teorię Duncana i Thompsona, którzy nazwali przewidywane przez siebie obiekty magnetarami, traktowano jak czystą spekulację. 27 sierpnia 1998 roku detektorom promieni gamma na co najmniej sześciu sondach kosmicznych zabrakło skali. Chryssa Kouveliotou z NASA i jej współpracownicy donieśli o zaobserwowaniu niezwykle silnego błysku, po którym nastąpiła emisja pulsów mniej energetycznego promieniowania rentgenowskiego, trwająca około 5 min. Nigdy wcześniej strumień promieniowania gamma nie zdeponował takiej ilości energii w sąsiedztwie Ziemi. Tym, co poruszyło astronomów, nie była jednak ilość wyświeconej energii, lecz dowody na to, że błysk pochodził z oddalonej zaledwie o 26 tys. lat świetlnych od Ziemi gwiazdy neutronowej. Odkryto w ten sposób pierwszego przedstawiciela rodziny magnetarów, których istnienie przewidziano 6 lat temu. Objaśniając mechanizm emisji promieniowania gamma, zakłada się, że niezwykle silne pole magnetyczne wywołuje wielkie naprężenia w skorupie gwiazdy neutronowej, powodując jej pękanie i wprawiając ją w drgania. Drgająca skorupa wzbudza fale pola magnetycznego, które przekazują energię obłokom naładowanych cząstek w otoczeniu gwiazdy. To właśnie te cząstki emitują promieniowanie gamma, jakie zaobserwowano 27 sierpnia. W procesie tym linie sił pola magnetycznego podlegają gwałtownej rekonfiguracji, rozciągając się jak gumowe paski, rozrywając i ponownie łącząc w inny już sposób. W znacznie skromniejszej wersji rekonfiguracja pola zachodzi na Słońcu, wywołując błyski promieniowania, pochodnie i protuberancje związane z aktywnością słoneczną. W obu przypadkach (i na Słońcu, i w magnetarze) energia pola magnetycznego jest zamieniana na ciepło, promieniowanie i energię kinetyczną naładowanych cząstek. Energia emitowana przez magnetary pochodzi zatem z zanikającego pola magnetycznego. Duncan szacuje, że przynajmniej 10%, a może nawet aż połowa wszystkich gwiazd neutronowych należała kiedyś do klasy magnetarów. Przewiduje, że po około 10 000 lat od swych narodzin magnetar powinien znacznie zwolnić swój ruch obrotowy, rozproszyć energię pola magnetycznego i przestać emitować promieniowanie wysokoenergetyczne (gwiazda neutronowa, która jest źródłem błysku z 27 sierpnia 1998 roku, w momencie emisji miała około 1500 lat). Przypuszcza, że w naszej Drodze Mlecznej może się znajdować około 100 mln wolno rotujących gwiazd neutronowych, które kiedyś były magnetarami.

Większość energii błysków promieniowania γ zawarta jest w fotonach z wysokoenergetycznej części widma elektromagnetycznego — stąd ich nazwa. Szczyt energii tych fotonów przypada zwykle na kilkaset keV, ale podczas błysku rejestruje się fotony o energiach od kilku GeV (czyli mln keV) aż do niskoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego. Błyski γ są najróżniejsze: najkrótszy trwał zaledwie 5 milisekund, a najdłuższy — kilka godzin, choć zazwyczaj rejestruje się je w ciągu 1÷100 sekund. Pojawiają się one losowo na całym niebie, a instrument BATSE (Burst and Transient Source Experiment) na pokładzie umieszczonego na orbicie w 1991 roku satelity GRO (Compton Gamma Ray Observatory) rejestruje średnio jedno takie zjawisko dziennie i do dziś zarejestrował ich prawie 2000; stanowi to większość obserwowanych kiedykolwiek błysków γ.