NOWE MODELE
Dzięki obserwacjom CGRO dowiedziono, że błyski gamma są rozłożone bardzo równomiernie na niebie. Jest to niezgodne z najpopularniejszym ówczesnym modelem błysków (modelem gliczy na gwiazdach neutronowych), z którego wynika, że powinny się one lekko koncentrować wokół płaszczyzny naszej Galaktyki. Od tego momentu powstały dwa przeciwstawne obozy astronomów. Jedni próbowali modyfikować teorie z gwiazdami neutronowymi w naszej Galaktyce inni zaczęli rozwijać modele kosmologiczne, które zgadzają się doskonale z obserwowanym rozmieszczeniem błysków na niebie.
1. Halo Galaktyki
W odpowiedzi na porażkę modelu gliczy na gwiazdach neutronowych stworzono nowe modele, w których źródłami błysków są nadal gwiazdy neutronowe lecz znajdujące się w halo naszej Galaktyki. Ponieważ obiekty z halo są sferycznie rozmieszczone wokół jądra Galaktyki, a my znajdujemy się dość blisko niego więc rozmieszczenie błysków na niebie w takim modelu powinno być prawie idealnie równomierne.
Jeden z pomysłów zakładał, że bezpośrednią przyczyną błysków są spadki małych ciał (komety, planetoidy) na gwiazdy neutronowe z halo Galaktyki. Gwiazdy takie powstają w prawdzie w płaszczyźnie dysku Galaktyki, ale bardzo często dostają dużych prędkości (rzędu 1000 km/s) co pozwala im uciekać z dysku do halo. Przypuszczano, że potrzeba by ok. 10 mln lat, by z materii wokół gwiazdy neutronowej skondensowały małe obiekty podobne do komet. Tyle czasu wystarcza akurat aby gwiazda ta przedostała się do halo. W ten sposób gwiazdy neutronowe produkowałyby błyski gamma dopiero znajdując się w halo Galatyki, a nie w dysku (czemu przeczą obserwacje).
Schemat orbit obiektów w dysku Galaktyki (kolor żółty) i w halo Galaktyki (kolor zielony). |
Model taki ma wiele konsekwencji, a jedną z nich jest przewidywanie, iż podobne błyski powinny przecież zdarzać się w halo sąsiednich galaktyk (np. M31). Obserwując dostatecznie ciemne błyski powinniśmy więc zacząć dostrzegać błyski spoza naszej Galaktyki, które nie były by już rozłożone równomiernie na niebie. Jak dotychczas jednak niczego takiego nie zauważono.
Ważną cechą tego typu modeli jest stosunkowo niewielka energia jaką musi produkować źródło błysku, aby był on widoczny z Ziemi. Typowo wynosi ona 1035 dżuli, co odpowiada energii wypromieniowanej przez Słońce przez 100 lat. Tyle energii trzeba wyprodukować w ciągu kilku sekund w postaci promieni gamma na obiekcie znajdującym się w halo Galaktyki, abyśmy z Ziemi widzieli to co obserwujemy. Spadek niewielkiego obiektu na powierzchnię gwiazdy neutronowej może produkować właśnie mniej więcej tyle energii.
2. Modele kosmologiczne
Konkurencyjna grupa modeli kosmologicznych zakłada przede wszystkim, że źródłem błysków gamma są jakieś zjawiska w bardzo odległych galaktykach. Ze względu na to, że Wszechświat jest w dużych skalach praktycznie idealnie równomiernie wypełniony galaktykami, więc automatycznie błyski gamma powinny docierać do nas z zupełnie losowych miejsc na niebie - tak jak się to obserwuje.
Modele kosmologiczne rodzą jednak od razu pewien problem. W tak wielkich odległościach jak się w nich przyjmuje błyski gamma muszą być niezwykle wielkie, żebyśmy na Ziemi mogli je dostrzec z Ziemi. Typowa energia produkowana w czasie błysku musi być rzędu 1045 dżuli. Odpowiada to energii jaką wyprodukuje Słońce w ciągu całego swojego życia (ok. 10 mld lat). Problem polega na tym, że do tej pory nie znano żadnych zjawisk, czy obiektów w kosmosie, które mogłyby wyprodukować tak wiele energii w czasie kilku sekund.
Obecnie rozważa się dwie grupy zjawisk, mogących powodować gigantyczne błyski gamma: kolizje zwartych obiektów oraz wybuchy hipernowych. Obydwie koncepcje są nadal rozwijane i nie pewności co do szczegółów lecz mamy już pewne wyobrażenie jak mogą takie zjawiska wyglądać.
2. Zderzenie dwóch gwiazd neutronowych
Układy podwójne gwiazd są bardzo rozpowszechnione w kosmosie. Ocenia się, że około połowa gwiazd w sąsiedztwie Słońca jest podwójna (tzn. składa się z dwóch gwiazd okrążających się wzajemnie). Możliwe więc, że gdy dwie masywne gwiazdy w układzie podwójnym wybuchną jako supernowe, to pozostałe po nich gwiazdy neutronowe nadal będą się okrążać. Takie układy zostały odkryte w latach 90-tych. Ze względu jednak na niezwykle silne pole grawitacyjne gwiazd neutronowych ich ruch nie jest już dokładnie taki sam jak zwykłych gwiazd lecz ich orbity się zacieśniają. Takie powolne zmniejszanie się orbit również zostało zaobserwowane. Wiemy więc, że istnieją układy gwiazd neutronowych, które kiedyś na pewno na siebie spadną.
Analiza teoretyczna pokazuje, że zderzenie ze sobą dwóch gwiazd neutronowych jest niezwykłym zjawiskiem. W momencie kolizji powstaje chmura rozrzedzonej materii, która ucieka z układu z prędkością zaledwie 0.01% mniejszą od prędkości światła. Tak wielka prędkość sprawia, że chmura ta zderzając się z materią międzygwiazdową tworzy falę uderzeniową i produkuje promieniowanie gamma (pomimo tego, że przecież materia międzygwiazdowa jest niezwykle rzadka). Sytuacja taka trwa kilka miesięcy, po upływie których chmura zwalnia do prędkości przy której przestaje produkować promieniowanie gamma. Tak to przynajmniej wygląda z punktu widzenia zderzających się gwiazd, bo z Ziemi ze względu na relatywistyczne skrócenie czasu chmura materii wyhamowuje w czasie zaledwie kilku sekund (!!!) i dlatego błysk gamma trwa właśnie sekundy a nie miesiące.
Produktem zderzenia dwóch gwiazd neutronowych powinna być pojedyncza czarna dziura.
Trzy fazy zderzenia się gwiazd neutronowych. Z lewej na chwilę przez zderzeniem. W środku w trakcie łączenia. Z prawej po uformowaniu się czarnej dziury resztki materii tworzą dysk oraz dżet (prostopadły do dysku wyrzut materii). |
3. Zderzenie gwiazdy neutronowej z czarną dziurą
Ogólny przebieg zjawiska jest tu podobny jak przy zderzeniu dwóch gwiazd neutronowych. Istotne są dwie różnice. Po pierwsze tutaj gwiazda neutronowa ulega rozerwaniu i dopiero potem spada na czarną dziurę. Po drugie zjawisko, ze względu na silniejszą grawitacje czarnej dziury jest jeszcze bardziej spektakularne i może wyprodukować jeszcze więcej energii (a więc jaśniejszy błysk gamma) niż przy zderzeniu samych gwiazd neutronowych.
film* (1.00 MB) |
Animacja pokazuje zderzenie gwiazdy neutronowej z czarną dziurą. |
4. Wybuch gwiazdy hipernowej
Jednym z nowszych pomysłów jest połączenie błysków gamma z wybuchami bardzo masywnych gwiazd kończącymi swoje życie. Wiadomo, że jeśli gwiazda ma masę co najmniej 8 razy większą od Słońca to kończy swoje życie w gigantycznej eksplozji - supernowej, podczas której przez krótki czas świeci tak jasno jak galaktyka (w której znajduje się typowo 10-100 mld zwykłych gwiazd). Przypuszcza się jednak, że jeszcze bardziej spektakularnie mogą kończyć swój żywot najmasywniejsze gwiazdy (ponad 20 mas Słońca). Ich wybuch ma być jeszcze silniejszy, gdyż już na samym początku jądro takiej gwiazdy przekształca się w czarną dziurę, która wchłaniając wewnętrzną materię gwiazdy produkuje jednocześnie ogromne ilości energii w tym i promieniowanie gamma.
Poniższe animacje przedstawiają szczegółowo jak może wyglądać taki wybuch.
Artystyczna wizja wybuchu hipernowej. |
film* (1.10 MB) | Z zewnątrz wybuch hipernowej wygląda podobnie do zwykłej supernowej. Powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się w przestrzeni kosmicznej, a za nią z mniejszą prędkością rozchodzą się rozerwane zewnętrzne warstwy gwiazdy tworząc stale pęczniejącą mgławicę. |
film* (1.89 MB) | Z bliska widać, że rozerwanie gwiazdy jest poprzedzane przez wyrzucenie z jej biegunów wąskich strug materii zwanych dżetami. |
film* (2.46 MB) | We wnętrzu gwiazdy widać jak na samym początku jądro zapada się tworząc czarną dziurę. Materią wokół niej zaczyna być wciągana oraz tworzy wirujący dysk akrecyjny. W tym samym momencie część materii jest wyrzucana prostopadle do dysku i przebijając się przez kolejne warstwy jeszcze nie rozerwanej gwiazdy wychodzi na zewnątrz tworząc dżety. |
* - Uwaga! Do odtworzenia filmów potrzebny jest kodek DivX 5.1.1. Z niewiadomych przyczyn filmy czasami źle się odtwarzają w standartowym programie Windows Media Player, należy wówczas użyć innego programu (działały dobrze na: VPlayer alfa'2001, BestPlayer 1.0 i SubEdit Player b. 3886)