WSTĘP

Zaraz po odkryciu błysków gamma, w latach 70-tych, wiedziano o nich bardzo niewiele. Jedyne co było pewne to, że pochodzą z poza Układu Słonecznego, trwają od 0,1 do 10 sekund i nie pojawiają się równocześnie z żadnymi innymi zjawiskami we Wszechświecie. Taki stan rzeczy wynikał głównie z tego, że nie istniał wówczas żaden satelita wyspecjalizowany w obserwacjach błysków gamma. Astronomowie przez długie lata musieli korzystać z misji kosmicznych, które tylko przy okazji były wyposażone w detektory promieniowania gamma.

Tak się jednak często składa, że jak astronom-obserwator czegoś nie może zobaczyć, to i tak to zmierzy. Specyfika astronomii polega na tym, że trzeba wykorzystywać wszelkie metody badania Wszechświata, bo nie możemy się wybrać w podróż i zbadać niczego z bliska (poza oczywiście Układem Słonecznym). W przypadku błysków gamma próbowano stosować bardzo wiele różnych metod badawczych, co jednak rzadko dawało spodziewane rezultaty.

Pomiary odległości zawsze stanowiły trudność w astronomii. Dopiero w drugiej połowie XX wieku zaczęto powoli uczyć się jak należy to robić i powstał zestaw metod odpowiednich dla różnych rodzajów obiektów. Niestety wszystkie, bez wyjątku metody pomiarów odległości dla błysków zawodziły.

Klasyczna metoda paralaksy, polegająca na obserwacji niewielkiego ruchu obiektu na niebie wynikającego z obrotu Ziemi wokół Słońca, wymaga pomiarów pozycji badanego obiektu lepszych, niż 1 sekunda łuku. W owych czasach pozycje błysków gamma wyznaczano z precyzją zaledwie kilku stopni, a więc wiele tysięcy razy za mało dokładnie.

Ilustracja pomiaru odległości metodą paralaksy. Polega ona na obserwacji pozornego przesunięcia

bliskich gwiazd na tle odległych. Im większe te przesunięcie tym bliższa gwiazda.

Inną metodą jest pomiar przesunięcia ku czerwieni linii widmowych danego obiektu. Wówczas z efektu Dopplera możemy wyliczyć jak szybko się on od nas oddala, a z prawa Hubble'a wyznaczyć odległość. Niestety w widmach błysków gamma nie znaleziono wówczas ani jednej linii widmowej nadającej się do takich pomiarów.

Ilustracja pomiaru odległości metodą przesunięcia ku czerwieni.

Obiekty we Wszechświecie oddalają się od nas tym szybciej im dalej się znajdują.

Dzięki pomiarom przesunięć linii widmowych odległych galaktyk

możemy wyznaczyć jak szybko one od nas uciekają, a stąd można wyliczyć odległość.

Często wyznacza się odległość do danego obiektu mierząc odległość do innego, który jest blisko niego. Tej metody też nie dało się zastosować, gdyż błyski gamma nie udało się skojarzyć z żadnymi innymi znanymi obiektami we Wszechświecie.

Jedyną metodą jaką można było zastosować jest tzw. "metoda fal". Jej zasada jest podobna do zjawiska fal w wodzie jakie powstają po wrzuceniu do niej kamienia. W pobliżu kamienia tworzą się małe kółka, a więc czoło fali jest silnie wygięte. Jednak z daleka od miejsca wrzucenia kamyka kółka fali są tak duże, że na krótkich odcinkach nie da się ich odróżnić od linii prostych. Podobnie jest z falami gamma rozchodzącymi się wokół ich źródła. Mierząc jak bardzo zakrzywione jest czoło docierającej do nas fali możemy wyznaczyć odległość od jej źródła.

Ilustracja pomiaru odległości metodą fal.

Ponieważ fale rozchodzą się sferycznie w przestrzeni,

satelity znajdujące się dość blisko źródła promieniowania

powinny zarejestrować różne momenty przybycia fali.

Na tej podstawie można wyliczyć odległość do źródła promieniowania.

Gdy nie wykryje się różnic w momentach czasu można jedynie

obliczyć najmniejszą odległość na jakiej znajduje się źródło.

Pomiary takie zostały wykonane i okazało się, że nie wykryto żadnego zakrzywienia czoła fali od błysku gamma. Jednak używane wówczas satelity były bardzo mało precyzyjne i mogłyby wykryć jedynie silne jego zakrzywienie. Dlatego metodą "fal" udało się jedynie określić, że źródło błysków znajduje się poza orbitą Jowisza, co nie było żadną nowością.

Stosunkowo dużo można dowiedzieć się badając gdzie na niebie pojawiają się błyski gamma, nawet jeśli ich pozycje znamy bardzo kiepsko. Już na samym początku zauważono, że nie pochodzą one z jednego źródła gdyż pojawiają się w różnych miejscach na niebie. Możemy sobie jednak wyobrazić, że źródła błysków znajdują się w naszej Galaktyce. Wówczas ich rozmieszczenie na niebie powinno przypominać rozmieszczenie zwykłych gwiazd. Jasne gwiazdy rozkładają się w miarę równomiernie, ale słabsze skupiają się wyraźnie w pasie Drogi Mlecznej.

W latach 70-tych błyski gamma wydawały się rozkładać dokładnie równomiernie na niebie. Jednak ówcześnie można było mierzyć pozycje tylko najjaśniejszych błysków i przypuszczano, że rozkład tych słabszych może odbiegać od równomiernego.

Ciekawą metodą analizy błysków jest badanie rozkładu ich jasności. Metoda ta polega na wyliczeniu, przy pewnych założeniach - pewnym modelu, jaki powinien być być rozkład jasności danych obiektów. Następnie sprawdza się obserwacyjnie jaki jest faktyczny rozkład jasności i na tej podstawie akceptuje lub odrzuca przyjęte założenia. Należy jednak zaznaczyć, że wiele różnych modeli może prowadzić do tego samego rozkładu jasności i przez to metoda ta nie jest jednoznaczna.

W przypadku błysków gamma, ponieważ nic nie wiedziano o ich naturze, przyjęto na początku najprostsze możliwe założenia: źródła błysków są rozłożone równomiernie w przestrzeni wokół Słońca i każdy błysk jest tej samej mocy. W takim modelu rozkład jasności błysków gamma powinien być taki, że jasnych błysków jest dużo mniej niż słabych.

Rozważano również model w którym źródła błysków gamma nie są rozłożone równomiernie w przestrzeni lecz koncentrują się wokół dysku Galaktyki. W takim przypadku słabych błysków gamma powinno być mniej niż w modelu z równomiernym rozmieszczeniem.

Aby zweryfikować modele potrzebne były pomiary jasności błysków gamma. W przypadku jasnych błysków, które były rejestrowane od ich odkrycia nie było żadnego problemu. Duże zasługi na tym polu ma satelita Pioneer Venus Orbiter, który choć przeznaczony do badań Wenus miał na swoim pokładzie mały detektor gamma i w ciągu 14 lat swojej działalności zarejestrował 225 jasnych błysków gamma.

Niestety wszystkie znajdujące się na satelitach w latach 70-tych i 80-tych detektory były urządzeniami mało czułymi i nie potrafiły rejestrować słabych błysków gamma. Aby sobie z tym poradzić przeprowadzono serię badań z wykorzystaniem balonów meteorologicznych. Do takich balonów podczepiano czułe detektory gamma i wypuszczano je do stratosfery (gdzie atmosfera nie blokuje już promieni gamma). Lot takiego balonu nie jest niczym kontrolowany i zdarzało się, że lądowały w miejscach gdzie się ich nikt nie spodziewał, np. na stodole pewnego rolnika lub w centrum małego miasteczka. Kto wie, może później stąd właśnie rodziły się opowieści o lądowaniu niezidentyfikowanych obiektów latających...

Przeprowadzone obserwacje wskazywały na to, że słabych błysków gamma jest stosunkowo mało w porównaniu z jasnymi. Dało to podstawy do sądzenia, że źródła błysków znajdują się w dysku naszej Galaktyki.

Dla każdego obiektu w kosmosie można wyliczyć charakterystyczne wielkości z nim związane. Są to między innymi częstotliwość promieniowania oraz najkrótszy czas zjawiska związanego z danym obiektem. Jest tylko szacowanie, ale daje pewne wskazówki czego po danym obiekcie możemy się spodziewać. Błyski gamma trwają typowo od 0.1 do 10 sekund, a ich częstotliwość odpowiada oczywiście promieniowaniu gamma. Obiektami o parametrach charakterystycznych najbliższych do błysków gamma okazały się gwiazdy neutronowe (ich promieniowanie charakterystyczne przypada na zakres X, a minimalny czas trwania zjawiska to ok. 0.0001 sek). Są to bardzo niewielkie gwiazdy, o rozmiarach zaledwie ok. 20 km, lecz masach podobnych do masy Słońca. Powstają one w trakcie wybuchów masywnych gwiazd (co najmniej 8 razy masywniejszych od Słońca), które nazwano Supernowymi.

Takie proste szukanie podobieństw skierowało uwagę astronomów na gwiazdy neutronowe jako potencjalne źródło błysków gamma. Nie można jednak było potwierdzić tego bezpośrednio (np. obserwując gwiazdę neutronową w miejscu gdzie zarejestrowano błysk gamma), gdyż pojedyncze gwiazdy neutronowe są obiektami niezwykle ciemnymi i trudnymi do zaobserwowania. Dopiero w roku 1998 za pomocą Teleskopu Kosmicznego Hubble'a udało się wykonać zdjęcie pojedynczej gwiazdy neutronowej.

Pierwsze zdjęcie pojedynczej gwiazdy neutronowej

wykonane przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a w 1998 roku.

W trakcie obserwacji satelitarnych podejmowano również próby zbadania widma błysków gamma. Zadanie to było (i jest nadal) bardzo trudne ze względu na bardzo krótki czas trwania zjawiska i kiepski sprzęt jakim dysponowano w latach 70-tych i 80-tych. Mimo to dość szybko udało się zarejestrować za pomocą wielu różnych satelitów pewne nietypowe linie w widmach błysków - linie cyklotronowe. Ich nietypowość polega na tym, że jedynym miejscem w którym mogą powstać są bardzo silne pola magnetyczne - o wiele silniejsze od pól magnetycznych zwykłych gwiazd. Jedynie niezwykle silne pola jaki wytwarzają pulsary mogły za to odpowiadać. A ponieważ pulsary stanowią pewien podtyp gwiazd neutronowych, więc znowu źródłem błysków gamma wydawały się być gwiazdy neutronowe.

Wykonane w późniejszych latach obserwacje za pomocą lepszego sprzętu nie potwierdziły istnienia linii cyklotronowych w błyskach gamma. Zaczęto więc wątpić w poprawność wcześniejszych obserwacji. Do dziś jest to sprawa dyskusyjna i nie rozstrzygnięta, choć większość astronomów uważa obecnie, że nie ma w ogóle możliwości, by linie cyklotronowe powstawały w trakcie błysków gamma, a wcześniejsze obserwacje są po prostu błędne.