Záblesky gama – největší ohňostroje ve vesmíru

Vladimír Wagner

V nedávné době slavil sedmdesátiny náš význačný částicový teoretický fyzik Jiří Niederle. Na oslavu tohoto výročí se v Praze konala minikonference, na kterou byl pozván i Alvaro De Rujúla. Jedná se o teoretického částicového fyzika s názory pro astrofyzikální komunitu možná někdy trochu kontroverzními. Ovšem setkání s ním, jeho přednášky a semináře jsou zážitky, na které se v každém případě nezapomíná. Je to člověk s neuvěřitelně rychlou kadencí řeči a hlavně opravdový „šoumen“ v tom nejlepším slova smyslu. Jeho vystupování je natolik strhující, že při něm určitě neusne ani ten největší ospalec po několikeré probdělé noci. Vždycky studentům zdůrazňuji, že průsvitek je třeba mít při přednášce radši méně než více a obecně to opravdu platí. Alvaro je snad tou jedinou výjimkou, která potvrzuje pravidlo. Na svou přednášku přináší takový štos průsvitek, který by jiný nestihl ukázat během tuctu stejně dlouhých projevů. Přesto to není na úkor srozumitelnosti jeho povídání. Zkrátka podání jeho přednášek je strhující, kontroverzní a zajímavé a nejinak lze většinou hodnotit i jejich obsah. Poprvé jsem ho slyšel v laboratoři CERN a od té doby, pokud mám možnost, si jeho přednášku nenechám ujít. Také na tu pražskou jsem se těšil. Protože jsem měl v té době měl přednášku pro studenty, vzal jsem je na Alvara také. A nelitovali, že ho mohli slyšet. Chtěl bych tuto příležitost využít k tomu, abych čtenáře Osla seznámil nejen s jeho modelem „dělové koule“ (Cannon ball model), který se snaží vysvětlit jedny z nejenergetičtějších dějů ve vesmíru - záblesky gama, ale obecněji s tímto fenoménem spojujícím částicovou fyziku a astrofyziku.

Almaro De Rújula se narodil 29. ledna 1944 v Madridu. Absolvoval teoretickou fyziku na Universitě Complutense v Madridu. Od roku 1977 pracuje na teoretickém oddělení mezinárodní laboratoře pro fyziku elementárních částic CERN v Ženevě. V letech 1997 – 2000 byl vedoucím tohoto oddělení. Zajímá se o teoretickou částicovou fyziku a v poslední době pak na její důsledky pro průběh různých astrofyzikálních procesů, které jsou spojeny se vznikem záření s vysokou energií.

Historie objevu záblesků gama

Záblesky gama byly objeveny koncem šedesátých let. Zasloužily se o to americké družice Vela, které byly určeny pro detekci záření gama vznikajícího při jaderných výbuších. Byly vypuštěny, aby kontrolovaly dodržování dohody o zákazu jaderných zkoušek ve vesmíru, v atmosféře a ve vodě, podepsané v roce 1963. Družice Vela 3 a 4 zaznamenaly 2. července 1967 záblesk záření gama, který neodpovídal žádnému jadernému výbuchu. Po vypuštění dalších družic Vela s citlivějšími detektory se podařilo analýzou rozdílů doby detekce záblesku různými satelity prokázat, že nepocházejí ze Země ani ze Slunce. V roce 1973 byly výsledky odtajněny a publikovány v časopise Astrophysical Journal. Zlomovou událostí ve výzkumu záblesků bylo v roce 1991 vypuštění družice Compton s řadou velmi citlivých zařízení na detekci záření gama. Ta zachytila během své aktivní činnosti do roku 2000 velké množství záblesků gama. Detekovala totiž zhruba jeden záblesk denně. Prokázalo se, že jejich rozložení po obloze je izotropní. To nasvědčuje tomu, že jejich původ je mimo naši Galaxii, protože objekty v Galaxii jsou rozloženy velmi asymetricky. Ukázalo se tak, že zdroje záblesků gama jsou ve velmi velkých vzdálenostech a musí tak jít o jevy, při kterých se uvolňuje extrémně velké množství energie.

V roce 1997 zaznamenala družice BeppoSax, postavená Itálií a Holandskem, rentgenovské záření ze záblesku GRB970228. Zároveň se podařilo pozemskými dalekohledy najít i optický protějšek a později identifikovat i hostitelskou galaxii. U záblesku GRB970508 zaznamenaného stejnou družicí se podařilo naměřit spektrum a z rudého posuvu, způsobeného vzdalováním, určit rychlost tohoto vzdalování a tím i vzdálenost okolo 6 miliard světelných let. Potvrdilo se tak, že jde opravdu o objekty v extrémních vzdálenostech a při záblesku gama se uvolňuje extrémní množství energie. V následujícím roce se podařilo v místě záblesku gama GRB980425 pozorovat supernovu SN1998bw a poprvé tak s velkou pravděpodobností potvrdit souvislost mezi zábleskem gama a supernovou.

Dalším zlomem se stalo vypuštění družice Hete-2 v roce 2000 a družice Swift v roce 2004. Na základě předchozích zkušeností je kladen velký důraz na jejich spolupráci s řadou dalších přístrojů určených pro detekci různých energetických oblastí elektromagnetického spektra. Je vybudována síť pro pozorování záblesků gama, která automaticky předá informaci o pozorování a poloze záblesku pozemním dalekohledům a dalším zařízením, které se hned zaměří na příslušnou oblast oblohy. Daří se tak zachytit vyzařování z míst záblesků gama v jiných oblastech spektra a určovat jejich zdroje a vzdálenosti.

Důležitým zdrojem informací o záblescích gama je družice Swift (zdroj NASA).

Záření gama, jeho vlastnosti, vznik a detekce

Než se podíváme na konkrétní vlastnosti záblesků gama, připomeňme si základní vlastnosti záření gama. Jedná se o elektromagnetické záření těch nejkratších vlnových délek a tedy i nejvyšších energií. Tato vysoká energie fotonů záření gama určuje i procesy, při kterých může vznikat. Jejich znalost je důležitá pro pochopení toho, jak záblesky gama vznikají. Proto se podívejme na přehled těch nejdůležitějších.

Jedná se o radioaktivní přeměnu (rozpad) gama, kdy se jádro pomocí vyzáření fotonu zbavuje přebytečné energie. Běžné jsou i rozpady elementárních částic se vznikem fotonu gama, typický je například rozpad mezonu π⁰ na dva fotony. Dalším procesem je produkce brzdného záření v případě, že se nabitá částice pohybuje se zrychlením, ať už je zrychlována, zpomalována nebo mění směr. V případě, když zrychlení nabité částice vzniká při jejím pohybu v magnetickém poli, označujeme produkované záření jako synchrotronové Záření gama vzniká také při anihilaci částice a antičástice, například elektronu a pozitronu. Vysokoenergetický foton gama může vzniknout i při jeho rozptylu s elektronem s velmi vysokou kinetickou energií. Elektron může předat fotonu i značnou část své energie. Takový proces se označuje jako obrácený Comptonův rozptyl, o samotném Comptonově rozptylu se zmíníme za chvíli. Další možností je tepelné vyzařování objektu. Čím je objekt teplejší, tím vyzařuje elektromagnetické záření s vyšší energií. Víme, že v případě maxima záření v oblasti viditelného světla se s rostoucí teplotou barva mění od rudé až nakonec po modrou. Vlnová délka záření klesá a energie roste. Pokud bude teplota objektu extrémně vysoká, může být maximum až v oblasti extrémně malých vlnových délek a vysokých energií záření gama. Pokud toto tepelné záření není v oblasti, může být do oblasti gama posunuto Dopplerovým posuvem, pokud se k nám jeho zdroj extrémně rychle přibližuje.

Detekce záření gama využívá tří procesů, kterými fotony tohoto záření interagují s hmotou. Prvním z nich je fotoefekt, kdy foton předá veškerou energii elektronu v atomovém obalu a vyrazí jej ven. Kinetická energie elektronu je pak rovna rozdílu mezi energií fotonu a vazebnou energií elektronu v atomu. Druhým procesem je Comptonův rozptyl. V tomto případě se foton záření gama pouze rozptýlí a předá elektronu jen část své energie. Třetím je pak tvorba páru elektronu a pozitronu, ke které může dojít v elektrickém poli atomového jádra, jestliže energie fotonu přesahuje dvojnásobek klidové energie elektronu spojené s jeho klidovou hmotností.

Existují dva základní typy detektorů záření gama. Jedním z nich jsou polovodičové detektory z křemíku nebo germania. Elektron případně pozitron, kterým foton některým ze zmíněných tří procesů předá energii, při pohybu polovodičem ionizují, vytvářejí nosiče náboje a postupně tak předají veškerou získanou kinetickou energii. Nosiče náboje se seberou na elektrodách a vytvoří elektrický impuls, ze kterého lze určit energii původního fotonu. Druhým typem jsou scintilační detektory. V nich elektron a pozitron ionizuje a excituje atomy. Na vzniklá prázdná místa v elektronovém obalu atomu přeskočí elektrony z vyšších hladin. Ve speciálních případech se při takové deexcitaci atomu ve vybuzeném stavu vyzáří foton s energií v oblasti viditelného světla. Toto světlo přeměníme na elektrony a zesílíme fotonásobičem. Získáme tak zase elektricky impuls, z jehož velikosti lze určit původní energii fotonu záření gama. Podrobnější popis detekce a konkrétních detektorů záření gama už na Oslu vyšel v článku o sondě INTEGRAL, kterou vypustila evropská organizace ESA a která se také zaměřuje na zdroje záření gama včetně záblesků.

Záblesky detekované přístrojem BATSE na družici Compton měly izotropní rozložení a potvrdilo se tak, že záblesky gama přicházejí z velmi vzdáleného vesmíru (zdroj: prezentace M. Boera)

Základní vlastnosti záblesků gama

Nejdříve si vysvětleme, jak se záblesky gama označují. Za zkratkou GRB (Gamma Ray Burst) následuje šestimístné číslo vytvořené z data, ve kterém byl záblesk zaznamenán. První dvojčíslí je tvořeno posledními dvěma číslicemi roku, druhé dvojčíslí číslem měsíce a poslední udává den v měsíci. Následuje pak písmenko, které vyznačuje pořadí záblesku v daném dni. Záblesk gama označený jako GRB 080319B je druhý zaznamenaný 19. března 2008.

Záblesky gama jsou krátké spršky fotonů s vysokou energií, která je poměrně úzce rozložena kolem energie 0,250 MeV. Pro některé velmi jasné záblesky však byly na družicích pozorovány fotony s energií až v oblasti GeV( 10³ MeV). Navíc pozemní stanice pozorující spršky vznikající při vniknutí částice s velmi vysokou energií do zemské atmosféry možná pozorovaly koincidenci mezi několika fotony TeV ( 10⁶ MeV) a záblesky gama. Pro představu o použitých jednotkách bych připomenul, že energie ukrytá v klidové hmotnosti elektronu je 0,511 MeV, ta v klidové hmotnosti protonu je skoro 1 GeV a kinetické energie protonů urychlených na v současnosti největším pracujícím urychlovači na světě Tevatronu jsou 1 TeV. Je tedy vidět, že při záblesku gama vznikají fotony gama s energií od hodnot relativně dostupných až po hodnoty vysloveně extrémní.

Doba trvání záblesku je od několika milisekund do ~1000 s. Fotony přicházejí v jednom zpravidla však ve více pulsech jejichž střední doba trvání (medián) je 0,5 s. Podle doby trvání se záblesky dají rozdělit do dvou tříd. Jedná se krátké záblesky gama s dobou trvání menší než zhruba dvě sekundy a dlouhé s dobou trvání delší. Zdá se, že se liší nejen některé další jejich charakteristiky, ale mohly by mít i rozdílný původ.

Záblesky nastávají s frekvencí přibližně tři denně (~ 1000 ročně). Jak bylo zmíněno, je zdánlivé rozložení zdrojů těchto záblesků po obloze izotropní, což vede k předpokladu jejich kosmologického původu. V posledních deseti letech byly u některých záblesků gama nalezeny rentgenové, optické i rádiové protějšky. V takovém případě hovoříme o dosvitu (afterglow). Doba trvání dosvitu je od hodin přes několik dnů až po stovky dnů. Relativně dlouho byly dosvity pozorovány pouze u dlouhých záblesků. Díky nim se zatím řádově u několika desítek záblesků podařilo určit rudý posuv, který potvrdil jejich kosmologické vzdálenosti. Zatím nejvzdálenější zachytila družice Swift, jednalo se o záblesk GRB 090423, který vznikl pouze 630 milionů let po vzniku našeho vesmíru. Jestliže vezmeme v úvahu krátkodobou proměnnost záblesků a velkou vzdálenost, musí se ve velmi malém objemu realizovat extrémně velká energie. V případě sférické exploze okolo 10⁴⁶ J. Druhou variantou je produkce úzce směrovaných relativistických výtrysků, kdy se dostaneme k přece jen méně extrémní produkci energie.

Tok energie zaznamenaný u jednoho z velmi vzdálených a nejjasnějších záblesků gama GRB990123 byl v oblasti energií 0,040 MeV – 2 MeV detekovaných družicí Compton zhruba 0,27 μJ/m² (0,27∙10^-6 J/m²). Vzdálenost, ze které k nám záření gama doputovalo, byla 9 miliard světelných let. Pokud by jeho zdroj vyslal stejnou intenzitu do všech směrů, můžeme spočítat, že jen v záření gama by se muselo uvolnit zhruba zmíněných 10⁴⁶ J. To je o dva i více řádů větší množství energie, než se uvolňuje při výbuchu supernovy (například při výbuchu supernovy typu II se uvolňuje energie řádu 10⁴⁰ až 10⁴⁴ J). U čtyř velkých experimentů zachycujících spršky částic v atmosféře produkované částicemi kosmického záření s velmi vysokou energií se zaznamenaly případy, které se v čase a směru shodovaly se zaznamenanými záblesky gama a s velkou pravděpodobností měly stejný zdroj. V tomto případě by se jednalo o detekci kvant gama s energii v oblasti TeV. I když počet takto energetických fotonů je velmi malý, celková energie, která vnikla do atmosféry Země je zhruba o dva řády větší než nese záření gama s nižší energií. Pokud bychom předpokládali symetrické vyzařování energii v průběhu záblesku, dostáváme se k opravdu extrémním hodnotám uvolňované energie.

Optický dosvit záblesku gama GRB 011211 (objevený družicí Beppo SAX) vyfotografovaný pomocí Hubblova dalekohledu. S poklesem jasnosti dosvitu záblesku začíná být vidět galaxie, ve které záblesk proběhl. Zároveň jsou vidět ve spektru řada linek čar spojených s chemickými prvky nacházejícími se v rozpínajícím se oblaku trosek po výbuchu supernovy. Jde o další indícii spojení záblesků gama se supernovami (zdroj HST).

Souvislost mezi supernovami a záblesky gama

Teď se trochu blíže podívejme na souvislost mezi výbuchy supernov a záblesky gama. Ta se zatím prokazatelně podařila najít pro dlouhé záblesky. O prvním patrně nesporném spojení záblesku gama a supernovy, kterým je výbuch supernovy SN1998bw pozorovaný v místě záblesku gama GRB980425 nepříliš dlouho po něm, jsem se už zmínil. Záblesk patřil mezi ty slabší a byl vidět jen díky tomu, že proběhl blízko Zemi. Zjistilo se totiž, že supernova, se kterou je spojován vybuchla v blízké galaxii ESO184-G82, která je vzdálena jen 125 milionů světelných let. Supernova byla relativně vzácného typu 1C. Jde o výbuch velice hmotné hvězdy (hmotnosti zhruba 40 hmotností Slunce), která ještě před explozí přišla o vnější slupku bohatou na helium a vodík. Velice podobným případem byl záblesk gama GRB 060218, který by také slabší a druhý nejbližší. Vzdálenost jeho zdroje byla zhruba 440 milionů světelných let. Zajímavá byla i jeho extrémní délka, trval dlouhých 33 minut. V optickém oboru byl pozorován dosvit, který postupně pohasínal, až začala být vidět supernova, která byla se zábleskem spojena a její jasnost naopak rostla. Dostala označení SN2006aj.

O dalším spojení jsme se už zmínili v části věnované dosvitu. Jde o pozorování zjasnění v pozdější fázi dosvitu, které může být interpretováno jako výbuch supernovy. Nepřímou indicií na spojení záblesků gama se supernovami je i jejich zmíněné izotropní rozdělení a výskyt v galaxiích a oblastech s bouřlivou tvorbou nových hvězd tedy i výskytem velmi hmotných hvězd. To je vlastnost, kterou vykazuje i výskyt supernov. Do dnešní doby byla nalezeno několik záblesků s identifikovanými dosvity, které potvrzují jejich spojení se supernovami. Mezi nimi lze jmenovat i případ záblesku GRB 031203 zaznamenaného již zmíněnou evropskou sondou INTEGRAL .

Umělecká představa záblesku zatím nejjasnějšího pozorovaného záblesku gama GRB 080319B. Je jednou z indicií, že podstatou alespoň části záblesků jsou výtrysky (zdroj NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith and John Jones).

Výtrysky („jets“) v astrofyzice

Než se podíváme na modely, které vysvětlují záblesky gama pomocí asymetrických výtrysků plazmy urychlené na rychlosti blízké rychlosti světla, popišme si základní vlastnosti těchto jevů. Výtrysky začínají hrát stále větší úlohu při vysvětlování astrofyzikálních jevů, při kterých se uvolňuje extrémní množství energie. Velice často se výtrysky vyskytují v místech, kde předpokládáme existenci velice kompaktních objektů s velmi intenzivním gravitačním polem. Jedná se hlavně o černé díry, ať už hvězdné nebo extrémně hmotné, vyskytujících se v centrálních oblastech galaxií. Jestliže dopadá hmota na černou díru, vzniká díky rotaci akreční disk. Tření v akrečním disku způsobuje, že materiál padá po spirálních drahách stále blíže k centrálnímu objektu. Plyn je ionizovaný a rotuje ve svých vnitřních částech rychlostí blízkou rychlosti světla. Nabitá rotující plazma vytváří magnetické pole. Pokud je centrální objekt malý a disk z plazmatu hmotný a stále doplňovaný, uvolňuje se v těsném okolí centrálního kompaktního objektu obrovské množství energie. Část této energie se promění v záření, zejména radiové, ale i rentgenové. Část energie se spotřebuje na vytlačování plynu, který nestačil spadnout do centrálního objektu. Disk způsobuje, že tento plyn je vyháněn jakoby úzkými tryskami jen do dvou směrů kolmých na rovinu disku. Dostaneme tak dva úzké výtrysky do opačných směrů pohybující se s velkou rychlostí. Rychlosti se mohou blížit až rychlosti světla. Většina urychlené hmoty ve výtrysku je ve formě protonů, elektronů a pozitronů.

Pokud urychlené plazma narazí na materiál nacházející se v dráze jeho pohybu, dochází k interakcím vysoce urychlených částic s jádry. Přitom se produkuje elektromagnetické záření všech vlnových délek. Díky tomuto záření můžeme výtrysky pozorovat. Běžně tak pozorujeme výtrysky z jader aktivních galaxií o délce stovek tisíců světelných let. Byl však nalezen výtrysk u eliptické galaxie CGCG 049-933, který se táhne až do vzdálenosti přes milión světelných let.

Velice zajímavé je to, že v podobě výtrysků lze pozorovat činnost vesmírných urychlovačů, které v řadě parametrů překonávají ty největší v našich laboratořích a stávají se tak inspirací i pro částicové fyziky. Navíc vidíme, že je možná přeprava obrovských hmotností téměř rychlostí světla dokonce až na mezigalaktické vzdálenosti. I když jen v podobě plazmy.

Na submilimetrových vlnových délkách se podařilo zobrazit výtrysky a laloky materiálu vyvrhovaného centrální černou dírou v aktivní galaxii Centaurus A. Nová data z přístroje Atacama Pathfinder Experiment (APEX), provozovaného Evropskou jižní observatoří, byla zkombinována se snímky ve viditelném oboru a také se záběry získanými na vlnových délkách rentgenového záření. (Zdroj ESO).

Model „dělové koule“ a model „ohnivé koule“

Model „dělové koule“ Alvara De Rújuly i klasický model ohnivé koule (fireball model) patří k těm typům modelů, které vysvětlují záblesky gama pomocí procesů vznikajících během výbuchu supernovy. V průběhu výbuchu supernovy typu II nebo Ib či Ic se jádro velmi hmotné hvězdy (s hmotností větší než 10 M_S) hroutí a v jeho centrální oblasti vzniká velice kompaktní objekt (neutronová hvězda nebo černá díra). Část materiálu mateřské hvězdy, který zůstal vně nově zrozeného kompaktního objektu padá směrem v čase řádu dne ke kompaktnímu objektu. Díky rotačnímu momentu, který mateřská hvězda měla, padající materiál vytvoří zmiňovaný akreční disk nebo torus okolo kompaktního objektu. Jeho vnitřní část rotuje rychlostí blízkou rychlosti světla. Rotující nabitá plazma vytváří magnetické pole. Protože vnější vrstvy akrečního disku rotují pomaleji, dochází k složitému propletení magnetických siločar. To způsobuje, že je kolmo k akrečnímu disku vystříknut výtrysk hmoty urychlené na rychlost blízkou rychlosti světla. Výtrysk je „ohnivá koule“, v klasických modelech spíše trubice, která se chová jako rázová vlna, když při svém pohybu a rozpínání naráží na okolní hmotu.

V modelu dělové koule je materiál vyvrhován tentokrát v podobě oddělených porcí plazmy - „dělových koulí“. Tyto výtrysky se pohybují rychlostmi velmi blízkými rychlosti světla. V takovém případě je třeba uvažovat důsledky speciální teorie relativity a často se takové rychlosti nazývají relativistickými až ultrarelativistickými. Jednotlivé dávky obsahují množství materiálu srovnatelné z hmotností Země nebo jejího několikanásobku. Zpočátku se sice rozpínají, ale v pozdější fázi se na rozdíl od klasického modelu ohnivé koule jejich rozpínání zastavuje. Opravdu to tedy vypadá, jako by nějaké maxidělo umístěné v centru oblasti, kde právě vybuchla supernova, odstřelovalo okolní prostor obrovskými dělovými koulemi. Tato analogie vedla autora i k názvu, který svému modelu dal. Nesmíme však zapomenout, že tato analogie má své hranice. Zmíněná dělová koule je složená z plazmy a nemá přesný tvar koule.

Výtrysk a tedy i bombardování trvá tak dlouho, dokud se akreční materiál nevyčerpá. Ovšem počet výstřelů se pohybuje v řádu jednotek. „Dělové koule“ se při střetu se slupkami materiálu okolo supernovy ohřejí na velmi vysokou teplotu. Protože se výtrysky pohybuji relativistickými rychlostmi, je výsledné povrchové tepelné záření díky Dopplerovu jevu posunuto ještě k daleko vyšším energiím a velmi úzce směrované. Směřují do úhlu jen pár stupňů. Na Zemi je pak zaznamenáme, jako záblesk gama. Na rozdíl od jiných modelů tak nepocházejí fotony záblesku gama ze synchrotronového záření, které v této části vývoje „dělové koule“ hraje podružnou roli. Synchrotronové záření vznikající při brždění plazmy dělové koule v materiálu slupky vytváří pak následný dosvit.

V případě výtrysku vytvořeného černou dírou v jádře galaxie 3C321 dokonce tento výtrysk zasahuje galaxii, která je od ní vzdálena 20 000 světelných let. Obrázek je opět kombinací různých snímků pořízených v rozdílných oblastech elektromagnetického spektra (zdroj NASA).

Dosvity v modelu „dělové koule“

Optický dosvit záblesku gama se skládá ze tří komponent. První je způsobována samotnými vyvrženými „dělovými koulemi“ a jejich interakcí s okolím, druhá je dána samotnou explozí supernovy a třetí pak konstantním světlem galaxie, ve které výbuch supernovy probíhá. Svítivost samotné galaxie je konstantní a pokud ji známe z doby před zábleskem nebo počkáme dostatečně dlouho a určíme ji po odeznění dosvitu, můžeme ji odečíst. Intenzita záblesku je v optickém světle vyšší než je intenzita z výbuchu supernovy. Proto se vliv světla z výbuchu supernovy projeví až po pohasnutí dosvitu ze záblesku gama a vidíme ho jen u těch záblesků, které jsou v menších vzdálenostech od Země. Jestliže si vezmeme za charakteristickou světelnou křivku supernovy tu, která se naměřila u supernovy SN1998bw a superponujeme ji do pozorovaných dosvitů, u kterých známe rudý posuv a tedy i vzdálenost, můžeme velice dobře vysvětlit jejich tvar. V některých z nich lze příznaky supernovy v jeho pozdější fázi pozorovat. U těch vzdálenějších úplně zaniká v první komponentě dosvitu. Samotná první komponenta dosvitu je také složena ze dvou složek, které způsobují různé fyzikální procesy, které jsme si popsali. Prvním je inverzní Comptonův jev a druhým synchrotronové záření.

Pro záblesky ve velkých vzdálenostech platí, že se musí strefit přesně a i jejich dosvity jsou extrémně jasné. Naopak záře supernovy v takové vzdálenosti je tak slabá, že se v jasu dosvitu její světlo ztrácí. To by mohlo být důvodem, proč pozorujeme supernovu jen u několika záblesků a spíše těch bližších. Například v případě záblesků GRB980425 a GRB 060218, u kterých se supernova našla, šlo o záblesky velmi blízké a slabé. To by mohlo naznačovat, že se v tomto případě do Země strefil jen okraj projevu výtrysků.

Naopak záblesk GRB 080319B s zatím nejintenzivnějším optickým dosvitem byl zaznamenán v minulém roce družicí Swift a jeho optický dosvit byl v maximu viditelný pouhým okem. Protože vzdálenost zdroje tohoto záblesku gama byla 7,5 miliard světelných let, jednalo se o nejvzdálenější pouhým okem viditelný objekt ve vesmíru. Předpokládá se, že v tomto případě byl výtrysk směrován přesně k Zemi a zasáhly ji projevy velice úzce směrované centrální části. Zdá se tedy, že výtrysky jsou směrovány opravdu velice úzce a zasáhnou tak Zemi jen ve velmi malém procentu případů. Není vyloučeno, že záblesky gama doprovázejí každý nebo téměř každý výbuch supernovy. Ovšem mi jej pozorujeme jen opravdu vzácně. A právě Alvarův model předpokládá velice úzkou kolimaci záblesku a jeho přítomnost u téměř každého výbuchu supernovy. To, že záblesky většinou pozorujeme v extrémních vzdálenostech by pak bylo dáno čistě tím, že pravděpodobnost směrování záblesku k Zemi je velmi malá. Dostatečný počet galaxií a supernov, abychom v rozumné době viděli aspoň jeden záblesk, tak vidíme jen ve velkých vzdálenostech. V galaxiích vzniklých relativně brzy po vzniku našeho vesmíru byla navíc větší pravděpodobnost vzniku velmi hmotných hvězd. Bylo jiné chemické složení vesmíru s menším množstvím prvků těžších než helium.

Schématický nákres (nezachovává měřítko) modelu dělové koule, který popisuje vznik záblesků gama a jejich dosvitů. Výsledkem výbuchu supernovy typu II, Ib a Ic je kompaktní objekt a rychle rotující disk nebo torus hmoty, která dopadá na kompaktní centrální objekt. Důsledkem je vyvrhování hmoty relativistickou rychlostí v jedné nebo několika porcích ve formě výtrysků. (Zdroj Alvaro De Rujúla).

Krátké záblesky – splynutí dvojice neutronových hvězd?

Podívejme se teď na krátké záblesky. Za nejpravděpodobnější model pro jejich vysvětlení se považuje konečné stádium těsné dvojhvězdy, ve které se vyskytují dvě kompaktní konečná stádia hvězd (neutronové hvězdy nebo černé díry). Systém vyzařuje gravitační vlny, ztrácí energii a objekty se k sobě přibližují a nakonec splynou. Takové splynutí proběhne velice rychle a i během něho se asymetrickým způsobem vyzáří obrovské množství energie. Vznikají dva velice úzce směrované výtrysky hmoty pohybující se relativistickou rychlostí. Gama záření pak vzniká díky procesům, které jsme si už popsali.

Tyto záblesky jsou slabší. Jak jsem už zmínil, trvalo velmi dlouho, než se u nich podařilo zaznamenat dosvit. Poprvé se to povedlo kosmické sondě Swift u záblesku GRB050509B a tak se podařilo identifikovat i galaxii, ze které přišel. Tím se potvrdily kosmologické vzdálenosti i tohoto typu záblesků gama. Pak následovaly další pozorování. Prokázal se předpoklad, že jak samotné záblesky tak i dosvity jsou v případě krátkých záblesků o několik řádů slabší než v případě dlouhých záblesků. Uvolněná energie je však větší, než by se dalo vysvětlit pomocí vzplanutím magnetaru (neutronová hvězda s velmi intenzivním magnetickým polem). Tento jev se totiž jako vysvětlení krátkých záblesků také uvažoval. Charakter pozorovaných dosvitů se dal vysvětlit pomocí průchodu relativistického výtrysku prostředím s relativně nízkou hustotou. Zároveň se ukázalo, že zdroje lokalizovaných krátkých záblesků jsou v menších vzdálenostech než je tomu u dlouhých. Pokud by se opravdu jednalo o splynutí neutronových hvězd nebo černých děr, mohlo by se jednat o výborné kandidáty na detekci gravitačních vln pomocí laserových interferometrických detektorů LIGO a VIRGO.

Co když záblesk vznikne blízko (povídání o eta Car)

Poslední nesporně pozorované supernovy v naší Galaxii byly Tychonova supernova v roce 1572 a Keplerova v roce 1604. Ty však byly typu Ia, který pravděpodobně záblesky neprodukuje. Pokud by měla ve stejných vzdálenostech vybuchnout supernova typu II, Ib nebo Ic, která bude doprovázena zábleskem gama, mohlo by to být pro život na Zemi velmi nebezpečné. Známé několik hvězd, které by svou hmotností aspirovaly na vhodného kandidáta. Známe také více než devět těsných dvojhvězd v naší Galaxii složených z neutronových hvězd. Abychom mohli ocenit rizika, potřebujeme vědět, které události jsou zdrojem záblesků gama. Pokud se jedná o výbuchy supernov nebo splynutí kompaktních konečných stádií hvězd, je třeba určit počet kandidátů na supernovy a těsné dvojhvězdy složené z neutronových hvězd či černých děr v naši nebezpečné vzdálenosti. Zjistit v kolika případech těchto jevů dojde k záblesku gama. Pokud pak je směr záblesku úzce směrovaný, bude nás zajímat pravděpodobnost, že bude směřovat směrem k Zemi.

Eta Carinae je jednou z nejhmotnějších, nejsvítivějších a nejméně stabilních hvězd, které známe. Její hmotnost je 140 hmotností Slunce a svítivost je 5 milionkrát větší než u Slunce. Jedná se tedy o hvězdu, která by měla skončit svůj život v ohňostroji supernovy. Exploze může nastat z astronomického hlediska v „každém okamžiku“. Od Země je vzdálena jen 8000 světelných let. Jestliže je v pořádku představa o původu záblesků gama v supernovách a model dělové koule, mohla by tato hvězda v budoucnu ohrozit i život na Zemi.

Eta Carinae. Snímek pořízený pomocí Hubblova teleskopu zobrazuje samotnou hvězdu, která neustále vyvrhuje materiál do okolí.Její povrch přímo vře a okolí je plné hmoty pocházející z mateřské hvězdy (zdroj NASA).

Podívejme se na to, co by se stalo, kdyby eta Carinae ve svém konečném stadiu v podobě výbuchu supernovy vyprodukovala záblesk gama způsobem, který popisuje model dělové koule. V přehledu vlastností záblesků gama jsme si uvedli tok energii záření gama pro záblesk GRB990123, vzdálenost jehož zdroje byla oceněna na 9 miliard světelných let. Pokud by hvězda eta Carinae vzdálená od nás 8 000 světelných let během svého konce vyprodukovala podobný záblesk gama, naměřili bychom u Země tok energie záření daný poměrem kvadrátů vzdáleností, tedy zhruba 300 kJ/m². Pro představu je to podobné tomu, kdyby v té části atmosféry přivrácené ke zdroji záblesku vybuchla na každých 10 km² jedna atomová bomba o síle jedné kilotuny TNT (řádově tedy okolo 10⁷ takových bomb). To by vedlo ke zničení ozónové vrstvy, vytvoření rázové vlny, která by se šířila atmosférou a způsobovala gigantické globální bouře a požáry.

Pokud je celková energie uvolněná v oblasti fotonů s energií řádu TeV opravdu ještě o dva řády vyšší, mohou být následky pro život na Zemi ještě horší. Tyto vysokoenergetické fotony by při svém průchodu atmosférou vyprodukovaly velké množství mionů, které jsou velmi pronikavé a mohli by ohrozit život i hluboko pod zemí a pod vodou. Atmosféra je neprůhledná pro takto vysokoenergetické záření gama a kosmické záření a chrání život na Zemi před jejich konstantním tokem, který k nám z vesmíru přichází. Kosmické záření s vysokou energií však produkuje při srážkách s jádry v horní vrstvě atmosféry elektromagnetickou nebo hadronovou spršku, které obě v konečném důsledku vedou u povrchu Země k spršce zmíněných mionů. Tyto miony jsou částice podobné elektronům, jen přibližně dvěstěkrát těžší. Miony produkované kosmickým zářením mají takovou kinetickou energii, že se pohybují rychlostí blízkou rychlosti světla. Normální hustota toku těchto mionů je 100 s^-1m^-2. Takto nízkému toku atmosférických mionů jsou živé organismy přizpůsobeny. Ovšem případ, kdyby Zemi zasáhl velmi intenzivní svazek fotonů a jader kosmického záření s velmi vysokou energií, by mohl mít devastující účinky na životní prostředí. Produkované množství mionů by v našem hypotetickém případu záblesku gama z ety Carinae bylo ~5∙10¹⁴ m^-2. Miony pohybující se konstantní rychlostí blízkou rychlosti světla předávají při průchodu materiálem konstantní energii na jednotku délky. Pokud se týká biologických objektů může tato energie poškozovat buňky. Příslušnou energii lze spočítat a v našem případě by celková energie předaná biologickému materiálu byla ~25 J/kg což je o desetkrát více než je letální dávka pro člověka. Celotělové ozáření způsobené procházejícím ionizujícím zářením by vedlo k 50% úmrtnosti během 30 dnů. Jak už bylo zmíněno jsou vznikající miony velmi pronikavé a tak se dostanou i hluboko pod vodu a pod zem, takže by se velice těžko hledal bezpečný úkryt.

Kosmické záření s velmi vysokou energií by mělo i další dramatické dopady na životní prostředí. Vysokoenergetické částice ve sprškách, které jsou produkovány, by tříštily jádra v atmosféře a vznikající radioaktivní izotopy by způsobily radioaktivní zamoření obrovského rozsahu. Všechny zmíněné efekty by vedly k masivnímu vymírání většiny druhů živočichů a zásah Země zábleskem záření gama by mohl být vysvětlením některých z hromadných vymírání druhů v geologické minulosti Země (některé z nich už se vysvětlují pomocí dopadu planetky či komety a byly nalezeny i krátery těmito dopady vzniklé).

Zdrojem záblesků gama pravděpodobně jsou supernovy typu II, Ib a Ic, které jsou konečnými stádii velmi hmotných hvězd (zdroj NASA).

Závěr

Pochopitelně, že model dělové koule není jediným, který se předkládá pro vysvětlení zdrojů záblesků gama. Jeho atraktivita spočívá v tom, že i přes svoji jednoduchost podává velice dobré vysvětlení stávajících experimentálních dat. Navíc v něm Almaro de Rujúla předložil už v roce 2000 ty prvky, na kterých se astrofyzikální komunita začíná poměrně shodovat. Je to spojení alespoň dlouhých záblesků gama se supernovami, a to, že se jedná o nesymetrický jev způsobený výtrysky. Pro zjištění, jak konkrétně výtrysky vznikají, jaké jsou jejich vlastnosti a jak úzké je jejich směrování, potřebujeme získat ještě mnohem přesnější data o co největším počtu záblesků a jejich dosvitů. Proto je třeba co nejlepší koordinace pozorování družic specializovaných na detekci záření gama a řady dalších zařízení pracujících v jiných oblastech spektra. Jen tak se můžeme dozvědět, jakým způsobem hroutící se hvězda plive své dělové koule, jak často je jedna, dvě nebo více. Nebo zda je správný model výtrysků stojících za záblesky jiný, než se domnívá Alvaro De Rujúla. Důležité je například určování polarizace záření gama (tedy, zda elektromagnetické vlnění kmitá v nějakém význačném směru). Tato polarizace závisí na původu záření gama, zda jde o synchrotronové či tepelné záření, a může tak rozhodovat mezi různými modely.

Pochopitelně může existovat i několik různých zdrojů záblesků gama. Například u vysvětlení krátkých záblesků jsme zmínili splynutí dvou neutronových hvězd a mohou být i další. V každém případě jsou vysokoenergetické procesy, které za nimi stojí, velice atraktivní možností pro studium interakce částic a plazmatu při extrémně vysokých energiích. Proto se k nim obrací zájem jak astrofyziků tak i částicových fyziků. Společným úsilím by se jim v nejbližších letech mohlo podařit tuto zajímavou záhadu vzniku obrovských ohňostrojů na hranicích pozorovaného vesmíru rozlousknout.

---