Swift teleskops ar rentgena stariem iemūžināja šo GRB050509b attēlu, kas ir iestrādāts difūzā rentgena izstarojumā, kas saistīts ar galaktiku kopu. Attēla kredīts: NASA. Noklikšķiniet, lai palielinātu.
Pirms diviem miljardiem gadu un 25 dienām attālā galaktikā notika notikums, kam bija paredzēts būt par astronomiskās sabiedrības pavērsienu? gamma staru trieciens, kas ilgst tikai trīsdesmito sekundes daļu. Pienācīgi nosauktā Swift observatorija “ieraudzīja” gammas ar savu Burst Alert Telescope (BAT) instrumentu, aptuveni izstrādāja to, no kurienes viņi nāca, un pagrieza tā rentgena un UV teleskopus. Starptautiskais GCN (GRB Coordinates Network) iedegās ar novērojumiem no observatorijām visā pasaulē (un kosmosā), ziņojot par to, ko viņi atrada, kad tur apskatījās. Dati tika iegūti no Namībijas, Kanāriju salām, kontinentālās ASV, Čīles, Indijas, Nīderlandes un galvenokārt no Havaju salām. Pasaulē vadošie optiskie teleskopi - VLT, Kecks, Dvīņi, Subaru - visi darbojās; elektromagnētiskais spektrs tika pārklāts no ārkārtīgi augstas enerģijas gammas līdz radio.
Un visi par ko? Daži desmiti gamma staru un apmēram duci rentgenstaru? Astronomi jau vairāk nekā desmit gadus ir zinājuši, ka gamma staru pārrāvumi (GRB) ir divu veidu: ilgi vai mīksti? un "īsi-grūti". GRB050509b bija īss un ciets. Tas ilga apmēram 30 ms, tā gamma spektram bija vairāk? Grūti? gammas nekā? mīksti? un tā bija pirmā reize, kad kādreiz tika atklāts rentgena starojums.
Astronomi gadiem ilgi ir izmisīgi meklējuši pēcspuldzi. Tie ir rentgenstaru, UV, optiskie, IR un radioviļņi, kas plūst no GRB vietas pēc tam, kad gamma starojums izzūd. Tā kā mēs varam precīzāk noteikt šo avotu nekā paši GRB, pēcspēļu atrašana ir pirmais solis, lai noskaidrotu, kādi tie ir.
Pirms GRB050509b astronomi sliecās uz teoriju, ka ilgi mīkstie GRB ir kodola sabrukuma supernovas (kolapsaugi). Kaut arī ir publicēti desmitiem teorētisko rakstu par to, kādi varētu būt īsi un cieti GRB, likās, ka gamma staru datiem der tikai trīs scenāriji? neitronu zvaigznes apvienošanās (vai sadursme) ar citu (vai melno caurumu), magnēta uzliesmojums (intensīvi magnētiskā neitronu zvaigznītes zvaigžņu satricinājums) vai dažas kolapsāra tēmas variācijas.
Tagad pirmais, kas, iespējams, būs simtiem rakstu par GRB050509b, ir iesniegts publicēšanai. 28 autori secina, ka “tagad ir novērojams atbalsts hipotēzei, ka kompakta binārā binārā (divu neitronu zvaigznīšu jeb neitronu zvaigznītes un melnā cauruma) apvienošanas laikā rodas īsas un cietas pārrāvumi”.
Pētnieku atslēga? secinājums ir rentgena starojuma “lokalizācija”.
Swift rentgena teleskops uztvēra rentgena starus, kas nāk no tā paša debesu apgabala kā gammas; pēc kāda slautinga sasaistīt šķietamo rentgenstaru stāvokli astronomiem? koordinātu sistēmu (RA un Dec), Swift XRT komanda noteica, ka pēcspīdums nāk no apļa, kas ir aptuveni 15 ″ (loka sekundes) pāri un kura centrs ir apmēram 10 ″ no eliptiskas galaktikas (kurai tagad ir neaizmirstams nosaukums G1), sirds ), kas ir bagātīga galaktiku kopas loceklis, kurš peldējās rentgena staros. Kā viņi zināja, ka tas ir pēcspīdums? Jo tas izbalējis; izkliedētais rentgena starojums no kopām to nedara.
Un, neraugoties uz ļoti rūpīgu skatīšanos, neviens cits elektromagnētiskais pēcspīdums netika atklāts.
Tāpēc tagad mūsu 28 astronomiem bija jānoskaidro, vai G1 priekšpilsēta atrodas tur, kur notika zvaigžņu nāve, vai kaut kur citur; kas ir “saimnieks”, runā astronoms.
Mūsdienu astronomija ļoti izmanto statistiku; lai būtu pārliecināti, ka viņiem nav neviena trūkuma, pētnieki parasti vēlas daudz un daudz piemēru. Šajā gadījumā vienīgā statistika, kuras autori varētu darīt, ir aprēķins. cik iespējams, ka notiks īss un ciets GRB (pieņemot, ka tādi ir zvaigžņu nāves gadījumi)? elipsveida galaktika bagātīgā kopā, tikai nejauši? Daudz dažādu? Cik iespējams? tika uzdoti jautājumi; visos gadījumos atbildes ir, vai nav ļoti ticamas ?. Tomēr neviens neizslēdz neveiksmi.
Tagad mūsu pētnieki varēja pievērsties dažādiem īsās cietās GRB un GRB pēcslāpes teorētiskajiem modeļiem, lai redzētu, cik labi novērojumu dati atbilst teorētiskajām cerībām, pieņemot, ka GRB izdalījās G1.
Labā ziņa (# 1) ir tāda, ka pēcspīdēšanas dati labi sakrīt: īsi cietie GRB izdala daudz mazāk (gamma) enerģijas nekā gari mīkstie (tātad pēc īsajiem cietajiem GRB ir jābūt vājākiem; gamma enerģija ir indikators enerģijas, kas tiek izmantota pēcspuldzes barošanai). Vēl labāk, tā kā tas, ko sagrauj pārpalikušie atkritumi, nosaka, cik spilgts būs pēcspīdums, vāja GRB050509b pēcspīdēšana ir tieši tas, ko jūs varētu sagaidīt, ja tas notiktu elipses starpzvaigžņu vidēja sarecējušajā gāzē (kolapsāra pēcspīdieni daļēji ir gaiši) jo tie notiek nekārtīgajās gāzu-putekļu mākoņu paliekās, no kurām tie ir dzimuši tikai dažus miljonus gadu iepriekš).
Otrais labo ziņu fragments ir tāds, ka G1 nevar atrast pēdējās zvaigžņu veidošanās pēdas, tādējādi gandrīz izslēdzot kopalaru kā priekšteci. Kāpēc? Tā kā kolāžas ir ļoti jaunas zvaigznes, tāpēc pirms nāves viņi nevarēja pārcelties tālu no savas dzimšanas vietas. Turklāt pat visgudrākās superkapsas kopalas atliekas būtu bijušas redzamas vairākas dienas pēc tam.
Kā būtu ar magnēta uzliesmojumu? To nevar stingri izslēgt attiecībā uz GRB050509b, bet tāds magnēts tādās galaktikās kā G1 nav ļoti ticams, un GRB050509b bija tūkstoš reižu gaišāks par spēcīgāko magnētiskā signālraķetes signālu, ko mēs līdz šim esam redzējuši.
Tas atstāj neitronu zvaigznīšu bināro (vai NS-BH bināro) apvienošanos. Kur mēs atradīsim tik bināru, tikai gatavu apvienošanai? Tās noteikti varētu atrast spirālveida galaktiku priekšpilsētās vai riņķveida kopās, taču lielākās vietas ir tādas milzu eliptiskas galaktikas kā G1.
Tātad lieta ir slēgta? Ne īsti. "Citi priekšteču modeļi joprojām ir dzīvotspējīgi, un papildu ātri lokalizētie pārrāvumi no Swift misijas neapšaubāmi palīdzēs vēl vairāk noskaidrot priekšteču attēlu."
Vai GRB050509b varētu būt zvaigžņu nāve daudz tālākā galaktikā? Varbūt kāds no dučiem vai tik izplūdušajiem lāseņiem (daudz attālāks galaktiku kopums? Šādas nejaušības izlīdzinājumi ir ļoti izplatīti) rentgenstaru pēcgaismā vai tās tuvumā? Varbūt tas tiks apspriests turpmākajos dokumentos par GRB050509b.
Oriģinālais avots: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505480
