Nejmohutnější exploze ve vesmíru? aneb záhada vzniku záblesků gama „NASA úspěšně vypustila kosmickou sondu Swift, která má zkoumat záblesky gama.” z tiskové zprávy NASA 20. listopadu Úvod 2. Záření gama, jeho vznik a detekce 2.1 Produkce záření gama 2.3 Jak interaguje s hmotou 2.4 Metody detekce 3. Vlastnosti záblesků gama 3.1 Intenzity 3.2 Doby trvání 3.3 Spektra a polarizace 3.4 Vzdálenosti 3.5 Spojitost se supernovami 4. Hypotézy o původu záblesků gama 4.1 Požadované vlastnosti a typy modelů 4.2 Model ohnivé koule („fireball model“) 4.3 Model dělové koule („canonball model“) 4.4 Jaká experimentální data rozhodnou 6. Záblesk gama „blízko“ Země 5. Závěr Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, Řež, E_mail: WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/ Přednáška na Hvězdárně a planetáriu Mikuláše Koperníka v Brně 23. listopadu 2004

Úvod Záblesky gama objeveny na začátku 70. let vojenskými družicemi Vela – hledaly záblesky záření gama z jaderných explozí Družice Vela 5b Záření gama – elektromagnetické záření s velmi vysokou energií Vlnová délka: λ ≤ m Frekvence : f ≥ Hz Energie : E ≥ 10 keV E → ← λ Jeden z prvních zaznamenaných záblesků Zaznamenaly záblesky přicházející Z vesmíru a ne ze Země ↓ Nový typ vesmírných jevů Ruský pokusný jaderný výbuch Čas [s] Četnost/sekundu

Nejnovější družice Swift Dlouho zůstával záhadou původ jevu Jedná se o velmi energetické procesy V minulých letech obrovský pokrok sledování: Potvrzení kosmologických vzdáleností → jedny z nejenergetičtějších jevů ve vesmíru Družice Compton 1)Nové sondy umožňující přesnou pozici záblesku gama 2)Internetová síť – umožňuje rychlou komunikaci a rychlé hledání optických a rentgenových protějšků 3)Sondy s komplexem přístrojů pro celé spektrum 4)Robotické optické dalekohledy na Zemi Sonda INTEGRAL Robotický dalekohled BOOTES spolupracuje se sondou INTEGRAL Zdá se, že se blížíme k pochopení původu záblesků gama

Produkce záření gama Radioaktivní rozpad: Rozpady elementárních částic: Brzdné (synchrotronové) záření: Nabitá částice, která se nepohybuje rovnoměrně přímočaře vyzařuje elektromagnetické záření (fotony) – brzdné záření Pohyb nabité částice v magnetickém poli – synchrotronové záření Spojité spektrum energií Jádro se rozpadem beta nebo alfa rozpadá do vzbuzeného stavu → energie se zbavuje prostřednictvím vyzáření záření gama: Charakteristické diskrétní hodnoty energií Základní stav Mateřské jádro Dceřiné jádro Vzbuzené stavy Elektromagnetický rozpad částic na fotony: π 0 → γ + γ a další podobné proton záření gamaelektron Vznik brzdného záření v poli atomového jádra Urychlovače relativistických částic (synchrotrony) jsou zdrojem brzdného (synchrotronového) záření tunel urychlovače LEP v CERNu

Anihilace páru elektron pozitron – částice a antičástice se při anihilaci mění na pár fotonů s energií 511 keV anihilace v klidu – energie záření gama 511 keV anihilace za letu – energie dána kinetickou energií pohybu páru „Tepelné záření“ objektu z velmi vysokou teplotou – maximu spektra je v oblasti záření gama, spektrum má tvar záření absolutně černého tělesa s danou teplotou Dopplerův posuv – relativistický pohyb zdroje elektromagnetického záření s nižší energií úzce směrovaný svazek záření gama s úzkou oblastí energií Spektra záření absolutně černého tělesa pro různé teploty. Vyzařování v gama oblasti ↔ T ≥ 10 7 K Feynmanův diagram anihilace páru pozitron a elektron a jeho kreace

Jak záření gama interaguje s hmotou 1) Fotoefekt: foton předá energii elektronu v atomovém obalu 2) Comptonův rozptyl: foton se rozptýlí na elektronu a předá mu část energie 3) Tvorba párů elektron a pozitron: v poli atomového jádra se vytvoří e + e - pár pozitron po ztrátě kinetické energie anihiluje z elektronem. Produkuje se dvojice kvant gama s E = 511 keV Kvanta gama s velmi vysokou energií: střídavě brzdné záření a produkce páru elektron pozitron → elektromagnetická sprška složená z velkého množství elektronů, pozitronů a kvant gama e+e+ e-e- γ e-e- γ e-e- γ γ e-e-

Čím záření gama lovíme? Detektory sondy INTEGRAL Scintilační detektory – vysoká efektivita, horší energetické rozlišení Polovodičové detektory – velmi dobré energetické rozlišení HPGe – nutnost chladit na teplotu tekutého dusíku HPGe spektrometr sondy INTEGRAL Spektru zářiče 24 Na z HPGe detektoru Prostorové rozlišení: segmentované detektory z více vrstev (3D rozlišení) Spektrum zářiče 137 Cs BGO scintilačního detektoru BaF 2, BGO, NaITl

Intenzity záblesků gama Označování záblesků: Záblesk gama pozorovaný 23. ledna 1999 má označení GRB990123a Gamma ray burstrokměsícden Intenzity: GRB (energie 40 keV – 2 MeV) detekovaný družicí BATSE: i =26,8∙ J/cm 2 Za předpokladu symetrická produkce je intenzita: Vzdálenost z rudého posuvu (z = 1,6) → → r = 1,27 Gpc = 4,1·10 9 sv.l = 3,9·10 25 m = 3,9·10 27 cm I = 4·πr 2 i = 4·3,14·(3,9·10 27 ) 2 ·26,8· J = 5·10 45 J Slunce za dobu svého života (10 miliard let) vyzáří ~ J Srovnání stálého zdroje záření gama (pozůstatek supernovy – Krabí mlhovina) a záblesku gama V případě symetrického zdroje záblesku gama se v sekun- dách vyzáří o tři řády více energie než Slunce během své existence. Asymetrický zdroj → zmenšení celkové intenzity Pořadí v daném dni Byl překlep v desetinné čárce, místo 1,27Gpc bylo chybně 12,7 Gpc

Doby trvání a četnost záblesků Krátkodobé záblesky: kratší než dvě sekundy ( ~ 25 % případů) Dlouhodobé záblesky: delší než dvě sekundy ( ~ 75 % případů) !! Rychlé změny intenzity → velmi kompaktní zdroje !! Rychlost světla km/s: ~ ms → 300 km - rozměry kompaktních objektů (neutronové hvězdy) ~ 0,5 s → km - rozměry hvězd Četnost záblesků je ~3 denně → ~1000 ročně Doba trvání: ~ms - ~ 1000 s Existuje struktura v čase – impulsy se střední dobou trvání 0,5 s Příklady časových spekter záření gama záblesků (archív sondy BATSE) GRB krátkodobý, GRB dlouhodobý, GRB a GRB – dlouhodobé se strukturou

Spektrum a polarizace záření gama Sprška fotonů je poměrně úzce rozložena kolem 250 keV, v oblasti 1 – 10 MeV nastává rychlý exponenciální pokles, ovšem spektrum se může táhnout až do desítek GeV Pravděpodobně pozorována korelace mezi pozorováním záblesku a spršky kosmického záření od částice s velmi vysokou energií → fotony s energií až TeV (10 6 MeV) Polarizace: kmity elmg vlnění v jednom směru Energie [MeV] E 2 N E [10 -7 J/(cm·s)] Tok [fotony/(cm 2 s·MeV)] Část spektra s nižší energií u záblesku GRB Různé procesy vedou k různé polarizaci Možnost identifikace probíhajících procesů Zatím získáno jen minimum takových měření (např. u GRB021206) Důležité i měření polarizace viditelného světla u dosvitu Časový průběh pro různé energie: (archív sondy BATSE) 25 – 50 keV 50 – 100 keV 100 – 300 keV > 300 keV

Vzdálenosti zdrojů záblesků gama Nutnost nalezení optického protějšku – určení vzdálenosti z rudého posunu (dnešní době nalezeno už ke třem desítkám takových případů) Izotropní rozložení záblesků gama ↔ indikace kosmologické vzdálenosti jejich zdrojů Rozložení záblesků gama získané sondou Compton, barva označuje Intenzitu zdroje Nalezení domovské galaxie Četnost vysoká → těžko vysvětlitelné blízkými objekty Po opadnutí intenzity optického dosvitu lze pozorovat mateřskou galaxii Snímek dosvitu záblesku GRB na počátku (vlevo) a po pohasnutí, kdy je vidět mateřská galaxie

Dosvity (radiové, optické a rentgenové protějšky) Spojení supernovy SN1998bw a záblesku GRB (z = 0,0085 ↔ 30 Mpc = 0,1·10 9 sv.l.) Bylo nalezeno již několik desítek případů optických, radiových a rentgenových protějšků ve formě dosvitů a určené vzdálenosti jsou v rozmezí rudých posuvů 0,1685 < z < 0,45, trvají řádově hodiny až desítky dnů Nověji supernovy SN2003dh a záblesku GRB (z = 0,169 ↔ 800 Mpc = 2,6·10 9 sv.l.) Souvislost se supernovami V některých dalších dosvitech se objevují zjasnění v pozdějších dnech, za které by mohla by být zodpovědná supernova Celková intenzita = dosvit záblesku + svit supernovy + svit mateřské galaxie 1)Na počátku vše přezařuje záře dosvitu (hodiny, dny) 2)Po jejím poklesu je vidět supernova, jejíž záře klesá pomaleji (dny) 3) Nakonec zůstává jen konstantní záře mateřské galaxie V některých dosvitek se objevují čáry charakteristické pro supernovy ( GRB ) Krabí mlhovina pozůstatek po supernově Velmi blízká supernova SN1998bw fotografovaná observatoří ESO

Modely zdrojů záblesků gama Modely založené na vzniku nebo procesech spojených s velmi kompaktními objekty (neutronové hvězdy, černé díry): 1)Srážka a splynutí kompaktních objektů 2)Přeměna neutronové hvězdy na podivnou (kvarkovou) 3)Vznik neutronové hvězdy nebo černé díry při výbuchu supernovy (hypernova, kolapsarový model, model ohnivé koule, model dělové koule) Východiska: 1) kosmologické vzdálenosti 2) vysoké uvolněné energie 3) malé rozměry zdroje 4) pravděpodobně asymetrický průběh Splynutí dvojhvězdy složené z kompaktních komponent Existují binární pulsary a pravděpodobně i dvojhvězdy s černých děr Vyzařování gravitačních vln → ztráta energie → přibližování → → splynutí → uvolnění velkého množství energie V současnosti se uvažuje spíše jen pro vysvětlení krátkých záblesků gama Splynutí dvojice neutronových hvězd v úměleckých představách (zdroje NASA)

Modely založené na existenci podivných (kvarkových) hvězd Kandidát na podivnou Hvězdu pulsar RXJ1856 (v rentgenu Chandra) Podivné hvězdy – zatím hypotetické objekty složené se stabilního podivného kvark- gluonového plazmatu 1) Vniknutí malého kousku podivného kvark-gluonové plazmatu (podivnůstky) do neutronové hvězdy Přechod neutronové hvězdy na podivnou → uvolnění energie J během zlomků sekundy 2) Nestability na povrchu podivných hvězd Jsou drženy silnou interakcí, nemají vnitřní strukturu Přechod od hustoty kg/m 3 do 0 je během ~ fm směs volných kvarků a gluonů Neutronovou a podivnou hvězdu může rozlišit poměr mezi hmotností a poloměrem Procesy mohou probíhat i s asymetrickým uvolňováním energie

Modely spojené s explozí supernovy (hypernovy) Model „ohnivé koule“ (Fireball model) Záblesky gama doprovázejí buď všechny nebo některé výbuchy supernov Vnitřní kolize hmoty hroutící se hvězdy → extrémní teplota → urychlení částic na relativistické rychlosti → fotony emitované takovým zdrojem jsou úzce směrované a mají velmi vysokou energii Původní představa – symetrický kolaps → vyzařování do všech směrů → uvolnění energie v řádu J → představa extrémně jasné supernovy – hypernovy Vznikající zhroucením extrémně hmotných Wolf-Rayetových hvězd do černé díry Pohyb relativistických elektronů a pozitronů v magnetickém poli → produkce synchrotronového záření Současná představa – asymetrický průběh ve formě výtrysku ve směru rotační osy vznikajícího při akreci hmoty na vznikající kompaktní objekt – uvažuje se černá díra Výtrysk tuneluje povrch hvězdy (její jádro zkolabovalo) vzniká vnitřní rázová vlna Hvězda je výtryskem a větrem z akrečního disku rozmetána Dosvity - průchod výtrysku hmotou vyvrženou z hvězdy. Kolimace do úhlu ~ 4 o → energie v řádu J Kolapsarový model Zdroj animace – stránky NASA

Model „dělové koule“ Alvaro De Rujula – autor modelu dělové koule Schématický nákres modelu dělové koule 1) Při výbuchu supernovy se z materiálu, který nezkolaboval vytvoří akreční disk nebo toroid 2) Vyvržení dopadajícího materiálu ve formě oddělených porcí plazmy o hmotnosti ~ M Z (relativistické rychlosti). Zpočátku se rozpínají, pozdějí se rozpínaní zastavuje. Záblesky gama jsou průvodní jevy výbuchů supernov 3) Interakce vyvržených porcí plazmy s obálkami plynu vyvržených při konečných stádiích mateřské hvězdy ↓ 4) Plazma se prudce ohřeje a její záření je vlivem dopplerova posuvu posunuto do oblasti záření gama Porcí plazmy může být i několik a jsou vystřelovány do vyčerpání materiálu v akrečním disku

Jaká experimentální data rozhodnou? 1) Co největší počet dosvitů ↔ přesná poloha, co nejrychlejší přenos informace 2) Nalezení souvisejících supernov (pokud existují) a mateřských galaxií 6) Zachycení neutrin 3) Proměření spekter a polarizace záření gama Určení vzdálenosti a podstaty zdrojů záření gama 5) Pozorování vysokoenergetických částic Identifikace konkrétních probíhajících procesů (tepelné nebo synchrotronové záření?). Identifikace konkrétních vznikajících částic. 4) Proměření spekter a polarizace dosvitů v různých oblastech elmg. spektra Obrovským zdrojem dat bude právě vypuštěná sonda Swift (obr NASA)

Jak tato data získáme? Nové družice detekující gama (přesné polohy a spektra) i další obory spektra robotické dalekohledy detektory neutrin Detektory kosmického záření propojení internetovou sítí Družice Swift Detektor Kamland Český robotický dalekohled BART (AsÚ Ondřejov) Experiment Auger Celosvětová síť GRID (obr CERN)

Záblesk gama v blízkosti Země Velmi hmotná hvězda eta Carinae – budoucí supernova A možný zdroj záblesku gama Následky ( příklad - Eta Car. – vzdálenost 2 kpc, M ~ 140 M S ) : 1) Zásah zářením gama s vysokou energií GRB ,27 Gpc 4,1∙10 9 sv. l. 2,7∙ J/cm 2 Eta Car. 2 kpc 6,5∙10 3 sv.l. 11 J/cm 2 ekvivalent atomové bomby 1 kt TNT na každém km 2 Zničení ozónové vrstvy, rázová vlna v atmosféře, gigantické globální bouře a požáry 2) Zásah vysokoenergetickým kosmickým zářením Fotony a částice z velmi vysokou energií ( ~ TeV) → → v atmosféře intenzivní produkce mionů → pronikají hluboko pod vodu i pod zem Normální hustota mionů na povrchu ~10 -2 cm -2 s -1 Při záblesku gama z ety Car ~5·10 10 cm -2 Celotělové ozáření by vedlo k 50 % úmrtnosti do 30 dnů → tříštění jader → radioaktivní prvky v atmosféře Záblesk gama mohl být zodpovědný za některá hromadná vyhynutí živočichů v minulosti Může za vymření dinosaurů blízký záblesk gama?

Závěr 1) V 70. letech byly objeveny záblesky záření gama 4) Potvrdilo se, že zdroje většiny záblesků gama mají kosmologické vzdálenosti (rozložení po obloze, četnost, nalezení optických a rentgenových protějšků) 2) Zdroje musí být spojeny s velmi energetickými procesy 3) Rychlé časové změny → velmi kompaktní objekty 5) Alespoň část spojena se supernovami 6) Modely spojeny s procesy, které probíhají při vzniku nebo existenci velmi kompaktních objektů (neutronových, podivných hvězd, černých děr) 7) Nejvíce přijímané modely s úzce směrovaným výtryskem materiálu při akreci materiálu na vznikající kompaktní objekt a jeho interakci s dříve vyvrženým materiálem 10) Technický pokrok spojený s vesmírnými gama teleskopy internetem a pozemní robotickými dalekohledy slibuje brzké objasnění podstaty těchto jevů 8) Nemusí jít o jediný typ zdrojů a tedy mohou být různé správné modely 9) Blízký záblesk gama → potenciální ohrožení života na Zemi

Nabídka témat přednášek 1) Jaderné zdroje pro vesmírné sondy aneb jak získat energii tam kde Slunce nesvítí 2) Kosmické záření - co to je, jak se zkoumá a odkud pochází 3) Cesta do mikrosvěta aneb jak člověk poznával a poznává strukturu hmoty 4) Jak přežít v kosmu se zářením - jak ochránit kosmonauty při dlouhodobých letech 5) Putování světem urychlovačů aneb kde se získávají stále nové částice 6) Urychlovačem řízené transmutace aneb budeme jaderný odpad spalovat? hp.ujf.cas.cz/~wagner/prednasky/