Saltu al enhavo

Gamo-radia ekbrilo

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Polurinda artikolo
 Ĉi tiu artikolo bezonas poluradon, ĉar ĝi montras stilajn kaj/aŭ gramatikajn kaj/aŭ strukturajn problemojn, kiuj ne konformas al stilogvido.
La priskribo de la problemo troviĝas ĉi tie. Bonvolu ŝanĝi la enhavon por plibonigi la artikolon.
Desegnaĵo de peza stelo kolapsanta al nigra truo. Energio liberiĝas kiel ĵetaĵoj laŭ la rotacia akso formante gamo-radian ekbrilon.

Gamo-radia ekbriloj (GREj) estas la plej helaj elektromagnetaj eventoj okazantaj en la universo post la Praeksplodo. Ĝi povas liberigi pli da energio dum 10 sekundoj ol la Suno dum ĝia tuta atendita vivo de 10 milardoj jaroj.[1]

GRE estas brilaĵo de gamaj radioj emanantaj de kvazaŭ hazardaj lokoj en profunda kosmo je hazardaj momentoj. La daŭro de gamo-radia ekbrilo estas tipe kelkaj sekundoj, sed ĝi povas esti inter kelkaj milisekundoj kaj kelkaj minutoj, kaj la komenca ekbrilo estas kutime sekvata de pli longa posta radiado je pli longaj ondolongoj (ikso-radioj, ultraviolkolora, optika, transruĝa, mikroondoj, radiofonia spektro). Gamo-radiaj ekbriloj estas detektataj per orbitantaj satelitoj proksimume du- aŭ tri-foje dum semajno.

Origino

[redakti | redakti fonton]

Plej granda parto de observitaj ekbriloj ŝajnas esti preskaŭ paralelaj eligoj kaŭzitaj per kolapso de la kerno de rapide turniĝanta, tre peza stelo en nigran truon. Subklaso de ekbriloj (la mallonga ekbrilo) ŝajne devenas de malsama procezo, laŭ la gvida teorio ili estas kuniĝoj de neŭtronaj steloj orbitantaj en duopa sistemo. Ĉiuj observitaj ekbriloj devenas de ekstere de la Lakta voja galaksio, kvankam parenca klaso de fenomenoj, molaj gamaj relajsaj ekbriloj, estas asociitaj kun galaksiaj magnetaj steloj. La fontoj de plej granda parto de la ĝisnunaj ekbriloj estas je kelkaj 109 da lumjaroj for.

La atmosfero de la Tero ne estas trairebla por la gamo-radioj, do gamo-radiaj ekbriloj estas observeblaj nur per kosmaj teleskopoj. Nun komencas aperi ankaŭ tero-bazitaj observadoj per malrektaj observadaj manieroj.

Pro ilia mallonga daŭro, la malalta distingivo de satelitaj teleskopoj en la kampo de gamo-radia astronomio kaj la alta heleco kaj longe ne sciataj respektivaj fontoj de lumo en videbla bendo, adekvataj teorioj de iliaj kaŭzoj longe ne estis.

Apudaj gamo-radiaj ekbriloj povis eble kaŭzi amasajn estingiĝojn de specioj sur Tero. La mallonga daŭro de gamo-radio ekbrilo devus limigi la senperan damaĝon al vivo. Tamen, ekbrilo povus aliigi atmosferon per malpligrandigo de la ozona tavolo kaj generante acidajn azotajn oksidojn definitive kaŭzante severan damaĝon al la biologiosfero. Pro tio ke ekbriloj en metalo-riĉaj galaksioj similaj al la Lakta vojo estas maloftaj, amasaj estingiĝoj pro ekbriloj povas nur okazi iam dum 109 da jaroj.

Specoj de ekbriloj

[redakti | redakti fonton]
Lumecaj kurboj de gamo-radiaj ekbriloj

Plejparto de astronomiaj erupcioj havis tre simplan kaj konsekvencan tempan strukturon. Ĉe novaoj kaj supernovaoj, povumo kaj heldensa pligrandiĝas rapide kaj malpligrandiĝas malrapide. Gamo-radiaj ekbriloj estas nekutimaj en la komplikeco kaj diverseco de iliaj tempaj strukturoj. Neniuj du gamo-radiaj ekbriloj estas identaj. Ĉiu havas distingan ŝablonon de eligoj tra tempo montritan per la lumaj kurboj. Esploristoj ĝenerale konsideri du larĝajn klasojn de la ekbriloj. La mallongaj ekbriloj havas averaĝan daŭron de 0,3 sekundoj kun limigo ekde kelkaj milisekundoj ĝis 2 sekundoj. La longaj ekbriloj havi averaĝan daŭron de 30 sekundoj kaj limigon ekde 2 sekundoj ĝis kelkaj minutoj. Iuj teorioj sugestas ke mallonga kaj longa ekbriloj estas kaŭzitaj per du malsamaj fizikaj procezoj.

Gamo-radiaj ekbriloj povas ankaŭ esti disdividitaj en du la aliajn kategoriojn: tiuj kiuj havas solan maksimumon en la luma kurbo, kaj tiuj kiuj havas multajn maksimumojn. La ekzisto de maksimumo povas esti akceptita aŭ malakceptis dependante de la nivelo de fido elektita per la esploristoj. Tamen la dominanta tendenco estas ke la plejparto de ekbriloj havas multajn maksimumoj. La obleco aŭ specialaĵo de kulminoj ne estas rekte rilatanta al la daŭro de la ekbrilo. La kvanto de radiado inter ĉi tiuj kulminoj povas esti malsama. En iuj eventoj, estas neŝanĝiĝema nivelo de radiado inter la kulminoj. En aliaj, la eligo malprogresas al la fona nivelo, signifante ke ne estas disradiata ajna radiado.

Estis kelkaj eventoj kies lumaj kurboj havas periodan strukturon. Tiel la, alia klasifika projekto ekzistas: ekbriloj kiuj estas tre lakonaj, ekbriloj kun du kulminoj aŭ malglate perioda tempa strukturo, kaj ekbriloj kun longaj kaj malregulaj tempaj strukturoj. La tempa historio de ekbrilo 790305B, skribita per Venera 12, havis 22 cikloj kun periodo de 8 sekundoj, kaj ankaŭ kvazaŭ-perioda ŝanĝiĝoj je proksimume 23 ms. Ekbrilo 771029 ankaŭ forte eksponis periodeco kun 6 cikloj de periodo 4,2 sekundoj. En aliaj eventoj, periodeco povas ne esti tiel evidenta, kaj ofte la decido de klasifiko de la evento kiel perioda dependas de la metodaro de la esplora teamo.

Gamo-radiaj ekbrilaj spektroj kovras larĝan energian bendon, kaj de evento al evento kaj en la daŭro de unu aparta ekbrilo. Ekbrilaj spektroj estas mezuritaj kun energioj ekde 2 keV, ĝis pli alta ol 10 MeV. La energio disradiita per gamo-radiaj ekbriloj estas dividita enen tri segmentoj: la malalta energia bendo ekde 2 keV ĝis 30 keV, la intera energia bendo ekde 30 keV ĝis 1 MeV kaj la alta energia bendo kun ĉiuj energiaj niveloj pli grandaj ol 1 MeV. La unuaj du ekbriloj kiuj estis observitaj en la malalta energia bendo estis 720427, kiu estis detektita per la Apolono 16 gamo-radia spektromezurilo, kaj 720514, kiu estis observita per la UCSD Suna X-Radia Spektromezurilo kaj per Vela 5b.

Distanca skalo kaj energioj

[redakti | redakti fonton]

Galaksia kaj ekstergalaksia modeloj

[redakti | redakti fonton]

Antaŭ la lanĉi de BATSE, la distanca skalo inter la ekbriloj kaj Tero estis nekonata. Datumoj de la Vela satelitoj provizis suban baron de proksimume 1600000 km, kaj la observadoj de interplanedaj retoj poste pligrandigis ĉi tiun suban baron al 1,5×109 km, kio malinkluzivas nur la enan parton de la suna sistemo. Teorioj por ĉi tiuj eventoj donis situojn inter la eksteraj regionoj de la suna sistemo kaj randoj de la sciata universo. La malkovro ke ekbriloj estas izotropa, devenaj de plene hazardaj direktoj, malpligrandigis kvanton de la eblecoj grande, kvankam multaj sciencistoj estis ankoraŭ opiniantaj ke la eventoj okazas en la Lakta vojo. Unu ekspliko por la izotropa distribuo estis ke ekbriloj estis iel rilatantaj al la nubo de kometoj en la ekstera suna sistemo. La unuaj paperoj kiuj estis por la teorio de kosmosciencaj distancoj estis tiuj publikigitaj de Vladimir Usov en 1975, kvankam liaj argumentoj estis grande ignoritaj per la scienca komunumo.

Molaj gamaj relajsoj, alte magnetigitaj galaksiaj neŭtronaj steloj, estas sciataj al periode eligas brilajn ekbrilojn je gamo-radioj kaj la aliaj ondolongoj. Subtenantoj de la galaksia modelo hipotezis ke tie povus esti neobservita loĝantaro de similaj objektoj je pli grandaj distancoj, produktantaj la ekbrilojn. Tamen, la granda heldeco de tipa gamo-radia ekbrilo observita sur Tero devus bezoni enorman energion de la evento se ĝi okazis en malproksima galaksio. Subtenantoj de la ekstergalaksia modelo pretendita ke la galaksia neŭtrono-stela hipotezo koncernata ankaŭ multajn supozojn por ke reprodukti la gradon de izotropeco raportita per BATSE, kaj de la modelo ekstergalaksia, malgraŭ ĝiaj diversaj problemoj, devus pli proksime antaŭdiri la haveblajn datumojn.

La argumento de Bohdan Paczyński pri la distanca skalo estas ke en astronomio nur du izotropaj distribuoj de astroj tra la ĉielo estas sciataj: tiu de helaj steloj en la proksima apudaĵo suna, kaj tiu de la plej malproksimaj galaksioj de la universo. Li argumentis ke estas alte neprobable por ekbriloj al ekzisti nur en la direkta apudaĵo suna, kaj pro tio la ekbriloj devas okazi en malproksimaj galaksioj.

La malkovro de postvarma eligo asociita kun malproksimaj galaksioj konfirmis la ekstergalaksian hipotezon. Ne nur ekbriloj estas ekstergalaksiaj eventoj, sed ili estas ankaŭ videblaj apud la limigoj de la videbla universo; tipa ekbrilo havas ruĝenŝoviĝon de ĉirkaŭ z=1,0, kiu estas respektiva al distanco de 8&times109 lumjaroj, kaj la plej malproksima sciata ekbrilo 080913 havis ruĝenŝoviĝon z=6,7, respektivan al distanco 12,8×109 lumjaroj. Distanco de ekbrilo 080913 montras ke ĝi okazis je malpli ol 825 milionoj jaroj post komenco de historio de la universo. La antaŭa rikordo estis ekbrilo kun ruĝenŝoviĝo z=6,29. Pro tio ke rigardantoj sukcesas mezuri spektrojn de nur parto de ekbriloj, kutime de la plej helaj, multaj ekbriloj povas reale deveni de eĉ pli grandaj ruĝenŝoviĝoj.

Diversaj alia modeloj estis forte subtenataj antaŭe. En 1974 Marvin Ruderman de Kolumbia Universitato prezentis recenzon listantan dekojn da proponitaj modeloj. Per la fino de la 1970-aj jaroj, la kvanto de modeloj estis pli ol 100. Ĉi tiuj modeloj variis per la speco de energio konvertita en ekbrilojn (gravita, fuzia, turna, magneta) kaj la specoj de la fontaj objektoj (nigraj truoj, neŭtronaj steloj, blankaj nanoj, kometoj kaj tiel plu). En 1973, Martin Harwit kaj Edwin Salpeter de Universitato Cornell la unua prezentis ideon ke la ekbriloj estas produktataj per kometoj falantaj sur neŭtronajn stelojn. Ĉar kometoj havas larĝajn limigojn de ampleksoj kaj formoj kaj povas kolizii kun neŭtronaj steloj je larĝaj limigoj de anguloj, ĉi tiu modelo estas sufiĉe fleksebla por la vastaj limigoj de karakterizoj de la ekbriloj.

Ĵetaĵoj de paraleliĝintaj eligoj

[redakti | redakti fonton]

La dominanta teorio al ekspliki la ekbrilojn estas ke ili estas kreitaj per rapide turnanta centra aĵo, kiel mortanta stelo kiu kolapsoj al nigra truo. La nove formita nigra truo absorbas enenfalantan materion kaj liberigas enorman kvanton da energio kiel relativismaj ĵetaĵoj laŭ la rotacia akso en formo de preskaŭ paralelaj eligoj, kiuj estas materio kaj radiado moviĝanta laŭ preskaŭ paralelaj trajektorioj. Kiam ĉi tiuj ĵetaĵoj trapasas la tavolojn de stela materialo kaj atingas la surfaco de la mortanta stelo, ili estas fokusitaj en mallarĝajn faskojn. Observadoj konfirmis ekziston de mortantaj steloj je fontoj de longaj gamo-radiaj ekbriloj. Indikaĵo sugestas ke la faskoj havas malferman angulon de nur kelkaj gradoj kaj materio en ili vojaĝas je pli ol 99,995% de la lumrapideco.

Multaj ekbriloj havi estas observita al sperti "ĵetaĵa rompo" en ilia luma kurbo. En ĵetaĵa rompiĝo, la optika postvarmo de ekbrilo havas krutan ŝanĝon en sia kurzo de malpligrandiĝo kiel la ĵetaĵo malakcelas kaj elvolvas.

Trajtoj pensigaj pri de grava nesimetrio havi estas observita en almenaŭ unu apud speco Ic supernovao, kiuj povas havi la samajn antaŭaĵajn steloj kiel ekbriloj, kaj estas observitaj al akompani ekbrilojn en iu okazoj. La ĵetaĵa malferma angulo (grado de faskiĝo) varias grande, de 2 gradoj al pli ol 20 gradoj. Estas iu indikaĵo kiu sugestas ke la ĵetaĵaj anguloj kaj ŝajna energio eligata estas korelaciita tiel ke la vera energio de longaj ekbriloj estas proksimume la sama kaj estas proksimume 1044 J, aŭ la energia ekvivalento al 1/2000 M⊙. Ĉi tio estas komparebla kun la energio eligata en hela supernovao de speco Ib aŭ Ic (iam nomata kiel "hipernovao"). Hela hipernovao aperas kiel akompano de iuj ekbriloj, sugestante ke hipernovao povas esti la fonto.

Tio ke ekbriloj estas ĵetaĵecaj ankaŭ sugestas ke estas multe pli multaj eventoj okazantaj en la Universo ol la vidataj. Plejparto de ĵetaĵecaj ekbriloj maltrafas la Teron kaj ne estas rimarkitaj, nur malgranda parto da ili estas direktitaj tiel ke ili povas esti detektitaj. Ankoraŭ, eĉ kun ĉi tiuj konsideroj, la kurzo de ekbriloj estas tre malgranda, proksimume unufoje dum 100000 jaroj en unu galaksio.

Mallongaj ekbriloj, ankaŭ kiuj estas ekstergalaksia, venas de objektoj kun pli malgranda ruĝenŝoviĝo kaj estas malpli helaj ol longa ekbriloj. Ili ŝajni ĝenerale estas malpli faskiĝintaj aŭ eble tute ne faskiĝintaj. Ili estas malpli energiaj ol la longaj ekbriloj, kaj verŝajne ili estas pli oftaj en la universo malgraŭ ke ili estas malpli ofte observitaj.

Antaŭaĵoj

[redakti | redakti fonton]

Pro la grandegaj distancoj de plej parto de gamo-radiaj ekbrilaj fontoj al Tero ege malfacilas esploro de la antaŭaĵoj, la sistemoj kiu produktis ĉi tiuj eksplodojn. Nun, la plej larĝe akceptita modelo por la fonto de plej parto de observitaj ekbriloj estas nomata kiel la nigra trua modelo, en kiu la kerno de ege peza rapide turnanta stelo kun malgranda kvanto de pezaj elementoj kolapsas en nigran truon.

Stela vento de alte magnetigita nove formita neŭtrona stelo, kolapsoj de pli malnovaj neŭtronaj steloj pro pligrandiĝo de la maso pro enenfluita de ekstere materio, kuniĝoj de duumaj neŭtronaj steloj estis proponitaj kiel alternativaj modeloj. La malsama modeloj ne estas reciproke malinkluzivaj, kaj eblas ke malsamaj specoj de ekbrilas havas malsamajn specojn de fontoj. Ekzemple, estas nun bona indikaĵo ke iuj mallongaj gamo-radiaj ekbriloj kun daŭro de malpli ol proksimume du sekundoj okazas en galaksioj sen pezaj steloj, forte sugestanta ke ĉi tiu subaro de eventoj estas asociita kun malsamaj antaŭaĵoj ol pli longaj ekbriloj, ekzemple, kunfandantaj neŭtronaj steloj. Tamen, en 2007 la detektoj de 39 mallongaj gamo-radiaj ekbrilas ne povis esti asociita kun gravitaj ondoj kiuj hipoteze devas esti videblaj en ĉi tia kompakta kuniĝoj.

Eligaj mekanismoj

[redakti | redakti fonton]

La maniero per kiu energio konvertiĝas en radiado de gamo-radia ekbrilo restas malbone komprenita, kaj kiel en 2007 ne estas ankoraŭ ĝenerale akceptita modelo por ĉi tiu procezo. Sukcesa modelo de ekbriloj devas ekspliki ne nur la fonton de la energio, sed ankaŭ la fizikan procezon por generado de eligo de gamo-radioj kiu koincidas kun observitaj daŭro, lumaj spektro kaj la aliaj karakterizoj. La naturo de la pli longo-ondolonga postvarma eligo en ikso-radioj kaj pli longaj ondoj ĝia tra radiaj ondoj kiu sekvas gamo-radiaj ekbriloj havas estas modelita multe pli sukcese kiel sinkronplirapidigila eligo de relativisma skua ondo propaganta tra interstela spaco, sed ĉi tiu modelo malfacile eksplikas la observitajn trajtojn de iuj ekbrilaj postvarmoj, aparte je frua parto kaj en la ikso-radioj kaj povas esti neplena, aŭ en iuj flankoj malpreciza.

Inversa kompton-efiko povas kaŭzi gamo-radiajn eligojn kiu estas observitaj post ekbriloj. Se la antaŭaĵo eksplodis en stela akumuliĝa, la rezultanta skua ondo povis generi gamo-radiojn per verŝado de fotonoj de najbarantaj steloj. Proksimume 30 % de konataj galaksiaj steloj de Wolf-Rayet (kiuj estas potencialaj fontoj de la ekbriloj) situas en densaj akumuliĝoj de steloj kun intensaj kampoj de ultraviolkolora radiado. Pro tio, granda parto de ekbriloj estas atenditaj al okazi en ĉi tiaj akumuliĝoj. Kiam la materio kun relativisma rapido elĵetita de eksplodo malrapidiĝas kaj interagas kun ultraviolkoloro-ondolongaj fotonoj, iuj fotonoj gajnas energion, kaj iĝas gamo-radiojn.

Amasaj formortaj eventoj

[redakti | redakti fonton]

Sciencistoj serĉis por konsekvencoj sur la Tero de kreco en la apudaĵo (500 lumjaroj).

En 1995 Stephen Thorsett de Universitato Princeton sugestis ke apuda gamo-radia ekbrilo povis grave afekti atmosfero de Tero kaj potencialhave kaŭzi severan damaĝon de la biologiosfero. Nunaj modeloj sugestas ke gamo-radiaj ekbriloj okazas en la Lakta voja galaksio unufoje dum ĉiuj 100000 ... 1000000 jaroj. Se ĉi tia ekbrilo estis direktita je Tero, la gamo-radiado devus multe superi eĉ la plej intensajn sunajn ekbrilojn. La absorbo de radiado en la atmosfero devus kaŭzi lumodisociadon de azoto, generante azotan oksidon kiu devus agi kiel katalizilo por malkomponado de ozono.

En 2005, sciencistoj je NASA kaj la Universitato de Kansaso faris pli detalan studon kiu sugestas ke la Ordovicio-Silurio formorta evento, kiu okazis proksimume 450 milionojn jarojn antaŭe, povis estas ekita per gamo-radia ekbrilo. Ili ne faris direktan indikaĵon kiu sugestas ke ĉi tia ekbrili rezultis je la antikva formorto, sed ili kreis modelon de rezultaj atmosferaj ŝanĝoj kaj la verŝajnaj konsekvencoj de apud ekbrilo. Gamo-radiado de relative apuda stela eksplodo, batanta la Teron por nur dek sekundoj, povis malkomponi supren ĝis duonon da la atmosfera protekta ozona tavolo, la ripariĝo de kiu devus bezoni minimume kvin jarojn. Kun damaĝo de la ozona tavolo, ultraviolkolora radiado de la Suno devus mortigi multajn formojn de vivo sur grundo kaj proksime al la surfaco en oceanoj kaj lagoj. Ĉi tio ne afektus rekte ĉiujn formojn de vivo, sed la nutroĉenoj devus esti multe influitaj. Ĉi tiu, laŭvice, povus konduki al amasaj estingiĝoj. Ĉi tiuj reakcioj povis rezulti je la malloka manĝoproviza kolapso, kaj ankaŭ longadaŭrajn ŝanĝojn en klimato kaj atmosfero. La loĝantaro verŝajne malpligrandiĝos je 10%.

Gamo-radiaj ekbriloj en la Lakta voja galaksio estas maloftaj, sed sciencistoj de NASA pritaksas ke almenaŭ unu apuda evento verŝajne batis la Teron en la pasintaj jaroj. Vivo ekzistas sur Tero dum minimume 3,5×109 jaroj, pro tia verŝajnas ke ĉi tia evento povis kaŭzi amaso formorton. La damaĝo per gamo-radio ekbrili devus esti grave pli alta ol tiu de supernovao kiu estas je la sama distanco kiel la gamo-radia ekbrilo okazita.

En 2006 esploristoj je la Ohia Ŝtata Universitato faris komparan studon de galaksioj en kiu ekbriloj okazis. Ili trovis ke malriĉaj je metaloj galaksioj plej verŝajne enhavas fontojn de alte energiaj longaj ekbriloj. Pro tio ke la Lakta vojo havas estas tro metalo-riĉa por havi longajn ekbrilojn ekde kiam la Tero estis formita, laŭ ilia opinio estas plej malverŝajne ke apuda ekbrilo kaŭzis amasajn formortojn sur Tero.

Estas trovite ke la stelo de Wolf-Rayet WR 104, situanta je 8000 lumjaroj for de Tero, havas turnan akson situantan je 16° de direkto al la suna sistemo, sugestante ke se ĝi produktas krovon, unu el la ĵetaĵoj povas esti direktita al Tero. La ŝanco de tio ke WR 104 produktos gamo-radian ekbrilon estas malgranda, kaj la efiko sur Tero de ĉi tia potenciala evento ne estas plene komprenita.

La gamo-radio ekbrili verŝajne eĉ je supren ĝis 3000 lumajaroj for povas doni riskon.

Rimarkindaj ekbriloj

[redakti | redakti fonton]
La optika postvarmo de gamo-radia ekbrilo 990123 estis bildita en la 23-a de januaro de 1999. La ekbrilo estas videbla kiel hela punkto markita per kvadrato maldekstre, kaj pligrandigita dekstre. La objekto pli supre de ĝi kun la fingro-similaj filamentecaj estas la devenanta galaksio. Ĉi tiu galaksio aspektas al esti malformigita per kolizio kun alia galaksio.

Ĉiu ekbriloj estas nomataj laŭ la dato en kiu ĝi estis esplorita: la unuaj du ciferoj estas la jaro, sekvis per la du-cifera monato kaj du-cifera tago. Se du aŭ pli multaj ekbriloj okazis en la sama tago, al la nomo estas algluita litero 'A' por la unua ekbrilo identigita, 'B' por la dua kaj tiel plu.

Estas detektitaj miloj de gamo-radiaj ekbriloj per kelkaj satelitoj. Jen estas la pli rimarkindaj:

  • 670702 - La unua ekbrilo detektita.
  • 970228 - La unua ekbrilo por kiu estis sukcese detektita la restaĵa eligo (postvarmo) kaj en ikso-radioj kaj en optika bendo. Ĝi estis ankaŭ ebla identigi la fonto de la tre malproksima galaksio (ruĝenŝoviĝo z = 0,695). Ĉi tiu trovo fortigis la hipotezo de ekstergalaksia fonto de gamo-radiaj ekbriloj.
  • 970508 - La unua ekbrilo por kiu estis mezurita la ruĝenŝoviĝo z = 0,835. Ĉi tio unusence konfirmis la ekstergalaksian naturon de gamo-radiaj ekbriloj.
  • 980425 - La unua ekbrilo por kiu detekto estis kune kun observado de supernovao SN 1998bw, donante ligon inter gamo-radiaj ekbriloj kaj supernovaoj. La ekbrilo mem estis tre nekutima pro sia tre malgranda lumeco. Ĝis nun ĝi estis ankaŭ la ekbrilo plej proksima al Tero kun z=0,0085.
  • 990123 - Por ĉi tiu ekbrilo estis mezurita optika heldenso de la postvarma eligo, kiu havos videblan magnitudonn 8,95, malmulte pli malforta ol la planedo Neptuno malgraŭ ĝia distanco de 9.6×109 lumjaroj. Ĝi estis ankaŭ la unua ekbrilo por kiu optika eligo estis detektita antaŭ ĉesis ĝia eligo ke gamo-radioj. Astronomiistoj ricevis bildon en videbla lumo de ekbrilo 990123 kiu okazis en 23-a de januaro de 1999, uzanta la teleskopon ROTSE-I, situantan en Los Alamos, Nov-Meksiko. La teleskopo estis plene aŭtomatigita kaj reagis al signaloj de instrumento BATSE. Ĉi tiu estis la unua ekbrilo por kiu optika eligo estis detektita antaŭ kiam la gamo-radia eligo ĉesis. Ekbrilo 990123 havis la plej hela mezuritan optika postvarmon ĝis ekbrilo 080319B.
  • 030329A - ege hela ekbrilo unusence asociita kun supernovao. Tiel estis pruvo ke gamo-radiaj ekbriloj kaj supernovaoj estas koneksaj.
  • 050509B - La unua mallonga ekbrilo kiu estis asociita kun gastiganta galaksio. Provizita la unua indikaĵo ke iuj mallonga ekbriloj, malsimile al la longaj, okazas en malnovaj galaksioj kaj ne estas akompanitaj per supernovaoj. Ekbrilo 050509B estis la unua mallonga ekbrilo kun gastiganta de matura elipsa galaksio en kiu novaj steloj ne estis formanta. Ĝi provizis indikaĵon ke iuj mallonga ekbriloj, malsimile al longa ekbriloj, okazas en malnovaj galaksioj kaj ne estas akompanitaj per supernovaoj. Ĉi tia ekbriloj povas esti kaŭzita per kuniĝo de neŭtronaj steloj aŭ per kolizio inter neŭtrona stelo kaj nigra truo.
  • 050724 - La unua mallonga ekbrilo asociita kun garantiite elipsa galaksio. Ĝi estas ankaŭ la unua mallonga ekbrilo sekvita per postvarmo kun videbla kaj transruĝa radiado.
  • 050904 - La plej malproksima ekbriloj observita ĝis nun, kun ruĝenŝoviĝo z=6,29.
  • 060218 - La lasta ekbrilo kun malgranda ruĝenŝoviĝo z=0,033, akompanita per supernovao. Ĝia daŭro estis 33 minutojn, pli plonge ol tiu de la aliaj ekbriloj.
  • 060505 kaj 060614 - longaj ekbriloj kiuj estas ne akompanita per helaj supernovaoj.
  • 080319B - ege intensa ekbrilo kun postvarmego kiu atingis la videblan magnitudon 5,76 (videbla al la nuda okulo) kaj plej hela supernovao iam esplorita kun absoluta magnitudo -36, kaj la plej malproksima objekto kiu estis iam videbla per la nuda okulo.
  • 080913: La plej malproksima ekbrilo kun ruĝenŝoviĝo z=6,7 (ekvivalento al 12,8×109 lumjaroj for), kiu estas la dua plej malnova dokumentita evento en la universo.

Historio de malkovro

[redakti | redakti fonton]

Gamo-radiaj ekbriloj estis esploritaj en komenco de la 1960-aj jaroj per usonaj satelitoj Vela, celantaj detekti nukleajn testojn. La Vela estis konstruitaj por detekti gamaj radiadaj pulsoj disradiitaj per atombombaj testoj en spacon. Usono suspektis ke Sovetunio povus provi fari sekretajn nukleajn testojn post signumo de la Nuklea Prova Malpermesa Traktato en 1963. Dum kiam plejparto de satelitoj orbitis je proksimume 800 kilometroj pli supre de Tera surfaco, la Vela satelitoj orbitis je alto de 104000 kilometroj. Je ĉi tiu alto, la satelitoj orbitis pli supre de la zonoj de Van Allen, kio malpligrandigis la bruon en la sentiloj. La superflua alto ankaŭ intencis ke la satelitoj povis detekti eksplodoj malantaŭ la luno, situo kie la Usona registaro suspektis la Sovetunio devus provi kaŝi atombombajn testojn. La Vela sistemo ĝenerale havis kvar satelitoj operaciantaj je ĉiu donita tempo tiel ke gamo-radia signalo povis esti detektita je multaj situoj. Ĉi tio ebligas ekscii situon de la fonto de la signalo kun precizeco de relative kompakta regiono de spaco. Dum ĉi tiuj karakterizoj estis kunigita enen la Vela sistemon por plibonigi la detekto de nukleaj armiloj, ĉi tiuj samaj karakterizoj estis kio faris la satelitojn povajn detekti gamo-radiajn ekbrilojn.

Sur 2-a de julio 1967, je 14:19 UTC, la satelitoj Vela 3 kaj Vela 4 detektis ekbrilon de gama radiado kiu estis malsimila al ĉiuj sciataj nukleaj armilaj signumoj. Nukleaj bomboj produktis tre lakonajn, intensajn ekbrilojn de gamaj radioj de longo malpli ol unu mikrosekundo. La radiado poste malkreskas kune kun tio ke la malstabilaj atomkernoj disfalas. La signalo detektita de la Vela satelitoj havis nek la intensan komenca ekbrili nek la laŭgrada malkreskon, sed anstataŭe tie estis du malsamaj kulminoj en la kurbo de lumeco. Sunaj ekbriloj kaj novaj supernovaoj estis du la aliaj eblaj eksplikoj por la evento, sed neniu okazis en tiu tago. Pro neklareco pri tio kio okazis, kaj tio ke la afero ne estis konsiderata kiel urĝa, la teamo je la Scienca Laboratorio Los Alamos, estrita de Ray Klebesadel, prokrastis esploron de la datumoj.

Vela 5 estis lanĉita sur 23-a de majo 1969. Ĉar la sentkapablo kaj tempa rezolucio sur ĉi tiuj satelitoj estis grave pli preciza ol la iloj sur Vela 4, la teamo en Los Alamos atendis ke ĉi tiuj novaj satelitoj detektas pliajn gamo-radiajn ekbrilojn. Malgraŭ enorma kvanto de fonaj signaloj prenitaj per la novaj detektiloj, la esplora teamo trovis dek du eventojn kiu ne koincidis kun sunaj ekbriloj aŭ supernovaoj. Iuj el la novaj detektoj ankaŭ havis la saman duopan kulminan ŝablonon kiu estis observita per Vela 4.

Kvankam iliaj instrumentoj ne estis pli bonaj ol tiuj de Vela 5, la satelitoj Vela 6 estis lanĉita sur 8-a de aprilo 1970 speciale por difinanta la direkto de kiu la gamaj radioj estis alvenanta. La orbitoj por la Vela 6 satelitoj estis elektita al esti kiel malproksime de Vela 5 kiel eblas, ĝenerale de la ordo de 10000 kilometroj aparta. Ĉi tiu apartigo intencis ke malgraŭ ke gamaj radioj vojaĝanta je la lumrapideco, signalo devus esti detektita je malmulte malsamaj tempoj per malsamaj satelitoj. Per analizo de la tempoj de venoj, Klebesadel kaj lia teamo sukcese difinis direkton al fontoj de 16 gamo-radiaj ekbriloj. La hazarda distribuo de ekbriloj tra la ĉielo klarigis ke la ekbriloj ne devenas de la suno, luno aŭ aliaj planedoj en nia suna sistemo aŭ eĉ de la Lakta vojo.

En 1973, Ray Klebesadel, Roy Olson kaj Ian Strong de Scienca Laboratorio Los Alamos de Universitato de Kalifornio publikigis laboron Observadoj de gamo-radiaj ekbriloj de kosma fonto, identigante kosma fonto por la antaŭe neeksplikitaj observadoj de gamo-radioj. Mallonge post tio, Klebesadel prezentis la aferon en la 140-a konferenco de la Amerika Astronomia Socio. Kvankam li estis intervjuita nur de The National Enquirer, novaĵo pri la malkovro rapide disvastiĝis tra la scienca komunumo. Inter 1973 kaj 2001 pli ol 5300 paperoj estis publikigitaj pri la ekbriloj.

Esploraj satelitoj

[redakti | redakti fonton]

Mallonge post la malkovro de gamo-radiaj ekbriloj, aperis ĝenerala interkonsento en la astronomia komunumo ke por ke difini kio kaŭzis ilin, ili devus devi esti identigitaj kun astronomiaj objektoj videblaj je la aliaj ondolongoj, aparte en videbla lumo, ĉar ĉi tiu maniero estis sukcese aplikita al la radioastronomio kaj ikso-radia astronomio. Ĉi tiu maniero devus postuli malproksime multe pli precizajn poziciojn de kelka gamo-radiaj ekbrilas ol la informo kiun Vela sistemo povis provizi. Pli granda akurateco postulis ke la detektiloj esti lokigitaj pli malproksime aparte. Anstataŭ lanĉado de satelitoj nur je orbitoj ĉirkaŭ Tero, estis konsiderata necesecoa disvastigi la detektiloj ĉie en la suna sistemo.

Per la fino de 1978, la unua interplaneda reto havis estas plenumita. Aldone al la satelitoj Vela, la reto enhavis 5 novajn spacajn sondilojns: la rusia Prognoz SO-M (Prognoz 7) en orbito ĉirkaŭ Tero, la germana Helios probes (Helios 2) en elipsa orbito ĉirkaŭ Suno, kaj Pionira Venusa Orbitilo de NASA, Venera 11, kaj Venera 12, kiuj ĉiuj orbitis ĉirkaŭ Venuso. Uzante la datumojn kolektitajn per la reto eblis difini la pozicion de gamo-radiaj ekbriloj kun akurateco de minutoj de arko. Tamen, eĉ uzante la plej povajn haveblajn teleskopojn, nenio de interesa estis trovita en la difinitaj regionoj.

Por ekspliki la ekzisto de gamo-radiaj ekbriloj multaj spekulativaj teorioj estis plibonigitaj, la plejparto de kiu premisis fontojn apud lakta voja galaksio. Malgranda progreso estis farita, tamen, ĝis la lanĉo en 1991 de la Gama Radia Observatorio Compton kaj ĝia ekbrila kaj pasema fonta esplorista (BATSE) instrumento, ege delikata gamo-radia detektilo. Ĉi tiu instrumento provizis kritajn datumojn indikantajn ke la ekbriloj estas izotropaj (ne dekliva al ĉi aparta direkto aŭ regiono de spaco, kiel la galaksia ebeno aŭ la galaksia centro), kaj pro tio estis forigitaj el konsiderado preskaŭ ĉiuj galaksiaj fontoj. Ĉar la lakta voja galaksio havas tre platan strukturon, se gamo-radiaj ekbriloj devenas de iuj lokoj en la lakta vojo, ili devus ne esti distribuita izotrope en la ĉielo, sed anstataŭe koncentritaj en la ebeno de la Lakta vojo. Kvankam la heldenso de la ekbriloj indikis ke la ili devus deveni de la Lakta vojo, la distribuo sugestis alie.

Datumoj de BATSE ankaŭ montris ke la ekbriloj estas en du malsamaj kategorioj: mallongdaŭra, pezo-spektraj ekbriloj (mallongaj ekbriloj), kaj longdaŭraj, molo-spektraj ekbriloj (longaj ekbriloj). La mallongaj ekbriloj estas tipe de malpli ol du sekundoj de daŭro kaj estas dominitaj per pli alte energiaj fotonoj. La longa ekbriloj estas tipe de pli ol du sekundoj en daŭro kaj enhavas domine pli sube energiajn fotonojn. La apartigo estas ne absoluta kaj la loĝantaroj interkovris observe, sed la distingo sugestas du malsamajn klasojn de la fontoj. Tamen, iu kredi estas tria speco de ekbriloj. La tri specoj de ekbriloj estas hipotezitaj al esti de tri malsamaj fontoj: kuniĝoj de neŭtronaj stelaj sistemoj, kuniĝoj inter blankaj nanoj kaj neŭtronaj steloj, kaj la kolapsoj de pezaj steloj.

Por jardekoj post la malkovro de la ekbriloj, astronomiistoj serĉis por iu astro en pozicia koincido kun ĵus observita ekbrilo. Astronomiistoj konsideris multajn malsamajn objektojn, inter ili blankaj nanoj, pulsaroj, supernovaoj, pilkosimilaj stelamasoj, kvazaroj, galaksioj de Seyfert, kaj objektoj BL Lac. Esploristoj aparte rigardis por objektoj kun nekutimaj propraĵoj kiu povus rilati al gamo-radiaj ekbriloj: granda propra moviĝo, polarizo de eligata lumo, orbita heldensa modulado, rapida ekbrilado, ega kolorigo, eligaj linioj, nekutima formo. Ekde la malkovro de la ekbriloj tra la 1980-aj jaroj, 790305B estis la nura evento kiu estas identigita kun kandidata fonta objekto, nebulozo N49 en la Granda Magelana Nubo. Ĉiuj alia provoj malsukcesis pro malriĉa rezolucio de la haveblaj detektiloj. La plej bona espero ŝajnis al esti je trovado de malklariĝanta pli longe ondolonga eligo post la ekbrilo mem, la postvarmo de la ekbrilo.

Satelito Swift

En 1980, esplora grupo de Livio Scarsi je la Universitato de Romo komencis laboron pri Satelito por Astronomia X, ikso-radia astronomia esplora satelito. La projekto estis ellaborita en kunlaboro inter la Itala Spaca Agentejo kaj Nederlanda Agentejo por Aerokosmaj flugadikaj Programoj. Kvankam la satelito estis originale destinita nur por studado de ikso-radioj, Enrico Costa de la Istituto di Astrofisica Spaziale sugestis ke la kvar protektaj ŝirmoj de la satelito povita facile servi kiel detektiloj de gamo-radiaj ekbriloj. Post 10 jaroj de malfruoj kaj fina kosto de proksimume 350 milionoj usonaj dolaroj la satelito, renomita al BeppoSAX estis lanĉita en la 30-a de aprilo de 1996.

En 1983, teamo de Stan Woosley, Don Lamb, Ed Fenimore, Kevin Hurley kaj George Ricker komencis planojn pri nova satelito por esploro de la ekbriloj, la Alta Energia Pasema Esploristo (HETE). Kvankam multaj satelitoj jam provizis datumojn pri la ekbriloj, HETE devus esti la unua satelito destinita tute por esploro de la ekbriloji. La celo estis detekti ekbrilojn kun multa pli granda akurateco ol la detektiloj BATSE. La teamo donis proponon al NASA en 1986 sub kiu la satelito devus esti ekipita kun kvar gama-radiadaj detektiloj, ikso-radia fotilo, kaj kvar elektronikaj kameraoj por detektado de videbla kaj ultraviolkolora lumo. La projekto kostis 14,5 milionojn usonajn dolarojn, kaj la lanĉi estis originale planita por la somero de 1994. La raketo Pegazo XL, kiu okazis sur 4-a de novembro, 1994, estis sukcesa, sed nek HETE nek argentina esplora satelito SAC-B ankaŭ kiu estis surŝipe, malkupliĝis de la ĉefa ekbrilo. Neniu de la du satelitoj estis povaj direktaj iliaj sunaj paneloj al la suno, kaj en unu tago de la lanĉi, ĉiu radia kontakto kun la satelitoj estis perdita. La sekva provo HETE 2, estis sukcese lanĉita en la 9-a de oktobro 2000. Ĝi observis ĝia unuan ekbrilon en la 13-a de februaro de 2001.

En 27-a de februaro de 1997, malpli ol unu jaro post kiam ĝi estis lanĉita, BeppoSAX detektis gamo-radian ekbrilon 970228, kaj kiam la ikso-radia fotilo estis punktita al la direkto de kiu la ekbrilo venis, ĝi detektis malklariĝantan ikso-radia eligo. Tero-bazitaj teleskopoj poste identigis malklariĝantan optikan kopion same bone. La situo de ĉi tiu evento estas identigita, iam poste la ekbrilo malheliĝis, kaj profunda bildado identigis tre malhelan, malproksiman gastigantan galaksion de situo de la ekbrilo. Ne ĉiuj sciencistoj kredis en ĉi tiu asocio komence, kaj la akurata ruĝenŝoviĝo de ĉi tiu aparta galaksio ne estis ricevita ĝis multaj jaroj poste. Tamen, la venonta bone lokigita gamo-radia ekbrilo, 970508, havis firman absorban ruĝenŝoviĝon de 0,835, kio respektivas al distanco de 7×109 lumajaroj, kio estas unusence malproksime for de nia galaksio. En nur kelkaj semajnoj la longa diskuto pri la distanca skalo finiĝis: la ekbriloj estas ekstergalaksiaj eventoj devenantaj de la aliaj galaksioj je enormaj distancoj. Fine doninte la distancan skalon karakterizantan la ĉirkaŭaĵojn en kiuj la ekbriloj okazas kaj provizante novan vidon de la ekbriloj ambaŭ observe kaj teorie, ĉi tiu malkovro multe ŝanĝis studon de la ekbriloj.

Kiel en 2007, simila rivoluo en ekbrila astronomio estas en progreso, grande sekve de la sukcesa lanĉi de Rapida Gamo-Radio Ekbrila Misio de NASA satelito en novembro 2004, kiu kombinas delikatan gamo-radian detektilon kun ebleco punkti ikso-radiajn kaj optikajn teleskopojn al direkto de nova ekbrilo en malpli ol minuto. Malkovroj de la satelito inkluzivas la unuajn observadojn de postvarmoj de mallongaj ekbriloj kaj vastaj kvantoj de datumoj pri la konduto de postvarmoj de ekbriloj je fruaj stadioj dum ilia evoluo, eĉ antaŭ kiam la gamo-radia eligo finiĝis. La misio ankaŭ esploris grandajn ikso-radiajn ekbrilojn aperantajn en minutoj aŭ tagoj post fino de la ekbrilo.

En la 11-a de junio de 2008 estis lanĉita Gamo-radia Granda Area Spaca Teleskopo (GLAST) de NASA, poste renomita al la Fermi Gamo-radia Spaca Teleskopo.

Aliaj gamo-radiaj ekbrilaj observadaj misioj estas INTEGRAL kaj AGILE. Anoncoj de ekbriloj estas faritaj kiam ili estas detektita tra la gamo-radia ekbrila koordinata reto por ke esploristoj povas fokusi siajn instrumentojn sur la fonton de la ekbrilo al observi la postvarmon.

Vidu ankaŭ

[redakti | redakti fonton]

Notoj kaj referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ Gamma Rays (angle). NASA/Mission: Science (2010). Arkivita el la originalo je 2016-12-28. Alirita 2012-09-05 .

Bibliografio

[redakti | redakti fonton]
  • . Edison P. Liang kaj Vahé Petrosian:AIP Conference Proceedings No. 141 - AIP Konferencaj Paperoj Ne. 141 (Novjorko). American Institute of Physics - Amerika Instituto de Fiziko. ISBN 0-88318-340-4 (1986).
  • Katz, Johnathan I. (2002). The Biggest Bangs - La plej grandaj krakoj. Oxford University Press. ISBN 0-19-514570-4.
  • Govert Schilling (2002). Flash! The hunt for the biggest explosions in the universe - Ekbrili! La ĉaskuro por la plej grandaj eksplodoj en la universo (Kembriĝo (Britio)). Cambridge University Press. ISBN 0-521-80053-6.

Eksteraj ligiloj

[redakti | redakti fonton]

Katalogoj de ekbriloj

Satelitoj

Prilaboraj programoj

Elŝutita el "https://eo.wikipedia.org/w/index.php?title=Gamo-radia_ekbrilo&oldid=8934879"