Swiftov rentgenski teleskop je posnel to sliko GRB050509b, vgrajeno v difuzno oddajanje rentgenskih žarkov, povezano s skupino galaksije. Kreditna slika: NASA. Kliknite za povečavo.
Pred dvema milijardama let in 25 dni se je v oddaljeni galaksiji zgodil dogodek, namenjen prelomu v astronomski skupnosti? eksplozija gama žarkov, ki traja le trideseto sekundo. Primerno imenovani observatorij Swift je "videl" gama s svojim instrumentom Burst Alert Telescope (BAT), približno je deloval tam, od koder prihajajo, in obrnil svoje rentgenske in UV teleskope. Mednarodna GCN (GRB koordinatna mreža) je zasvetila z obvestili opazovalnic po vsem svetu (in v vesolju) in poročala, kaj so našli, ko so tam pogledali. Podatki so prišli iz Namibije, Kanarskih držav, celinskih ZDA, Čila, Indije, Nizozemske in predvsem Havajev. Vodilni optični teleskopi na svetu, VLT, Kecks, Blizanci, Subaru, so se začeli uresničevati; elektromagnetni spekter je bil zajet od izjemno visoko energijskih gama do radia.
In vse za kaj? Nekaj deset gama žarkov plus približno ducat rentgenskih žarkov? Astronomi že več kot desetletje vedo, da se razpoki gama žarkov (GRB) pojavljajo v dveh različnih vrstah:? Dolgo mehko? in "kratko-trdo". GRB050509b je bil kratek-trd. Trajal je približno 30 ms, njegov gama spekter je imel več? Trdega? gama kot? mehka? in to je bilo prvič, da so odkrili rentgenski žarek.
Astronomi že leta "obupno iščejo požire". To so rentgenski, UV, optični, infrardeči in radijski valovi, ki izhajajo iz mesta GRB, potem ko se gama sevanje izklopi. Ker lahko izvor teh natančneje določimo kot sami GRB, je iskanje naknadnih žarnic prvi korak k ugotovitvi, kakšni so.
Pred GRB050509b so se astronomi nagibali k teoriji, da so dolgo mehki GRB-ji supernovee (kolapsarji). Medtem ko je bilo objavljenih na desetine teoretičnih prispevkov o tem, kakšni bi lahko bili kratki trdi GRB-ji, se zdi, da le trije scenariji ustrezajo podatkom gama žarkov? združitev (ali trčenje) nevtronske zvezde z drugo (ali črno luknjo), orjaški blisk iz magnetarja ("zvezda potres" v intenzivno magnetno nevtronsko zvezdo) ali nekaj sprememb na temo kolapsarja.
Zdaj je bil objavljen prvi, kar bo verjetno na stotine prispevkov o GRB050509b. 28 avtorjev ugotavlja, da "zdaj obstaja opazovalna podpora za hipotezo, da med združevanjem kompaktne binarne različice (dve nevtronski zvezdi ali nevtronska zvezda in črna luknja) nastanejo kratki trdi razpoki."
Ključ raziskovalcev? Zaključek je "lokalizacija" rentgenske svetlobe.
Swift-ov rentgenski teleskop je zaznal rentgenske žarke, ki prihajajo iz istega območja neba kot gama; po nekaj zadregi, da bi navidezni rentgenski položaj priklonili astronomom? koordinatnega sistema (RA in Dec), je ekipa Swift XRT ugotovila, da se zatemnilo prikaže iz kroga približno 15 ″ (ločnih sekund), katerega središče je približno 10 ″ od središča eliptične galaksije (ki ima zdaj spominsko ime G1 ), ki je sama članica bogate skupine galaksij, kopanih v rentgenskih žarkih. Kako so vedeli, da gre za sled? Ker je zbledelo; difuzni žarek žarkov iz grozdov tega ne počne.
In kljub natančnemu pogledu, nobenega drugega elektromagnetnega žarometa ni bilo zaznati.
Naši 28 astronomi so morali zdaj ugotoviti, ali je predmestje G1 s tam, kjer se je zgodila zvezda ali kje drugje; kaj je "gostitelj"?
Sodobna astronomija močno uporablja statistiko; da bi bili prepričani, da nimajo napak, raziskovalci običajno želijo veliko in veliko primerov. V tem primeru je edina statistika, ki bi jo avtorji prispevka lahko storili, izračun? kako verjetno je, da bi prišlo do kratkega trdega GRB (ob predpostavki, da so takšni dogodki zvezde) blizu? eliptična galaksija, v bogatem grozdu, čisto po naključju? Veliko različnih? Kako verjetno? postavljena vprašanja; odgovori v vseh primerih so: "ni zelo verjetno". Vendar pa nihče ne izključuje slabe sreče.
Naši raziskovalci so se zdaj lahko obrnili na različne teoretične modele kratko trdih GRB in naknadnih žarnic GRB, da bi videli, kako dobro podatki opazovanja ustrezajo teoretičnim pričakovanjem, ob predpostavki, da se je GRB v G1 spustil.
Dobra novica (# 1) je, da se podatki za naknadno prižiganje dobro ujemajo: kratki trdi GRB-ji sprostijo veliko manj (gama) energije kot dolgo-mehki (zato morajo biti naknadni odtisi iz kratko-trdih GRB šibkejši; energija gama je pokazatelj energije, ki se porabi za napajanje sledove). Še bolje, ker tisto, kar razpadajoči naplavinami določa, kako svetel bo podžigalnik, je blebetajoča barva zatemnitev GRB050509b samo tisto, kar pričakujete, če bi se zgodilo v rarificiranem plinu medzvezdnega medija eliptičnega materiala (kolapsarni nakit je delno svetel ker se zgodijo v zmešanih ostankih plinsko-prašnih oblakov, iz katerih so se rodili le nekaj milijonov let prej).
Drugi del dobre novice je, da v G1 ni bilo mogoče najti nobene sledi nastanka zvezd, kar v veliki meri izključuje kolapsarja kot potomca. Zakaj? Ker so kolapsarji zelo mlade zvezde, zato se pred smrtjo ne bi mogli preseliti daleč od svojega rojstnega kraja. Nadalje bi bili nekaj dni pozneje vidni naplavinami celo najbolj vročega kolapsarnega supernove.
Kaj pa velikanska bliskavica iz magnetarja? Za GRB050509b tega ni mogoče izključiti, vendar magnetar v galaksiji, kot je G1, ni verjetno, in GRB050509b je bila tisočkrat svetlejša od najmočnejšega odstranjevanja magnetov, ki smo ga videli doslej.
To zapusti združitev binarne nevtronske zvezde (ali binarne NS-BH). Kje bi našli tak binar, ki je ravno pripravljen na združitev? Zagotovo jih lahko najdemo v predmestjih spiralnih galaksij ali v krogelnih grozdih, toda večinoma so velikanske eliptične galaksije, kot je G1.
Torej, zadeva je zaprta ?? Ne čisto. ? Drugi modeli potomcev so še vedno sposobni preživeti, dodatni hitro lokalizirani razpoki misije Swift pa bodo nedvomno pripomogli k nadaljnji razjasnitvi slike rodu. "
Je lahko GRB050509b zvezda v veliko bolj oddaljeni galaksiji? Mogoče kateri izmed ducatov ali tako nejasnih podočnjakov (veliko bolj oddaljena skupina galaksije? Takšne poravnave naključja so zelo pogoste) v rentgenskem žarku ali blizu njega? Morda bo o tem razpravljalo v prihodnjih prispevkih o GRB050509b.
Izvirni vir: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505480
