Прародители гамма-всплеска

Эта Киля в созвездии Киля, один из ближайших кандидатов на роль гиперновой.

Прародители гамма-всплесков — это типы небесных объектов, которые могут испускать гамма-всплески (GRB). GRB демонстрируют необычайную степень разнообразия. Они могут длиться от долей секунды до многих минут. Всплески могут иметь один профиль или сильно колебаться по интенсивности, а их спектры сильно варьируются в отличие от других объектов в космосе. Почти полное отсутствие наблюдательных ограничений привело к обилию теорий, включая испарение черных дыр , магнитные вспышки на белых карликах , аккрецию материи на нейтронные звезды , аккрецию антиматерии , сверхновые , гиперновые и быстрое извлечение энергии вращения из сверхмассивных черных дыр . среди других. ^[1]^[2]

Существует как минимум два разных типа предшественников (источников) гамма-всплесков: один отвечает за длительные всплески мягкого спектра, а другой (или, возможно, несколько) отвечает за кратковременные всплески жесткого спектра. Считается, что прародителями длинных гамма-всплесков являются массивные звезды с низкой металличностью , взрывающиеся из-за коллапса своих ядер. Считается, что прародители коротких гамма-всплесков возникают в результате слияния компактных двойных систем, таких как нейтронные звезды, что было подтверждено наблюдением GW170817 слияния нейтронной звезды и килоновой звезды .

Длинные гамма-всплески: массивные звезды

Модель Коллапсара

По состоянию на 2007 год в астрофизическом сообществе почти все согласны с тем, что длительные всплески связаны со смертью массивных звезд в результате особого типа события, подобного сверхновой, обычно называемого коллапсаром или гиперновой . ^[2]^[3] Очень массивные звезды способны плавить материал в своих центрах вплоть до железа , после чего звезда не может продолжать генерировать энергию путем термоядерного синтеза и коллапсирует, в данном случае немедленно образуя черную дыру . Вещество из звезды вокруг ядра стекает вниз к центру и (для быстро вращающихся звезд) закручивается в аккреционный диск высокой плотности . Падение этого материала в черную дыру выбрасывает пару струй вдоль оси вращения, где плотность материи значительно ниже, чем в аккреционном диске, к полюсам звезды на скоростях, приближающихся к скорости света, создавая релятивистскую ударная волна ^[4] спереди. Если звезда не окружена толстой диффузной водородной оболочкой, материал струй может дойти до самой поверхности звезды. Головная ударная волна фактически ускоряется по мере того, как плотность звездного вещества, через которую она проходит, уменьшается, и к тому времени, когда она достигнет поверхности звезды, она может двигаться с лоренц-фактором 100 или выше (то есть со скоростью, в 0,9999 раз превышающей скорость света). Достигнув поверхности, ударная волна вырывается в космос, при этом большая часть ее энергии выделяется в виде гамма-лучей.

Согласно этой теории, для того, чтобы звезда эволюционировала до гамма-всплеска, необходимы три совершенно особых условия: звезда должна быть очень массивной (вероятно, не менее 40 масс Солнца на главной последовательности ), чтобы сформировать центральную черную дыру в Во-первых, звезда должна быстро вращаться, чтобы образовался аккреционный тор, способный запускать струи, и звезда должна иметь низкую металличность, чтобы избавиться от водородной оболочки и струи могут достичь поверхности. В результате гамма-всплески происходят гораздо реже, чем обычные сверхновые с коллапсом ядра, которым требуется только , чтобы звезда была достаточно массивной, чтобы полностью превратиться в железо.

Доказательства точки зрения коллапсара

Этот консенсус основан в основном на двух линиях доказательств. Во-первых, длинные гамма-всплески обнаруживаются без исключения в системах с обильным недавним звездообразованием, например, в неправильных галактиках и в рукавах спиральных галактик . ^[5] Это убедительное доказательство связи с массивными звездами, которые развиваются и умирают в течение нескольких сотен миллионов лет и никогда не встречаются в регионах, где звездообразование давно прекратилось. Это не обязательно подтверждает модель коллапсара (другие модели также предсказывают связь с образованием звезд), но дает значительную поддержку.

Во-вторых, сейчас наблюдается несколько случаев, когда сверхновая сразу же следовала за гамма-всплеском. Хотя большинство гамма-всплесков происходят слишком далеко, чтобы существующие инструменты имели хоть какой-то шанс обнаружить относительно слабое излучение сверхновой на таком расстоянии, для систем с меньшим красным смещением есть несколько хорошо задокументированных случаев, когда за гамма-всплеском в течение нескольких дней следовал появление сверхновой. Эти сверхновые, которые были успешно классифицированы, относятся к типу Ib/c , редкому классу сверхновых, вызванных коллапсом ядра. У сверхновых типов Ib и Ic отсутствуют линии поглощения водорода, что согласуется с теоретическим предсказанием звезд, потерявших водородную оболочку. GRB с наиболее очевидными признаками сверхновых включают GRB 060218 (SN 2006aj), ^[6] GRB 030329 (SN 2003dh), ^[7] и GRB 980425 (SN 1998bw), ^[8] и несколько более далеких гамма-всплесков показывают сверхновую». «шишки» на кривых блеска послесвечения в позднее время.

Возможные вызовы этой теории возникли недавно, когда были обнаружены ^[9]^[10] два близлежащих длинных гамма-всплеска, у которых не было признаков сверхновой какого-либо типа: как GRB060614, так и GRB 060505 опровергли предсказания о том, что сверхновая возникнет, несмотря на пристальное внимание. с наземных телескопов. Оба события, однако, были связаны с активным звездообразующим звездным населением. Одно из возможных объяснений состоит в том, что во время коллапса ядра очень массивной звезды может образоваться черная дыра, которая затем «поглощает» всю звезду до того, как вспышка сверхновой сможет достичь поверхности. ^{[ нужна цитата ]}

Короткие гамма-всплески: вырожденные бинарные системы

Короткие гамма-всплески, по-видимому, являются исключением. До 2007 года лишь немногие из этих событий были локализованы в определенной галактике. Однако те из них, которые были локализованы, по-видимому, демонстрируют существенные отличия от популяции с длительным всплеском. Хотя по крайней мере одна короткая вспышка была обнаружена в центральной области звездообразования галактики, несколько других были связаны с внешними областями и даже с внешним гало больших эллиптических галактик, в которых звездообразование почти прекратилось. Все идентифицированные до сих пор хозяева также имели низкое красное смещение. ^[11] Более того, несмотря на относительно близкие расстояния и детальное последующее исследование этих событий, ни одна сверхновая не была связана с каким-либо коротким гамма-всплеском.

Слияние нейтронной звезды и нейтронной звезды с черной дырой

Хотя астрофизическому сообществу еще предстоит прийти к единой, общепризнанной модели происхождения коротких гамма-всплесков, в целом предпочтительной моделью является слияние двух компактных объектов в результате гравитационной спирали: двух нейтронных звезд, ^[12]^[13] или нейтронная звезда и черная дыра. ^[14] Хотя это считается редким явлением во Вселенной, в нашей Галактике известно небольшое количество случаев тесных двойных нейтронных звезд и нейтронных звезд, а также считается, что существуют двойные нейтронные звезды и черные дыры. Согласно общей теории относительности Эйнштейна , системы такого типа будут медленно терять энергию из-за гравитационного излучения , и два выродившихся объекта будут сближаться по спирали все ближе и ближе, пока в последние несколько мгновений приливные силы не разорвут нейтронную звезду (или звезды) на части. и огромное количество энергии высвобождается, прежде чем материя погружается в единственную черную дыру. Считается, что весь процесс происходит чрезвычайно быстро и полностью завершается в течение нескольких секунд, что объясняет кратковременность этих всплесков. В отличие от длительных вспышек, здесь нет обычной звезды, которая могла бы взорваться, и, следовательно, нет сверхновой.

Эта модель до сих пор хорошо подтверждалась распределением коротких родительских галактик GRB, которые наблюдались в старых галактиках без звездообразования (например, GRB050509B, первый короткий всплеск, локализованный на вероятном хозяине), а также в галактиках, в которых все еще происходит звездообразование (например, GRB050709, вторая), поскольку даже в более молодых галактиках может быть значительная популяция старых звезд. Однако картина несколько омрачается наблюдением рентгеновских вспышек ^[15] в коротких гамма-всплесках на очень поздние времена (вплоть до многих дней), спустя много времени после того, как слияние должно было завершиться, а также неспособностью найти близлежащие хозяева любой вид для некоторых коротких GRB.

Гигантские вспышки Магнетара

Последняя возможная модель, которая может описывать небольшое подмножество коротких гамма-всплесков, — это так называемые гигантские вспышки магнетара (также называемые мегавспышками или гипервспышками). Ранние спутники высокой энергии обнаружили небольшую группу объектов в плоскости Галактики, которые часто производят повторяющиеся всплески мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. Поскольку эти источники повторяются, а взрывы имеют очень мягкие (обычно тепловые ) высокоэнергетические спектры, их быстро осознали как отдельный класс объектов от обычных гамма-всплесков и исключили из последующих исследований гамма-всплесков. Однако в редких случаях эти объекты, которые сейчас считаются чрезвычайно намагниченными нейтронными звездами и иногда называются магнетарами , способны производить чрезвычайно яркие вспышки. Самое мощное подобное событие, наблюдавшееся на сегодняшний день, - гигантская вспышка 27 декабря 2004 года - возникла на магнетаре SGR 1806-20 и была достаточно яркой, чтобы насытить детекторы каждого спутника гамма-излучения на орбите и значительно разрушить ионосферу Земли . ^[16] Несмотря на то, что такое событие все еще значительно менее ярко, чем «обычные» гамма-всплески (короткие или длинные), такое событие будет обнаружено текущими космическими кораблями от галактик вплоть до скопления Девы , и на таком расстоянии его будет трудно различить. от других типов коротких гамма-всплесков только на основе кривой блеска. На сегодняшний день со вспышками SGR в галактиках за пределами Млечного Пути связаны три гамма-всплеска: GRB 790305b в Большом Магеллановом Облаке , GRB 051103 из M81 и GRB 070201 из M31 . ^[17]

Разнообразие происхождения длинных гамма-всплесков

Наблюдения HETE II и Swift показывают, что длинные гамма-всплески происходят со сверхновыми и без них, а также с выраженным рентгеновским послесвечением или без него. Это дает ключ к разгадке происхождения длинных гамма-всплесков, возможно, внутри и за пределами областей звездообразования, но в остальном имеющих общий внутренний двигатель. Временной масштаб длинных гамма-всплесков в десятки секунд, по-видимому, присущ их внутреннему механизму, связанному, например, с вязким или диссипативным процессом.

Наиболее мощными источниками переходных процессов звездной массы являются вышеупомянутые прародители (коллапсары и слияния компактных объектов), все они создают вращающиеся черные дыры , окруженные обломками в форме аккреционного диска или тора. Вращающаяся черная дыра переносит энергию вращения в виде углового момента ^[18], как и вращающийся волчок:

E_{spin}={\frac {1}{2}}I\Omega _{H}^{2}

где и обозначают момент инерции и угловую скорость черной дыры в тригонометрическом выражении ^[19] для удельного момента импульса керровской черной дыры массы . При отсутствии малого параметра было хорошо известно, что энергия вращения черной дыры Керра может достигать существенной доли (29%) от ее полной массы-энергии , что обещает обеспечить питание самых замечательных переходных источников в небе. . Особый интерес представляют механизмы производства нетеплового излучения гравитационным полем вращающихся черных дыр в процессе замедления вращения относительно их окружения в вышеупомянутых сценариях. $I=4M^{3}(\cos(\lambda/2)/\cos(\lambda/4))^{2}$ $\Omega _{H}=(1/2M)\tan(\lambda /2)$ $\sin \lambda =a/M$ $а$ $M$ $M$

Согласно принципу Маха, пространство-время увлекается массой-энергией, далекими звездами в космологических масштабах или черной дырой, находящейся в непосредственной близости. Таким образом, материя имеет тенденцию раскручиваться вокруг вращающихся черных дыр по той же причине, по которой пульсары вращаются вниз, теряя угловой момент в излучении до бесконечности. Таким образом, большая часть энергии вращения быстро вращающихся черных дыр может быть высвобождена в процессе вязкого вращения вниз против внутреннего диска или тора - в различные каналы излучения.

Вращение быстро вращающихся черных дыр звездной массы в их самом низком энергетическом состоянии занимает десятки секунд относительно внутреннего диска, представляющего собой остатки слияния двух нейтронных звезд, распада нейтронной звезды вокруг черной дыры-компаньона или образовался при коллапсе ядра массивной звезды. Вынужденная турбулентность во внутреннем диске стимулирует создание магнитных полей и мультипольных масс-моментов, тем самым открывая каналы излучения в радио, нейтрино и, главным образом, в гравитационных волнах с характерным чирканьем, показанным на диаграмме ^[20], с созданием астрономических количеств Энтропия Бекенштейна-Хокинга. ^[21]^[22]^[23]

Прозрачность материи для гравитационных волн открывает новый путь к пониманию сокровенных механизмов сверхновых и гамма-всплесков. Гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo предназначены для исследования переходных процессов звездных масс в диапазоне частот от десятков до примерно полутора тысяч Гц. Вышеупомянутые излучения гравитационных волн находятся в пределах диапазона чувствительности LIGO-Virgo; для длинных гамма-всплесков, питаемых «голыми внутренними двигателями», образующимися в результате бинарного слияния нейтронной звезды с другой нейтронной звездой или черной дырой-компаньоном, вышеупомянутые ветры магнитного диска рассеиваются в длительные радиовсплески, которые можно наблюдать с помощью новая низкочастотная решетка (LOFAR).