Войти
Эта Киля в созвездии Карина, один из ближайших кандидатов в гиперновую прародители гамма-всплесков - это типы небесных объектов, которые могут испускать гамма-всплески (гамма-всплески). GRB демонстрируют необычайную степень разнообразия. Они могут длиться от долей секунды до многих минут. Всплески могут иметь единый профиль или сильно колебаться вверх и вниз по интенсивности, а их спектры сильно различаются в отличие от других объектов в космосе. Практически полное отсутствие ограничений для наблюдений привело к появлению множества теорий, в том числе испаряющихся черных дыр, белых карликов, аккреции вещества на нейтронных звездах., аккреция антивещества, сверхновые, гиперновые и быстрое извлечение вращательной энергии из сверхмассивных черных дыр и др.
Существует по крайней мере два различных типа прародителей (источников) гамма-всплесков: один отвечает за длительные всплески с мягким спектром, а другой (или, возможно, несколько) отвечает за кратковременные всплески с жестким спектром. Считается, что предшественниками длинных гамма-всплесков являются массивные звезды с низкой металличностью, взрывающиеся из-за коллапса своих ядер. Считается, что предки коротких гамма-всплесков возникли в результате слияния компактных двойных систем, таких как нейтронные звезды, что было подтверждено наблюдением GW170817 слияния нейтронной звезды и килоновой звезды.
По состоянию на 2007 г. в сообществе астрофизиков почти все согласны с тем, что длительные всплески связаны с гибелью массивных звезд в определенном виде сверхновой -подобного события, обычно называемого коллапсаром или гиперновая. Очень массивные звезды способны сливать материал в своих центрах до железа, после чего звезда не может продолжать генерировать энергию за счет синтеза и коллапсирует, в этом случае немедленно образуя черная дыра. Материя от звезды вокруг ядра стекает дождем к центру и (для быстро вращающихся звезд) закручивается в аккреционный диск с высокой плотностью . Попадание этого материала в черную дыру вытесняет пару струй вдоль оси вращения, где плотность вещества намного ниже, чем в аккреционном диске, к полюсам звезды со скоростью, приближающейся к скорости света, создавая релятивистская ударная волна на фронте. Если звезда не окружена толстой диффузной водородной оболочкой, материал струй может достигнуть поверхности звезды. Ведущая ударная волна фактически ускоряется по мере уменьшения плотности звездного вещества, через которое она проходит, и к тому времени, когда она достигает поверхности звезды, она может перемещаться с фактором Лоренца, равным 100 или выше (т. Е. скорость в 0,9999 раза больше скорости 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 вплоть до гамма-всплеска, требуются три очень особых условия: звезда должна быть очень массивной (вероятно, не менее 40 солнечных масс на главной последовательности. ), чтобы в первую очередь образовать центральную черную дыру, звезда должна быстро вращаться, чтобы образовался аккреционный тор, способный запускать струи, и звезда должна иметь низкую металличность, чтобы лишиться своей водородная оболочка, чтобы струи могли достигать поверхности. В результате гамма-всплески встречаются гораздо реже, чем обычные сверхновые с коллапсом ядра, для которых требуется только, чтобы звезда была достаточно массивной, чтобы полностью слиться с железом.
Этот консенсус основан в основном на двух линиях доказательств. Во-первых, длинные гамма-всплески без исключения обнаруживаются в системах с обильным недавним звездообразованием, например, в неправильных галактиках и в рукавах спиральных галактик. Это убедительное свидетельство связи с массивными звездами, которые эволюционируют и умирают в течение нескольких сотен миллионов лет и никогда не встречаются в регионах, где звездообразование давно прекратилось. Это не обязательно доказывает модель коллапсара (другие модели также предсказывают связь со звездообразованием), но обеспечивает значительную поддержку.
Во-вторых, сейчас есть несколько наблюдаемых случаев, когда сверхновая звезда сразу же следовала за гамма-всплеском. В то время как большинство гамма-всплесков происходит слишком далеко, чтобы современные инструменты имели шанс обнаружить относительно слабое излучение сверхновой на таком расстоянии, для систем с меньшим красным смещением есть несколько хорошо задокументированных случаев, когда гамма-всплеск отслеживался в течение нескольких дней. появление сверхновой. Эти сверхновые, которые были успешно классифицированы, относятся к типу Ib / c, редкому классу сверхновых, вызванному коллапсом ядра. Сверхновые типа Ib и Ic не имеют линий поглощения водорода, что согласуется с теоретическим предсказанием звезд, утративших водородную оболочку. GRB с наиболее очевидными сигнатурами сверхновых включают GRB 060218 (SN 2006aj), GRB 030329 (SN 2003dh) и GRB 980425 (SN 1998bw), а несколько более далеких гамма-всплесков показывают "выпуклости" сверхновых на их кривых блеска послесвечения в конце раз.
Возможные проблемы для этой теории возникли недавно, когда были обнаружены две близлежащие длинные гамма-всплески, не имевшие признаков сверхновых ни одного типа: как GRB060614, так и GRB 060505 опровергли предсказания о появлении сверхновой, несмотря на тщательные исследования. с наземных телескопов. Однако оба события были связаны с активным звездообразованием звездного населения. Одно из возможных объяснений состоит в том, что во время коллапса ядра очень массивной звезды может образоваться черная дыра, которая затем «проглатывает» всю звезду, прежде чем вспышка сверхновой сможет достичь поверхности.
Короткие гамма-всплески являются исключением. До 2007 года лишь несколько из этих событий были локализованы в определенной галактической хозяине. Однако те, которые были локализованы, по-видимому, значительно отличаются 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. Более того, несмотря на относительно близкие расстояния и подробные последующие исследования этих событий, ни одна сверхновая не была связана с каким-либо коротким GRB.
Хотя астрофизическому сообществу еще предстоит выработать единую, универсально одобренную модель для прародителей коротких гамма-всплесков, обычно предпочтительной моделью является слияние двух компактных объектов в результате гравитационного вдоха: двух нейтронных звезд или нейтронной звезды и черной дыры. Хотя это считается редкостью во Вселенной, небольшое количество случаев близких двойных нейтронных звезд и нейтронных звезд известно в нашей Галактике, а также считается, что существуют двойные системы нейтронные звезды и черные дыры. Согласно теории Эйнштейна общей теории относительности, системы этой природы будут медленно терять энергию из-за гравитационного излучения, и два вырожденных объекта будут вращаться все ближе и ближе друг к другу, пока в последние несколько мгновений, приливные силы разрывают нейтронную звезду (или звезды) на части, и выделяется огромное количество энергии, прежде чем материя погрузится в единственную черную дыру. Считается, что весь процесс происходит очень быстро и полностью завершается в течение нескольких секунд, учитывая краткость 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 подтверждается распределением коротких родительских галактик гамма-всплесков, которые наблюдались в старых галактиках без звездообразования (например, GRB050509B, первая короткая вспышка, локализованная в вероятного хозяина), а также в галактиках, в которых все еще происходит звездообразование (например, GRB050709, второй), поскольку даже в более молодых галактиках могут быть значительные популяции старых звезд. Однако картина несколько омрачена наблюдением вспышек в рентгеновских лучах в коротких гамма-всплесках вплоть до очень поздних времен (до многих дней), спустя много времени после того, как слияние должно было быть завершено, и невозможностью найти ближайших хозяев любого вида для несколько коротких GRB.
Последняя возможная модель, которая может описывать небольшое подмножество коротких гамма-всплесков, - это так называемые гигантские вспышки на магнитарах (также называемые мегавспышками или гипервспышками). Первые спутники с высокими энергиями обнаружили небольшую группу объектов в плоскости Галактики, которые часто производили повторяющиеся всплески мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. Поскольку эти источники повторяются и взрывы имеют очень мягкие (обычно тепловые ) высокоэнергетические спектры, они были быстро признаны отдельным классом объектов от обычных гамма-всплесков и исключены 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 такое событие, наблюдаемое на сегодняшний день, гигантская вспышка 27 декабря 2004 года, возникла на магнитаре SGR 1806-20 и была достаточно яркой, чтобы насытить детекторы каждого гамма-спутника на орбите и значительно нарушить ионосфера Земли. Хотя такое событие все еще значительно менее яркое, чем «обычные» гамма-всплески (короткие или длинные), такое событие могло бы быть обнаружено текущим космическим аппаратом из галактик до скопления Девы и на таком расстоянии было бы их трудно отличить от других типов коротких гамма-всплесков только по кривой блеска. На сегодняшний день со вспышками SGR в галактиках за пределами Млечного Пути связаны три гамма-всплеска: GRB 790305b в Большом Магеллановом Облаке, от M81 и из M31.
Наблюдения HETE II и Swift показывают, что длинные гамма-всплески происходят со сверхновыми звездами и без них, а также с выраженными послесвечениями рентгеновского излучения и без них. Это дает ключ к разгадке различий в происхождении длинных гамма-всплесков, возможно, внутри и за пределами областей звездообразования, с общим внутренним двигателем. Шкала времени в десятки секунд длинных гамма-всплесков, таким образом, оказывается присущей их внутреннему двигателю, например, связанной с вязким или диссипативным процессом.
Самыми мощными транзиентными источниками звездной массы являются вышеупомянутые прародители (коллапсары и слияния компактных объектов), все из которых создают вращающиеся черные дыры, окруженные обломками в виде аккреционного диска или тор. Вращающаяся черная дыра несет энергию спина в угловом моменте, как и волчок:
где 
По принципу Маха пространство-время увлекается массой-энергией с далекими звездами в космологических масштабах или с черной дырой 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 излучения до бесконечности. Таким образом, большая часть спиновой энергии быстро вращающихся черных дыр может высвобождаться в процессе вязкого замедления вращения относительно 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, представляя собой остатки слияния двух нейтронных звезд, распада нейтронной звезды. вокруг черной дыры-компаньона или образовавшейся в результате коллапса 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, в основном, в гравитационных волнах с характерными чирпами, показанными на диаграмме, с созданием астрономические количества энтропии Бекенштейна-Хокинга.
Диаграмма ван Путтена (2009), показывающая гравитационное излучение, возникающее при двойном слиянии нейтронных звезд с другой нейтронной звездой или черной дырой и, после слияния или после коллапса ядра массивная звезда, ожидаемое излучение турбулентной материей высокой плотности вокруг черных дыр Керра звездной массы. Поскольку ISCO (эллипс) релаксирует вокруг медленно вращающейся черной дыры, близкой к Шварцшильду, поздняя частота гравитационного излучения обеспечивает точную метрологию массы черной дыры. Прозрачность материи для гравитационных волн предлагает новый способ исследования. самое внутреннее устройство сверхновых и гамма-всплесков. Гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo предназначены для исследования переходных процессов звездной массы в диапазоне частот от десятков до примерно полутора тысяч Гц. Вышеупомянутое излучение гравитационных волн находится в пределах диапазона чувствительности LIGO-Virgo; для длинных гамма-всплесков, приводимых в действие «голыми внутренними двигателями», образовавшимися в результате двойного слияния нейтронной звезды с другой нейтронной звездой или сопутствующей черной дырой, вышеупомянутые ветры магнитного диска рассеиваются в длительные радиовсплески, которые могут наблюдаться с помощью роман Низкочастотный массив (LOFAR).
