Międzynarodowa grupa astronomów potwierdziła obserwacyjnie, że pierwotne pole magnetyczne progenitora supernowej nie udało się wykryć w poświacie optycznej już 129.5-204.3 sekund od momentu detekcji rozbłysku gamma GRB 141220A. Uwzględniając współczynnik kosmologicznej dylatacji czasu (1+z) = 2.32 odpowiada to interwałowi 55.9−88.1 sekund w układzie odniesienia związanym z tym GRB. Ta obserwacja potwierdziła po raz pierwszy teoretyczne przewidywania istniejące już od dziesięcioleci, że to pole magnetyczne zostaje zniszczone po tym jak wyrzucona podczas wybuchu materia zderza się z ośrodkiem wokółgwiazdowym.
Model kuli ognia (ang. fireball model) w wersji relatywistycznej dla rozbłysku promieniowania gamma GRB (ang. Gamma Ray Burst). Źródło: SeekPNG.com
Jak model relatywistycznej kuli ognia tłumaczy powstawanie rozbłysków gamma?
Model relatywistycznej kuli ognia (ang. relativistic fireball) został rozpracowany między innymi przez naszego najwybitniejszego astrofizyka prof. B.Paczyńskiego w 1986 r. W tym modelu pokazanym na rysunku powyżej zwarty obiekt uwalnia kosmiczną energię ~1053 ergów w ciągu kilkudziesięciu sekund w obszarze ~10 km. Bez względu na formę energii, która została początkowo uwolniona, istnieje kwazi-termodynamiczna równowaga pomiędzy materią i promieniowaniem. Ta nieprzeźroczysta plazma składająca się z promieniowania – elektronów – pozytronów jest przyspieszana do prędkości relatywistycznych 0.99995 – 0.9999995 c (czynnik Lorentza γ ~ 100 – 1000). Obecność nawet niewielkiej ilości materii barionowej (~10-6 Mʘ) sprawia, że ta plazma jest nieprzeźroczysta na rozpraszanie thompsonowskie (zderzenia fotonów z protonami zapobiegające ucieczce promieniowania) – co przyczynia się do przyspieszenia tej kuli ognia, aż znaczna części początkowej energii zostanie przetransformowana w energię kinetyczną.
W kolejnym etapie, gdy wypływająca materia staje się przeźroczysta, energia kinetyczna jest zamieniana na fotony. W latach 90. XX wieku zaproponowano następujące dwa scenariusze tego procesu:
1. szok wewnętrzny (ang. „internal shock”) oznaczony na powyższym rysunku jako „Burst”– wewnętrzny mechanizm emituje wiele otoczek składających się z materii poruszającej się z różnymi prędkościami (różne czynniki Lorentza) i z tego powodu zderzających się ze sobą – co powoduje zamianę części energii kinetycznej na ciepło,
1. szok zewnętrzny (ang „external shock”) oznaczony na powyższym rysunku jako „afterglow”, czyli „poświata” GRB.
Szok zewnętrzny, pokazany również na ilustracji tytułowej, powstaje w późniejszych fazach ewolucji kuli ognia, gdy materia z prędkościami relatywistycznymi porusza się i jest hamowana w zewnętrznym środowisku takim jak ośrodek międzygwiazdowy lub wiatr gwiazdowy – wcześniej wyrzucony przez progenitora supernowej. Szok zewnętrzny składa się z pary następujących fal uderzeniowych:
1. szok odwrotny (ang. reverse shock) poruszający się w stronę centrum wybuchu,
2. szok przedni (ang. forward shock) poruszający się na zewnątrz w ośrodku wokółgwiazdowym. Ta fala uderzeniowa generuje długotrwałą poświatę, która może być obserwowana nawet przez godziny i dni jako promieniowanie elektromagnetyczne od zakresu rentgenowskiego, poprzez optyczne, aż do radiowego.
Więcej informacji na temat tego modelu można znaleźć w języku angielskim np. w materiałach następujących autorów: C.Guidorzi, P.Mészáros – M.J.Rees, Tsvi Piran.
Co ma wspólnego korkociąg z polem magnetycznym po wybuchu supernowej ?
Czarne dziury powstają, gdy masywne gwiazdy o masach przynajmniej 40 razy większych od masy Słońca umierają podczas wybuchu, który zasila falę uderzeniową. Te ekstremalnie energetyczne zjawiska rozpędzają materię do prędkości bliskich prędkości światła (nawet 0.9999995 c – zobacz wcześniejszy paragraf) i zasilają w energię jasne i krótkotrwałe rozbłyski promieniowania gamma, które mogą być zarejestrowane przez satelity krążące wokół Ziemi – czemu zawdzięczają nazwę rozbłysków gamma (j.ang. Gamma-Ray Bursts, w skrócie GRB).
Pola magnetyczne mogą przenikać przez materię wyrzuconą podczas wybuchu supernowej i w miarę jak właśnie uformowana czarna dziura rotuje – silnie skręcać się niczym korkociąg. Uważa się, że jest to mechanizm ogniskowania i przyspieszania materii wyrzuconej podczas wybuchu supernowej.
Nie można bezpośrednio zobaczyć pól magnetycznych, ale ich sygnatura jest ukryta w promieniowaniu optycznym generowanym przez naładowane cząstki (elektrony), które „świszczą” poruszając się wokół linii pola magnetycznego. Teleskopy na Ziemi są w stanie wychwycić takie światło, które podróżowało do nas nawet przez miliardy lat świetlnych.
Kierownik Astrofizyki na Uniwersytecie w Bath (UK) i ekspert od promieniowania gamma, prof. Carole Mundell powiedziała: Mierzyliśmy specyficzną własność światła – polaryzację, by bezpośrednio sondować fizyczne właściwości pól magnetycznych dających energię wybuchowi. Jest to wspaniały wynik, który wyjaśnia wieloletnią zagadkę tych ekstremalnych kosmicznych wybuchów. Zagadkę, którą badałam przez długi czas.
Uchwycenie polaryzacji światła GRB 141220A tuż po wybuchu
Największą trudnością jest zaobserwowanie światła po wybuchu supernowej tak szybko, jak tylko się da i rozszyfrowanie fizyki tej eksplozji. Zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi, jakiekolwiek pierwotne pola magnetyczne ostatecznie zostaną zniszczone, ponieważ ekspandująca fala uderzeniowa zderza się z otoczeniem pozostałym po masywnej gwieździe.
Ten model przewiduje wysoką polaryzację światła większą niż 10% wkrótce po wybuchu, gdy wielkoskalowe pierwotne pole magnetyczne jest jeszcze nienaruszone i napędza wypływ materii. Później, gdy światło powinno być głównie niespolaryzowane, ponieważ pole magnetyczne zostaje zniszczone w wyniku zderzenia z ośrodkiem wokółgwiazdowym.
Kierowana przez prof. Mundell międzynarodowa grupa astronomów po raz pierwszy odkryła silnie spolaryzowane światło minuty po wybuchu, które potwierdziło obecność pierwotnych pól magnetycznych o wielkoskalowej strukturze. Jednak obraz poruszającego się na zewnątrz szoku „przedniego” (forward shock – patrz tytułowy rysunek) okazał się bardziej kontrowersyjny.
Zespoły badawcze, które do tej pory obserwowały rozbłyski gamma, w późniejszych fazach (od godzin do dni po wybuchu) mierzyły niską polaryzację światła – konkluzja jest taka, że pola magnetyczne zostały już dawno zniszczone, ale nie można było określić kiedy i jak. W przeciwieństwie do tego, grupa japońskich astrofizyków ogłosiła intrygującą detekcję 10% polaryzacji światła podczas obserwacji jednego z GRB, które zinterpretowali jako pochodzącą od długo istniejących uporządkowanych pól magnetycznych w szoku „przednim”.
Główny autor omawianej publikacji – doktorantka na Uniwersytecie Bath, Nuria Jordana-Mitjans powiedziała: Te rzadkie obserwacje są trudne do porównania, ponieważ sondują one zupełnie inne skale czasowe i fizykę. Nie ma sposobu, by je uzgodnić w ramach standardowego modelu.
Ta tajemnica pozostawała niewyjaśniona przez ponad dekadę, aż grupa astronomów kierowana przez prof. C.Mundell przeanalizowała obserwacje GRB 141220A. W publikacji w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society opisano detekcję bardzo małej polaryzacji światła w szoku przednim, które zostało zarejestrowane zaledwie od 90 sekundy po wybuchu GRB 141220A.
Ekstremalnie szybkie obserwacje stały się możliwe do przeprowadzenia, dzięki inteligentnemu oprogramowaniu użytemu na całkowicie zautomatyzowanym Liverpool Telescope o średnicy zwierciadła 2 metry i nowatorskiemu polarymetrowi RINGO3 – instrumentowi, który rejestruje zmiany koloru, jasności, polaryzacji i tempa zmian dla GRB.
Mianowicie, rozbłysk gamma GRB 141220A został odkryty przez satelitę Swift w dn. 20 grudnia 2014 r. o godz. 6h 2m 52s.7 czasu UT. Obserwatorium satelitarne rejestrowało fotony gamma falami przez około 30 sekund od momentu detekcji. Po chwili został wygenerowany automatycznie alert dla obserwatoriów na całej Ziemi.
Dlatego już po 86 sekundach od detekcji promieniowania gamma przez satelitę Swift, w pozycji GRB 141220A została zarejestrowana poświata w zakresie optycznym o jasności 14.84m przez 20-cm teleskop podczepiony do 2-m Liverpool Telescope.
Natomiast automatyczna sesja obserwacyjna z rejestracją polaryzacji światła rozpoczęła się 129.5 sekund po detekcji Swift’a i trwała niecałą godzinę. Jednak najwyższej jakości pomiar polaryzacji światła GRB 141220A o średniej wartości 2.8% (błąd: +2.0 / −1.6) uzyskano w początkowym fragmencie sesji fotometrycznej w barwach BV od 129.5 do 204.3 sekundy.
Warto tutaj wspomnieć o efekcie relatywistycznym: interwałowi czasowemu 129.5-204.3 sek. obserwacji tego zjawiska z Ziemi odpowiada tylko 55.9−88.1 sek. w układzie odniesienia związanym z GRB 141220A – po uwzględnieniu współczynnika kosmologicznej dylatacji czasu dla tego rozbłysku gamma, który jest równy (1+z) = 2.32.
Po połączeniu wszystkich danych zespół astronomów kierowany przez prof. Mundell był w stanie wykazać, że:
1. promieniowanie świetlne pochodziło z szoku przedniego,
2. skala wielkości pola magnetycznego była znacznie mniejsza niż wyznaczona przez japońskich astrofizyków,
3. przypuszczalnie tuż po powstaniu nowej czarnej dziury wybuch był zasilany w energię przez kolaps uporządkowanych pól magnetycznych,
4. tajemnicza detekcja polaryzacji przez zespół japońskich astrofizyków może być wyjaśniona poprzez udział spolaryzowanego światła pochodzącego od pierwotnego pola magnetycznego zanim zostało zniszczone przez falę uderzeniową.
N.Jordana-Mitjans powiedziała: Ta nowa publikacja oparta na naszych badaniach wykazała, że najpotężniejsze GRB mogą być zasilane w energię przez wielkoskalowe uporządkowane pola magnetyczne, ale tylko najszybsze teleskopy mogą zobaczyć ich charakterystyczną polaryzację, zanim zostanie utracona w wybuchu.
Prof. C.Mundell dodała: Potrzebne będzie poszerzanie granic technologii, aby zbadać najwcześniejsze chwile tych wybuchów, wychwycić statystycznie istotną liczbę wybuchów do badań polaryzacji i sprofilować nasze badania w szerszym kontekście rzeczywistego multi-zakresowego śledzenia zjawisk ekstremalnych we Wszechświecie.
Teoretycznie promieniowanie emitowane przez szok przedni w poświacie GRB powinno być niespolaryzowane, ponieważ szok zewnętrzny zgarnia materię wokółgwiazdową, która zawiera słabe, poplątane pola magnetyczne. Zaś pierwotne wielkoskalowe pole magnetyczne progenitora supernowej na tym etapie wybuchu już nie powinno istnieć. To teoretyczne przewidywanie zostało wielokrotnie potwierdzone rejestracją tylko słabej polaryzacji (~1-3%) promieniowania poświaty GRB dla obserwacji wykonanych godziny lub dni po wybuchu. Natomiast obserwacje GRB 141220A przesunęły tą granicę aż na 129.5-204.3 sek. od detekcji zjawiska (tylko 55.9−88.1 sek w układzie odniesienia związanym z GRB 141220A).
Uważa się, że ta słaba polaryzacja (~1-3%) nie wynika z obecności pola magnetycznego w obserwowanym promieniowaniu poświaty GRB, ale raczej jest związana z pyłem międzygwiazdowy lub geometrią dżetu.
Więcej informacji:
1. Publikacja naukowa: Coherence scale of magnetic fields generated in early-time forward shocks of GRBs
2. Scrambled magnetic fields and Gamma-Ray Bursts: Space scientists solve a decades-long puzzle
Źródło: University of Bath
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Na ilustracji: wizja artystyczna rozbłysku gamma, na której widać fazę „prawie” natychmiastowego generowania promieniowania gamma (prompt phase), odwrotną falę uderzeniową, czyli szok odwrotny (ang. reverse shock) i „przednią” falę uderzeniową (ang. forward shock) – poruszającą się na zewnątrz. Dwa ostatnie szoki są efektem oddziaływania materii wokółgwiazdowej lub międzygwiazdowej z falą uderzeniową po wybuchu supernowej. Źródło: Nuria Jordana-Mitjans – University of Bath, UK
