Прародители гамма-всплесков - Gamma-ray burst progenitors

Eta Carinae, в созвездии Киля, один из ближайших кандидатов в гипернова

Прародители гамма-всплесков типы небесных объектов, которые могут излучать гамма-всплески (GRB). GRB демонстрируют исключительную 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 испаряющийся черные дыры, магнитные вспышки на белые карлики, аккреция вещества на нейтронные звезды, антивещество аккреция сверхновые, гиперновые звезды, и быстрое извлечение вращательной энергии из сверхмассивные черные дыры, среди прочего.^[1]^[2]

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 короткие всплески с жестким спектром. Считается, что предки длинных гамма-всплесков были массивными, низко-металличность звезды взрываются из-за коллапса их ядер. Считается, что предки коротких гамма-всплесков возникли в результате слияния компактных двойных систем, таких как нейтронные звезды, что было подтверждено исследованием GW170817 наблюдение слияния нейтронных звезд и килонова.

Длинные гамма-всплески: массивные звезды

Модель Collapsar

По состоянию на 2007 год в астрофизическом сообществе существует почти всеобщее согласие с тем, что длительные всплески связаны с гибелью массивных звезд в определенном виде сверхновая звезда -подобное событие, обычно называемое коллапсар или же гипернова.^[2]^[3] Очень массивные звезды способны полностью сливать материал в своих центрах. утюг, после чего звезда не может продолжать генерировать энергию за счет слияние и схлопывается, в этом случае сразу образуя черная дыра. Материя от звезды вокруг ядра стекает дождем вниз к центру и (для быстро вращающихся звезд) закручивается в высокоплотные аккреционный диск. Попадание этого вещества 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 релятивистский ударная волна^[4] впереди. 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 Фактор Лоренца 100 или выше (то есть 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 до гамма-всплеска, требуются три очень особых условия: звезда должна быть очень массивной (вероятно, не менее 40 масс Солнца на главная последовательность ), чтобы в первую очередь образовать центральную черную дыру, звезда должна быстро вращаться, чтобы образовалась аккреция. тор способна запускать струи, и звезда должна иметь низкую металличность, чтобы снять водородную оболочку, чтобы струи могли достигать поверхности. В результате гамма-всплески встречаются гораздо реже, чем обычные сверхновые с коллапсом ядра, которые Только требуют, чтобы звезда была достаточно массивной, чтобы плавиться до состояния железа.

Доказательства взгляда коллапсара

Этот консенсус основан в основном на двух доказательствах. Во-первых, длинные гамма-всплески без исключения обнаруживаются в системах с обильным недавним звездообразованием, например, в неправильные галактики и в объятиях спиральные галактики.^[5] 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, являются тип Ib / c, редкий класс сверхновых, вызванный 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),^[6] GRB 030329 (SN 2003dh),^[7] и GRB 980425 (SN 1998bw),^[8] и несколько более далеких гамма-всплесков показывают "выпуклости" сверхновых на их кривых блеска послесвечения в поздние времена.

Возможные вызовы этой теории возникли недавно с открытием^[9]^[10] двух близлежащих длинных гамма-всплесков, не имевших характерных черт сверхновых: как GRB060614, так и GRB 060505 опровергли предсказания о появлении сверхновой, несмотря на тщательные исследования 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 «поглотит» всю звезду, прежде чем вспышка сверхновой сможет достичь поверхности.^{[нужна цитата ]}

Короткие гамма-всплески: вырожденные двойные системы

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.^[11] Более того, несмотря на относительно близкие расстояния и подробные последующие исследования этих событий, ни одна сверхновая не была связана с каким-либо коротким GRB.

Слияние нейтронной звезды и нейтронной звезды / черной дыры

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,^[12]^[13] или нейтронная звезда и черная дыра.^[14] 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 общая теория относительности, системы такого типа будут медленно терять энергию из-за гравитационное излучение и два вырожденных объекта будут двигаться все ближе и ближе друг к другу, пока в последние несколько мгновений приливные силы разорвите нейтронную звезду (или звезды) на части, и огромное количество энергии высвободится, 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 была хорошо подтверждена распределением коротких родительских галактик гамма-всплесков, которые наблюдались в старых галактиках без звездообразования (например, GRB050509B, первая короткая вспышка, которая была локализована на вероятной родительской галактике), 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 рентгеновских лучей.^[15] Короче говоря, GRB очень поздно (до многих дней), спустя много времени после того, как слияние должно было быть завершено, и неспособность найти ближайшие хосты любого типа для некоторых коротких GRB.

Магнитные гигантские вспышки

Последней возможной моделью, которая может описать небольшое подмножество коротких гамма-всплесков, является так называемая магнетар гигантские вспышки (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. Потому что эти источники повторяются и потому что взрывы очень мягкие (обычно тепловой ) спектры высоких энергий, они были быстро осознаны как отдельный класс объектов от обычных гамма-всплесков и исключены из последующих исследований гамма-всплесков. Однако в редких случаях эти объекты, которые сейчас считаются чрезвычайно намагниченными. нейтронные звезды и иногда называемый магнетары, способны давать чрезвычайно яркие вспышки. Самое мощное из таких событий, наблюдаемых на сегодняшний день, гигантская вспышка 27 декабря 2004 г., возникла из-за магнитара. SGR 1806-20 и был достаточно ярким, чтобы насытить детекторы каждого спутника гамма-излучения на орбите и значительно нарушить работу Земли. ионосфера.^[16] Несмотря на то, что оно все еще значительно менее яркое, чем «обычные» гамма-всплески (короткие или длинные), такое событие могло бы быть обнаружено современным космическим аппаратом из галактик до Скопление Девы и на таком расстоянии их было бы трудно отличить от других типов коротких гамма-всплесков только по кривой блеска. На сегодняшний день три гамма-всплеска связаны со вспышками SGR в галактиках за пределами Млечного Пути: GRB 790305b в Большое Магелланово Облако, 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 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. Таким образом, временной масштаб в десятки секунд длинных всплесков гамма-всплеска, по-видимому, присущ их внутреннему двигателю, например, связан с вязким или диссипативным процессом.

Наиболее мощными транзиентными источниками звездной массы являются вышеупомянутые прародители (коллапсары и слияния компактных объектов), все производящие вращающиеся черные дыры окруженный обломками в виде аккреционного диска или тора. Вращающаяся черная дыра переносит спиновую энергию в угловой момент^[18]как и волчок:

{displaystyle E_ {spin} = {frac {1} {2}} IOmega _ {H} ^ {2}}

куда ${displaystyle I = 4M ^ {3} (cos (лямбда / 2) / cos (лямбда / 4)) ^ {2}}$ и ${displaystyle Omega _ {H} = (1 / 2M) an (lambda / 2)}$ обозначают момент инерции, а угловая скорость черной дыры в тригонометрическом выражении ${displaystyle sin lambda = a / M}$ ^[19] для удельного углового момента ${displaystyle a}$ черной дыры Керра массой ${displaystyle M}$ . При отсутствии малого параметра хорошо известно, что энергия спина керровской черной дыры может достигать значительной части (29%) ее полной массы-энергии. ${displaystyle M}$ , таким образом обещая обеспечить питание самых замечательных нестационарных источников в небе. Особый интерес представляют механизмы для создания нетепловой излучение гравитационным полем вращающихся черных дыр в процессе замедления вращения относительно окружающей среды в вышеупомянутых сценариях.

По принципу Маха, пространство-время увлекается массой-энергией, далекими звездами в космологических масштабах или черной дырой в непосредственной близости. Таким образом, материя имеет тенденцию вращаться вокруг вращающихся черных дыр по той же причине, что и пульсары вращение вниз за счет потери углового момента 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 низком энергетическом состоянии занимает десятки секунд относительно внутреннего диска, представляя собой остатки слияния двух нейтронных звезд, распад нейтронной звезды вокруг сопутствующей черной дыры или образовалась в результате коллапса ядра массивной звезды. Вынужденная турбулентность во внутреннем диске стимулирует создание магнитных полей и мультипольных моментов масс, открывая тем самым каналы излучения в радио, нейтрино и, в основном, в гравитационные волны с характерным чириканьем, показанным на диаграмме^[20]с созданием астрономических количеств энтропии Бекенштейна-Хокинга.^[21]^[22]^[23]

Диаграмма ван Путтена (2009), показывающего гравитационное излучение, возникающее при двойном слиянии нейтронных звезд с другой нейтронной звездой или черной дырой, и ожидаемое излучение турбулентной материи высокой плотности вокруг звездной звезды после слияния или коллапса ядра массивной звезды. массовые черные дыры Керра. По мере того как ISCO (эллипс) релаксирует вокруг медленно вращающейся, почти шварцшильдовской черной дыры, поздняя частота гравитационного излучения обеспечивает точную метрологию массы черной дыры.

Прозрачность материи для гравитационных волн предлагает новый способ исследовать самые внутренние механизмы сверхновых и гамма-всплесков. Гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Дева 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 Роман Низкочастотный массив (ЛОФАР).