Gigantikus energiák vonzásában

A 19. század csillagokkal, bolygókkal, aszteroidákkal, üstökösökkel és ismeretlen eredetű, ködös objektumokkal teli ege a 20. században fokozatosan újabbakkal bővült. A ködök egy részét a Tejútrendszeren kívülre száműzte a tudomány, a bolygók száma 1930-ban egyel több, vagyis 9 lett, mikor Clyde W. Tombaugh Percival Lowell számításai alapján felfedezte a Plútót. Naprendszerünk határvidéke – a Plútó pályáján túl - egyre élesebben rajzolódott ki a tudósok fejében; a Voyager-1 űrszonda pedig 2003-ban át is lépte ezt a határt – a heliopauzát. A változatlannak és állandónak hitt Univerzum – Einstein kozmológiai állandójának ellenére – mindvégig tágult, igaz, ezt csak 1924 óta, Slipher-nek köszönhetően tudjuk. A tudományos forradalom új, egzotikus objektumokkal népesítette be a kozmoszt. Egymás után léptek színre a neutroncsillagok, pulzárok, kvazárok; a már korábban (1783; John Mitchell) is sejtett sötét objektumok, a fekete lyukak pedig egészen ámulatba ejtették a tudományos közvéleményt: beküzdötték magukat a galaxisok magjába, ahol több millió naptömegnyire nőttek és Hawking óta (1973) azt is tudjuk, hogy sugároznak.

Ezek a különleges objektumok azért maradhattak a 20. századig a homályban, mert nem csak az optikai tartományban sugároznak, hanem rádióban, infravörösben, ultraibolyában, röntgenben, esetleg gammában.

Vannak azonban olyanok is, amelyek elsősorban a gamma-tartományban sugároznak. A 20. század egyik legnagyobb és talán a legtöbb csillagászt megmozgató rejtélye, a gamma-felvillanások eredete lassan tisztázódni látszik.

De ez nem volt mindig így…

Így kezdődött…

„Akkora energia, mintha a Napunk teljes tömegét 10 másodperc alatt tiszta energiává alakítanánk.”

Dale Frail

1967 júl. A Vela amerikai műhold néhány másodperces időtartamú, véletlenszerűen szétszórt gammaforrásokat detektált – szovjet nukleáris robbantások helyett…

A hidegháború kellős közepén járunk, az USA biztonsági intézkedéseket dolgoz ki az űrversenyben élen járó Szovjetunió ellen, a 60-as évek elején megkötött atomcsend-egyezmény betarttatása a cél. A Hold túlsó oldalán felrobbantott atombombáktól tartanak, ám ehelyett egészen másra lesznek figyelmesek…

A kitörések általában 10-30 s-osak voltak, de azon belül 0,001 s-os periódussal változott az intenzitásuk. Később az észlelések során 2 csoport határolódott el: az egyik 0,3 s időtartam körüli gyakorisági maximummal, a másik pedig 30 s körüli maximummal rendelkezik. (Ezek 2 különböző forrásból származnak, a későbbiekben erről is szó lesz.) Nem lehettek földi eredetűek, de a Napból sem származhattak. A legkülönösebb az volt, hogy szinte az összes energiát a gamma-tartományban sugározták ki – más gamma-forrásokkal ellentétben – és csak egy keveset a röntgenben.

Nem ismerték tehát távolságukat sem, annyit azonban már a gamma-tartomány is elárult, hogy a sugárzás energiája meghaladja a 100 keV értéket, tehát hullámhosszuk 0,01 nm-nél is rövidebb. De még ezen belül is lehetnek jelentős különbségek. Tartozhatnak galaxisunkhoz – ebben az esetben a Tejútrendszer fősíkja illetve középpontja körül sűrűsödést kellene tapasztalni – de az is lehet, hogy kozmológiai távolságokban kell keresnünk őket – ebben az esetben tehát óriási energiát kell feltételeznünk.

De mi képes ekkora energiát előállítani?

Már a gamma-felvillanások (GRB= Gamma-ray Burst) felfedezése óta a legkülönbözőbb elméletek születtek arról, hogy mi állhat a jelenség hátterében. Ezek között talán már több van, ami túlhaladottnak számít, mégis hozzájárult a folyamat megértéséhez, amely még ma is tart…

Az egyik elmélet nem csak a Tejútrendszeren belüli, hanem Naprendszerünk határán lévő eredetet feltételezett, ahol a közel fénysebességre felgyorsult intersztelláris porrészecskék a napszéllel kerülnek kölcsönhatásba.

Sokan gyanúsították a neutroncsillagokat is, mint a jelenség kiváltó okát. Don Lamb, a Chicagoi Egyetem tudósa az óriási energia-felszabadulással járó ún. csillagrengéseket vélte a jelenség hátterében látni, amely a csillag kérgének elmozdulásával jár. Ehhez Tejútrendszer-béli eredetet feltételezett, amelyről ma már tudjuk, hogy nem felel meg a megfigyeléseknek.

Más elméletek neutroncsillagba zuhanó anyaggal próbálták megmagyarázni a felvillanásokat. Már 98 óta nyilvánvaló, hogy a csillagközi térben felhőkben elhelyezkedő üstökösök – egyesek szerint gyakori – becsapódásai csak röntgensugarak keltésére elegendőek. Ám maga a gondolat nem irreális, hiszen a lágy gamma-ismétlők valóban a neutroncsillagok egyik típusától, a rendkívül erős mágneses térrel rendelkező magnetároktól származnak.

Ám azt minden, a témával foglalkozó szakember elismerte, hogy egy elmélet, akármilyen tetszetős is, nem mindig egyeztethető össze a valósággal…

A rejtély megoldásához további észlelési adatokra, elsősorban a források helyzetének pontos meghatározására volt szükség. Két program irányításával megkezdődött a gamma-felvillanások eredetének felderítésére irányuló hosszú, és egyszerűnek semmiképp sem mondható küzdelem.

A Compton Gamma-Ray Obresvatory-t (CGRO) 1991. ápr. 5-én állították Föld körüli pályára (és 2000 júniusában semmisítették meg). Ezt követően nem sokkal egy újabb detektorral bővítették, így a BATSE (Kitörés- és változóforrás vizsgálat) is megkezdte működését, mégpedig jelentős eredménnyel: több, mint 1600 GRB felfedezése fűződik a nevéhez. A két projekt együttesen kb. 3000 gamma-forrás katalogizálását – 4B Cataloge - tette lehetővé 1991 és 2000 között.

De kezdetben a rejtély csak fokozódni látszott. Minden kitörés egy újabb kérdéssel fűzte tovább a problémát, amelynek oka a kitörések pozíciójának nehézkes megállapításában keresendő. A gamma-sugarak fókuszálását a technika sokáig nem tette lehetővé. A kitörés helyének megállapítása legfeljebb néhányszor 10 fokos pontossággal (pontatlansággal) volt meghatározható.

Az áttörést az 1996. ápr. 30-án felbocsátott műhold, a BeppoSAX hozta, ami egy holland-olasz együttműködés eredménye. Furcsa nevét Giuseppe Occhialini olasz fizikus és röntgencsillagász becenevéből (Beppo) és a röntgencsillagászati műhold olasz megfelelőjéből (Satellite per Astronomia a Raggi-x) kapta. Feladata a források pozíciójának néhány ívperces pontosságú meghatározása volt.

A jelenség valódi okának felderítéséhez azonban a gamma-tartomány kevésnek bizonyult. Ezt az 1970-es években Santa Cruzban megrendezett konferencián is kimondták. Olyan műholdat terveztek, amit a gamma-detektorok mellett ultraibolya- és optikai érzékelőkkel is elláttak. Megszületett a HETE (High-Energy Transient Explorer – Nagyenergiájú Tranziens Észlelő) terve, ami a hozzá fűzött remények ellenére is megmaradt csupán elképzelés szintjén. A probléma az 1996. nov. 4-én megkísérelt pályára állításakor jelentkezett, ami egy Pegazus rakéta vezérlésével történt, és az elektronikus rendszer meghibásodása okozta. A HETE a rakétába szorult…

Utódja, a HETE-2 azonban 2000. okt. 9.-i pályára állítása óta folyamatosan továbbítja a jeleket.

Nem szükséges azonban, hogy a gamma-tartománybeli érzékelőkön kívül más detektorokkal is el legyen látva a műhold, az is elég, ha egy másik – pl. földi telepítésű – teleszkóppal össze van kötve, ami kitörés esetén a forrás pozíciójának azonnali továbbítását, és pl. egy földi teleszkóppal az optikai összetevők érzékelését teszi lehetővé.

Így gondolkoztak a Michigani Egyetem, a Los Alamos-i Nemzeti Laboratórium és a Lawrence Livermore Nemzeti Laboratórium csillagászai, a ROTSE (Robotic Optical Transient Search Experiment, vagyis Robotvezérlésű Optikai Tranziens Kutató Kísérlet) tervezői is. A hálózat egyelőre 2 távcsővel rendelkezik – Ausztráliában és Texasban – ám ez még 2 – namíbiai és törökországi – műszerrel fog bővülni. Az automata távcsövek közvetlenül az érzékelő műholdtól kapják a jelzést, így még a kitörés lecsengési idején belül az adott irányba fordulhatnak, és a 4 db, nagy látószögű fényképező lencse segítségével kimutathatják az optikai összetevőket. A rendszer tervezésénél az egyik legfontosabb szempont az volt, hogy valamelyik műszer mindig az éjszakai égboltot tudja vizsgálni.

Úgy tűnt tehát, hogy minden eszköz rendelkezésre áll a jelenség megfejtésére irányuló kutatásokhoz…

A megértés folyamata

„Ha a kitörés valahol a galaktikus szomszédságunkban történt volna, fénye nappali világossággal árasztotta volna el Földünk éjszakai oldalát.”

Dr. Carl Akerlof, a ROTSE vezetője

A gamma-kitörések története – bár már az 1960-as évektől vannak előzményei – valójában csak 1997. febr. 28-án kezdődött az optikai összetevők észlelésével. A BeppoSAX kamerája a felvillanás helyén egy gyorsan halványodó röntgen-forrást talált. A kitörést az optikai tartományban is észlelték a kanári-szigeteki 4,2 m-es Herschel- távcsővel. A felvételen egy halvány fénypont tűnt fel, ami 8 nappal később már nem látszott.

A következő esemény, ami mérföldkőnek számít a GRB-k megismerésének útján, az 1997. dec. 14-én történt felvillanás – a GRB 971214. (Minden gamma-kitörést a felfedezés időpontjával jelölnek, mivel egy nap általában egy kitörést detektálnak.) A GRB 971214 azért is kiemelt fontosságú, mivel az addigi legtávolabbi és legnagyobb energiájú eseményről van szó. 9 MD fényéves távolsága révén ekkor bizonyosodott be, hogy a kitörések valóban kozmológiai távolságokban történnek, ami sok – elsősorban a Tejútrendszerhez tartozó neutroncsillagra vonatkozó – elméletre mondta ki a halálos ítéletet. A felvillanás helyén – az Ursa Maior csillagképben - egy halvány galaxis látszott az optikai tartományban. Távolsága akkora energiát engedett feltételezni, amely sokkal nagyobb, mint amennyi egy szupernóva teljes összeomlásához szükséges, beleértve az eközben felszabaduló neutrínók összes energiáját is. Még a neutroncsillag – fekete lyuk ütközésnél – a ma elfogadott egyik elmélet, amit a későbbiekben fogok kifejteni – felszabaduló energiánál is nagyobb.

Felmerült egy olyan lehetőség is, miszerint egy több százezer vagy millió csillagot tartalmazó halmaz tagjai a gravitációs vonzás következtében egyre közelebb kerülnek egymáshoz, majd a folyamatos ütközések révén egy „szupercsillag” keletkezik, melynek összeroppanása fekete lyuk kialakulásához vezet. A folyamatot nagy energiájú neutrínók, antineutrínók és gamma-sugárzás kíséri. Ezt azonban ma már nem tartják valószínűnek, mert az ütközések valószínűsége ehhez elég csekély.

A rejtélyt csak fokozta az 1999. jan. 23-án történt kitörés. A Compton, a BeppoSAX és a ROTSE egyidejűleg észlelték. Ez azonban még mindig nem jelentett volna akkora áttörést, ha a felvillanások helyzetének meghatározására nem dolgoztak volna ki egy forradalmi módszert. Az újítás a NASA marylandi Goddard Űrrepülési Központjában dolgozó dr. Scott Barthelmy és kollégái nevéhez fűződik, és eredményeképpen az egy napos helyzet-meghatározás ideje néhány másodpercre csökkent, ami még a kitörés lecsengési idején belül van. Így a ROTSE a Compton jelzéseit követően kb. 4 másodperccel a megadott irányba fordult.

A következőket tapasztalták: a kitörés fényessége az optikai tartományban 10 s alatt 9 magnitúdóig emelkedett, majd egy perc alatt elhalványodott. A távolsága az összes addig észlelt kitörésénél nagyobb volt (a z=1,6-os vöröseltolódásából kb. 3711 Mpc, azaz kb. 12,1 MD fényév; ha H=60 km/s/Mpc), így az esemény abszolút fényessége is rekordnak számít. Ha minden irányban egyenletesen sugározódott szét, egyenértékű volt 10 millió szupernóváéval, vagy 10 ezer kvazáréval.

De mekkora energia is ez valójában? Ha a sugárzás minden irányban egyenletes volt, akkor egy kb. kétszeres naptömegnyi anyag teljes annihilációja során felszabaduló energia mennyiségével volt egyenértékű. (Kb. 4·10⁴⁷ J energiáról van szó.) De feltételezhetjük-e, hogy a sugárzás intenzitása minden irányban ugyanaz, vagyis az energia-kibocsátás egységnyi felületre számítva azonos? Semmiképp sem… Ám ennek megindoklására később kerítenék sort.

Érdekes jelenséget detektáltak 2000. márc. 1-jén, az aznap felfedezett 3. gamma-forrás, a GRB 000301C esetében. Már korábban is ismert volt– sőt gyakori jelenségnek számított - hogy egy nagytömegű galaxis – vagy galaxis-halmaz – a gravitációs terében elhajló fénysugarakat távcsőként – gravitációs lencseként – fókuszálhatja detektoraink felé, mégpedig megsokszorozva a képét. Ez az ún. gravitációs–lencsehatás, amit az általános relativitáselméleti vonatkozásai miatt Einstein-gyűrűnek is neveznek. Ám a gamma-felvillanásoknál ez volt az első ilyen eset, amit észleltek. A kitörés távolsága kb. 13 MD fényév (z=2,04; H=60 km/s/Mpc), és a Corona Borealisban található. A gravitációs–lencsehatást – egészen meglepően – egy kb. fél naptömegű, 51 magnitúdós törpe csillag és egy halvány, 24 magnitúdós galaxis okozta, amelyek a Földről nézve fedésben voltak a gamma-forrással. A jelenség hatásaként az utánfénylés egy gyűrűként jelent meg, ami pár napi halványodás után ismét kifényesedett – max. fényessége 20 magnitúdó körül volt az optikai tartományban – majd újra gyengülni kezdett a fénye, tágulási sebessége látszólag meghaladta a fénysebességet, a szélessége kb. 10 %-a volt a sugárnak. A gamma-kitörést egy mikromásodperces felbontással tanulmányozhatták, ami szintén egyedülálló jelenség a GRB-k történetében.

Az egyik eddigi legfényesebb és legközelebbi kitörésnek lehettek tanúi 2003. márc. 29-én. A távolsága mindössze 2 MD fényév (z=0,168), és több, mint 30 s-ig tartott: egy szuperóriás csillag omlott össze fekete lyukká. Két órával az első gamma-sugarak észlelését követően az utánfénylés még mindig trilliószor (10¹⁸-szor) fényesebb volt a gamma tartományban, mint a Nap. A HETE-2 másodpercek alatt meghatározta a pozícióját az Oroszlán csillagképben, majd továbbította a földi telepítésű távcsöveknek, pl. a ROTSE-nek, ami felvételeket készített a kitörésről, és a lecsengés ideje alatt folyamatosan követte. Több, mint egy órával a kitörés kezdete után a forrás fényessége még mindig 12 mg volt, így az amatőrök is észlelhették távcsöveikkel. Maximális fényessége idején pedig szabad szemmel is megfigyelhető volt. 30 és 60 óra elteltével rövid fényességnövekedést tapasztaltak, ám 80 óra múlva teljesen elhalványodott.

Fizikai háttér

A ma elfogadott elméletek magyarázata

„Minden gamma-felvillanás egy fekete lyuk születését hirdeti.”

M. Livio

Miből indulhatunk tehát ki egy GRB-kre vonatkozó elmélet megalkotásakor? Az biztos, hogy a nagyenergiájú háttérfolyamat erős gravitációs teret és fénysebességhez közeli mozgást feltételez, az energia-felszabadulás következtében pedig ún. utánfénylést (afterglow) várhatunk.

Ez mindkét ma elfogadott elméletet kielégíti, amelyek a következők:

1. RÖVID IDŐTARTAMÚ KITÖRÉSEK (SHORT GROUP); amelyekről azt gondolják, hogy neutroncsillag-neutroncsillag vagy neutroncsillag–fekete lyuk ütközések során keletkeznek;

2. HOSSZÚ IDŐTARTAMÚ KITÖRÉSEK (LONG GROUP); amelyekről azt gondolják, hogy Ib illetve Ic típusú szupernóvák (hipernóvák, amelynek egyik típusai a kollapszárok) robbanása hozza létre őket.

1. Neutroncsillagok ütközése kettős rendszerekben lehetséges, amelynek tagjai a perdület –vesztés miatt spirális pályán fokozatosan egyre közelebb kerülnek egymáshoz. A perdület -vesztés gravitációs hullámok formájában történik – amelyek detektálása az általános relativitáselmélet ellenőrzésére is felhasználható. A folyamat során egymásba spirálozó neutroncsillagok egyesülve fekete lyukat hoznak létre. Nem sok ilyen rendszert ismerünk, a 2003. év végére mindössze 6-ot. Ezek közül az egyik a Hulse-Taylor pulzár, ahol először sikerült kimutatni a gravitációs hullámok formájában történő perdület –vesztést, és az ennek következtében fellépő perióduscsökkenést. Egy ilyen rendszer pár 10 – pár 100 millió évig képes fennmaradni, és a rádió-tartományban is jelentős energiát sugároz ki. A tudósok feltételezése szerint minden 1-2 évtizedben bekövetkezik egy ilyen esemény a Föld 60 millió fényév sugarú környezetében, ami kb. a Lokális Csoportot jelenti. Ebből a távolságból a földi telepítésű gravitációs hullám obszervatóriumok is képesek lehetnek detektálni az eseményeket – ha Einstein elméletei helyesek.

Egy perccel az ütközés bekövetkezése előtt a pályájuk pár száz km-esre zsugorodik, és a neutroncsillagok másodpercenként 30-szor kerülik meg egymást, ami 30 Hz-es frekvenciájú gravitációs hullámokat jelent. Közvetlenül az ütközés előtt a keringési frekvencia rohamosan megnövekszik – 30 Hz-ről 1000 Hz-re – és vele együtt a gravitációs hullámok erőssége is, amelyek a Földet elérve egy atommag átmérőjének durván 10-szeresével mozdítják ki az óceánokat a normális helyzetükből. A 21. sz. csillagászainak feladata lesz, hogy amit a 20. században elméletben megjósoltak, a gyakorlatban kimutassák.

A gravitációs hullámok érzékelésére fejlesztették ki a LIGO –t (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory). A gravitációs hullámok az elektromágneses hullámokhoz hasonlóan terjednek, ám sokkal gyengébbek, hiszen a gravitációs erő is gyengébb, mint az elektromágneses kölcsönhatás. Hasonlóan gravitációs hullámok alakulnak ki fekete lyukak ütközésekor is, de még erősebbek.

2. Leegyszerűsítve a következő történik: a nagyenergiájú robbanás keltette lökéshullám közel fénysebességgel mozog, majd a csillagközi gázzal kölcsönhatásba kerülve gamma-, röntgen-, optikai tartománybeli sugárzást illetve rádióhullámokat kelt. A folyamat a relativisztikus robbanáshullám, melynek során a sugárzási teljesítmény a lecsengés ideje alatt az idővel fordított arányban csökken, de néha gyorsabban.

Ha lecsengési idő alatt a fényességet az idő függvényében logaritmikus skálán ábrázoljuk, a kapott görbe – ami egy hatványfüggvény – közel egyenes lesz. Ez –1 és –2 közötti hatványkitevőt jelent, ami a sugárzás egységnyi időn belüli 10-ed, illetve 100-ad részére – általában a kettő közötti értéket mérnek – való csökkenését jelenti.

Hogy a folyamat során gamma-sugárzás keletkezzen, a lökéshullámnak a fénysebességet megközelítő sebességgel kell haladnia, így csak kevés nagy tömegű részecskét – amilyenek a barionok is, pl. protonok…- tartalmazhat.

Ha viszont relativisztikus sebességekről van szó, akkor a speciális relativitáselmélet következményeivel is számolnunk kell. A külső megfigyelőhöz képest fénysebességhez közeli sebességgel végbemenő mozgásoknál a távolságok látszólagos rövidülése, és az idő Lorentz-transzformációnak megfelelő lelassulása (idődilatáció) lép fel. Ez azt jelenti, hogy amit – az utánfényléssel együtt – néhány naposnak észlelünk, a robbanás helyén hónapokig is eltarthatott.

Az eredeti fényesség és energia meghatározását azonban már elég erősen befolyásolja, hogy a sugárzás nagy sebességgel mozog a megfigyelő felé, melynek következtében hullámhossza lecsökken – tehát a frekvenciája megnő –ami a színképvonalak kisebb hullámhosszak felé való eltolódását jelenti, vagyis a kék tartomány felé: ez a kékeltolódás. (Ellenkező esetben ennek fordítottja történik, ami vöröseltolódást jelent, és a legtöbb extragalaxis esetében fennáll.) A kékeltolódás során megsokszorozódik a fotonok energiája, ami felerősíti a fényességet. Tehát az eredeti fényesség és energia meghatározására egy, a lökéshullám sebességével mozgó koordináta-rendszert kellene alkalmazni, illetve a kozmológiai térgörbülést is figyelembe kellene venni.

De ha a robbanás eredeti energiáját kell meghatároznunk, tudnunk kell, hogy a sugárzás minden irányban azonos mennyiségben hagyja-e el az objektum felületét. Sok esetben ugyanis éppen az ellenkezőjével találkozunk. Az ilyen objektumoknál a sugárzás nyalábba rendeződik (kollimálódik), ami a feltételezett összenergia akár 100-ad részére való csökkenését is okozhatja. Megfigyelhető a jelenség a Nap esetében, a protocsillagoknál, a planetáris ködöknél, a fekete lyukaknál, a kvazároknál és a blazároknál is.

A tudósok most leginkább az utóbbi lehetőség mellett érvelnek, egyrészt az energia – eddigi tapasztalatok alapján – irreális mértéke, másrészt az utánfénylés esetenkénti gyorsabb halványodása miatt. Az utóbbi ugyanis arra utal, hogy a robbanáshullám nem lehetett gömbszimmetrikus.

Ahogy ezeket az elméleteket megalkották, újraértelmezték az előbb említett gigantikus eseményeknek vélt kitöréseket is, és jelentősen módosították az energia feltételezett értékét. A GRB 990123 korábban 3 ezer szupernóva tágulási energiájával egyenértékűnek hitt energia-kibocsátása egy neutroncsillag összeroskadásakor felszabaduló összenergia 10%-ára csökkent, ami egy normál szupernóva-robbanás tágulási energiájának 10-szerese.

Ám egyeseknek még ez sem volt elég meggyőző érv a sugárzás kollimált volta mellett. Az „ellenzék” állítása szerint a nagy tömegű csillagokat az általuk kidobott csillagszél veszi körül, amibe beleütközve a gömbszimmetrikus lökéshullám gyorsabban lelassul, ami így magyarázatot jelenthet az utánfénylés gyors lefolyására is.

Ám az elméletek egészen 1998. ápr. 25.-éig csak elképzelések voltak. A BeppoSAX egy röntgen-sugárforrás párt érzékelt, melyek közül az egyik szabályos lecsengési idővel rendelkezett, a másik látszólag állandóan sugárzott. Az optikai tartományban a forrás helyén egy szupernóvát –SN 1998 bw – találtak, igaz, nem pontosan egyezett a helyzete a gamma-forráséval (GRB 980425). Mikor sikerült pontosabban meghatározni a pozícióját, kiderült, hogy az egyik – egyenletesen sugárzó – röntgenforrás helyzete egyezik az optikai tartománybeli felvillanáséval. Néhány nappal később a szupernóva irányában egy rádióforrás is feltűnt. Az esemény 40 Mpc (vagyis kb. 130 millió fényév) távolságra történt. Spektruma alapján az Ic típusú szupernóvákhoz tartozik, ám a folyamat során felszabadult összes energia nagysága – fényességéből következtetve – nagyobb volt, mint ami a szupernóva-robbanások során felszabadul.

Fényességéből az is kiderült, hogy a folyamat – a csillagmag összeroppanása – során radioaktív Ni képződött, mégpedig kb. 0,7 naptömegnyi mennyiségben. A Ni-t a gömbszimmetrikustól eltérő, aszimmetrikus robbanáshullám Si héjba ütközése hozza létre, a lökéshullám erősségéből pedig egy 10-szeres naptömegű szén és oxigén összetételű mag robbanása következik. A robbanás során keletkező gamma-sugárzás 2-féle komponensből áll össze. Az egyik egyenletesen szóródik szét, és értéke 1000-szer kisebb, mint egy szupernóva-robbanás energiája. A másik komponens erősen kollimált, relativisztikus anyagnyaláb, mely a szén-oxigén összetételű mag környékének tengelye mentén – a forgási vagy a mágneses tengely mentén – tör elő közel fénysebességgel, és erős mágneses térrel rendelkezik. Ez hordozza a robbanás során felszabaduló energia 10%-át.

A kisebb energiájú összetevő csak a robbanás 100 millió fényév sugarú környezetében észlelhető, a másik – erősen kollimált – összetevő viszont csak akkor, ha pontosan a Föld felé mutat, vagyis kb. 1000 kitörésből egy alkalommal.

A már említett másik típus, a kollapszárok esetében az energia-felszabadulás sokkal nagyobb, a robbanás során átmenetileg kialakuló neutroncsillag tömege ugyanis akkora, hogy fekete lyukká roppan össze. A gamma-sugárzás a fekete lyukba zuhanó anyag és a lyuk közötti súrlódás következtében alakul ki. Ha az átmenetileg kialakuló neutroncsillag tömegét növeljük, a neutroncsillag – állapotban töltött idő lecsökken, a folyamat energiája pedig nő. Egy bizonyos tömeghatár felett a neutroncsillag ki sem alakul. Az optikai tartományban kisugárzott energia, vagyis a fényesség a tömeg növelésével – ami a hőmérséklet növekedését is jelenti - kezdetben nő, majd egy bizonyos tömeget elérve csökken.

Egyik – az előbbiekben bemutatott – modell sem teljes. Kidolgozásuk és pontosításuk még folyamatban van, ám ehhez még további észlelések és szuper-számítógépes szimulációk szükségesek.

Rejtély vagy katasztrófalehetőség?

A csillagászok több generációját foglalkoztató probléma sokak szemében azonban egy újabb csoportját jelenti – a kisbolygók és üstökösök mellett – a globális katasztrófával fenyegető objektumoknak, igaz, a népszerűségüket – egyelőre - még csak meg sem közelítik… A sokak által „halálcsillagokként” emlegetett kitörések egyesek szerint kulcsfontosságúak a Fermi-paradoxon megoldásában. Arról van szó, hogy a Föld helyzete, mint már tudjuk, egyáltalán nem kitüntetett: egy átlagos, G2 színképtípusú csillag körül kering, ami a fősorozat közepén helyezkedik el, kísérője nincs, luminozitása kb. 10 MD éven át közel állandó, a Tejútrendszer fősíkjának közelében – az Orion karban – kering Galaxisunk középpontja, a Sagittarius A körül. (1999-es számítások alapján 226 millió év a periódusa – vagyis ennyi egy galaktikus év.) Ilyen csillag tehát minden galaxisban akad, soknak közülük bizonyára bolygói is vannak, az sem kizárt, hogy a lakható zónában. Az élet feltételei tehát elvben adottak az Univerzumban, a földi civilizáció mellett kifejlődhetett más, kapcsolatteremtésre – esetleg csillagközi utazásra – képes technikai civilizáció. Jó, de akkor hol vannak? Ezt kérdezte 1950-ben Enrico Fermi olasz fizikus is, a Los Alamos-i Nemzeti Laboratóriumban. Egyes – gamma-kitörésekkel foglalkozó szakemberek – azt állítják, hogy tudják a választ. Elméletük szerint az, egy átlagos galaxisban néhány százmillió évente bekövetkező kataklizmaszerű események, a gamma-felvillanások képesek sterilizálni kozmikus környezetüket.

De mi is történik ekkor valójában? A kitörés során keletkező jetek irányába eső területek 200 fényéven belül valóban teljesen alkalmatlanná válnak az élet számára. A gamma-sugarak ugyanis a földet elérve reakcióba lépnének a földi légkörben található N-nel, és nagy mennyiségben hoznának létre nitrogén-oxidot. A jelenséget a sugárzás hatására relativisztikus sebességre gyorsított részecskék kiváltotta kékes fényű Cserenkov-sugárzás kísérné, amit a nappali ég sötétedése és az ózon-réteg megsemmisülése követne. Az így többé már nem kivédhető ultraibolya sugaraknál is veszélyesebb azonban, ami ezután következik: a részecskénként több trillió eV értékű, főleg müonokból álló részecskesugárzás, ami kb. egy hónapon át tartana a gamma-kitörést követően, és normális körülmények között 10 millió év teljes kozmikus sugárzásának felel meg.

Ez persze nem túl biztató, ám egyelőre nem ismerünk olyan csillagot 200 fényév sugarú kozmikus környezetünkben, ami a közeljövőben hipernóvaként fejezné be életét… A gamma-kitörések így egyelőre elkerülhetik a sci-fi rendezők kisbolygók és üstökösök által beragyogott kulisszáit.

HELYZETJELENTÉS 2004-ből

A gamma-felvillanások jól ismert 2 típusa közötti éles határ lassan leomlani látszik, amihez többek között magyar csillagászok – Horváth István, Balázs Lajos, Vavrek Roland, Bagoly Zsolt – is hozzájárultak, ugyanis egy 5 s körüli időtartamú csoportot mutattak ki a CGRO BATSE detektorának adatai alapján. Azt is sikerült kimutatniuk, hogy ez a 3., új felfedezésű csoport nem követi az egyenletes eloszlásról fennálló elképzeléseket, tehát anizotrop elhelyezkedésűek.

További eredmények várhatók az időközben fellőtt, és összefüggő hálózattá szerveződött műholdaktól. A GRB Coordinates Network -ről van szó, amely olyan műholdak segítségével határozza meg a kitörések pozícióit – és teszi őket elérhetővé az interneten amatőr és professzionális csillagászoknak egyaránt – mint a már említett HETE-2, az INTEGRAL (International Gamma-ray Astrophysical Laboratory), IPN (bolygóközi gamma-detektor), RXTE-PCA, RXTE-ASM, BeppoSAX, GRO-COMPTEL, ALEXIS és SWIFT. A módszer viszonylag egyszerű: a műholdak távolságából adódó – és attól függő – észlelési idők különbségéből néhány szögperces pontossággal meghatározható a forrás helyzete. A szervezet elődje a BACODINE rendszer, ami a CGRO és a BATSE adatai alapján működött. Az AAVSO -val (American Association of Variable Star Observers – Amerikai Változócsillag Észlelők Egyesülete) közösen az amatőr és professzionális csillagászok összefogása a cél a gamma-kitörések optikai tranziensének kimutatására.

Bár az előzőleg közölt fényességadatok nem a legbiztatóbbak egy amatőrcsillagász számára, ez a terület sem egészen idegen az amatőröktől, és ezt a 2003. júl. 25-én történt események is fényesen bizonyítják. Elsőként történt ugyanis, hogy egy amatőrcsillagász fedezte fel egy gamma-kitörés optikai komponenseit. Az események alakulásában persze az is közrejátszott, hogy az IAU (International Astronomical Union – Nemzetközi Csillagászati Unió) éppen ezen a napon tartotta a közgyűlését Sydney -ben, távol tartva a csillagász-társadalmat a világ távcsöveitől… Ez azonban egy kicsit sem von le Berto Monard érdeméből, aki pretoriai (Dél-Afrika) magánobszervatóriumából, 7 órával a HETE-2 felfedezése után észlelte a GRB 030725 optikai komponenseit egy 30 cm-es Schmidt-Cassegrain távcsővel. Az AAVSO adatai egy 30 ívperces (telihold-méretű) területet jelöltek ki. Monard észleléseit júl. 29-én a chilei La Silla-i Obszervatórium 1,5 m-es távcsövével is megerősítették, az objektum akkor már mindössze 20 magnitúdós volt. Fontos esemény ez az amatőrök számára, hiszen olyan falakat rombolt le Monard ezzel, amik évtizedeken keresztül húzódtak köztük és a professzionális csillagászok között a gamma-felvillanások kutatásában.

A következő nagy lépés előreláthatóan a GLAST (Gamma-ray Large Area Telescope) 2006-os üzembe helyezése lesz.

Hogy miért érdemes gamma-kitörésekkel foglalkozni? Azt hiszem, akit ebben az írásomban nem sikerült meggyőznöm ennek a területnek a szépségéről, azt hiába próbálnám befolyásolni. Mindenesetre, akik egy életre elkötelezik magukat a GRB- jelenség kutatása mellett, olyan utat választanak, amit a titokzatosság és rejtélyek sokasága övez.

Sosem szabad azonban szem elől tévesztenünk, hogy ez a terület is csak egy kis részlete a modern asztrofizika számos problémái egyikének, és jelmondatnak így Stephen Hawking szavait idézném:

„A célom egyszerű: az Univerzum teljes megértése.”