ที่น่าสนใจอย่างมากสำหรับฟิสิกส์ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยาสมัยใหม่คือปรากฏการณ์พิเศษที่เรียกว่าการระเบิดของรังสีแกมมา เป็นเวลาหลายทศวรรษ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา วิทยาศาสตร์ได้รวบรวมข้อมูลเชิงสังเกตเกี่ยวกับปรากฏการณ์คอสมิกขนาดใหญ่นี้ ธรรมชาติของมันยังไม่ได้รับการอธิบายอย่างสมบูรณ์ แต่มีแบบจำลองทางทฤษฎีที่พิสูจน์ได้เพียงพอที่อ้างว่าอธิบายได้
แนวคิดของปรากฏการณ์
รังสีแกมมาเป็นบริเวณที่ยากที่สุดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งเกิดจากโฟตอนความถี่สูงจากประมาณ 6∙1019 Hz ความยาวคลื่นของรังสีแกมมาสามารถเทียบได้กับขนาดของอะตอม และยังมีขนาดเล็กกว่าหลายระดับได้อีกด้วย
รังสีแกมมาเป็นการปะทุของรังสีแกมมาในระยะสั้นและสว่างมาก ระยะเวลาอาจอยู่ระหว่างหลายสิบมิลลิวินาทีถึงหลายพันวินาที ลงทะเบียนบ่อยที่สุดกะพริบนานประมาณหนึ่งวินาที ความสว่างของภาพต่อเนื่องกันอาจมีนัยสำคัญ ซึ่งสูงกว่าความสว่างทั้งหมดของท้องฟ้าในช่วงแกมมาที่นุ่มนวลหลายร้อยเท่า ลักษณะพลังงานมีตั้งแต่หลายหมื่นถึงหลายพันกิโลอิเล็กตรอนโวลต์ต่อควอนตัมการแผ่รังสี
แหล่งกำเนิดแสงกระจายทั่วท้องฟ้าอย่างเท่าเทียมกัน ได้รับการพิสูจน์แล้วว่าแหล่งกำเนิดของพวกเขาอยู่ห่างไกลออกไปมาก ในระยะทางจักรวาลวิทยาถึงพันล้านปีแสง คุณลักษณะอื่นของการระเบิดคือรูปแบบการพัฒนาที่หลากหลายและซับซ้อน หรือที่เรียกว่าเส้นโค้งแสง การลงทะเบียนของปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเกือบทุกวัน
ประวัติการศึกษา
การค้นพบนี้เกิดขึ้นในปี 1969 ขณะประมวลผลข้อมูลจากดาวเทียม Vela ของกองทัพสหรัฐ ปรากฎว่าในปี 1967 ดาวเทียมบันทึกรังสีแกมมาสั้น ๆ สองครั้ง ซึ่งสมาชิกในทีมไม่สามารถระบุสิ่งใดได้ ในช่วงหลายปีที่ผ่านมา จำนวนเหตุการณ์ดังกล่าวได้เพิ่มขึ้น ในปี 1973 ข้อมูลของ Vela ถูกยกเลิกการจัดประเภทและเผยแพร่ และการวิจัยทางวิทยาศาสตร์ก็ได้เริ่มต้นเกี่ยวกับปรากฏการณ์นี้
ในช่วงปลายทศวรรษ 1970 และต้นทศวรรษ 1980 ในสหภาพโซเวียต ชุดการทดลองของ KONUS ทำให้เกิดการปะทุสั้นๆ ในระยะเวลาสูงสุด 2 วินาที และยังพิสูจน์ด้วยว่าการปะทุของรังสีแกมมาถูกกระจายแบบสุ่ม
ในปี 1997 ปรากฏการณ์ "อาฟเตอร์โกลว์" ถูกค้นพบ - การสลายอย่างช้าๆ ของการระเบิดที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า หลังจากนั้นนักวิทยาศาสตร์สามารถระบุเหตุการณ์ด้วยวัตถุที่มองเห็นได้เป็นครั้งแรกซึ่งเป็นกาแลคซีทางแดงที่อยู่ห่างไกลมากz=0, 7. ทำให้สามารถยืนยันลักษณะจักรวาลวิทยาของปรากฏการณ์ได้
ในปี 2547 หอสังเกตการณ์รังสีแกมมาแบบโคจรรอบ (Swift Orbital gamma-ray Observatory) ได้เปิดตัว ด้วยความช่วยเหลือที่ทำให้สามารถระบุเหตุการณ์ที่มีช่วงแกมมาได้อย่างรวดเร็วด้วยรังสีเอกซ์และแหล่งกำเนิดรังสีออปติคัล ปัจจุบันมีอุปกรณ์อีกหลายตัวที่ทำงานอยู่ในวงโคจร ซึ่งรวมถึงกล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมา เฟอร์มี่
การจำแนก
ปัจจุบัน จำแนกตามลักษณะเด่นของการปะทุของรังสีแกมมาสองประเภท:
- Long มีความยาวตั้งแต่ 2 วินาทีขึ้นไป มีประมาณ 70% ของการระบาดดังกล่าว ระยะเวลาเฉลี่ยของพวกมันคือ 20–30 วินาที และระยะเวลาที่บันทึกสูงสุดของเปลวไฟ GRB 130427A ที่บันทึกไว้คือมากกว่า 2 ชั่วโมง มีมุมมองตามเหตุการณ์ที่ยาวเช่นนี้ (ตอนนี้มีสามเหตุการณ์) ควรถูกมองว่าเป็นการระเบิดแบบยาวพิเศษแบบพิเศษ
- สั้น. พวกเขาพัฒนาและจางหายไปในกรอบเวลาที่แคบ - น้อยกว่า 2 วินาที แต่โดยเฉลี่ยใช้เวลาประมาณ 0.3 วินาที เจ้าของสถิติจนถึงตอนนี้คือแฟลชซึ่งกินเวลาเพียง 11 มิลลิวินาที
ต่อไป เราจะมาดูสาเหตุที่เป็นไปได้มากที่สุดของ GRB ของทั้งสองประเภทหลัก
ไฮเปอร์โนวาก้อง
ตามที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ส่วนใหญ่กล่าวไว้ว่าการระเบิดเป็นเวลานานเป็นผลมาจากการยุบตัวของดาวมวลมาก มีแบบจำลองทางทฤษฎีที่อธิบายดาวฤกษ์ที่หมุนอย่างรวดเร็วซึ่งมีมวลมากกว่า 30 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งเมื่อสิ้นสุดอายุขัยจะทำให้เกิดหลุมดำ ดิสก์เสริมกำลังวัตถุดังกล่าวที่เรียกว่า collapsar เกิดขึ้นเนื่องจากซองจดหมายของดาวตกลงสู่หลุมดำอย่างรวดเร็ว หลุมดำกลืนมันขึ้นในไม่กี่วินาที
ด้วยเหตุนี้ เครื่องบินไอพ่นก๊าซที่มีความสัมพันธ์แบบมีขั้วมากอันทรงพลังจึงก่อตัวขึ้น - เครื่องบินไอพ่น ความเร็วของการไหลออกของสสารในไอพ่นนั้นใกล้เคียงกับความเร็วของแสง อุณหภูมิ และสนามแม่เหล็กในบริเวณนี้มีมหาศาล เครื่องบินไอพ่นดังกล่าวสามารถสร้างฟลักซ์ของรังสีแกมมาได้ ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าไฮเปอร์โนวา โดยเปรียบเทียบกับคำว่า "ซูเปอร์โนวา"
การปะทุของรังสีแกมมาเป็นเวลานานจำนวนมากสามารถระบุได้ว่ามีซุปเปอร์โนวาที่มีสเปกตรัมผิดปกติในดาราจักรที่อยู่ห่างไกล การสังเกตของพวกเขาในช่วงวิทยุบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของไอพ่นที่มีสัมพัทธภาพสูง
ดาวนิวตรอนชนกัน
ตามแบบจำลอง การระเบิดสั้นเกิดขึ้นเมื่อดาวนิวตรอนมวลมากหรือคู่ดาวนิวตรอนกับหลุมดำรวมกัน เหตุการณ์ดังกล่าวได้รับชื่อพิเศษ - "กิโล" เนื่องจากพลังงานที่ปล่อยออกมาในกระบวนการนี้สามารถเกินการปล่อยพลังงานของดาวดวงใหม่ได้ถึงสามขนาด
คู่ขององค์ประกอบมวลมหาศาลก่อตัวเป็นระบบเลขฐานสองที่ปล่อยคลื่นความโน้มถ่วง เป็นผลให้ระบบสูญเสียพลังงานและส่วนประกอบต่าง ๆ ตกลงอย่างรวดเร็วตามวิถีโคจร การควบรวมกิจการทำให้เกิดวัตถุที่หมุนอย่างรวดเร็วด้วยสนามแม่เหล็กแรงสูงที่มีรูปแบบพิเศษ ด้วยเหตุนี้ เจ็ตพิเศษที่มีสัมพัทธภาพจึงก่อตัวขึ้นอีกครั้ง
การจำลองแสดงให้เห็นว่าผลลัพธ์ที่ได้คือหลุมดำที่มี Toroid พลาสมาเสริมตกบนหลุมดำใน 0.3 วินาที การมีอยู่ของเจ็ตส์สัมพัทธภาพสูงที่เกิดขึ้นจากการเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องในระยะเวลาเท่ากัน ข้อมูลเชิงสังเกตโดยทั่วไปจะสอดคล้องกับโมเดลนี้
ในเดือนสิงหาคม 2017 เครื่องตรวจจับคลื่นโน้มถ่วง LIGO และ Virgo ตรวจพบการรวมตัวของดาวนิวตรอนในกาแลคซีที่อยู่ห่างออกไป 130 ล้านปีแสง พารามิเตอร์เชิงตัวเลขของกิโลโนวากลับกลายเป็นว่าไม่เหมือนกับที่การจำลองคาดการณ์ไว้ แต่เหตุการณ์คลื่นโน้มถ่วงนั้นมาพร้อมกับการระเบิดสั้นๆ ในช่วงรังสีแกมมา เช่นเดียวกับผลกระทบในรังสีเอกซ์ต่อความยาวคลื่นอินฟราเรด
แฟลชประหลาด
เมื่อวันที่ 14 มิถุนายน พ.ศ. 2549 หอดูดาว Swift Gamma ตรวจพบเหตุการณ์ผิดปกติในดาราจักรที่มีมวลไม่มากจนเกินไป ซึ่งอยู่ห่างออกไป 1.6 พันล้านปีแสง ลักษณะของมันไม่สอดคล้องกับพารามิเตอร์ของการกะพริบทั้งแบบยาวและสั้น รังสีแกมมาระเบิด GRB 060614 มีสองพัลส์: ครั้งแรก ชีพจรแข็งน้อยกว่า 5 วินาทีและจากนั้น "หาง" 100 วินาทีของรังสีแกมมาที่นิ่มกว่า ไม่พบสัญญาณของซุปเปอร์โนวาในดาราจักร
เมื่อไม่นานนี้เหตุการณ์คล้ายคลึงกันถูกพบเห็นแล้ว แต่กลับอ่อนแอกว่าประมาณ 8 เท่า ดังนั้นการเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วของไฮบริดนี้ยังไม่เข้ากับกรอบของแบบจำลองทางทฤษฎี
มีสมมติฐานหลายประการเกี่ยวกับที่มาของรังสีแกมมาผิดปกติ GRB 060614 ใน-อย่างแรก เราสามารถสรุปได้ว่ามันยาวมาก และคุณสมบัติแปลก ๆ นั้นเกิดจากสถานการณ์เฉพาะบางอย่าง ประการที่สอง แฟลชสั้น และ "ส่วนท้าย" ของเหตุการณ์ด้วยเหตุผลบางอย่างจึงมีความยาวมาก ประการที่สาม สันนิษฐานได้ว่านักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ได้พบกับการระเบิดรูปแบบใหม่
นอกจากนี้ยังมีสมมติฐานที่แปลกใหม่โดยสิ้นเชิง: ในตัวอย่างของ GRB 060614 นักวิทยาศาสตร์ได้พบกับสิ่งที่เรียกว่า "หลุมขาว" นี่คือพื้นที่สมมุติของกาลอวกาศที่มีขอบฟ้าเหตุการณ์ แต่เคลื่อนที่ไปตามแกนเวลาตรงข้ามกับหลุมดำปกติ โดยหลักการแล้ว สมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนายการมีอยู่ของหลุมสีขาว แต่ไม่มีข้อกำหนดเบื้องต้นสำหรับการระบุตัวตนและไม่มีแนวคิดทางทฤษฎีเกี่ยวกับกลไกของการก่อตัวของวัตถุดังกล่าว เป็นไปได้มากว่าสมมติฐานที่โรแมนติกจะต้องถูกยกเลิกและมุ่งเน้นไปที่การคำนวณแบบจำลองใหม่
อันตรายที่อาจเกิดขึ้น
รังสีแกมมาระเบิดในจักรวาลมีอยู่ทั่วไปและเกิดขึ้นค่อนข้างบ่อย คำถามธรรมดาเกิดขึ้น: พวกเขาเป็นอันตรายต่อโลกหรือไม่
คำนวณผลที่ตามมาของชีวมณฑลในทางทฤษฎี ซึ่งอาจทำให้เกิดรังสีแกมมาอย่างรุนแรงได้ ดังนั้น ด้วยการปล่อยพลังงาน 1052 erg (ซึ่งสอดคล้องกับ 1039 MJ หรือประมาณ 3.3∙1038 kWh) และระยะทาง 10 ปีแสง ผลของการระเบิดจะเป็นหายนะ มีการคำนวณว่าทุกตารางเซนติเมตรของพื้นผิวโลกในซีกโลกนั้นจะมีโชคร้ายที่จะถูกรังสีแกมมาไหล 1013 erg หรือ 1 MJ หรือ 0.3 kWh ของพลังงานจะถูกปล่อยออกมา ซีกโลกอื่นจะไม่เดือดร้อนเช่นกัน - สิ่งมีชีวิตทั้งหมดจะตายที่นั่น แต่หลังจากนั้นเล็กน้อยเนื่องจากผลกระทบรอง
อย่างไรก็ตาม ฝันร้ายเช่นนี้ไม่น่าจะคุกคามเรา: ไม่มีดาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เพียงดวงใดที่สามารถปลดปล่อยพลังงานมหาศาลเช่นนี้ได้ ชะตากรรมของการกลายเป็นหลุมดำหรือดาวนิวตรอนไม่ได้คุกคามดาวที่อยู่ใกล้เราเช่นกัน
แน่นอนว่าการระเบิดของรังสีแกมมาอาจเป็นภัยคุกคามร้ายแรงต่อชีวมณฑลและในระยะทางที่ไกลกว่านั้นมาก อย่างไรก็ตาม ควรระลึกไว้เสมอว่าการแผ่รังสีของรังสีแกมมานั้นไม่ได้แพร่กระจายแบบไอโซทรอปิคอล แต่อยู่ในกระแสที่ค่อนข้างแคบ และความน่าจะเป็นที่จะตกลงมาจากพื้นโลกนั้นน้อยกว่าปกติมาก
มุมมองการเรียนรู้
การระเบิดของรังสีแกมมาในจักรวาลเป็นหนึ่งในความลึกลับทางดาราศาสตร์ที่ใหญ่ที่สุดเป็นเวลาเกือบครึ่งศตวรรษ ตอนนี้ระดับความรู้เกี่ยวกับพวกมันนั้นก้าวหน้าไปมากเนื่องจากการพัฒนาอย่างรวดเร็วของเครื่องมือสังเกตการณ์ (รวมถึงเครื่องมือในอวกาศ) การประมวลผลข้อมูลและการสร้างแบบจำลอง
ตัวอย่างเช่น เมื่อไม่นานมานี้มีขั้นตอนสำคัญในการชี้แจงที่มาของปรากฏการณ์ระเบิด เมื่อวิเคราะห์ข้อมูลจากดาวเทียม Fermi พบว่ารังสีแกมมาเกิดจากการชนกันของโปรตอนของไอพ่นที่มีสัมพัทธภาพสูงกับโปรตอนของก๊าซระหว่างดวงดาว และรายละเอียดของกระบวนการนี้ก็ได้รับการขัดเกลา
มันควรจะใช้แสงระเรื่อของเหตุการณ์ที่อยู่ห่างไกลเพื่อการวัดการกระจายของก๊าซในอวกาศที่แม่นยำยิ่งขึ้นจนถึงระยะทางที่กำหนดโดยการเปลี่ยนสีแดง Z=10
พร้อมกันธรรมชาติของการระเบิดส่วนใหญ่ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด และเราควรรอให้เกิดข้อเท็จจริงใหม่ที่น่าสนใจและความคืบหน้าในการศึกษาวัตถุเหล่านี้ต่อไป
