ÚJ FEJEZET A NAGYENERGIÁJÚ ASZTROFIZIKÁBAN A …archiv.uni-nke.hu/downloads/bsz/bszemle2008/1/13_karcsaibalazs.pdf · nak ki, vagyis szépen lassan elpárolognak. Minél kisebb

ÚJ FEJEZET A NAGYENERGIÁJÚ ASZTROFIZIKÁBAN

181

KARCSAI BALÁZS


A NEW CHAPTER IN HIGH ENERGY ASTROPHYSICS

A napokban kerül felbocsátásra a nemzetközi együttműködésben megépült Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST), amelytől az asztrofizikusok a már ismert jelensé-gek pontosabb vizsgálatán túl merőben új eredményeket is várnak az elektromágneses spektrum legnagyobb energiájú tartományában. Az elődeinél sokkal érzékenyebb műhold olyan asztrofizikai és kozmológiai jelenségeket tanulmányoz, mint az aktív galaxismagok, pulzárok, gammakitörések és a sötét anyag, illetve olyan elméletekhez keres bizonyítéko-kat, mint például a kvantumgravitáció vagy a téridő extra dimenzióinak létezése.

The launch of Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST), which had been built in international cooperation, is in these days. Astrophysicists are awaiting new revelations and more precise observations than we have today at the high energy end of the electromagnetic spectrum. The satellite, more sensitive than their forebears, studies as-trophysical and cosmological phenomena like active galactic nuclei, pulsars, gamma-ray bursts and dark matter, or rather searches evidences for theories like quantum gravity or the extra dimensions of space-time.

Bevezetés

Már az 1940-es években nyilvánvaló volt, hogy az Univerzumban lezaj-ló különféle folyamatok során nagy számban keletkeznek gamma-fotonok, azonban gyakorlati megfigyelésük csak az 1960-as években, az űrtechnika fejlődésével vált lehetővé. Ennek oka, hogy a kozmoszból érkező gammasugárzás nem képes áthatolni a Föld légkörén, így megfi-gyelése csak űreszközök alkalmazásával lehetséges.

Az 1970-es évektől kezdve egyre nagyobb teljesítményű űrszondák (Vela, Venera, HEAO) vizsgálták a fény legnagyobb energiájú tartomá-

VÉDELMI ELEKTRONIKA

182

nyát, de a folyamatos technikai fejlődés hirtelen megtorpant. Amióta 2000 júniusában befejeződött az amerikai Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) majdnem egy évtizeden keresztül tartó küldetése, nem volt olyan műhold, amely komoly vizsgálatokat tudott volna végezni az úgynevezett távoli gammatartományában.

Azonban hamarosan pályára áll az amerikai, francia, japán, német, olasz és svéd költségvetésből elkészült, elsősorban a NASA által mene-dzselt Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST), amely nem csak pótolja elődjét, de felül is múlja annak képességeit. Két műszere közül a Large Area Telescope (LAT) az, amelytől az igazi szenzációt várják. Mérési tartományának felső határa 300 GeV fölött van, és az égboltnak egyszerre igen jelentős részét, nagyjából az egyötödét tudja megfigyelés alatt tartani. Kiegészítő műszere a GLAST Burst Monitor (GBM) detektorrendszere, ami főként a gammakitörések megfigyelésé-ben jut fontos szerephez.

A GLAST küldetését a NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) felügyeli, a projektvezetők Steve Ritz és Kevin Grady. A műszereket hordozó műholdat a General Dynamics Advanced Information Systems készítette, a teljes repülősúly négy tonna. A Föld körüli keringési pálya alacsony, magassága a felszíntől mintegy 550 km, inklinációja 28,5 fok [1]. A mért adatok és a feldolgozásukhoz szükséges programok a nyil-vánosság számára is elérhetőek lesznek a GLAST Science Support Cen-ter honlapján [2], a Guest Investigator programhoz bárki csatlakozhat, akinek kutatómunkája a GLAST méréseire épül.

1. ábra: A GLAST műhold [3]


183

A cikkben röviden bemutatom a GLAST fedélzetén található két mű-szer működését, illetve, hogy a közeljövőben milyen területeken várnak tőlük új felfedezéseket, különös tekintettel közvetlen kutatási területem-re, a gammakitörésekre.

A LAT detektor felépítése

A GLAST főműszerének, a LAT-nak a működési elve nem véletlenül hasonló ahhoz, amit jelenleg a földi részecskegyorsítók melletti detekto-roknál is gyakran alkalmaznak, ugyanis még a kilencvenes évek elején, a Stanfordi Lineáris Részecskegyorsító Központban (SLAC) megépíten-dő gyorsító mellé tervezték. A kezdeti elképzelésekből végül semmi sem lett, de Peter Michelson jelenlegi kísérletvezető és néhány társa észrevette a lehetőséget a technológia világűrben történő alkalmazására. Mivel a gamma-fotonok pontos észleléséhez sok detektoranyagra van szükség, a LAT tömege eléri a három tonnát, ami a műhold teljes töme-gének háromnegyede.

2. ábra:

A LAT detektor felépítése és működési elve [4] A detektor vázlatos felépítése a 2. ábrán látható. Az egymás mellett

rácsszerűen elhelyezkedő tizenhat detektortorony valamelyikébe beér-


184

kező foton egy vékony fémlapba ütközve elektron-pozitron párokat kelt, amelyek az egymásra helyezett szilíciumlapocskákon áthaladva apró elektromos impulzusokat hoznak létre, ezek mérésével kiszámolható a töltött részecskék útvonala. Ezután egy cézium-jodid kaloriméterbe érve adják le energiájukat. A kapott adatokból nagy pontossággal meghatá-rozható az eredeti, magányos foton iránya és energiája.

A LAT mindenben felülmúlja egy évtizeddel ezelőtti, hasonló céllal készült elődjét, a CGRO Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) műszerét (a két eszköz összehasonlítása az 1. táblázatban ta-lálható). Egy teljes nagyságrenddel magasabb energiahatárig képes mérni, akár 300 GeV feletti fotonokat is detektál. Ez az érték nagyjából százezermilliószorosa a látható tartományba eső fényrészecskék energi-ájának, és majdnem kétszerese annak az energiának, ami ekvivalens az eddig felfedezett legnehezebb elemi részecske, a top kvark nyugalmi tömegével. Mérési pontossága arányos a beérkező fotonok energiájával, a felső méréshatár közelében mindössze egytized fok.

LAT EGRET

Mérési energiatartomány

20 MeV-től > 300 GeV-ig

20 MeV-től 30 GeV-ig

Látószög > 2 sr 0,5 sr

Szögfelbontás1 < 3,5° (100 MeV) < 0,15° (> 10 GeV) 5,8° (100 MeV)

Energiafelbontás2 < 10% 10% Holtidő 100 μs 100 ms Forrás helyének meghatározása3 < 0,5’ 15’

Pontforrás érzékenység4 < 6 × 10-9 cm-2s-1 10-7 cm-2s-1

1 Egyetlen fotonra, tengelyirányban 2 1σ, tengelyirányban, 100 MeV-től 10 GeV-ig 3 1σ, 10-7 cm-2s-1 fluxus, > 100 MeV, 1 év folyamatos működés 4 > 100 MeV, 1 év folyamatos működés, 5σ detektálás

1. táblázat: A LAT és az EGRET összehasonlítása [1]


185

A LAT látótere az égbolt igen jelentős részét, körülbelül 20%-át le-fedi, a GLAST keringési pályáját pedig úgy állítják be, hogy nagyjából háromóránként a teljes égboltot végigpásztázza. Emellett a műhold arra is képes, hogy huzamosabb időn keresztül egy meghatározott pont irá-nyába forduljon, amennyiben a kutatók folyamatos megfigyelésre érde-mes jelenségre bukkannak. [4]

A várható új eredmények

Mivel minden eddiginél nagyobb energiákon és nagyobb pontossággal képes vizsgálni az Univerzumot, a GLAST igazán nagy horderejű felfe-dezéseit a LAT detektortól várják. A korábbi űrteleszkópok megfigyelé-sei több asztrofizikai kérdést vetettek fel, mint amennyit megválaszol-tak, valamint a földi részecskegyorsítókban elért és még inkább az elér-ni vágyott eredmények is inspirálóan hatnak a kutatásokra. Az alábbiak-ban bemutatok néhány területet, amelyeken az általános vélekedés sze-rint új felfedezések várhatók.

Kiterjedt gammaforrások

Nem kell azonnal kozmológiai távolságokba néznünk, hogy gammasu-gárzás forrásaira bukkanjunk. A Tejútrendszerben található csillagközi gázfelhők bár nem túl intenzív, relatíve nagy méretük miatt mégis jól észlelhető sugárzást produkálnak ebben a tartományban. Ennek oka, hogy a minden irányból egyformán érkező kozmikus sugárzás nagy sebességre felgyorsult töltött részecskéi a gázfelhők molekuláinak üt-közve energiájukat ebben a formában adják le. A 3. ábrán egy szimulá-ció látható arról, milyennek fogja látni az égboltot a LAT egy évnyi folyamatos megfigyelés után. A középső fényes, vízszintes sáv a mi galaxisunk, láthatóan ez adja az állandó gamma-háttér nagy részét.

Amellett, hogy a GLAST rendszeresen végigpásztázza majd az ég-boltot új gammaforrások után kutatva, az aktív galaxismagok biztos célpontot jelentenek számára. Bizonyított tény, hogy a galaxisok cent-rumában hatalmas, szupernehéz fekete lyukak találhatók, amelyek tö-mege Napunkénak több milliárdszorosa is lehet. Közvetlen környezetük a galaxis kialakulásának korai időszakában igencsak nyugtalan hely: a nagy mennyiségben befelé áramló és a fekete lyuk körül keringő anyag


186

a perdületmegmaradás miatt nem tud azonnal belezuhanni a fekete lyukba, így egy forró korongba tömörül össze (akkréciós korong).

3. ábra: A szimuláció szerint ilyennek látja majd a GLAST az égboltot:

a középső vízszintes sáv a Tejút csillagközi gázfelhőire, míg a sok elszórt folt az aktív galaxismagokra utal [1]

Miközben innen lassan spirálozva áramlik befelé, jelentős része egy máig tisztázatlan folyamat következtében – vélhetően a szupernehéz központi objektum forgási energiáját felhasználva – a fénysebesség kö-zelébe gyorsul, és a forgástengely irányában, egy szűk nyalábban (jet) elhagyja a galaxis központját. A kispriccelő részecskék a hosszabb hul-lámhosszú fotonoknak ütközve átadják energiájuk egy részét (inverz Compton-szórás), amelyek így a gammatartományba kerülnek, detektá-lásuk pedig közelebb vihet a galaxismagban lezajló folyamat pontosabb megismeréséhez.

Ennél azonban közvetlenebbül is nyomába eredhetünk a fekete lyu-kaknak. Az egyre általánosabban elfogadott elmélet szerint (Hawking, 1975) a fekete lyukak valójában mégsem annyira feketék, hanem a kvan-tummechanika és a gravitáció közötti kapcsolat miatt sugárzást bocsáta-nak ki, vagyis szépen lassan elpárolognak. Minél kisebb a fekete lyuk tömege, a jelenség annál intenzívebb. Ha léteznek miniatűr, az univerzum keletkezésekor nagyjából aszteroidányi tömeggel rendelkező fekete lyu-


187

kak, akkor ezeknek jelenleg a gammatartományba eső sugárzást kell ki-bocsátaniuk. Ennek esetleges kimutatásával a GLAST kísérleti bizonyíté-kot szolgáltatna a kvantum-térelmélet és a gravitáció az elméletben fel-használt kapcsolatára.

Részecskefizikai aspektusok

Idén nyáron az elemi részecskék kutatása újabb mérföldkőhöz érkezik, a Genf melletti CERN-ben várhatóan beindul minden idők legnagyobb gyorsító berendezése, a Large Hadron Collider (LHC). A részecskefizi-ka jelenleg elfogadott, úgynevezett standard modelljében felmerülő hiá-nyosságokat annak szuperszimmetrikus kiterjesztéseivel próbálják orvo-solni (Cooper et al, 1995). Ezek azt állítják, hogy minden eddig megis-mert elemi részecskének létezik egy nála sokkal nagyobb tömegű part-nere. Az új gyorsítótól várják e különleges részecskék legkönnyebb tag-jainak felfedezését is.

A keresésre azonban más lehetőség is kínálkozik. Közvetlenül az ős-robbanás után a természetben is föllépett olyan magas energiájú állapot, mint ami a CERN gyorsítójának protonütközéseiben előáll. A szuper-szimmetrikus részecskéknek — amennyiben léteznek — ott is létre kel-lett jönniük, és mivel ezek legkisebb tömegű tagja egymagában már nem bomolhat el kisebbekre, nagy valószínűséggel még most is megta-lálható körülöttünk. Régóta bizonyos, hogy az Univerzumban megfi-gyelhető struktúrák (galaxisok és galaxishalmazok) létrejöttéhez sokkal több anyagra van szükség, mint amennyit a kibocsátott fénye alapján távcsöveinkkel közvetlenül meg tudunk figyelni. Ha feltételezzük, hogy a hiányzó, úgynevezett sötét anyag egy részét fekete lyukak és egyéb sűrű objektumok alkotják, akkor is csak mintegy tíz százalékát magya-ráztuk meg a szükséges gravitáló anyagmennyiségnek. A maradék ki-lencven százalékra jó eséllyel pályáznak ezek a hagyományos anyagfaj-tákkal szinte alig kölcsönható szuperszimmetrikus részecskék (Ferrer et al, 2006).

Bár műszereink közvetlenül nem érzékelhetik őket, detektálásukra mégiscsak ígérkezik lehetőség, ugyanis ezek saját maguk antirészecskéi is egyben. Véletlen ütközéseikkor megsemmisülnek, és a legegyszerűbb esetben két, a részecskék nyugalmi tömegével megegyező energiájú gamma-foton indul útjára, egymással ellentétes irányban. Amennyiben a


188

GLAST egy ilyen jól meghatározott energián a háttérzajnál sokkal több fotont észlel, az egyértelmű jele lehet egy eddig ismeretlen részecske létezésének. Ennek megtalálásában segít, hogy a sötét anyag a látható-hoz hasonlóan csomókba sűrűsödik, így a galaxisok irányából több fo-tonnak kell érkeznie. Ha időközben a CERN laboratóriumaiban sikerül-ne ilyen részecskéket találni, a GLAST méréseivel könnyen eldönthető lenne, hogy azok képesek-e kozmológiai időtávlatokban is szerepet ját-szani.

A földiekhez igen hasonló részecskegyorsítót találunk a világűrben is. A pulzárok, vagyis a gyorsan forgó, nagy mágneses térrel rendelkező fiatal neutroncsillagok a töltött részecskéket sokkal nagyobb energiára tudják felgyorsítani, mint amire az LHC képes lesz. Az itt végbemenő, mindezidáig ismeretlen reakciók vizsgálatára jó lehetőséget nyújt az azokban létrejövő gammasugárzás megfigyelése.

Fizikai elméletek ellenőrzése

Einstein speciális relativitáselméletének alapgondolata, miszerint a fizi-ka törvényei minden állandó sebességgel mozgó megfigyelő számára azonosak, maga után vonja, hogy a fény vákuumbeli terjedési sebessége független a hullámhosszától (Einstein, 1905). A gravitáció kvantumel-méletében ez azonban már nem teljesül. A legkisebb méretskálán a tér-idő nem sima, hanem fluktuál, amire a nagyobb energiájú (vagyis ki-sebb hullámhosszú) fotonok sokkal érzékenyebbek (Stecker, 2003). Így két megadott pont közötti út számukra hosszabbnak tűnik, vagyis azo-nos időben történő kibocsátásuk ellenére egy kicsivel később fognak megérkezni, mint kisebb energiájú társaik. A később tárgyalandó gam-makitörések ideális fényforrásul szolgálnak a jelenség megfigyeléséhez, ugyanis nagyjából azonos időben nagy mennyiségű, különféle energiájú gammasugárzást bocsátanak ki. Mivel legtöbbjük tőlünk igen távol – több milliárd fényévnyire – következik be, az amúgy apró effektus már mérhetővé válik, egyes jóslatok szerint az alacsony- és nagyenergiás fotonok beérkezése közötti időkülönbség a tíz milliszekundumot is meghaladhatja, amit a LAT detektor már könnyedén kimutat.

Egyes fizikai elméletek szerint léteznek a téridőnek olyan extra tér-dimenziói, amelyek a hétköznapi anyag viselkedését nem befolyásolják, azonban ha ezen dimenziók mérete kellőképpen nagy, a gravitációban


189

fontos szerepet játszhatnak. Ezek szerint a gravitációs kölcsönhatás közvetítő részecskéjének, a gravitonnak van egy különös testvére, amely ebben a megnövelt dimenziószámú térben terjed (Ordonez et al, 1985). Szupernóva robbanásokban és egyéb nagy energia-kibocsátással járó eseményekben ilyen részecskék is szépszámmal keletkezhetnek, ame-lyek azután már ismert részecskékké, köztük gamma-fotonokká bomla-nak. Ha a GLAST érzékeny műszere nem talál ilyen jelenségre utaló nyomot, az erősen megkérdőjelezi ezen elméletek egy részének létjogo-sultságát.

A GBM detektorrendszere

A GLAST másik műszere, a GBM a NASA Marshall Space Flight Cen-ter (MSFC) kutatóközpontjában épült meg. A kísérlet vezetői Charles Meegan és Jochen Greiner. A gammakitörések vizsgálatára készült GBM tizennégy darab szcintillációs detektorból áll, amelyek mérési tartománya 8 keV és 25 MeV közé esik. Ezeket úgy helyeztek el a mű-hold oldalain (4. ábra), hogy együttes látóterük teljesen lefedje az ég-boltnak azt a részét, amelyet a Föld éppen nem árnyékol le.

4. ábra: A GBM detektorainak elhelyezkedése a GLAST műholdon [1]


190

Az elrendezés további sajátossága, hogy bármely irányból érkező felvil-lanást egyszerre legalább négy detektor is észlel. Ez lehetővé teszi, hogy a háromszögelés módszerével rövid idő alatt nagy pontossággal megha-tározza a hirtelen felvillanó gammakitörések helyzetét, ugyanis a külön-féle irányokba álló detektorok felületére eltérő mennyiségű foton esik be. A tizenkét nátrium-jodid (NaI) detektor és a két darab, nagyobb energiatartományban megbízhatóbb bizmut-germanát (BGO) szcintillá-tor igen jó időbeli és energia szerinti felbontással szolgál a megfigyelt kitörések lefolyásáról.

A GBM hasonló funkciót tölt be a GLAST fedélzetén, mint egy évti-zeddel korábbi elődje, a CGRO Burst and Transient Source Experiment (BATSE) műszere, amelynek máig a legnagyobb összefüggő gammaki-törés adatbázist köszönhetjük (a két eszköz összehasonlítása a 2. táblázatban található). A két műszer közötti különbség leginkább ab-ban nyilvánul meg, hogy a GBM hamarabb és pontosabban tudja meg-határozni a kitörések irányát, mint a BATSE, így jelzésére a LAT és más egyéb távcsövek hamarabb tudnak az adott irányba fordulni. [4]

BATSE GBM

Mérési energiatar-tomány

8 keV-től > 25 MeV-ig

25 keV-től 10 MeV-ig

Látószög > 8 sr Energiafelbontás1 < 10% < 10% Holtidő 10 μs Kitörés érzékenység2 < 0,5 cm-2s-1 0,2 cm-2s-1 Kitörés helyének meghatározása3 15° 25’

Kitörés érzékenység4 < 1,0 cm-2s-1 0,3 cm-2s-1 1 1σ, 0,1-től 1 MeV-ig 2 50-től 300 keV-ig, 5σ detektálás, földi analizálást követően 3 Fedélzeti számítás alapján, 1 sec-os kitörés, 10 cm-2s-1 fluxus, 50 - 300 keV 4 Fedélzeti trigger kritérium, 50 - 300 keV

2. táblázat: A GBM és a BATSE összehasonlítása [1]


191

A gammakitörések vizsgálata

A gammakitörések (GRB, azaz gamma-ray burst) felfedezése a vélet-lennek és közvetve a hidegháborúnak köszönhető. Négy évvel azután, hogy a nagyhatalmak 1963-ban aláírták a kísérleti atomrobbantások korlátozásáról szóló egyezményt, az Egyesült Államok felbocsátotta a gamma-detektorokkal felszerelt Vela katonai műholdcsaládot, amelynek célja az volt, hogy leleplezze a Szovjetunió esetleges űrbéli atomkísérle-teit. A műszerek rövid idő alatt több eseményt is észleltek, azonban ha-marosan bebizonyosodott, hogy a detektált gamma-fotonok nem szár-mazhatnak a keresett nukleáris robbantásokból.

A láthatólag a világűr minden irányából érkező, igen rövid ideig tar-tó, ellenben rettentően nagy energiájú felvillanások nemzetvédelmi okokból azonban csak évekkel később, kerülhettek először publikálásra (Klebesadel et al, 1973).

A gammakitörések felfedezése után több csillagászati kutatóműhol-don helyeztek el gamma-detektorokat, az első kizárólag e célra készített eszköz az 1991-től 2000-ig üzemelő Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) volt, amely már működésének első három hónapja alatt több kitörés irányát és spektrumát határozta meg, mint amennyit annak előtte ismertek. Fedélzetén négy műszer kapott helyet, amelyek közül a leg-fontosabb a nyolc darab nagy felületű nátriumjodid (NaI) detektorból álló Burst And Transient Source Experiment (BATSE) volt.

A detektorokat a téglatest alakú CGRO sarkain helyezték el, így egy adott kitörést több detektor is észlelt. Ezek együttes adataiból nagy pon-tossággal meghatározhatták a kitörések irányát. Kiderült, hogy eloszlá-suk az égbolton egyenletes (izotróp), amely azonnal rácáfolt azon elmé-letekre, amelyek szerint a kitörések forrása a galaxisunk magjában vagy tányérjában volna (Vavrek et al, 2004, Balázs, Bagoly et al, 2003, Mé-száros et al. 2000, Mészáros et al, 1999, Balázs, Mészáros et al. 1999, Balázs et al, 1998).

Időtartam és távolság

Időbeli lefolyásuk szerint az egyes felvillanások két jól elkülönülő — bár némileg átfedő — csoportba sorolhatók. Az első típus igen rövid ideig,


192

néhány tized másodpercig (átlag 0,3 sec) fénylik fel, és rendkívül nagy energiájú fotonok kisugárzásával jár. A második típus ellenben két má-sodpercnél is tovább tart (átlag 30 sec), viszont a kibocsátott fotonok energiája alacsonyabb az elsőénél. Mindebből arra lehetett következtetni, hogy a megfigyelt gammakitörések két egymástól különböző fizikai fo-lyamatban jöhettek létre. Több kutató ezen is túlmegy, és a rendelkezésre álló adatok alapján háromféle kitöréstípus mellett érvel (Varga et al, 2005, Hakkila, Giblin et al. 2003, Horváth 2003, Balázs, Mészáros et al. 2003, Horváth, 2002, Horváth, Balázs et al, 2006, Balastegui, Ruiz-Lapuente, Canal 2001, Mukherjee et al, 1998, Horváth 1998).

A felvillanások eredetére több elmélet is megpróbált magyarázatot adni, azonban mindegyik azt jósolta, hogy a hirtelen gamma-kitöréseket alacsonyabb hullámhosszú utófénylésnek kell kísérnie. 1997-ben a hol-land-olasz együttműködésben épült BeppoSAX műhold röntgensugárzást tapasztalt egy nem sokkal azelőtt felfénylett gammakitörés helyén (Cos-ta et al, 1997). Később optikai hullámhosszakon is megfigyelték a jelen-séget, és megállapították, hogy a kitörések távoli galaxisokból származ-nak. Vöröseltolódás mérések alapján kiderült, hogy a sugárforrások át-lagos távolsága nyolcmilliárd fényév, de találtak olyan kitörést is, amelynek fénye több mint tizenkétmilliárd évet utazott idáig. A kitöré-sek kozmikus eredete ezzel bizonyosságot nyert (Mészáros et al, 2006, Balázs, Hetesi et al, 2006, Bagoly, Mészáros et al. 1998, Horváth et al, 1996).

Napjainkban a Swift és a HETE-2 műholdak már statisztikai szem-pontból is sok kitörésnél figyeltek meg utófényt és mértek meg vöröseltolódást. Érdemes megemlíteni, hogy a Swift által mért vöröseltolódások átlaga (z=2,6) jelentősen eltér a más műholdak által mértektől (z=1,2) (Bagoly et al, 2006, Veres et al. 2006, Veres, 2007). Korábban léteztek módszerek, amelyek pusztán gammatartománybeli mérésekre alapozva adtak becslést a vöröseltolódásra, ezek hibája azon-ban igen nagy volt (Bagoly et al, 2003).

A kitörések forrásai

A távoli eredet miatt le kellett vonni a következtetést, miszerint a gam-makitöréseket kiváltó folyamatban sokkal rövidebb idő alatt, sokkal nagyobb energia szabadul fel, mint amekkorát bármely eddig ismert


193

folyamat megenged. Ha az energia-kibocsátást izotrópnak feltételezzük (1051-1054 erg), nagyjából azzal egyenértékű, mintha a Nap teljes töme-ge néhány tizedmásodperc alatt szétsugározna. Az energia ilyen mérté-kű felszabadulására két általánosan elfogadott elmélet létezik.

A hosszabb ideig tartó, de lágyabb, azaz az energia nagy részét in-kább kisebb energiájú fotonokban kisugárzó kitöréstípust az úgyneve-zett hipernova jelenségével magyarázzák. Ha egy legalább negyven naptömegű csillag elégeti nukleáris fűtőanyagát, végül fekete lyukká esik össze. Amennyiben a csillag tengely körüli forgása gyors, a bezu-hanó anyag egy úgynevezett akkréciós korongba sűrűsödik össze. Ekkor a csillaganyag jelentős része az egyenlítő síkjában, spirális pályán szá-guld a középpont felé, ami a hatalmas gravitációs erő következtében egyfajta generátorként működik. Vagyis energiává alakítja az akkréciós korong anyagának egy részét, két igen vékony, forgástengely irányú nyalábban (jet) kisugározva azt.

Ezt az elképzelést támasztja alá, hogy a pontosabb megfigyelések szerint az ilyen kitörések mindig a galaxisoknak azon aktív vidékeiről származnak, ahol éppen csillagkeletkezés folyik. Ugyanis itt jönnek létre azok a nagy tömegű, éppen ezért igen rövid életű csillagok, ame-lyek halálakor megfigyelhető a jelenség. Egy másik bizonyíték, hogy több ilyen kitörés helyén egyúttal szupernóva robbanást is megfigyeltek, ennek közepén marad végül a fekete lyuk. Az pedig, hogy a gammasu-gárzás csupán két szűk nyalábban indul útjára, jelentősen, akár három nagyságrenddel is lecsökkenti a kitöréshez szükséges energia mennyi-ségét. Ez persze azt is jelenti, hogy csak akkor vesszük észre a jelensé-get, ha a jetek éppen felénk mutatnak.

A rövid, de keményebb kitörések keletkezését neutroncsillag kettő-sök összeolvadásával próbálják magyarázni. A neutroncsillag nagy — de az előbb említetteknél jóval kisebb — tömegű csillagok halálakor keletkezik, anyaga sűrűbb, mint bármi másé az univerzumban. A két, egymás körül keringő neutroncsillag az általános relativitáselmélet sze-rint gravitációs hullámokat sugároz ki, amelynek következtében energiát veszít, és spirális pályán egyre közelebb kerül egymáshoz.

Az ütközéskor fekete lyuk keletkezik, körülötte egy hatalmas, relativisztikus sebességgel táguló tűzgolyóval, amely a környező gáz-csomóknak ütközve gamma- és röntgensugárzást bocsát ki. A mérések alapján az ilyen típusú gamma-kitörések általában nem jönnek olyan messziről, mint a hosszúak, és keletkezési helyük is változatosabb.


194

A GLAST szerepe

A jelenleg szolgálatot teljesítő, gammakitörések megfigyelésével fog-lalkozó űrteleszkópok nem képesek arra, hogy a gammatartományban jó felbontást adjanak. Utoljára nyolc évvel ezelőtt, a CGRO végzett részle-tes megfigyeléseket, jelenleg is az ő nevéhez fűződik a legnagyobb kitö-rés adatbázis. A GLAST várhatóan mind az adatok terjedelmében, mind a részletességében meghaladja majd elődjét, és segítségével pontosabb ismereteink lesznek arról, mi zajlik le abban a néhány másodpercben, amelyben annyi energia szabadul fel, amihez hasonlót sehol máshol nem látunk.

A GLAST két műszere, a LAT és a GBM jól kiegészítik egymást, előbbi a nagyobb, utóbbi a kisebb energiákon figyeli meg a gammakitö-réseket. Mivel a GBM látótere a teljes égboltot lefedi, kitörés észlelése esetén időben jelezni tudja irányát a LAT-nak – és a többi, a földön vagy a világűrben elhelyezett teleszkópnak. A GBM méréseiből kataló-gust kívánnak létrehozni, amely többek között tartalmazza a kitörések fluenciáját, csúcsfényességét és időbeli lezajlását. Az állandó adatrögzí-tésnek köszönhetően utólag olyan gammakitörések nyomai után is lehe-tőség lesz keresni, amelyeket valós időben nem észleltek a detektorok. Ez háromszorosára növeli a GBM érzékenységét (0,35 foton/cm2/s). A két műszer együttes megfigyelései magyarázattal szolgálhatnak a gam-makitörések alacsony- (keV/MeV) és nagyenergiájú (GeV) gamma-foton kibocsátása közötti kapcsolatra, amely megfelelő detektorok híján a mai napig nem tisztázott. Emellett az eddigieknél sokkal részletesebb energiaspektrumot adhatnak, ugyanis a jelenleg rendelkezésre álló ada-tok nem mutatják meg egyértelműen, milyen módon történik az energia kibocsátása. [3]

A cikk elkészítését az OTKA T048870 és T075072 téma támogatta.


195

Felhasznált irodalom

1. Bagoly, Z., et al. 2003, A&A, 398, 919

2. Bagoly, Z., et al. 2006, A&A, 453, 797

3. Bagoly, Z., Mészáros, A., et al. 1998, ApJ, 498, 342

4. Balastegui, A., Ruiz-Lapuente, P., & Canal, R. 2001, MNRAS, 328, 283

5. Balázs, L.G., Bagoly, Z., et al. 2003, A&A, 401, 129

6. Balázs, L.G., et al. 1998, A&A, 339, 1

7. Balázs, L.G., Hetesi, Z., et al. 2006, Astronomische Nach, 327, 917

8. Balázs, L.G., Mészáros, A., et al. 1999, A&A Suppl, 138, 417

9. Balázs, L.G., Mészáros, P., et al. 2003, GRB Afterglow Astr. 662, 137

10. Cooper, F., Khare, A., Sukhatme, U. 1995, Phys.Rep., 251, 267

11. Costa, E., et al. 1997, Nature, 387, 783

12. Einstein, A. 1905, Annalen der Physik, 17, 891

13. Ferrer, F., Krauss, L., Profumo, S. 2006, Phys.Rev., D74, 115007

14. Hakkila, J., Giblin, T.W., et al. 2003, ApJ, 582, 320

15. Hawking, S.W. 1975, Commun.Math.Phys., 43, 199

16. Horváth, I. 1998, ApJ, 508, 757

17. Horváth, I. 2002, A&A, 392, 791

18. Horváth, I. 2003, C Modern Astr, 3, 439

19. Horváth, I., Balázs, L.G., et al. 2006, A&A, 447, 23

20. Horváth, I., et al. 1996, ApJ, 470, 56

21. Klebesadel, R.W., et al. 1973, ApJ, 182, 85

22. Mészáros, A., et al. 1999, AIP, 526, 102

23. Mészáros, A., et al. 2000, ApJ, 539, 98

24. Mészáros, A., et al. 2006, A&A, 455, 785


196

25. Mukherjee, S., et al. 1998, ApJ, 508, 314

26. Ordonez, C.R., Rubin, M.A. 1985, Nucl.Phys.B, 260, 456

27. Stecker, F.W. 2003, Astropart.Phys., 20, 85

28. Varga, B., et al. 2005, N Cimento, 28, 861

29. Vavrek, R., et al. 2004, Baltic Astr, 13, 231

30. Veres, P. Bolyai Szemle, 2007. XVI/1, 249

31. Veres, P., et al. 2006, Nuovo C.B, 121, 1609

[1] http://glast.gsfc.nasa.gov/

[2] http://glast.gsfc.nasa.gov/ssc/

[3] http://gammaray.nsstc.nasa.gov/gbm/

[4] http://www-glast.stanford.edu/

Documents

ÚJ FEJEZET A NAGYENERGIÁJÚ ASZTROFIZIKÁBAN A …archiv.uni-nke.hu/downloads/bsz/bszemle2008/1/13_karcsaibalazs.pdf · nak ki, vagyis szépen lassan elpárolognak. Minél kisebb