Fishman Gerald J. Hartmann Dieter H. - Błyski gamma, świat nauki
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
B¸yski gamma
Zagadka najpot«ýniejszych wybuchw
we Wszechæwiecie jest bliska rozwizania
Gerald J. Fishman i Dieter H. Hartmann
nasze niebo rozæwietlaj po-
t«ýne b¸yski promieni gam-
ma, niedostrzegalne ludzkim wzrokiem,
jednakýe wykrywalne przez instrumen-
ty astronomiczne. rd¸a tego promie-
niowania prawdopodobnie w cigu se-
kund lub minut wyæwiecaj wi«cej
energii niý S¸oÄce w 10 mld lat, a wi«c
w czasie ca¸ego swojego ýycia. Pytania:
Gdzie znajduj si« rd¸a tych b¸yskw?,
W jaki sposb zgromadzi tak ogrom-
n energi«? Ð s zagadk, ktr astrono-
mowie prbuj rozwiza juý od 30 lat.
Zjawiska te stanowi jednak trudny
orzech do zgryzienia. B¸yski pojawiaj
si« na niebie nieoczekiwanie i znikaj,
nie pozostawiajc jak dotd ýadnych
wykrywalnych æladw.
Poszcz«æci¸o si« nam 28 lutego br.
Jeden z takich b¸yskw, trwajcy oko¸o
80 s, zosta¸ wykryty przez w¸osko-ho-
lenderskiego satelit«
Beppo-SAX
. Moni-
tor promieni gamma ustali¸ z dok¸ad-
noæci do kilku minut ¸uku miejsce na
niebie, gdzie pojawi¸ si« w b¸ysk (na-
zwany po prostu GRB 970228) w kon-
stelacji Oriona mniej wi«cej w po¸owie
odleg¸oæci pomi«dzy gwiazdami Alpha
Tauri i Gamma Orionis. W cigu oæmiu
godzin obs¸uga satelity w Rzymie ob-
rci¸a go tak, ýe moýna by¸o obserwo-
wa ten sam obszar nieba teleskopem
rentgenowskim. Wykryto tam gasnce
rd¸o promieni rentgenowskich (fal
elektromagnetycznych o energii nieco
niýszej niý promienie gamma) i uda¸o
si« wyznaczy jego pozycj« z dok¸adno-
æci do jednej minuty ¸uku.
Nigdy dotychczas nie zlokalizowano
b¸ysku gamma tak szybko i na dodatek
z tak duý dok¸adnoæci, umoýliwiaj-
c poszukiwania pot«ýnym teleskopom
optycznym o polu widzenia wielkoæci
paru sekund ¸uku. Na Wyspach Kana-
ryjskich grupa astronomw pod kierow-
nictwem Jana van Paradijsa z Uniwer-
sytetu w Amsterdamie i University of
Alabama w Huntsville dowiedzia¸a si«
o tym odkryciu poczt elektroniczn.
W tym czasie prowadzili oni obserwa-
cje miejsc pochodzenia innych b¸yskw
za pomoc 4.2-metrowego teleskopu
im. Williama Herschela. Zrobili oni
zdj«cie obszaru nieba, skd pochodzi¸
GRB 970228 zaledwie w 21 godzin po sa-
mym b¸ysku. Osiem dni pniej powt-
rzyli obserwacj« i zauwaýyli, ýe jedna
plamka znikn«¸a w porwnaniu z po-
przedni fotografi [
ilustracja na stronie 39
].
Ale na tym nie koniec. 13 marca New
Technology Telescope (NTT) w La Silla
w Chile przeprowadzi¸ d¸ug obserwa-
cj« tejýe plamki i znalaz¸ rozcig¸, nie-
regularn chmurk«.
Kosmiczny Teleskop
HubbleÕa
pokaza¸ zaæ, ýe sk¸ada si« ona
z jasnego rd¸a punktowego na tle nie-
co wyd¸uýonej otoczki. Wielu naukow-
cw sdzi, ýe jest to galaktyka, lecz w
czasie pisania tego artyku¸u obiekt nie
zosta¸ jeszcze zidentyfikowany.
Jeæli by¸aby to rzeczywiæcie galaktyka,
jak wymagaj bieýce teorie, musia¸a-
by si« znajdowa w najdalszych za-
ktkach obserwowalnej przestrzeni.
Znaczy¸oby to, ýe b¸yski gamma zwi-
zane s z najsilniejszymi wybuchami
we Wszechæwiecie.
Nie spe¸nione oczekiwania
Dla naukowcw badajcych b¸yski
gamma to odkrycie jest przys¸owiowym
ãotarciem ¸ezÓ po dwch niedawnych
poraýkach. W listopadzie 1996
High
Energy Transient Explorer (HETE)
, sa-
telita wyposaýony w instrumenty do
bardzo dok¸adnej lokalizacji b¸yskw
gamma, nie oddzieli¸ si« od rakiety, kt-
ra wynios¸a go na orbit«. Wkrtce po-
tem w grudniu 1996 rosyjska sonda
Mars 96
wyposaýona w kilka detekto-
rw promieni gamma spad¸a do Pacyfi-
ku po awarii rakiety noænej. Te misje
stanowi¸y cz«æ kampanii poszukujcej
rde¸ b¸yskw gamma. Spoærd no-
wych satelitw wyposaýonych w in-
strumenty do detekcji promieni gamma
uda¸ si« jedynie
Beppo-SAX
(ekspery-
mentem tym kieruj Luigi Piro, Enrico
Costa i John Heise), ktrego start nast-
pi¸ 20 kwietnia 1996.
BüYSK PROMIENIOWANIA z g¸«bin ko-
smosu pada na Ziemi« i na detektory sate-
lity
Beppo-SAX
. Mimo jego wielkiego na-
t«ýenia nie moýna go zobaczy, poniewaý
jest zbyt wysokiej cz«stotliwoæci. Teleskopy
skierowane w miejsce niedawnego b¸y-
sku GRB 970228 wykry¸y poæwiat« w za-
kresie widzialnym, ktra utrzymywa¸a
si« na niebie przez kilka tygodni.
36 å
WIAT
N
AUKI
WrzesieÄ 1997
M
niej wi«cej trzy razy dziennie
B¸yski gamma zosta¸y odkryte przy-
padkowo w koÄcu lat szeædziesitych
przez satelity serii
Vela
amerykaÄskie-
go Departamentu Obrony. Mia¸y one za
zadanie wykry radzieckie tajne wybu-
chy nuklearne w przestrzeni kosmicz-
nej Ð by moýe nawet ukryte po drugiej
stronie Ksi«ýyca. Znalaz¸y jednak b¸y-
ski promieniowania pochodzenia poza-
ziemskiego. Po kilku latach analiz da-
nych, w 1973 roku, naukowcy doszli do
wniosku, ýe odkryli nowe zjawisko.
Wkrtce detektory umieszczone na
innych statkach kosmicznych potwier-
dzi¸y istnienie takich b¸yskw. Te wst«p-
ne obserwacje pocign«¸y za sob lawi-
n« spekulacji na temat pochodzenia
b¸yskw gamma; brano pod uwag«
czarne dziury, supernowe czy teý g«ste
i ciemne pozosta¸oæci gwiazdowe zwa-
ne gwiazdami neutronowymi. Zarw-
no wtedy, jak i teraz istnia¸o wiele zna-
kw zapytania. Nikt nie wiedzia¸, czy
b¸yski znajduj si« w odleg¸oæci ãzale-
dwieÓ stu, czy teý kilku miliardw lat
æwietlnych. W konsekwencji moýna by-
¸o tylko zgadywa, jak duýa energia jest
z nimi zwizana.
W po¸owie lat osiemdziesitych na-
ukowcy byli zgodni, ýe b¸yski gamma
pochodz z niedalekich gwiazd neutro-
nowych w naszej Galaktyce. Teorety-
kw zaintrygowa¸y zw¸aszcza ciemne
linie w widmach (widmo to promienio-
wanie roz¸oýone na poszczeglne d¸ugo-
æci fali, jak np. æwiat¸o widzialne roz-
szczepione przez pryzmat) niektrych
b¸yskw wskazujcych na obecnoæ sil-
nych pl magnetycznych. Postulowa-
no, ýe promienie gamma produkowa-
ne s przez elektrony rozp«dzane do
pr«dkoæci relatywistycznych, kiedy li-
nie pola magnetycznego gwiazdy neu-
tronowej si« ¸cz. Podobne zjawisko,
cho na mniejsz skal«, prowadzi do
turbulencji s¸onecznych.
W kwietniu 1991 roku prom kosmicz-
ny
Atlantis
wynis¸ na orbit«
Compton
Gamma Ray Observatory,
na pok¸adzie
ktrego znajdowa¸ si« Burst and Tran-
sient Source Experiment (BATSE). Juý
po roku BATSE rozczarowa¸ wszystkich
oczekujcych na szybkie rozwizanie
zagadki. Rozk¸ad b¸yskw gamma na
niebie nie pokrywa¸ si« z Drog Mlecz-
n ani teý b¸yski nie by¸y zwizane z
bliskimi galaktykami lub grupami ga-
laktyk. W zamian za to by¸y one roz-
mieszczone izotropowo, to znaczy po
rwno z kaýdego kierunku na niebie.
Teoretycy napr«dce dostosowali do te-
go model galaktyczny: teraz b¸yski mia-
¸y pochodzi z wielkiego sferycznego
halo wok¸ naszej Galaktyki.
Jedyny problem takiej hipotezy pole-
ga na tym, ýe Ziemia leýy na peryferiach
naszej Galaktyki, mniej wi«cej 30 000 lat
æwietlnych od jej centrum. Jeýeli znale-
libyæmy si« w pobliýu ærodka galaktycz-
40
KRZYWA BLASKU BüYSKU GRB 970228,
zmierzona przez satelity
Ulysses
i
Bep-
po SAX
, charakteryzuje si« krtkim i ja-
snym pulsem promieni gamma.
Cecha charakterystyczna b¸yskw,
ktra najbardziej utrudnia ich wyja-
ænienie, to wielka rýnorodnoæ. B¸ysk
moýe trwa od 30 ms do prawie 1000 s;
w jednym przypadku trwa¸ nawet
1.6 godz. Jedne b¸yski odznaczaj si«
krtkimi pulsami, pomi«dzy ktrymi
nie stwierdza si« ýadnej wykrywalnej
emisji, natomiast inne maj g¸adkie
krzywe blasku. Rwnie skomplikowane
s ich widma, w gruncie rzeczy kolory,
cho niewidoczne dla oka. Wi«kszoæ
energii w b¸ysku zawarta jest w widmie
pomi«dzy stoma tysicami a milionem
elektronowoltw, co wskazuje, ýe ma-
my do czynienia z bardzo gorcym r-
d¸em. (Fotony w zakresie optycznym,
g¸wnie emitowane przez S¸oÄce, maj
energi« kilku elektronowoltw.) Nie-
ktre b¸yski ewoluuj z czasem ku niý-
szym cz«stotliwoæciom, jak w promie-
niach rentgenowskich. Mimo ýe taki
ogon rentgenowski niesie ma¸o energii,
to jednak zawiera bardzo duýo fotonw.
Jeýeli b¸yski pochodz z odleg¸oæci
kosmologicznych, to ich energia musi
wynosi oko¸o 10
51
ergw. (Potrzeba
oko¸o 1000 ergw, aby podnieæ jeden
gram na wysokoæ jednego centymetra.)
Taka energia musi by wyemitowana
w cigu nie wi«cej niý kilku sekund
30
ULYSSES
(DETEKTOR ENERGII
W ZAKRESIE 20Ð145 keV)
20
10
gicznych, czyli mniej wi«cej 3Ð10 mld lat
æwietlnych. Na takich odleg¸oæciach b¸y-
ski powinny wykazywa efekty zwiza-
ne z rozszerzaniem Wszechæwiata. Bar-
dzo odleg¸e galaktyki oddalaj si« od nas
z duýymi pr«dkoæciami; wiemy o tym,
poniewaý wysy¸ane przez nie æwiat¸o
przesuni«te jest ku czerwieni, czyli ku
niýszym cz«stotliwoæciom. Podobnie b¸y-
ski gamma powinny pokaza przesuni«-
cie ku czerwieni, a takýe wyd¸uýenie cza-
su ich trwania.
Niestety, BATSE nie dostrzeg¸ w wid-
mach b¸yskw gamma jasnych lub ciem-
nych linii odpowiadajcych poszczegl-
nym pierwiastkom. (Nie stwierdzi¸ teý
ciemnych linii znalezionych przez wcze-
æniejsze satelity.) W kwietniu astrono-
mowie uzyskali widmo poæwiaty po
GRB 970228 za pomoc Teleskopu Ke-
cka na Hawajach. Jest ono g¸adkie, sto-
sunkowo czerwone i nie zawiera ýad-
nych charakterystycznych linii. Jed-
nakýe Jay Norris z NASA Goddard
Space Flight Center i Robert Mallozzi
z University of Alabama w Huntsville
przeprowadzili analiz« statystyczn ob-
serwowanych b¸yskw, z ktrej wy-
nika, ýe najs¸absze, a jednoczeænie naj-
dalsze b¸yski wykazuj zarwno prze-
suni«cie ku czerwieni, jak i trwaj d¸u-
ýej niý jasne, czyli bliskie, b¸yski. Istnie-
j jednak inne (kontrowersyjne) wyja-
ænienia tych analiz.
0
Ð10
160
120
BEPPO-SAX
(DETEKTOR ENERGII
W ZAKRESIE 40Ð600 keV)
80
40
0
0 0 0
30
40 50 60 70 80 90 100
CZAS (SEKUNDY)
nego halo, musia¸oby ono mie ogrom-
ne rozmiary Ð jego promieÄ wynosi¸by
co najmniej 600 000 lat æwietlnych. Gdy-
by tak by¸o, to wwczas halo Androme-
dy Ð naszej ssiedniej galaktyki Ð by¸o-
by rwnie rozcig¸e i powinno pojawi
si« w rozk¸adzie b¸yskw na niebie. Jed-
nakýe tak si« nie sta¸o. (W specjalnych
modelach, w ktrych b¸yski s skolimo-
wane w kierunku ruchu gwiazd neu-
tronowych, ten problem nie istnieje.)
Ta jednorodnoæ (izotropia) przeko-
na¸a wi«kszoæ astrofizykw, ýe b¸yski
dochodz do nas z odleg¸oæci kosmolo-
ZDJ¢CIE POåWIATY BüYSKU w promie-
niach rentgenowskich wykonane przez
Bep-
po-SAX
28 lutego br.
(z lewej)
pomog¸o zlo-
kalizowa go z dok¸adnoæci do paru minut
¸uku, co pozwoli¸o na poszukiwania za po-
moc teleskopw naziemnych. rd¸o by-
¸o znacznie s¸absze 3 marca
(z prawej)
.
+12¡00'
N
+11¡54'
E
+11¡48'
+11¡42'
+11¡36'
5
h
02
m
09
s
5
h
01
m
15
s
5
h
02
m
09
s
5
h
01
m
15
s
38 å
WIAT
N
AUKI
WrzesieÄ 1997
RîDüO OPTYCZNE
ZDJ¢CIA OPTYCZNE obszaru b¸ysku wy-
konane przez teleskop im. Williama Her-
schela na Wyspach Kanaryjskich 28 lutego
(u gry)
i 8 marca
(na dole)
. Jednego z punk-
cikw widocznego na grnym zdj«ciu nie
ma na dolnym.
Dar z Izraelskiego Instytutu Technolo-
gicznego w Hajfie zaproponowali model
z kul ogniow o nieznanym pochodze-
niu, ale zawierajc metale ci«ýkie. Go-
rce jony ýelaza lub niklu mog¸yby wy-
emitowa wwczas promienie gamma
w wyniku oddzia¸ywania ze æwiat¸em
pobliskich gwiazd. Symulacje pokaza-
¸y, ýe krzywe blasku takich b¸yskw s
bardzo podobne do obserwowanych,
jednakýe istnienie kuli ogniowej z¸oýo-
nej z metali ci«ýkich wydaje si« ma¸o
prawdopodobne.
Kolejny popularny model wykorzy-
stuje pot«ýne pola magnetyczne przy-
pominajce ogromne dynama, ktre na-
p«dzaj ærodki galaktyk. Teoretycy
postuluj, ýe kolizja dwch gwiazd do-
wolnego typu da¸aby nie kul« ognist,
lecz czarn dziur« otoczon grubym wi-
rujcym dyskiem z pozosta¸oæci gwiaz-
dowych. Taki dysk istnia¸by bardzo
krtko, ale pola magnetyczne by¸yby
w nim ogromne, nawet 10
15
razy wyýsze
niý ziemskie. W podobny sposb jak
w zwyk¸ym dynamie pole to zamienia-
¸oby energi« rotacji w dwa wyp¸ywy
wzd¸uý osi rotacji.
We wn«trzach takich wyp¸yww (ob-
szarach najbliýszych osi obrotu) nie by-
¸oby protonw. Relatywistyczne elektro-
ny mog¸yby wi«c wytworzy skupione,
intensywne pulsy promieni gamma. Mi-
mo ýe jest jeszcze wiele szczeg¸w do
rozpracowania, wi«kszoæ modeli wska-
zuje na to, ýe zderzenia gwiazd s na
pierwszym miejscu w kolejce do wyja-
ænienia b¸yskw gamma.
B¸yski gamma s tematem oko¸o 2500
artyku¸w naukowych; mniej wi«cej jed-
RîDüO OPTYCZNE
tworzc fotony. Niestety, taki proces jest
bardzo ma¸o wydajny i symulacje
æwiadcz, ýe nie powstaje w ten sposb
wystarczajca iloæ fotonw.
Sytuacja si« pogarsza, jeæli w kuli
ognistej znajdzie si« za duýo ci«ýkich
czstek, takich jak protony, poniewaý
zmniejsza to energi« promieni gamma.
Naleýy oczekiwa takiego ãzanieczysz-
czeniaÓ protonami, poniewaý w wyniku
kolizji gwiazd neutronowych wydzie-
la si« multum czstek. Ca¸a energia
jest zamieniana na energi« kinetyczn
protonw i niewiele pozostaje na pro-
mieniowanie. Wyjæcie z tego dylematu
zaproponowali Peter Mszros z Penn-
sylvania State University i Martin
J. Rees z University of Cambridge. Roz-
szerzajca si« kula ognista Ð w gruncie
rzeczy gorce protony Ð uderza w s-
siadujce gazy, tworzc fal« uderzenio-
w, a elektrony przyspieszane przez po-
la elektromagnetyczne w takiej fali
emituj promienie gamma.
Powyýszy scenariusz moýe zawiera
urozmaicenia: tzw. wewn«trzne fale
uderzeniowe, ktre pojawiaj si«, gdy
poszczeglne fragmenty kuli ognistej
zderzaj si« ze sob z pr«dkoæciami re-
latywistycznymi, wytwarzajc promie-
nie gamma. Oba modele przewiduj, ýe
po b¸ysku nastpi d¸uga poæwiata w
promieniach rentgenowskich i w æwie-
tle widzialnym. W szczeglnoæci Mario
Vietri z Obserwatorium Astronomicz-
nego w Rzymie przewidzia¸ wykrywal-
n poæwiat« w promieniach rentgenow-
skich trwajc miesic po b¸ysku, a takýe
stwierdzi¸, ýe taka poæwiata si« nie po-
jawia, jeæli b¸yski pochodz z galaktycz-
nego halo. GRB 970228 potwierdzi¸ te
przewidywania. Jednakýe nadal pozo-
staj nie wyjaænione pewne problemy:
kolizja obiektw w uk¸adzie podwj-
nym nast«puje tylko raz, co nie t¸uma-
czy niektrych d¸ugich b¸yskw. Na
przyk¸ad w zesz¸ym roku BATSE zaob-
serwowa¸ b¸ysk trwajcy 1100 s, ktry
na dodatek prawdopodobnie powtrzy¸
si« po dwch dniach.
Istniej teý inne sposoby uzyskania
promieni gamma. Nir Shaviv i Arnon
N
E
w bardzo ma¸ej obj«toæci Ð oko¸o kilku-
dziesi«ciu kilometrw. Wydaje si«, ýe
mamy do czynienia z kul ogniow.
Kosmiczna katastrofa
Jak moýna wyobrazi sobie okolicz-
noæci, w ktrych powstaje odpowiednio
energetyczna kula ognista? Wi«kszoæ
teoretykw opowiada si« za scenariu-
szem, w ktrym kolapsuje uk¸ad podwj-
ny gwiazd neutronowych [patrz: Tsvi Pi-
ran, ãPodwjne gwiazdy neutronoweÓ;
åwiat Nauki
, lipiec 1995]. W takich uk¸a-
dach energia wizania wydzielana jest
w postaci promieniowania grawitacyj-
nego. W rezultacie gwiazdy poruszaj
si« po spiralach i w koÄcu ¸cz si«, two-
rzc czarn dziur«. Teoretycznie ocenia
si«, ýe wydarzenie takie w typowej ga-
laktyce nast«puje mniej wi«cej raz na od
dziesi«ciu do stu milionw lat. W prze-
strzeni obserwowanej przez BATSE znaj-
duje si« oko¸o 10 mld galaktyk; daje to
mniej wi«cej 1000 b¸yskw rocznie na
niebie, co zgadza si« z obserwacjami.
W innych wariantach tego scenariu-
sza gwiazda neutronowa, zwyk¸a gwia-
zda lub teý bia¸y karze¸ zderza si« z czar-
n dziur. Szczeg¸y takich kolizji s
przedmiotem intensywnych badaÄ. Nie-
mniej jednak teoretycy s zgodni, ýe za-
nim dwie gwiazdy neutronowe utwo-
rz czarn dziur«, wydziel energi«
wielkoæci aý 10
53
ergw. Energia ta emi-
towana jest w postaci neutrin i antyneu-
trin, ktre jakoæ musz wyprodukowa
promienie gamma. Wymaga to ¸aÄcu-
cha reakcji; neutrina zderzaj si« z an-
tyneutrinami, tworzc pary elektrono-
wo-pozytonowe, te z kolei anihiluj,
Gü¢BOKIE ZDJ¢CIE optycznej poæwiaty
po GRB 970228 wykonane przez
Kosmicz-
ny Teleskop HubbleÕ
a. Poæwiata
(blisko ærod-
ka grnego zdj«cia)
, ma w tle s¸ab wyd¸u-
ýon chmurk«, b«dc by moýe galakty-
k, w ktrej wydarzy¸ si« b¸ysk.
å
WIAT
N
AUKI
WrzesieÄ 1997
39
+90¡
+180¡
Ð180¡
Ð90¡
ROZKüAD BüYSKîW GAMMA NA NIEBIE zmierzony przez Burst and Transient Source Experiment (BATSE) nie wykazuje ko-
relacji z Drog Mleczn
(linia pozioma wzd¸uý rwnika)
. BATSE znajduje si« na pok¸adzie
Compton Gamma Ray Observatory
, tu pokaza-
nym podczas umieszczania na orbicie
(na zdj«ciu z prawej)
.
na publikacja przypada na kaýdy zare-
jestrowany b¸ysk. Ich krtkotrwa¸oæ
utrudnia prowadzenie obserwacji wie-
loma instrumentami, a znikomoæ da-
nych obserwacyjnych prowadzi zwykle
do mnogoæci teorii.
Jeæli ktryæ z satelitw zaobserwo-
wa¸by soczewkowany b¸ysk, to ww-
czas wiedzielibyæmy, ýe b¸yski wyst«-
puj na odleg¸oæciach kosmologicznych.
Mog¸oby to si« wydarzy, gdyby jakaæ
galaktyka lub inne masywne cia¸o sta¸o
si« soczewk grawitacyjn i zakrzywi¸o
promienie gamma z b¸ysku. Jeæli æwia-
t¸o z odleg¸ej gwiazdy jest ogniskowane
w ten sposb, to widzimy jej wiele obra-
zw u¸oýonych w postaci ¸ukw wok¸
soczewki. Istniejce obecnie detektory
nie s w stanie zlokalizowa kierunku
pochodzenia promieni gamma z tak du-
ý dok¸adnoæci.
Ponadto b¸yski to nie sta¸e rd¸a
æwiat¸a jak gwiazdy. Soczewkowany
b¸ysk dostrzeglibyæmy jako dwa b¸yski
z tego samego miejsca na niebie, o iden-
tycznych widmach i krzywych blasku,
ale o rýnych nat«ýeniach i w rýnych
odst«pach czasu. Rýnica w czasie de-
tekcji by¸aby zwizana z rýnic d¸ugo-
æci drg optycznych przez soczewk« dla
poszczeglnych promieni.
Potrzebne s obserwacje innego ro-
dzaju promieniowania w czasie b¸y-
skw, aby dok¸adniej okreæli ich po-
chodzenie. Jeszcze lepiej by¸oby ziden-
tyfikowa samo rd¸o. Do czasu przy-
padkowej obserwacji GRB 970228, kt-
rego poæwiata trwa¸a wystarczajco d¸u-
go, aby mc j zobaczy, takie iden-
tyfikacje by¸y bardzo niepewne. W ce-
lu znalezienia kolejnego rd¸a trzeba
b«dzie bardzo dok¸adnie i szybko loka-
lizowa b¸yski.
Ulysses
i
Wind
(BATSE w tym czasie by¸
przes¸oni«ty Ziemi). Procedura jest nie-
stety powolna, trwa w najlepszym ra-
zie 8 godzin.
Czas jest na wag« z¸ota, jeæli mamy
skierowa rýne teleskopy na b¸ysk
w czasie jego trwania. Scott Barthelmy
z Universities Space Research Associa-
tion w NASA Goddard Space Flight
Center utworzy¸ system zwany BACO-
DINE (BAtse COordinates DIstribution
NEtwork), by przekazywa dane o po-
zycjach b¸yskw z BATSE do telesko-
pw naziemnych w cigu kilku sekund.
BATSE to system oæmiu detektorw
promieni gamma umieszczonych na
oæmiu rogach satelity
Compton
i skiero-
wanych w rýne strony. Porwnujc na-
t«ýenie promieniowania w tych detekto-
rach, moýna uzyska pozycj« b¸ysku
z dok¸adnoæci do paru stopni w cigu
kilku sekund. Bardzo cz«sto BACODI-
NE potrafi zlokalizowa b¸ysk jeszcze
w czasie jego trwania. Pozycja b¸ysku jest
przekazywana przez Internet do kilku-
dziesi«ciu oærodkw na ca¸ej kuli ziem-
skiej. W pi« sekund pniej automatycz-
ne teleskopy w Lawrence Livermore
National Laboratory przekr«caj si«
w kierunku b¸ysku.
Niestety, jedynie szybkie, ma¸e tele-
skopy, ktre nie mog dostrzec s¸abych
rde¸, bior udzia¸ w tym przedsi«-
wzi«ciu. Na przyk¸ad urzdzenia z Li-
vermore nie zobaczy¸yby poæwiaty po
GRB 970228, chyba ýe jasnoæ optyczna
zaraz po b¸ysku jest duýo wi«ksza niý
obserwowana pniej, jak to sugeruj
niektrzy naukowcy. Potrzebne s tele-
skopy sto razy czulsze. Takie æredniej
wielkoæci instrumenty musia¸yby by
automatycznie sterowane, aby mc
szybko skierowa si« w stron« b¸ysku.
Musia¸yby teý mie moýliwoæ przeszu-
kiwania duýych obszarw nieba. Jeæli
dostrzeg¸yby poæwiat«, to wwczas
wielkie teleskopy jak
Hubble
czy Keck
szuka¸yby juý samych rde¸.
W oczekiwaniu na b¸yski
Juý od wczesnych lat siedemdziesi-
tych Kevin Hurley z University of Cali-
fornia w Berkeley i Thomas Cline z NA-
SA Goddard Space Flight Center pracuj
nad utrzymaniem ãmi«dzyplanetarnej
sieciÕÕ instrumentw gamma. Staraj si«
oni zainstalowa detektor promieni gam-
ma na pok¸adzie kaýdego satelity, jeæli
jest to tylko moýliwe, lub teý wysy¸a
wyspecjalizowane sondy. Ich pomys¸
polega na tym, aby uzyska pozycj«
z dok¸adnoæci do sekund ¸uku po-
przez porwnanie czasu przybycia b¸y-
sku do satelitw znajdujcych si« w
znacznych odleg¸oæciach od siebie. Z ro-
ku na rok sie ta wyglda lepiej lub
gorzej w zaleýnoæci od
liczby satelitw bior-
cych udzia¸ w tym pro-
gramie, a takýe odleg¸o-
æci pomi«dzy nimi. W
chwili obecnej jest pi«
instrumentw: BATSE,
Beppo-SAX
i satelita
wojskowy
DMSP
, wszy-
stkie krý wok¸ Zie-
mi;
Ulysses
wysoko po-
nad p¸aszczyzn Uk¸a-
du S¸onecznego i
Wind
na orbicie s¸onecznej.
Do triangulacji b¸y-
sku GRB 970228 uýyto
danych z
Beppo-SAX
,
AUTOMATYCZNE TELESKOPY na wzgrzu w pobliýu
Lawrence Livermore National Laboratory poszukuj b¸y-
skw w cigu sekund od ich zlokalizowania przez BATSE.
40 å
WIAT
N
AUKI
WrzesieÄ 1997
[ Pobierz całość w formacie PDF ]