Εκλάμψεις Aκτίνων γ: Οι κατηγορίες των εκλάμψεων ακτίνων γ, αναφορά στις μακράς διάρκειας

Εισαγωγή

Στο προηγούμενο μέρος (Εκλάμψεις Ακτίνων γ: Οι Λαμπρότερες Εκρήξεις στο Σύμπαν), αφού αναφέραμε τα γενικά χαρακτηριστικά των GRBs και τα χωρίσαμε σε δύο πληθυσμούς (Short και Long), σας αφήσαμε με μια απορία: μήπως ανήκουν όλες οι εκλάμψεις ακτίνων γάμμα στην κατηγορία των long; Το ερώτημα αυτό έχει απασχολήσει σοβαρά τους ερευνητές που πρότειναν δύο τρόπους με τους οποίους θα ήταν δυνατή η ταύτιση των δύο πληθυσμών. Ο πρώτος αφορούσε το ενδεχόμενο της επικάλυψης μέρους του σήματος από θόρυβο, καθιστώντας αδύνατο τον εντοπισμό του υπόλοιπου σήματος, με συνέπεια την καταγραφή ενός short GRB αντί για long. Ο ισχυρισμός αυτός απορρίφθηκε όταν βρέθηκε πως η ένταση των δύο πρώτων κορυφών στα long GRBs είναι στατιστικά ίση και επομένως η επικάλυψη μόνο μέρους του σήματος δεν ήταν ρεαλιστικό σενάριο. Ο δεύτερος τοποθετεί τη γωνία παρατήρησης ως τον λόγο για τον οποίο παρατηρούμε long και short GRBs, αλλά αποτυγχάνει να εξηγήσει τις άλλες, πολυάριθμες διαφορές που έχουν βρεθεί μεταξύ των δύο πληθυσμών που θα αναφέρουμε τώρα. 

Long GRB

Στην κατηγορία των long GRBs ανήκουν αυτά των οποίων το 90% της ακτινοβολίας εκπέμπεται σε περισσότερο από δύο δευτερόλεπτα. Οι εκλάμψεις ακτίνων γάμμα που ικανοποιούν αυτό το κριτήριο συνήθως έχουν ένα πλήθος κοινών χαρακτηριστικών που τα διαχωρίζει από τα short GRBs. Ένα από αυτά τα χαρακτηριστικά είναι οι περιοχές στις οποίες εντοπίζονται: στατιστικά, τα long GRBs λαμβάνουν χώρα σε περιοχές με αστρογένεση και σε γαλαξίες με νεότερους πληθυσμούς αστέρων.

Όσον αφορά στο μηχανισμό παραγωγής τους, η ομοιότητα του φάσματος των long GRBs με το φάσμα υπερκαινοφανών τύπου Ic, καθώς και η εύρεση του hypernova SN 2003dh στο afterglow της long έκλαμψης GRB 030329, προτείνει πως τα δύο αυτά φαινόμενα συνδέονται στενά. Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ic οφείλονται στην κατάρρευση ενός μαζικού αστέρα ο οποίος δε διαθέτει κελύφη υδρογόνου και ηλίου (H και He, αντίστοιχα), οπότε παρατηρείται απουσία γραμμών απορρόφησης των στοιχείων αυτών. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, όμως, δε φαίνεται να είναι αρκετή για να εξηγήσει τις παρατηρούμενες λαμπρότητες των εκλάμψεων ακτίνων γάμμα, και συνεπώς η μάζα του αστέρα που καταρρέει θα πρέπει να ξεπερνάει τις 30 ηλιακές μάζες, καθιστώντας την έκρηξη μια hypernova, μια κατηγορία εξαιρετικά λαμπρών υπερκαινοφανών.

Ωστόσο, από παρατηρήσεις γνωρίζουμε πως ο αριθμός των hypernova είναι πολύ μεγαλύτερος από τον αριθμό των long GRBs και άρα πρέπει να ικανοποιούνται κάποιες επιπλέον προϋποθέσεις. Χωρίς να εισερχόμαστε σε λεπτομέρειες, το άστρο-προγεννήτορας θα πρέπει να περιστρέφεται με μεγάλη ταχύτητα ώστε να σχηματίζονται ισχυρά μαγνητικά πεδία και σχετικιστικές ροές. Αυτό τοποθετεί τη δημιουργία των long GRBs σε διπλά αστρικά συστήματα πολύ πιθανή, καθώς η γρήγορη περιστροφή μπορεί να επιτευχθεί ευκολότερα σε εκείνα, ενώ ταυτόχρονα είναι σύμφωνη με την έλλειψη κελυφών H και He λόγω ανταλλαγής στρωμάτων, ένα γνωστό φαινόμενο στα πολλαπλά συστήματα άστρων. Τέλος, παρατηρησιακά δεδομένα δείχνουν ότι πραγματοποιείται εκτίναξη υλικού στη διεύθυνση του άξονα περιστροφής του άστρου-προγεννήτορα με μικρή γωνία ανοίγματος. Συνεπώς, η κατανομή του υλικού δεν είναι ισοτροπική, αλλά συγκεντρωμένη σε μια δομή μορφής πίδακα, καθιστώντας τον αριθμό των παρατηρούμενων εκλάμψεων ακτίνων γάμμα ένα μικρό κλάσμα του πραγματικού αριθμού. Το υλικό αυτό, αλληλεπιδρώντας με τη μεσοαστρική ύλη, παράγει την ακτινοβολία που εντοπίζουμε για μέρες ή μήνες και ονομάζουμε afterglow.

Στο τρίτο και τελευταίο μέρος του άρθρου θα αναλύσουμε τον δεύτερο τύπο εκλάμψεων ακτίνων γάμμα, τις short GRB, καθώς και τον τρόπο με τον οποίο είναι δυνατή η παραγωγή των τεράστιων ποσοτήτων ενέργειας που παρατηρούμε!