Záblesky gama I.

Záhada je více než třicet let stará. Vojenské družice Vela, které měly kontrolovat sovětské jaderné výbuchy v zemské atmosféře, začaly koncem 60. let registrovat podivná vzplanutí záření gama přicházející z vesmíru. Astronomové se o tom oficiálně dověděli se značným zpožděním – první publikace ve vědeckém časopise je z roku 1973. Fyzikální podstata zábleskových zdrojů záření gama (Gamma Ray Bursts, GRB) je dosud skryta, ba co víc, stává se stále fantastičtější. Při záblescích (při jejich velkých vzdálenostech) se uvolňuje tolik energie, že kromě velkého třesku nevíme o jiném tak energetickém procesu ve vesmíru.

Téměř denně dopadá z kosmu na Zemi sprška velice energetických fotonů záření gama. Záblesky trvají od několika milisekund po několik minut a nelze předvídat, ze kterého místa na obloze přijdou. Jsou velmi intenzivní, často na okamžik přezáří všechny zbývající objekty pozorované na obloze v oboru gama dohromady. Nevíme přesně, jak a kde záblesky vznikají. Jestliže pocházejí z nejvzdálenějších končin vesmíru, pak jde o nejsilnější výbuchy v pozorovatelném vesmíru vůbec (dosahují fantastických 1044 wattů). Poslední novinky z tohoto roku hovoří dokonce o 1047 wattů, což je asi 1017 čili stokvadrilionkrát více, než vyzařuje naše Slunce (a zároveň více, než vyzáří celý zbývající vesmír dohromady).

V detektorech na družicích pozorujeme záblesky jako prudká zvýšení toku gama-záření z určitého směru. Časové profily (tedy závislost intenzity zjištěného záblesku na čase) jsou ovšem různé, od velice ostrých maxim až po složité struktury s řadou vrcholů. Stejně různorodé je trvání, od 2 ms po tisíce sekund. Pozoruhodné je, že nejvíce záblesků trvá buď kolem 0,3 s, nebo kolem 20 s. Kratší záblesky mívají tvrdší spektra. Typický záblesk gama má jednoduché spojité spektrum s většinou energie nad 50 kiloelektronvoltů. Spektra jednotlivých záblesků se většinou liší polohou maxima, popřípadě změnami spektra během trvání záblesku (maximum v nižších energiích nastává později).

Zajímavá data byla získána přístrojem EGRET, který zachytil dosud nejvyšší energii emitovanou gama-záblesky (20 gigaelektronvoltů), a to s maximem až 1,5 hodiny po záblesku gama. V astrofyzice je důležitá přítomnost spektrálních čar, ta však je u záblesků gama sporná. Spektrální čáry sice kdysi zpozorovala japonská družice GINGA a byly vykládány jako cyklotronové čáry vznikající v silných magnetických polích neutronových hvězd. Novější pozorování však přítomnost čar ve spektrech záblesků gama nepotvrzují.

Kde záblesky vznikají a jak často se opakují?

Asi před deseti lety se předpokládalo, že záblesky gama souvisejí se starými magnetickými hvězdami v naší Galaxii. Teprve velký počet zdrojů lokalizovaných experimentem BATSE prozradil, že záblesky nevykazují žádné zhuštění ke galaktickému rovníku, což by znamenalo, že z naší Galaxie nepocházejí. Pozorované rozmístění zdrojů na obloze nasvědčuje, že zdroje záblesků gama jsou buď velice blízko, někde za hranicemi sluneční soustavy, nebo naopak velmi daleko (v kosmologických vzdálenostech). Třetí možností by bylo (hypotetické) kulové halo kolem naší Galaxie.

Pro řadu teorií se stává „prubířským kamenem“ možnost, že se jev z téhož zdroje opakuje. Dnes již existuje katalog zdrojů detegovaných experimentem BATSE na družici CGRO, který obsahuje více než 2000 objektů. Tento soubor dat umožňuje řadu počítačových korelací a statistických srovnávání. Nic dosud nenasvědčovalo tomu, že by se záblesky gama detegované BATSE opakovaly z téhož zdroje (o malé výrazně odlišné skupině se zmíním později). Data z družice CGRO však mohou vyloučit pouze opakování po několika málo (maximálně sedmi) letech (starší záznamy neexistují). Jedna výjimka však přece „potvrzuje pravidlo“, a tou je detekce čtyř jevů z téže oblasti na obloze v rozmezí dvou dnů. Statistická analýza prokazuje, že náhodná kumulace čtyř záblesků na jednom místě je velmi nepravděpodobná, pokud nepřipustíme možnost, že jeden z jevů byl pokračováním jevu předchozího. Pak bychom ale měli co činit s nejdelším známým trváním záblesku. Tyto studie jsou mimořádně významné pro určení fyzikálního modelu zdroje záblesků (řada obecně přijímaných modelů opakování nepředpokládá). Problém je však v tom, že „čtyřnásobný“ záblesk gama je v celé dosavadní historii jevem ojedinělým, což je vždy podezřelé.

Krom toho se s ohledem na velikou vzdálenost jevů očekávají jevy gravitačního čočkování, jimiž by mohlo být způsobeno i opakování záblesků (dosud však nebyl žádný gravitačně čočkovaný záblesk potvrzen).

Modely

Za třicet let studia záhady bylo předloženo více než 250 modelů záblesků gama, žádný z nich však nevysvětluje úplně všechny pozorované vlastnosti. Data z družice CGRO vymezují tři hlavní kategorie modelů, schopné vysvětlit pozorované izotropní rozmístění záblesků. Poslední pozorování sice potvrzují kosmologické vzdálenosti několika zdrojů, dosud však nelze vyloučit možnost, že záblesky vznikají více než jedním mechanizmem.

• OORTOVO MRAČNO. Pozorované izotropní rozdělení zdrojů na obloze by bylo možno snadno vysvětlit jejich blízkostí. V tom případě by ani množství energie uvolňované ve zdroji nemuselo být nijak mimořádné. Původ v blízkosti naší sluneční soustavy je však obecně pokládán za málo pravděpodobný, protože neznáme ani objekty, ani fyzikální procesy, které by v tomto prostředí mohly takové záblesky vyvolávat. Byly sice předloženy modely, jako jsou srážky komet v Oortově mračnu (obklopujícím naši sluneční soustavu a tvořeném převážně kometárními jádry) nebo srážky kometárních jader s černými minidírami, jsou však pokládány za velmi nepravděpodobné.
• GALAKTICKÉ HALO. Model hypotetického rozsáhlého kulového hala, tedy obalu obklopujícího naši galaktickou soustavu, představuje v podstatě jediný způsob, jak uhájit galaktický původ zdrojů záblesků navzdory faktu, že jejich rozmístění nevykazuje koncentraci ani ke galaktickému centru, ani ke galaktickému rovníku. Průměr této obálky by však musel být podstatně větší než vzdálenost Země od středu Galaxie, jinak by nebylo možno vysvětlit pozorovanou izotropii rozmístění zdrojů. K hlavním námitkám proti tomuto modelu patří fakt, že není pozorována žádná zvýšená koncentrace záblesků z okolí blízké galaxie M31 v Andromedě ani z dalších blízkých galaktických soustav. Neexistují ani žádné jiné observační důkazy pro existenci takového obalu.
• KOSMOLOGICKÉ MODELY. Za nejpravděpodobnější jsou dnes pokládány modely umísťující zdroje záblesků gama do velkých vzdáleností. Tyto modely dávají astrofyzikům poměrně velké množství možných vysvětlení. Zdánlivá nehomogenita rozmístění záblesků (pozorujeme méně slabších, a tedy vzdálenějších zdrojů, než by odpovídalo homogennímu naplnění prostoru) by se dala vysvětlit projevy rudého posuvu a snad i evoluce objektů. Kosmologické modely však musí být schopny objasnit mimořádně velké vyzářené energie zdrojů. Pokud jsou zdroje záblesků opravdu tak daleko, musí v maximu vyzařovat až 1044 wattů (podle nejnovějších výsledků dokonce 1047 wattů), což by byly nejsilnější známé erupce v celém vesmíru.

  K favoritům donedávna patřily hypotézy založené na srážkách kompaktních objektů, zejména neutronových hvězd, mimo jiné proto, že u klasických záblesků gama dosud nebylo spolehlivě prokázáno opakování. Kosmologický původ záblesků by se možná dal prokázat (kromě přímé identifikace s extragalaktickými zdroji) i nepřímo, kdyby se podařilo potvrdit časovou dilataci (tedy protažení relativistickými jevy) vzdálenějších zdrojů nebo zkreslení gravitační čočkou (lensing). Jako gravitační čočka by mohla působit galaxie ležící mezi pozorovatelem a zdrojem záblesku gama. Dilatace dosud nebyla bezpečně prokázána, což je způsobeno především odlišností výsledků různých skupin. Přesto dnes její existenci předpokládá většina odborníků a některé skupiny ji odvodily statisticky. Projevy gravitační čočky nebyly prokázány vůbec žádným způsobem.

Zdroje záblesků, které se vymykají charakteristice

Ne všechny detegované záblesky vykazují uvedenou obecnou charakteristiku. Několik málo zdrojů se od ostatních výrazně liší.

• MĚKKÉ REKURENTNÍ ZDROJE (Soft Gamma Ray Repeaters, SGR). Čtyři zdroje se vymykají ostatním, především proto, že mají velmi měkká spektra a četná opakování (rekurence). Zatím se pozorovalo mezi 7 a 100 vzplanutími od jednoho zdroje. Víme, že jde o jevy související s pozůstatky supernov, a to buď v Galaxii naší, nebo ve Velkém Magellanově mračnu. Přesto není ani fyzikální podstata měkkých opakovaných zdrojů vysvětlena spolehlivě. Rentgenová pozorování zdroje záblesku SGR1806-20 sice prokázala, že tento zdroj souvisí s galaktickým pozůstatkem supernovy G10.0-0.3, a další ze skupiny zdrojů, SGR1900+14, leží poblíž galaktického pozůstatku supernovy G42.8+06. To vedlo k domněnce, že protějšky uvedených zdrojů jsou pleriony (objekty vytvářené synchrotronovou emisí mladých pulzarů). Ovšem na druhé straně jsou tyto zdroje oproti plerionickým pozůstatkům supernov pozorovány velice vzácně. Zdá se tedy, že může jít o zcela nové projevy neutronových hvězd. Pro dva zjištěné záblesky s měkkými spektry existují i možné hvězdné protějšky, ale teprve další pozorování by tuto souvislost mohla potvrdit. Na místech zmíněných měkkých opakovaných zdrojů jsou také pozorovány prachové zdroje, avšak jejich souvislost se záblesky je zatím nejasná. Pro třetí a nejdříve objevený zdroj SGR0525-66 v pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu sice existuje pravděpodobný rentgenový protějšek, nikoli však hvězdný. A tak ani rekurentní zdroje zatím nejsou zcela pochopeny. Hypotetická vysvětlení jejich aktivity sahají od magnetarů (procesů v ultrasilném magnetickém poli) až po samoabsorpci emise chladnoucích elektronů v magnetických polích neutronových hvězd či dopady (akreci) planet nebo komet na neutronové hvězdy.
• BLÝSKÁNÍ V JÁDŘE MLÉČNÉ DRÁHY. Velice zvláštní je zdroj pulzů gama-záření objevený 2. 12. 1995 v centru naší Galaxie. Přístroj BATSE zaznamenal celkem 2000 jeho vzplanutí! Objekt navíc vykazoval periodické změny intenzity podobné těm, jaké známe u pulzarů. Tento „vybuchující pulzar“ je zatím jediným objektem toho druhu a jeho vysvětlení je záhadou.
• BLÝSKÁ SE I ZE ZEMSKÉHO POVRCHU. K záhadám patří krátké intenzivní pulzy záření gama přicházejícího od Země (zřejmě z vyšších oblastí atmosféry). Svým způsobem je to ironie, protože americké družice Vela, které kdysi objevily záblesky z kosmu, byly navrženy tak, aby zachycovaly podobné jevy přicházející ze Země... Zdá se, že zmíněné pulzy záření souvisejí s oblastmi intenzivních tropických bouří. Otázka jejich původu zřejmě leží mimo zájem astrofyziků a ani geofyzikové či meteorologové se jím dosud příliš nezabývali. Jedna z hypotéz hovoří o generování silnými elektrickými výboji – nabízí se tedy nový model pro generaci zdrojů záblesků jako celku.

Gama-oči orbitálních observatoří

Astrofyzika záření gama úzce souvisí s kosmickou technikou. Gama záření je totiž stejně jako rentgenové záření pohlcováno zemskou atmosférou, a tak jsme v jeho pozorování odkázáni na umělé družice Země a kosmické sondy. Výjimkou je gama emise velmi vysokých energií v oblasti teraelektronvoltů (TeV), kterou lze detegovat Čerenkovými detektory ze zemského povrchu. Po úspěšné detekci fotonů z několika aktivních galaktických jader se dnes tomuto oboru věnuje velká pozornost. Připravuje se stavba nových Čerenkových teleskopů, i s účastí našich odborníků (projekt Augerova teleskopu). Přímou obdobu záblesků gama však tyto přístroje dosud nezaznamenaly.

Detektory zaznamenávající záblesky gama měla či má na palubě řada družic a kosmických sond. Družicová síť Interplanetary Network 3 používá k vypočtení polohy záblesků triangulační metodu. Touto metodou je možné lokalizovat záblesky s přesností nanejvýš 2 úhlové minuty. Pozice takto určené patří nicméně k nejlepším, jaké máme k dispozici.

Pro triangulaci je ideální velký počet družic s gama-detektory na palubě. Američané z Kalifornské univerzity v Berkeley proto navrhují k umísťování na plánované družice malý přístroj nazývaný burtsman, který je obdobou pozemského walkmana. Kosmický burstman není v porovnání s walkmanem o mnoho větší, vejde se i na malé družice a kosmické sondy, které nejsou k výzkumu gama-záblesků primárně určeny. Přitom na základní detekci záblesků a jejich časů zcela postačí.

Hledají se protějšky zdrojů záblesků gama

Donedávna se předpokládalo, že záhada by mohla být vyřešena, kdyby se našly protějšky záblesků v jiném energetickém oboru, nejlépe již s identifikovanými objekty, z nichž záblesk pochází. První identifikace přinesly především informaci o tom, jak jsou zdroje záblesků daleko a kolik energie uvolňují.

• PRVNÍ NALEZENÉ OPTICKÉ ZDROJE. Jako první byl identifikován optický přechodný zdroj (optický transient, OT), který r. 1981 našel B. Schaefer na archivní astronomické desce v Harvardově observatoři v USA. Uvnitř malého chybového boxu se objevil optický objekt, jehož eruptivní charakter naznačoval, že by mohl být optickým protějškem záblesku gama. Krátce poté B. Schaefer nalezl na archivních deskách další dva objekty.

  Schaeferovy nálezy však nedlouho poté zpochybnila polská astronomka A. Zytkowová. Všechny tři desky byly z Harvardu později zapůjčeny Astronomickému ústavu AV ČR v Ondřejově, kde jsme je podrobně prostudovali. Došli jsme k závěru, že jeden objekt je naprosto reálný, zatímco zbylé dva by mohly být i kazy v emulzi. Nicméně OT1928 uvnitř lokalizace GRB791119 (vžilo se označování podle dat) se stal neoddiskutovatelnou realitou. Optický obrázek totiž vykazoval velice výraznou komu (vadu zobrazení způsobenou objektivem), nemohlo tudíž jít o kaz v emulzi. V chybové plošce uvedeného zdroje gama se tedy 51 let před vysokoenergetickým zábleskem objevil záblesk optický. Zda a jak spolu oba jevy souvisí, to zatím zůstává záhadou. Optický záblesk doprovázející gama-záblesk GRB990123 však definitivně prokázal, že krátké optické záblesky opravdu gama-záblesky doprovázejí.

• CO ŘÍKAJÍ DATA BOLIDOVÉ SÍTĚ? Je jasné, že ideální by bylo mít pro místa a časy záblesků kvalitní data ve viditelném světle, popřípadě z dalších spektrálních oborů. Souběžná optická data, tedy pozorování ve viditelném světle pokrývající pozice záblesků gama přesně v čase jejich aktivity, máme dnes k dispozici asi pro 95 záblesků. Jde téměř výlučně o data z bolidové fotografické sítě oddělení meziplanetární hmoty Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově. S výjimkou jednoho jevu 8 hodin po záblesku jsme nenašli žádnou odpovídající optickou emisi. Znamená to, že záblesky gama ve vizuálním oboru spektra nevyzařují? Dosavadní výsledky nás k takovému tvrzení neopravňují, ale spíše určují limity případné optické svítivosti. Souběžná optická data (snímky) totiž nemají vysokou citlivost – nelze z nich zjistit slabší sekundové záblesky než asi 2.– 3. magnituda, hvězdy pak slabší než 11. magnituda. Navíc jsou citlivá jen v červené barvě, v modré je jejich citlivost omezená. Lepší data však zatím neexistují, a tak jsme schopni říci jen tolik, že souběžná optická emise záblesků gama nepřevyšuje zmíněné limity.
• HONBA ZA ZÁBLESKEM. K pořízení citlivých optických záznamů slouží systémy rychle zprostředkovávající data z družic. K nejlepším patří systém GCN americké NASA, který umožňuje zjistit pozice záblesků zaznamenaných experimentem BATSE na družici CGRO během sekund po detekci. I přes rychlost distribuce bylo donedávna hlubší optické pozorování k dispozici nejrychleji 5 hodin 22 minut po záblesku (rekordu tehdy dosáhla observatoř na Kleti a měl limitní hvězdnou magnitudu 16). Dnešním rekordem jsou tři hodiny.

Proč se tak dlouho nedařilo získat kvalitní optická data rychleji po jevu? Naprostá většina jevů má jen velmi nepřesně určené pozice, a nelze je proto pozorovat, zejména většími přístroji. Mnoho záblesků nastává v místech a časech pro optická pozorování nepříhodných, takže se musí počkat, až se setmí nebo až pozice vyjde nad obzor. Pro družici BeppoSAX je technický limit 3 hodiny, dříve nelze informaci zpracovat ani rozeslat. Teprve v květnu 1997 se podařilo H. Pedersonovi z Kodaňské observatoře získat kvalitní optická data pro GRB970508 pouhé 3 hodiny po jevu. Detegoval na místě záblesku optický přechodný zdroj, máme však za to, že i v tomto případě šlo již jen o dosvit (tedy o optickou emisi vznikající při interakci rozšiřující se rázové vlny s okolním prostředím).

Pro několik dalších přesně lokalizovaných záblesků se však dosvit (opožděnou optickou emisi) zachytit nepodařilo, ač šlo o intenzivnější záblesky. Zdá se tedy, že dosvit provází jen některé jevy (asi polovinu), a dokonce není ani vyloučena antikorelace (čím slabší gama-emise, tím silnější ve viditelném světle, a naopak). Všichni se však shodují v tom, že teprve podrobná pozorování řady dalších jevů mohou do věci vnést jasno. Pokud by se antikorelace potvrdila, vysvětlilo by to možná, proč se dříve u řady studovaných intenzivních záblesků žádné optické projevy nezjistily.

Jasná není ani souvislost pozorovaných optických dosvitů s případným přímým projevem daného záblesku ve viditelném světle. Jak nasvědčují poslední spektrální měření v rentgenovém oboru z japonské družice ASCA pro GRB970828, svou roli zřejmě hraje i nečekaně silná absorpce, která může vést k silnému potlačení optické svítivosti objektu. Absorpce by mohla vysvětlit jak fakt, že optické dosvity nepozorujeme u všech GRB, tak různorodost pozorovaných optických projevů.

I malí mají šanci

Z družice CGRO nelze očekávat ročně víc než několik hlášených záblesků gama, které budou dost jasné (ty slabé mají příliš velké chyby v poloze) a nastanou pro dané pozorovací místo jednak v noci, jednak na viditelné části oblohy. Ani počet přesně lokalizovaných zdrojů získaných jiným způsobem nebude větší. EON (European Observation Network, Evropská pozorovací síť) má dnes 11 stanic (v ČR, Německu, Bulharsku a na Ukrajině) a jsou mezi nimi i malé hvězdárny. V ČR máme například dobrou zkušenost s observatoří v Úpici, která je vybavena širokoúhlou Maksutovou kamerou s fotografickým záznamem. V době používání citlivých astronomických CCD jako detektoru lze vědecky cenná data získat již i malým teleskopem o průměru 20 cm, přispět mohou i amatérští pozorovatelé.

Stručně se zmiňme o dalších možných cestách. Jednou z nich je již zmíněné pátrání po eruptivních protějšcích záblesků v archivních fotografiích oblohy.

Za předpokladu, že se záblesky opakují častěji než po sto letech, by se to vyplatilo. Pozice na fotografických deskách už dnes lze změřit velmi přesně a dále se analyzují velkými teleskopy v zahraničí (např. v Arizoně). Další možností, jak studovat zdroje záblesků, je prohledat velkými teleskopy chybové pozice těch, které byly přesně lokalizovány, a najít jejich klidové protějšky. Je to však obtížné, neboť i ty nejlepší lokalizace na snímcích z velkých teleskopů obsahují obrovská množství objektů.

Konečně trefa do černého

Léta 1997 a 1998 přinesla díky družici BeppoSAX ve studiu záblesků gama převratné novinky. Trefa do černého přišla hned s prvním objektem GRB970228, který byl zachycen nejen gama-detektorem, ale i jednou ze širokoúhlých rentgenových kamer na družici. To umožnilo určit pozici jevu s přesností na 3 úhlové minuty a asi 8 hodin po záblesku navést na jeho pozici citlivější úzkoúhlý teleskop se zorným polem asi 1 stupně. Ten pak zachytil nový, rychle slábnoucí rentgenový zdroj v pozici záblesku. A v témže místě byl pak Herschelovým teleskopem v La Palma nalezen i první optický protějšek záblesku gama. Hubblův kosmický teleskop nalezl těsně vedle slábnoucího optického zdroje slabou mlhovinku – zřejmě mateřskou galaxii objektu, první z řady následujících důkazů extragalaktického původu záblesků gama. Krátce nato 2. 4. 1997 BeppoSAX detegoval další záblesk, opět doprovázený rychle klesající rentgenovou emisí. Ačkoli šlo o intenzivní jev, nepodařilo se odpovídající optickou emisi najít.

Třetí záblesk byl detegován opět s doprovodnou poklesající rentgenovou emisí. Na místě byl nalezen i opticky proměnný objekt, který astronomy mátl tím, že se nejdříve zjasňoval a po dosažení maxima asi 2 dny po záblesku začal klesat (dosud je zaznamenán pokles asi o 5 magnitud). Keckovým teleskopem na Havaji se pak podařilo získat i optické spektrum s čarami odpovídajícími rudému posuvu z = 0,835, další přímý důkaz kosmologické vzdálenosti zdrojů. Krom toho byl pro tento objekt poprvé nalezen rádiový proměnný zdroj, a to na frekvenci 4,86 gigahertzů. Předpokládané zpoždění rádiové emise za emisí gama však nelze z dat jednoznačně prokázat. Minulý rok tedy znamenal průlom v odhalování více než třicetileté záhady. Nalezení rentgenových, optických a radiových dosvitů pro záblesky gama a jejich mateřských galaxií vedlo k podstatnému pokroku v chápání těchto astrofyzikálních objeků. A přesto vlastní emisní mechanizmus záblesků gama zůstává tajemstvím.