po angielsku

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego

 

Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Listopad 2020

< poprzedni Archiwum

Rozbłyski gamma związane z kilonowymi: zasadzka na nowe świece standardowe

Skuteczne narzędzie służące do lepszego poznania i sklasyfikowania rozbłysków gamma (GRB) celem umożliwienia ich wykorzystania w charakterze wyznaczników historii ekspansji Wszechświata oraz zrozumienia zachodzących w nich, tajemniczych i szeroko dyskutowanych mechanizmów fizycznych zostało niedawno zaprezentowane przez międzynarodowy zespół badaczy kierowany przez dr. hab. Marię Dainotti, adiunkta na Uniwersytecie Jagiellońskim i naukowca w RIKEN oraz Space Science Institute w Kolorado.

Ilustracja 1: Satelita NASA Swift zaobserwował ponad tysiąc błysków gamma. Źródło: NASA.

Praca naukowa zaakceptowana przez Astrophysical Journal obejmuje statystyczną analizę właściwości wciąż jeszcze tajemniczych błysków gamma i ma na celu zdefiniowanie różnych cech obserwacyjnych ich poszczególnych podklas. Tym razem autorzy zwracają szczególną uwagę na te GRB, które są fizycznie związane z kilonowymi, jak i na to, jak ich nowo określone próbki pozwalają wydłużyć naszą linijkę kosmologiczną do odległości sięgających najstarszych populacji gwiazd (tak zwanych gwiazd populacji III) – a zatem aż do 13,2 miliarda lat świetlnych.

Wszystkie obiekty linijki kosmologicznej to jej swoiste podziałki, nazywane też często świecami standardowymi. To obiekty o znanej jasności absolutnej. Znając ich jasności absolutne możemy łatwo obliczyć odległość do danego obiektu na podstawie jego zmierzonej na Ziemi jasności względnej. Podobnie, światło tej samej świecy będzie jawiło się nam jako słabsze, gdy będzie ona położona dużo dalej do nas niż inne.

Błyski gamma (GRB, gamma-ray bursts) są najbardziej jasnymi i gwałtownymi z krótkotrwałych zjawisk kosmicznych, jakie pojawiają się we Wszechświecie od czasu samego Wielkiego Wybuchu. Są tak potężne, że w ciągu kilku sekund emitują równowartość energii produkowanej przez Słońce przez całe jego życie. Dzięki temu można je obserwować nawet przy niewiarygodnie wysokich wartościach przesunięcia ku czerwieni z – także wtedy, gdy miały swój początek znacznie dalej niż supernowe typu Ia (SNe Ia), które obserwujemy dziś nawet do odległości rzędu 11 miliardów lat świetlnych. Daje to możliwość wykorzystania tych astrofizycznych obiektów w celu badania różnych zagadnień kosmologicznych, które mogą zmienić nasze obecne modele dotyczące historii i ewolucji Wszechświata. Aby osiągnąć ten cel, należy jednak przedtem w pełni zrozumieć mechanizm fizyczny stojący za GRB. Tego natomiast jak dotąd nie osiągnięto, bowiem mimo dziesięcioleci obserwacji nie udało się jeszcze wypracować kompleksowego modelu, który byłby w stanie wyjaśnić wszystkie mechanizmy działania tych obiektów. Zaproponowano wiele możliwych, stojących za nimi przyczyn fizycznych, takich jak eksplozja niezwykle masywnej gwiazdy (długotrwałe błyski gamma) czy połączenie się dwóch zwartych obiektów (krótkotrwałe GRB). Opracowano również wiele modeli dotyczących ich silnika centralnego, którym może być czarna dziura, gwiazda neutronowa (NS, neutron star) lub szybko wirująca, nowo narodzona i silnie namagnesowana gwiazda neutronowa nazywana magnetarem.

Kilonowe (KNe) to astrofizyczne obiekty powiązane z krótkotrwałymi GRB, będące jednocześnie końcowymi eksplozjami zachodzącymi po połączeniu się ze sobą dwóch zwartych obiektów takich jak na przykład gwiazdy neutornowe. Wykrycie emisji promieniowania rentgenowskiego w lokalizacji na niebie zgodnej z wystąpieniem przejściowego zjawiska kilonowej może zapewnić brakujący łącznik obserwacyjny pomiędzy krótkimi błyskami gamma i falami grawitacyjnymi produkowanymi w wyniki połączenia się takich gwiazd. Pierwsze w historii wykrycie kilonowej powiązanej z emisją fal grawitacyjnych i krótkim błyskiem gamma, czyli obiektu GRB 170817, otworzyło nową erę obserwacji i badań teoretycznych. Brakującym elementem tej długiej układanki jest teraz korelacja cech obserwacyjnych KNe i GRB, którą przedstawiono w omawianym artykule.

Choć wszystkie GRB obserwowane są z pomocą tego samego satelity (Neil Gehrels Swift Observatory NASA), ich właściwości są silnie zróżnicowane w zakresie kilku rzędów wielkości. Dotyczy to nie tylko fazy ich emisji natychmiastowej (czyli tej, którą widzimy przede wszystkim na falach gamma), ale także wydłużonej fazy poświaty (która następuje po emisji natychmiastowej i jest obserwowana w szerokim zakresie długości fal). Stąd kluczowym punktem artykułu, którego głównym autorem jest dr hab. Maria Dainotti, jest polowanie na te cechy, które pozostają niezmienniczo zgodne ze specyficznymi klasami GRB.


Ilustracja 2. Zależość LX-T*X-Lpeak dla próbki krótkotrwałych błysków gamma z osobno wyszczególnionymi przypadkami KN-SGRB. Warto zauważyć, że na wykresie wszystkie błyski KN-SGRBs (zaznaczone na żółto) leżą poniżej płaszczyzny najlepszego dopasowania. Źródło: Publikacja zespołu.


Zespół odkrył korelację 3D, czyli związek między następującymi trzema zmiennymi określającymi pewną płaszczyznę: czasem trwania fazy plateau promieniowania rentgenowskiego, jej jasnością oraz jasnością emisji promienia gamma w punkcie szczytu emisji natychmiastowej. Zobrazowane na wykresie odległości GRB od takiej płaszczyzny zdefiniowanej dla danej klasy błysków gamma pozwalają określić, czy dany GRB należy do tej konkretnej klasy, wykazując różne cechy związane z korelacją 3D. Omawiane badania dowodzą również, że choć łączne zdarzenia GRB-KN (błysk gamma powiązany z kilonową) są podpróbką większej klasy krótkotrwałych GRB (na wykresie zaznaczonej jako czerwone prostopadłościany), to wykazują też pewne szczególne cechy obserwacyjne: w rzeczywistości wszystkie z nich (żółte dwudziestościany) znajdują się poniżej płaszczyzny podstawowej dla krótkotrwałych GRB, co dobrze obrazuje ilustracja 1.


Ilustracja 3. Histogram odległości dla płaszczyzny dla krótkotrwałych błysków gamma, dla KN-SGRB i SGRBs, po uwzględnieniu poprawek na efekty selekcji i efekty ewolucyjne. Źródło: Publikacja Zespołu.


W analizie tej uwzględniono błędy selekcji i efekty ewolucyjne (to, jak cechy zmienne GRB zmieniają się wraz z ich przesunięciem ku czerwieni) i wykazano, że wyniki zespołu nadal prowadzą do wykorzystania płaszczyzny GRBs-KNe w charakterze doskonałego narzędzia do zastosowań kosmologicznych. W rzeczywistości płaszczyzna GRBs-KNe wykazuje najmniejszą obserwowaną odległość od tej płaszczyzny głównej, a zatem najlepszą dokładność dopasowania. W tym przypadku rozrzut ten jest o 29% mniejszy niż w poprzedniej analizie (Wykres 2; publikacja NASA z 2016). Warto na koniec dodać, że omawiany tu wynik zespołu został osiągnięty w naturalny sposób, bez wprowadzania dodatkowych kryteriów obserwacyjnych, jak miało to miejsce we wcześniejszych badaniach. Stawia go to o krok dalej w przedstawianej analizie.

Ponadto płaszczyzna KNe wciąż wykazuje bardzo małą odległość od płaszczyzny głównej, gdy uwzględni się ewolucję kosmologiczną GRB (Ilustracja 3). Im najmniejsza odległość punktów pomiarowych od płaszczyzny, tym bardziej użyteczna jest ta płaszczyzna jako narzędzie kosmologiczne. Ogromną zaletą korzystania z GRB stowarzyszomnych z kilonowymi jest także to, że zdarzenia GRB-KNe mają bardziej zrozumiały dla nas proces emisji fizycznej w porównaniu z innymi obserwowanymi klasami GRB. Zatem ważny krok naprzód w tych badaniach polega na tym, że właśnie ta próbka posiada fizyczne ugruntowanie związane z relacją płaszczyzny podstawowej, niezależnie od cech fazy plateau, które mogą się znacznie różnić w zależności od różnych GRB.

Oryginalna publikacja: Prof. Maria Giovanna Dainotti, Aleksander Lenart, Giuseppe Sarracino, Shigehiro Nagataki, Salvatore Capozziello, Nissim Fraija; The X-ray fundamental plane of the Platinum Sample, the Kilonovae and the SNe Ib/c associated with GRBs, ApJ 2020 (DOI: 10.3847/1538-4357/abbe8a).


Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego.



Kontakt:


Maria Giovanna Dainotti
Obserwatorium Astronomiczne UJ
M.Dainotti [at] oa.uj.edu.pl

TKGS