Gammasäteilyn purske

Taiteilijan vaikutelma kirkkaasta gammasäteestä puhkesi tähtimuodostumassa. Räjähdyksen energia säteilee kahdessa kapeassa, vastakkaisessa suunnassa.

Gamma-ray murtuu , gamma-ray murtuu , gamma-ray murtuu , tai gamma-säde räjähdyksiä ( Englanti gamma-ray murtuu , usein lyhennettynä GRB ) ovat purskeita energian erittäin korkean suorituskyvyn että maailmankaikkeus , joista suuria määriä sähkömagneettista säteilyä ulos.

Gammasäteilyn alkuperää ei ole vielä täysin selvitetty. Gammasäteilyn purske havaittiin ensimmäisen kerran 2. heinäkuuta 1967 amerikkalaisilla Vela-valvonta-satelliiteilla , joita käytettiin todellisuudessa maanpäällisten atomipommitestien havaitsemiseen . Vasta vuonna 1973 Los Alamosin kansallisen laboratorion tutkijat New Mexicossa päättivät varmuudella , että säteet tulivat avaruuden syvyyksistä satelliittien tietojen avulla.

Termi "gamma-ray burst" on todennäköisesti yleistynyt, koska Vela satelliitit on suunniteltu ja varustettu havaitsemaan gammasäteilyn päässä ydinasekokeista räjähdyksiä. Sähkömagneettista säteilyä, jonka fotonienergia on keV -alueella ja sitä korkeampaa, kutsutaan usein gammasäteilyksi, jos sen lähde ja alkuperä ovat tuntemattomia. Gammasalamat eivät koske gammasäteilyä kapeammassa, ydinfysikaalisessa mielessä.

Havaintoja

Gammasäteily purkaa enemmän energiaa kymmenessä sekunnissa kuin aurinko miljardeissa vuosissa. Säteilyn aikana gammasäteilypurske on kirkkaampi kuin kaikki muut gammasäteilylähteet taivaalla. Gammasäteilypurskeilla on myös jälkivalaistus optisessa ja röntgensäteilyssä, joka haalistuu hitaasti päivien ja viikkojen suuruisten jaksojen aikana.

NASAn Swift- tutkimussatelliitti rekisteröi tähän mennessä kirkkaimman havaitun gammasäteilyn 19. maaliskuuta 2008. Taudinpurkaus tuli 7,5 miljardin valovuoden päässä olevasta kohteesta. Hän oli 2,5 miljoonaa kertaa kirkkaampi kuin fluoresoiva voimakkain aikaisemmin havaittu supernova ja voisi olla ensimmäinen GRB ( englanninkielinen gammasäteilyn puhkeaminen) paljaalla silmällä. Tämä räjähdys luokiteltiin numerolla GRB 080319B .

Optinen jälkivalaistus gammasäteilystä GRB-990123 (valopiste valkoisessa neliössä ja suurennettu osa). Yllä oleva kaareva esine on galaksi, josta se on peräisin. Tämä on todennäköisesti muuttunut törmäyksessä toisen galaksin kanssa.

Gammasäteilyn säteily ei voi tunkeutua maan ilmakehään muuttumattomana. Siksi gammasäteilyn purskeet voivat

• suoraan vain avaruusteleskoopilla
• tai epäsuorasti mittaamalla ilmakehään vapautuvia toissijaisia ​​säteilysuihkuja.

Koska niiden lyhyt kesto ja suuri kirkkaus ja koska pieni spatiaalinen resoluutio satelliitin kaukoputket, gamma-ray murtuu ei voisi osoitetaan tiedossa (näkyvä) lähteistä eikä uskottava oletuksia niiden syyt. Aluksi salaman lähteiden oletettiin olevan Linnunradallamme , koska niin kirkkaat tapahtumat näyttivät fyysisesti selittämättömiltä kauempaa. Niiden tasaisesta jakautumisesta koko taivaalle voidaan kuitenkin päätellä, että nämä ovat galaktisia tapahtumia. Muuten he olisivat klusterin tasossa Linnunradan, jossa useimmat tähdet Linnunradan sijaitsevat, tai jos ne kuuluivat halo Linnunradan suuntaan galaktinen keskus.

Suuri edistys saavutettiin gammasäteilyn erittäin nopealla paikantamisella , jotta muut kaukoputket voidaan osoittaa automaattisesti sen sijaintiin taivaalla gammasäteilyn ollessa edelleen käynnissä . Avulla, että X-ray satelliitti bepposax , jälkihehkun gamma-ray-vilkkuu X-ray välillä voitiin havaita ensimmäistä kertaa vuonna 1997. Koska röntgenastronomian sijainninmääritys oli paljon tarkempaa , oli mahdollista tehdä kohdennettuja seurantahavaintoja UV- valossa ja näkyvässä valossa ja osoittaa ne tunnetuille lähteille. Gamma- säteilypurskeiden paikoista löydettiin kaukaisia galakseja, ja näin ollen oli mahdollista suoraan osoittaa, että gammasäteilyn purskeilla on galaktisia ulkopuolisia lähteitä.

kesto

Gammasäteilyn kesto on muutamasta sekunnista enintään muutamaan minuuttiin; kaksi tunnettua poikkeusta ovat GRB 060218 33 minuutin ajan ja GRB 110328A (Sw 1644 + 57), joiden kesto oli useita viikkoja.

GRB voidaan jakaa kahteen eri luokkaan niiden keston mukaan. Pitkät GRB: t kestävät keskimäärin noin 35 sekuntia ja erittäin pitkät GRB: t yli 10 000 sekuntia. Joissakin hyvin pitkissä GRB-soluissa ytimen romahtamisen supernova voidaan havaita samanaikaisesti gammasäteilyn kanssa .

4. syyskuuta 2005 NASAn Swift -satelliitti rekisteröi taudinpurkauksen, joka välähti 200 sekuntia, jolloin se oli yksi pitkästä GRB: stä. Se tuli alueelta 12,7 miljardin valovuoden päässä, eli suhteellisen nuoren maailmankaikkeuden ajalta . Tämä gammasäteilyn purske, jossa on merkintä GRB 050904, on yksi kaukaisimmista GRB: istä ja edusti tuolloin maailmankaikkeuden toiseksi vanhinta dokumentoitua tapahtumaa.

Sitä vastoin lyhyet GRB: t kestävät alle kaksi sekuntia. Optinen jälkihohdon tämän GRB on myös paljon lyhyempi kuin pitkä GRB. Se havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 2005. Lyhyillä GRB: llä on yleensä vaikeampia röntgensäteitä kuin pitkillä. Noin 30% kaikista lyhyistä GRB-arvoista seuraa erittäin vaihteleva röntgenpurske, joka kestää jopa 100 sekuntia. Tämä erilainen käyttäytyminen lyhyen GRB -luokan sisällä ehdottaa useampaa kuin yhtä alkuperämekanismia.

27. joulukuuta 2004 maapallo osui gamma- ja röntgenpurkaukseen GRB 041227 (21:30 UTC ) . Neutronitähti oli vapauttanut enemmän energiaa 0,2 sekunnissa kuin aurinko 150 000 vuoteen. Aaltorintama noin 50 000 valovuoden etäisyydellä lähteestä oli voimakkaampi kuin voimakkain auringon säteilymme koskaan mitattu. Australian tutkijat kertoivat, että neutronitähden SGR 1806-1820 jättiräjähdys teki siitä kirkkaamman kuin täysikuu kymmenes sekunnin ajan.

Ennakkotauko

Noin 15 prosentissa kaikista gammasäteilypurskeista on yksi tai useampi esiaste ( esiaste ). Tämä on gammasäteilyä, joka esiintyy jopa 100 sekuntia ennen pääepidemiaa ja jonka kirkkaus on noin 100 kertaa pienempi. Ennen pääpurkausta on yleensä vaihe, jossa säteilyä ei havaita. Spektri vastaa pääpurkauksen spektriä. Jos havaitaan useita esiasteita, niiden välillä on noin 10 sekunnin lepoajat.

spektri

Spektri gamma-ray burst 910,503th Logaritminen on piirretty spektrin fotoni tiheyden N (E) , jossa E ² skaalataan fotonin energia E . Punainen ja sininen funktiokaavio näyttää tässä esitetyn fenomenologisen kaavan kulun.

Säteily näyttää jatkuvan spektrin, jonka fotonienergiat ovat alle 1  keV MeV -alueelle asti. Useimmat spektrit voidaan kuvata jakamalla ne kahteen alueeseen. Alhaisten energioiden alueella, jopa muutama sata keV (GRB: stä riippuen), fotonien taajuus laskee eksponentiaalisesti fotonien energian kasvaessa. Korkean energian alueella hyperbolin taajuudet vähenevät edelleen . Koska energiaa esiintyy laajasti, yksittäisten kanavien taajuudet eroavat monilla kymmenen teholla. Siksi koko spektrin lineaarinen esitys yhdessä kaaviossa ei ole järkevää. Tehomäärä (taajuus · energia²) piirretään paremmin energiaa vastaan ​​kaksinkertaisella logaritmisella tavalla. Tämä esitys näyttää suurimman osan suurista spektreistä, nimittäin fotonienergialla, jolla suurin teho vastaanotettiin. Tämä huippuenergia on ominaista gammasäteilylle ja on keskimäärin 250 keV BATSE : n tutkimilla gammasäteilyillä .

Tarkka fenomenologinen malli jatkuvalle spektrille on:

${\ displaystyle N (E) \ sim {\ begin {case} {E ^ {\ alpha} \ exp \ left ({- {\ frac {E} {E_ {0}}}} \ right)} ja { \ text {for}} E \ leq (\ alfa - \ beta) E_ {0} \ \\ {\ vasen [{\ vasen ({\ alfa - \ beta} \ oikea) E_ {0}} \ oikea] ^ {\ vasen ({\ alfa - \ beta} \ oikea)} E ^ {\ beta} \ exp \ vasen ({\ beta - \ alfa} \ oikea)} ja {\ text {for}} E> (\ alfa - \ beta) E_ {0} \ \ end {tapaukset}}.}$

• ${\ displaystyle \ alpha}$ja ovat ilmaisia ​​parametreja;${\ displaystyle \ beta}$${\ displaystyle \ alpha \ noin -1, \ beta \ noin -2}$
• ${\ displaystyle E_ {0}}$on kytketty huippuenergiaan kautta .${\ displaystyle E_ {p}}$${\ displaystyle E_ {0} = {\ frac {E_ {p}} {2+ alfa}}}$

Saat ja tulokset: ${\ displaystyle \ alpha = -1}$${\ displaystyle \ beta = -2}$

${\ displaystyle N (E) = {\ begin {case} {E ^ {- 1} \ exp \ left ({- {\ frac {E} {E_ {p}}}} \ right)} ja {\ teksti {for}} E \ leq E_ {p} \\ E_ {p} E ^ {- 2} e ^ {- 1} ja {\ text {for}} E> E_ {p} \ \ end {tapaukset }}}$

Heikot yksittäiset spektriviivat ovat päällekkäin jatkuvuuden kanssa, mutta ne ovat voimakkaasti Doppler -laajennettuja . Tällaiset jatkuvan spektrin viivat antavat käsityksen säteilyn syntymisen fysikaalisista prosesseista. Vahva sininen siirto tarkoittaa, että räjähtävä aine liikkuu kohti tarkkailijaa erittäin suhteellisella nopeudella. Dopplerin laajeneminen johtuu voimakkaasta lämpöliikkeestä, joka johtuu emittoivan materiaalin korkeasta lämpötilasta.

Spektri ei ole vakio GRB: n keston aikana, mutta sitä voidaan lähentää koko ajan käyttämällä samoja yllä mainittuja toimintoja, vain parametrit muuttuvat ajan myötä. Yleensä huippuenergia ja siten spektrin kovuus vähenevät gammasäteilyn keston aikana, mutta voivat myös kasvaa hetkeksi uudelleen salaman aikana voimakkuuksilla.

Mahdollinen syntyminen

Gammasäteilyn lyhyen keston vuoksi alue, josta se lähetettiin, ei voi olla kovin suuri. Hitaan kohteen halkaisija (alle 10% valon nopeudesta ) vastaa korkeintaan lyhintä kirkkauden muutosta kerrottuna valon nopeudella; koska relativistiset vaikutuksia tällä alueella voi olla hieman suurempi, mutta on edelleen varsin pieni. Erityiset supernovaräjähdykset, ns. Hypernovat , ovat siksi mahdollinen syy gammasäteilyn puhkeamiseen. Toinen mahdollinen gammasäteilyn syy on neutronitähtien sulautuminen .

Jos gammasäteilypurske säteilee tasaisesti kaikkiin suuntiin, gammasäteilypurskeen GRB-990123 tammikuusta 1999 (katso kuva yllä) säteilytehon olisi täytynyt olla yli 10 ⁴⁵  wattia , mikä vastaa 2,5 · 10 ¹⁸ kertaa auringon kirkkaus , eli 2, 5  biljoonaa aurinkoa. Jopa kvasaarit saavat vain 10 ⁴⁰  wattia.

Siksi oletetaan, että gammasäteilypurske lähetetään vain kahdella kapealla, vastakkaisella, kartiomaisella alueella, joiden avautumiskulma on muutama aste, eli säteily kohdistuu majakan tapaan. Tämä vähentää havaitun kirkkauden selittämiseen tarvittavaa säteilytehoa noin kolmella kymmenen teholla, mutta se on silti erittäin korkea. Lisäksi painopiste voi selittää energiapurskeiden voimakkuuden rikkomatta fyysisiä perusperiaatteita. Lopuksi gammasäteilyn purskeen aiheuttavat iskuaallot supernovaräjähdyksen kaasussa , joka etenee lähes valonnopeudella . Vapautuneen energian kokonaismäärä on suunnilleen samassa suuruusluokassa kuin supernova, mutta supernova säteilee suurimman osan energiastaan neutriinojen muodossa . Mallilaskelmat osoittavat, että havaittu gammasäteilyjen kirkkauskäyrä sopii hyvin oletuksiin. GRB 080319B: n havainnot (katso edellä) osoittavat, että kartiomaisilla alueilla on edelleen pienempi, vieläkin "terävämpi" suihku, joka ei käytännössä enää osoita halkaisijan laajentumista. Edellä mainitussa gammasäteilypurskeessa maa sijaitsi täsmälleen tämän ”lasersäteen” sisällä, minkä pitäisi edustaa harvinaista tapahtumaa: on mahdollista, että jokaisen gammasäteilypurskeen yhteydessä on tällainen toinen säde, mutta tämä voidaan havaita vain kun maa tai mittauslaite on tämän kapean säteilykartion sisällä. Toistaiseksi näin on ollut vain GRB 080319B: n kanssa.

Kuva massiivinen tähti romahtaa osaksi musta aukko . Vapautunut energia suihkujen muodossa pyörimisakselia pitkin muodostaa gammasäteilyn.

Ero normaaliin supernovaan selittyy sillä, että erityisen massiiviset tähdet, joissa on yli 20  aurinkomassaa, luovat hypernovan , jonka ydinalue romahtaa nopeasti pyörivään mustaan ​​reikään . Ympäröivän kaasun kulkee ympäri musta aukko käytettäessä kertymäkiekko ja lämpenee erittäin voimakkaasti, kun se putoaa. Kaasu suihkut sitten ulos kohtisuorassa levyn ja tuottavat gamma-ray murtuu. Kahden neutronitähden yhdistyminen johtaa samanlaisiin tuloksiin.

Vaikka yhteyttä supernoviin on epäilty jo pitkään, gammasäteilyn yhdistäminen suoraan tällaiseen tähtikuolemaan oli mahdollista vasta vuonna 1997 . High Energy Transient Explorer (HETE) -satelliitti havaitsi gammasäteilyn purskeen, jonka lähteen todettiin romahtaneen 15 kertaa Auringon massaa suuremman tähden.

Osasta GRB: tä, jossa oli pitkä purkaus, löydettiin samasta paikasta supernova, joka syttyi muutama tunti myöhemmin. Kaikki vahvistetut ottelut ovat Ic-b1-tyypin paljaan ytimen supistumissupernova . Nämä kehittyneet tähdet ovat tuottaneet kaikki elementit rautaksi ytimessään ja menettäneet ainakin ilmakehän vetypitoiset kerrokset tähtituulen tai binaarisen tähtijärjestelmän vuorovaikutuksen kautta. Kuitenkin vastaava gammasäteily on löydetty vain hyvin pienestä osasta Ic-b1-supernovia. Tämä selittyy ensinnäkin kapealla kartiolla, jossa gammasäteilyä säteilee ja jossa vain pieni osa kaikista supernovista sattuu olemaan suunnattu Maata kohti; toiseksi gammasäteilyn energia ei aina riitä tunkeutumaan tähteen jäljellä olevaan ilmakehään. Toisaalta supernovia ei ole löydetty kaikista pitkistä gammasäteilyistä. Siksi pitkiä gammasäteilypurskeita varten olisi oltava muita muodostuskanavia.

Seuraavat tapahtumat liittyvät pitkien gammasäteilypurskeiden muodostumiseen:

• Ydin romahtaa supernova, joka liittyy neutronitähden tai mustan aukon muodostumiseen
• Oletettu hypernova, joka liittyy mustan aukon luomiseen

Tähtitieteilijät uskoivat lyhyen aikaa, että magneetat (epävakaat nuoret neutronitähdet, joita ympäröi erittäin voimakas magneettikenttä) voivat aiheuttaa erityisen lyhyitä gammasäteilyjä. Mutta magnetariteoria on luultavasti väärä, kuten vuoden 2005 lisähavainnot osoittivat. Lokakuusta 2000 lähtien avaruudessa ollut HETE-2- luotain pystyi sieppaamaan vain 70 millisekunnin gammasäteilyn 9. heinäkuuta 2005. Tiedemiehet ryntäsivät Hubble- ja Chandra- avaruusteleskoopit ja tanskalaisen 1,5 metrin teleskoopin La Sillassa, Chilessä, kohdistamaan räjähdyksen. Tällä tavalla luotiin ensimmäiset kuvat lyhyen gammasäteilyn jälkivalosta optisen valon alueella.

Keskustellaan kolmesta skenaariosta lyhyiden gammasäteilypurskeiden muodostamiseksi

• Kahden neutronitähden sulautuminen binääriseen tähtijärjestelmään törmäyksen kautta
• Neutronitähden ja mustan aukon sulautuminen binääriseen tähtijärjestelmään törmäyksen kautta
• Valkoisen kääpiön (termonukleaarinen supernova, tyyppi Ia) romahtaminen, kun enimmäismassa ylittyy kertymällä ( Chandrasekhar -raja )

Taudinpurkauksen jälkeinen röntgensäteily voi johtua juuri muodostuneen magneetin pyörimisenergian menetyksestä .

17. elokuuta 2017 havaittiin ensimmäistä kertaa kahden neutronitähden sulautumisesta saatu gravitaatioaaltosignaali ( GW170817 ). Samaan aikaan se liittyi lyhyeen gammasäteilyyn (GRB 170817A) ja sitä voitiin havaita optisilla ja muilla sähkömagneettisilla aaltoalueilla. Tämä oli ensimmäinen todiste oletetusta yhteydestä lyhyiden gammasäteiden ja kahden neutronitähden törmäyksen välillä.

Max Planckin gravitaatiofysiikan instituutin tutkijat ovat tietokonesimulaation avulla tutkineet yksityiskohtaisemmin kahden neutronitähden sulautumista mustan aukon muodostamiseksi ja pystyivät osoittamaan ensimmäistä kertaa, että muodostuu suihkun muotoinen rakenne. pyörimisakselia pitkin magneettikentän uudelleenjärjestelyn kautta sulautumisen aikana Sisäisiä gammasäteilypurskeita voi syntyä. Simulaatiota varten tutkijat ratkaisivat tämän skenaarion Einsteinin kenttäyhtälöt ja magnetohydrodynamiikan yhtälöt .

Spekulaatiota läheisten gammasäteilyjen seurauksista

Mahdollinen mekanismi

Suoraan maahan kohdistuvan gammasäteilyn välitön, välitön vahinko olisi tutkimuksen tulosten mukaan rajallinen, koska gammasäteilypurkaukset ovat yleensä vain lyhyitä ja suuri osa gammasäteistä ei saavuta maata. Gammasäteily imeytyy ilmakehään ja muodostaa muun muassa typpioksidia . Gammasäteilyn puhkeaminen ei myöskään vaikuta välittömästi maanpuoleen gamma-purskeesta poispäin, koska gammasäteily ei voi tunkeutua planeetalle. Riittävän lähellä oleva gammasäteilypurske muodostaa kuitenkin ilmakehässä niin paljon typpioksidia, että otsonikerros vahingoittuu vakavasti. Tällä voi olla myös vahva vaikutus koskemattomaan maanpuoleen.

Historiallinen massasukupuutto

Yksi suurimmista massasukupuuttojen vuonna maapallon historiassa saattaa johtua jonka gammasäteilytarkastukset vilkkuvat Linnunradan . Esimerkiksi spekuloidaan 443 miljoonaa vuotta sitten tapahtuneesta tapahtumasta ( Ordoviikan aika ). Gammasäteilyn seurauksena auringon UV-säteily olisi tunkeutunut esivaltameren ylimpiin vesikerroksiin esteettömästi otsonikerroksen tuhoutumisen jälkeen. Veden pinnan lähellä eläneet organismit olisivat voineet tappaa siellä (maaorganismeja ei ollut tuolloin). Osoituksena tällaisesta skenaariosta todetaan, että Ordoviikonin lopussa monet vedenpinnan lähellä elävät trilobiitit kuolivat.

Tulevaisuuden vaarat

Ohio State Universityn tiedemiesryhmän tehtävänä oli selvittää, mitä seurauksia olisi, jos gammasäde räjähtäisi lähistöltä (noin 500 valovuoden) maahan. Tutkimuksen pitäisi myös auttaa selventämään maapallon joukkosukupuuttoa ja arvioida maan ulkopuolisen elämän todennäköisyyttä . Tämän seurauksena tiedemiehet epäilevät, että aurinkokuntamme lähellä tapahtuva ja Maata iskevä gammasädepurske voi laukaista massasukupuuton ympäri planeettaa. Odotetut vakavat otsonikerrosvahingot romahtaisivat maailmanlaajuisen elintarviketarjonnan ja johtaisivat pitkäaikaisiin ilmaston ja ilmakehän muutoksiin. Tämä aiheuttaisi massasukupuuton maan päällä ja supistaisi maailman väestön esimerkiksi 10 prosenttiin sen nykyisestä arvosta.

Gammasäteilyn aiheuttama vahinko olisi merkittävästi suurempi kuin gamma-purskeen kanssa samasta etäisyydestä tapahtuvan supernovan aiheuttama vahinko . Tutkimuksen mukaan gammasäteilyn purkaukset yli 3000  valovuoden eivät aiheuta vaaraa.

Huomattavia gammasäteilyjä

Erityisen historiallinen tai tieteellinen GRB:

• 670702 - 2. heinäkuuta 1967: Ensimmäinen havaittu GRB.
• 970228 - 28. helmikuuta 1997: Ensimmäinen GRB, joka havaitsi onnistuneesti jälkivalaistuksen.
• 970508 - 8. toukokuuta 1997: Ensimmäinen GRB, jossa on tarkasti määritetty punainen siirtymä (arvo, jonka avulla tähtitieteilijät voivat määrittää etäisyyden tapahtumaan tai kohteeseen).
• 980425 - 25. huhtikuuta 1998: Ensimmäinen GRB havaittiin supernovan yhteydessä (SN 1998bw); osoitti läheisen suhteen SN: n ja GRB: n välillä.
• 990123 - 23. tammikuuta 1999: Ensimmäinen GRB, joka havaitsi päästöt näkyvällä alueella (katso kuva yllä).
• 041227 - 27. joulukuuta 2004: Maata iskee valtava gammasäteily, jonka aaltorintama lähti magnetarista (SGR 1806–1820) 50 000 lyhyen etäisyyden päässä.
• 050509B - 9. toukokuuta 2005: Ensimmäinen lyhyt GRB, joka tunnistaa alkuperäisen ruumiin (tukee teoriaa, jonka mukaan lyhyet GRB: t eivät liity supernoviin).
• 050724 - 24. heinäkuuta 2005: Lyhyt GRB, jonka alkuperäksi määritettiin mustan aukon ympäri kiertävä neutronitähti.
• 050904 - 4. syyskuuta 2005: GRB: n vanha etäisyysennätys, jonka punasiirtymä on 6,29 (12,7 miljardia valovuotta).
• 080319B - 19. maaliskuuta 2008: Kirkkain GRB ja kirkkain tähän mennessä löydetty supernova ( absoluuttinen kirkkaus : −36 mag); myös ensimmäinen paljaalla silmällä havaittu GRB ( näennäinen suuruus : 5,76 mag); samalla kauimpana paljaalla silmällä havaittu kohde (7,5 miljardia valovuotta).
• 080913 - 13. syyskuuta 2008: GRB: n vanha etäisyysennätys, jonka punasiirtymä on 6,7 (12,8 miljardia valovuotta).
• 090423 - 23. huhtikuuta 2009: Kaukaisin GRB, jonka punasiirtymä on 8,2 (13,035 miljardia valovuotta) ja siten maailmankaikkeuden vanhin dokumentoitu tapahtuma (noin 630 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen). Hänet löydettiin Swiftin ja GRONDin kanssa La Sillan observatoriosta.
• 100621A - 21. kesäkuuta 2010: Ehdottomasti vahvin koskaan rekisteröity gammasäde; tämä sai Swiftin mittauslaitteet epäonnistumaan; 143 000 (röntgen) fotonilla / s vahvempi kuin edellinen ennätys (GRB 080916C).
• 110328A - 28. maaliskuuta 2011: Pisin tähän asti toiminut GRB löydettiin Swiftin kanssa Dracon tähdistössä . Ilmiö kesti yli viikon.
• 130427A - 27 huhtikuu 2013: Tällä tapahtuma voitiin havaita avaruuden kaukoputket ja maanpäällisten teleskooppien että Leo ja pidetään kaikkein energinen ja pitkäkestoisin GRB tasalla.
• 130603B - kesäkuu 3, 2013 Kirjattu Swift satelliitin ja Wind koetin (sen Ohimenevä Gamma-Ray Spectrometer). Samoin alue havaittiin Hubble -avaruusteleskoopilla yhdeksän päivää ennen ja 30 päivää purkauksen jälkeen. Kolmantena päivänä purkauksen jälkeen alueen röntgenvirta mitattiin käyttäen XMM-Newtonin röntgensäteilyä .
• GRB 170817A - 17. elokuuta 2017: Tällä gammasäteilyllä gravitaatioaalto voitaisiin mitatasamanaikaisesti ensimmäistä kertaa.

Katso myös

• Kilonova
• Matalavaloinen gammasäteily
• Nopea radiosalama

kirjallisuus

• David Alexander Kann, Steve Schulze ja Sylvio Klose: Kosmiset gammasäteet purskeavat. Uusia löytöjä ja uusia pulmia Swift -gammasatelliitin aikakaudella. Julkaisussa: Stars and Space. 12/2007, s.42.
• Neil Gehrels , Luigi Piro, Peter JT Leonard: Maailmankaikkeuden voimakkaimmat räjähdykset. Julkaisussa: Spectrum of Science. 03/2003, s.48.
• Tappava tähtiräjähdys. Julkaisussa: Astronomy Today. 01-02 / 2004, s.13.
• JS Villasenor et ai.: Lyhyen Gammaray -purskeen löytäminen GRB 050709. julkaisussa: Nature. 437, s. 855-858 (6. lokakuuta 2005). arxiv : astro-ph / 0510190 .
• P. Mészaros: Gammasäteilypurskeiden teorioita. Julkaisussa: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Vuosikerta 40, s. 137-169 (2002), doi: 10.1146 / annurev.astro.40.060401.093821 .
• J. van Paradijs, C. Kouveliotou ja R. Wijers: Gamma-Ray Burst Afterglows . Vuosikatsaus tähtitieteestä ja astrofysiikasta, Vuosikerta 38, s.379-425 (2000), doi: 10.1146 / annurev.astro.38.1.379 .
• E. Fenimore: Gammasäteilypurskeet - 30 vuoden löytö. AIP Press, Melville 2004, ISBN 0-7354-0208-6 .
• Gilbert Vedrenne et ai.: Gammasäteilypurskeet - maailmankaikkeuden kirkkaimmat räjähdykset. Springer, Berliini 2009, ISBN 978-3-540-39085-5 .

nettilinkit

• www.wissenschaft.de: Kun gammasäteily kuolee . - Swift -satelliitti havaitsee siirtymisen salamasta jälkivaloon ensimmäistä kertaa
• Swift: Gammasäteilypurske Reaaliaikainen Sky Map . - perustuu NASAn Swift -satelliitin tietoihin
• NASA: Gamma-Ray Burst Coordinates Network .
• Maailmankaikkeuden suurimmat räjähdykset bbc.com

Videot

• Mikä on hypernova? alfa-Centauri- televisiosarjasta(noin 15 minuuttia). Ensimmäinen lähetys 6.12.2006.
• Yhdistyvätkö mustat aukot? alfa-Centauri- televisiosarjasta(noin 15 minuuttia). Ensimmäinen lähetys 27. toukokuuta 2001.
• Mikä on 27. joulukuuta 2004 superflare? alfa-Centauri- televisiosarjasta(noin 15 minuuttia). Ensimmäinen lähetys 27.9 2006.

Yksilöllisiä todisteita

1. ↑ Tähtiräjähdys, jonka voit nähdä maan päällä! NASA , 21. maaliskuuta 2008
2. ↑ Eliot Quataert, Dan Kasen: Swift 1644 + 57: Pisin gammasäteilypurske? Julkaisussa: Astrophysics. Auringon ja tähtien astrofysiikka . 2011, arxiv : 1105.3209 . 
3. ↑ Useimmat kaukaiset räjähdykset havaittiin . NASA, 12. syyskuuta 2005
4. ↑ Gammasäde purkautuu - Gamma -salama osui maahan . astronews.com, 21. helmikuuta 2005
5. ↑ nasa.gov
6. ^ Maria Grazia Bernardini et ai.: Gamma-säteilyn kytkeminen päälle ja pois magneetin kautta . Julkaisussa: Astrophysics. Auringon ja tähtien astrofysiikka . 2013, arxiv : 1306.0013v1 . 
7. ^ ^{A b} F. Ryde: Spectral Aspects of the Evolution of Gamma-Ray Burtts . Julkaisussa: Gamma-Ray Bursts: The First Three Minutes , ASP Conference Series , Vol.190, E S.109, bibcode : 1999ASPC..190..103R
8. ↑ BATSE -mittausten arvioinnin tuloksena saatiin arvot pääasiassa välillä -1,25 ja –0,25 ja 2,12 ± 0,3${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle \ beta}$
9. ↑ LA Ford, DL Band, JL Matteson, MS Briggs, GN Pendleton, RD Preece: BATSE-havainnot gammasäteilypurskeista. 2: Huippuenergian kehitys kirkkaissa, pitkissä purskeissa . Julkaisussa: Astrophysical Journal , Part 1 ( ISSN  0004-637X ), voi. 439, nro 1, s. 307-321, postinumero : 1995ApJ ... 439..307F
10. ↑ M. Modjaz: Tähtien rikostekniikka supernova-GRB-yhteydellä. Ludwig Biermann -palkinnon luento 2010 . Julkaisussa: Astronomical News . nauha 332 , ei. 5 , 2011, s. 434–457 , doi : 10.1002 / asna.201111562 . 
11. ↑ Gammasäteilypurskeet - Ratkaise syyn mysteeri? astronews.com, 17. toukokuuta 2002
12. ↑ Gammasäteily purkautuu - uutta näyttöä Hypernova -opinnäytetyölle . astronews.com, 13. marraskuuta 2003
13. ^ N. Bucciantini, BD Metzger, TA Thompson, E. Quataert: Short GRBs with Extended Emission from Magnetar Birth: Jet Formation and Collimation . Julkaisussa: Astrophysics. Auringon ja tähtien astrofysiikka . 2011, arxiv : 1006.4668v1 . 
14. ↑ Gammasäteilypurskeet - lyhyt gammasäteilypalapeli ratkaistu . astronews.com, 6. lokakuuta 2005.
15. ↑ Neutronitähdet: Kun neutronitähdet törmäävät . astronews.com, 31. maaliskuuta 2006
16. ↑ BP Abbott et ai.: GW170817: Gravitaatioaaltojen havainnointi binäärisestä neutronitähtiinspiraalista, Phys. Lett., Nide 119, 2017, s.1161101, tiivistelmä
17. ↑ A. Goldstein et ai.: Tavallinen lyhyt gammasäteilypurske, jolla on satunnaisia ​​seurauksia: Fermi-GBM Detection of GRB 170817A, Astrophysical Journal Letters, Nide 848, 2017, nro 2, Tiivistelmä , julkaistu 16. lokakuuta 2017
18. ↑ Gammasäteily purkautuu - Neutronitähdet törmäävät tietokoneeseen . astronews.com, 11. huhtikuuta 2011
19. ↑ ^{a b} Tappava tähtitieteellinen tapahtuma, jota ei todennäköisesti tapahdu galaksissamme, Tutkimus toteaa . ( Memento of alkuperäisen syyskuusta 8, 2008 Internet Archive ) Info: arkisto yhteys oli lisätään automaattisesti, ei ole vielä tarkastettu. Tarkista alkuperäinen ja arkistolinkki ohjeiden mukaisesti ja poista tämä ilmoitus. @1@ 2Malli: Webachiv / IABot / researchnews.osu.edu
20. ↑ Aiheuttiko tähtiräjähdys joukkosukupuuttoa?
21. ↑ Käynnistikö gammasäteily myöhäisen Ordovician massasukupuuton? arxiv : astro-ph / 0309415
22. ↑ NASAn Swift tarttuu kaikkien aikojen kauimpana olevaan gammasäteilypurskeeseen . NASA, 13. syyskuuta 2008
23. ^ Gammasäteily purkaa koordinaattiverkoston . NASA
24. ^ Uusi Gamma-Ray Burst rikkoo kosmisen etäisyyden ennätyksen . NASA
25. ^ Gammasäteily purkaa koordinaattiverkoston . NASA
26. ↑ Haastattelu Jochen Greinerin kanssa kauimpien gammasäteiden (MPG) havainnoinnista, 30. huhtikuuta 2009
27. ↑ Kosminen megatapahtuma - Säteilysalama sokaisee NASA -satelliitin . Spiegel Online , 16. heinäkuuta 2010
28. ↑ GRB 110328A-Chandra Observes Extravention Event harvard.edu, käytetty 3. toukokuuta 2011.
29. ↑ GRB 110328A Symphony Astronomy Picture of the Day , 19. huhtikuuta 2011; GRB 110328A en.wikipedia
30. ↑ Kosminen gamma -salama asettaa uuden ennätyksen scinexx.de
31. ↑ NASAn Fermi, Swift Katso järkyttävän kirkas Burst nasa.gov; Brilliant GRB Blast with Amateur Twist skyandtelescope.com, käytetty 29. joulukuuta 2017;
32. ↑ Gammasäteet vilkkuvat: Kosminen tapahtuma rikkoo energiaennätyksen . SPIEGEL Online , 22. marraskuuta 2013.
33. ↑ Mighty Gamma-Ray Flash: GRB 130603B: n salaisuus . Spiegel Online , 4. elokuuta 2013