감마선 버스트

감마선 천문학에서 감마선 폭발(GRBs)은 멀리 있는 은하에서 관측된 매우 강력한 폭발입니다.그것들은 빅뱅 ^[1]이후 가장 에너지가 넘치고 밝은 전자파 사건이다.버스트는 10밀리초에서 몇 ^[2][3][4]시간 동안 지속될 수 있습니다.감마선의 최초 섬광 후, 일반적으로 더 긴 파장(X선, 자외선, 광학, 적외선, 마이크로파 및 무선)^[5]에서 수명이 더 긴 "잔광"이 방출됩니다.

관측된 대부분의 GRB의 강한 방사선은 초신성 또는 초광속 초신성 동안 방출되는 것으로 생각되며, 고질량 별이 중성자별 또는 블랙홀을 형성하기 위해 붕괴된다.

GRB의 하위 등급('짧은' 폭발')은 쌍성 중성자별의 병합에서 비롯된 것으로 보인다.이러한 짧은 사건들 중 일부에서 관측된 전구체 폭발의 원인은 그러한 별들의 지각과 중심부 사이의 공명의 발달일 수 있으며, 이는 별들의 충돌로 이어지는 몇 초 동안 거대한 조력 때문에 별의 지각 전체가 ^[6]산산조각 나기 때문이다.

대부분의 GRB의 근원은 지구로부터 수십억 광년 떨어져 있는데, 이것은 폭발이 ^[7]극도로 에너지적이고 매우^[8] 드물다는 것을 암시한다.관측된 모든 GRB는 은하계 외부에서 발생했지만, 이와 관련된 종류의 현상인 소프트 감마 중계기 플레어는 은하계 내의 마그네타와 관련이 있습니다.지구를 직접 가리키는 은하수의 감마선 폭발이 대멸종을 ^[9]일으킬 수 있다는 가설이 있다.

GRB는 1967년 비밀 핵무기 실험을 탐지하도록 설계된 벨라 위성에 의해 처음 검출되었다; 철저한 분석 후,^[10] 이것은 1973년에 발표되었다.이들의 발견에 따라 혜성과 중성자 ^[11]별 사이의 충돌과 같은 이러한 폭발을 설명하기 위해 수백 개의 이론적인 모델들이 제안되었다.1997년 최초의 X선과 광학 잔광의 검출과 광학 분광법을 사용한 적색편이의 직접 측정, 거리 및 에너지 출력의 직접적인 측정까지 이러한 모델을 검증할 수 있는 정보는 거의 없었다.이러한 발견과 폭발과 관련된 은하와 초신성에 대한 후속 연구는 GRB의 거리와 광도를 명확히 하여 확실히 먼 은하에 배치했습니다.

역사

감마선 폭발은 1960년대 후반 우주에서 시험한 핵무기에서 방출된 감마선 펄스를 검출하기 위해 제작된 미국 벨라 위성에 의해 처음 관측됐다.미국은 ^[12]소련이 1963년 핵실험 금지조약을 체결한 뒤 비밀리에 핵실험을 시도할 가능성이 있다고 의심했다.1967년 7월 2일 14시 19분 UTC에 벨라 4호와 벨라 3호 위성은 알려진 어떤 핵무기 ^[13]서명과는 달리 감마선의 섬광을 감지했다.무슨 일이 일어났는지는 확실하지 않지만 특별히 긴급한 사안을 고려하지 않은 채, 레이 클레베사델이 이끄는 로스 알라모스 국립 연구소의 연구팀은 조사를 위해 자료를 보관했다.더 나은 기기로 벨라 위성이 추가로 발사되면서 로스앨러모스 팀은 데이터에서 설명할 수 없는 감마선 폭발을 계속해서 발견했다.다른 위성들에 의해 감지된 폭발의 다른 도착 시간을 분석함으로써, 연구팀은 16개의^[13] 폭발의 하늘 위치에 대한 대략적인 추정을 할 수 있었고 지상 또는 태양 기원을 확실히 배제할 수 있었다.일반적인 믿음과는 달리, 데이터는 절대 ^[14]기밀로 분류되지 않았다.철저한 분석 후, 이 연구결과는 1973년에 "우주 기원의 감마선 폭발 관측"^[10]이라는 제목의 천체물리학 저널 기사로 발표되었습니다.

감마선 폭발에 대한 초기 이론은 대부분 우리 은하 내 근원에 위치했습니다.1991년부터 콤프턴 감마선 관측소(CGRO)와 매우 민감한 감마선 검출기인 버스트 및 과도 선원 탐색기(BATSE)는 GRB의 분포를 공간의 ^[15]특정 방향으로 치우치지 않고 등방성을 나타내는 데이터를 제공했다.만약 근원이 우리 은하계 내부에서 온 것이라면, 그것들은 은하면이나 그 근처에 강하게 집중되어 있을 것입니다.GRB의 경우 그러한 패턴이 없다는 것은 감마선 폭발이 은하수 ^{[16][17][18][19]}밖에서 발생해야 한다는 강력한 증거를 제공했다.그러나 일부 은하 모형은 여전히 등방성 ^[16][20]분포와 일치합니다.

2018년 10월, 천문학자들은 2017년에 검출된 중력파 사건인 GRB 150101B와 GW170817이 두 중성자별의 병합이라는 동일한 메커니즘에 의해 생성되었을 가능성이 있다고 보고했다.감마선, 광학선, X선 방출뿐만 아니라 연관된 숙주 은하의 성질에 있어서도 두 사건 사이의 유사성은 "스트라이핑"되고 있으며, 이는 두 개별 사건이 둘 다 중성자별의 합성의 결과일 수 있으며, 둘 다 이전에 비해 우주에서 더 흔할 수 있는 킬로노바일 수 있다는 것을 암시한다.연구자들에 ^{[21][22][23][24]}따르면, 두드라고 한다.

감마선 폭발에서 관측된 최고 에너지 광선은 2019년 ^[25]GRB 190114C에서 나온 1테라엘렉트론볼트였다(주의: 이는 2021년 기준 1.4페타엘렉트론볼트인 모든 선원에서 관측된 최고 에너지광보다 약 1,000배 낮은 에너지이다).^[26]

후보 소스로서 상대 객체

GRB가 발견된 후 수십 년 동안 천문학자들은 다른 파장, 즉 최근에 관측된 폭발과 위치적으로 일치하는 천체들을 찾아다녔다.천문학자들은 백색왜성, 맥동성, 초신성, 구상성단, 퀘이사, 세이퍼트 은하, 그리고 BL Lac ^[27]천체를 포함한 많은 다른 종류의 천체들을 고려했습니다.이러한 모든 탐색은 ^{[nb 1]}실패했으며, 특히 국지적인 폭발(그때의 높은 정확도로 위치가 결정되는 폭발)이 탐지 위성에서 도출된 위치와 일치하는 성질의 밝은 물체를 가지고 있지 않다는 것을 명확하게 보여줄 수 있었다.이것은 매우 희미한 별이나 매우 멀리 떨어진 ^[28][29]은하의 기원을 암시합니다.심지어 가장 정확한 위치에도 수많은 희미한 별과 은하가 포함되었고, 우주 감마선 폭발의 기원에 대한 최종 분해능은 새로운 위성과 더 빠른 통신이 ^[30]필요할 것이라는 데 널리 동의했습니다.

잔광

감마선 폭발의 기원에 대한 여러 모델은 감마선의 최초 폭발 후에 잔광이 발생해야 한다고 가정했다. 즉, 폭발 방출과 성간 ^[31]가스 간의 충돌로 인해 생성된 더 긴 파장에서의 방출이 서서히 희미해지는 것이다.이 잔광에 대한 초기 조사는 성공하지 못했는데, 이는 주로 최초 폭발 직후에 더 긴 파장에서 폭발의 위치를 관측하기 어렵기 때문입니다.1997년 2월 위성 베포삭스가 감마선 폭발(GRB 970228^{[nb 2]})을 감지하고 X선 카메라가 폭발이 발생한 방향을 가리키자 퇴색한 X선 방출을 감지했다.윌리엄 허셜 망원경은 폭발 ^[32]20시간 후에 퇴색하는 광학 부품을 발견했다.일단 GRB가 희미해지면, 딥 이미징은 GRB의 위치에 있는 희미하고 먼 숙주 은하를 광학 ^[33][34]잔광으로 정확하게 식별할 수 있었다.

이 은하의 매우 희미한 밝기 때문에 정확한 거리는 몇 년 동안 측정되지 않았습니다.그 후 베포삭스에 의해 등록된 다음 이벤트인 GRB 970508과 함께 또 다른 큰 돌파구가 열렸다.이 이벤트는 발견 후 4시간 이내에 국지화 되어 연구팀이 이전의 폭발보다 훨씬 빨리 관측을 시작할 수 있게 되었습니다.이 물체의 스펙트럼은 z = 0.835의 적색 편이를 나타내며,^[35] 폭발은 지구로부터 약 60억 광년 거리에 있었다.이것은 GRB까지의 거리를 정확하게 측정한 첫 번째 사례이며, 970228의 숙주은하의 발견과 함께 GRB가 매우 먼 ^[33][36]은하에서 발생한다는 것을 증명했습니다.몇 달 안에 거리 척도에 대한 논란은 끝이 났습니다: GRB는 엄청난 거리에 있는 희미한 은하 내에서 시작된 은하계 밖의 사건이었습니다.그 다음 해, GRB 980425는 위치상 일치한 밝은 초신성(SN 1998bw)이 하루 만에 나타났는데, 이는 GRB와 매우 거대한 별들의 죽음 사이의 분명한 연관성을 보여준다.이 폭발은 GRB를 ^[37]생성하는 시스템의 특성에 대한 첫 번째 강력한 단서를 제공했습니다.

BeppoSAX는 2002년까지 기능했고 CGRO(BATSE 포함)는 2000년에 탈궤도화됐다.그러나 감마선 폭발 연구의 혁명은 특히 폭발 후 가장 이른 순간에 GRB의 특성을 탐구하도록 특별히 설계된 많은 추가 기기의 개발에 동기를 부여했다.그러한 첫 번째 임무인 HETE-2는 ^[38]2000년에 발사되어 2006년까지 기능했으며, 이 기간 동안 대부분의 주요 발견을 제공했다.지금까지 가장 성공적인 우주 임무 중 하나인 스위프트는 2004년에 발사되었고 2018년 현재도 여전히 ^[39][40]가동 중이다.Swift는 매우 민감한 감마선 검출기 및 선내 X선과 광학 망원경을 갖추고 있어 폭발 후 잔광 방출을 빠르고 자동으로 관측할 수 있다.보다 최근에, 페르미 미션은 감마선 폭발 모니터를 가지고 발사되었는데, 이 모니터는 매년 수백 개의 속도로 폭발을 감지하며, 그 중 일부는 페르미의 광역 망원경으로 매우 높은 에너지에서 관측할 수 있을 만큼 밝습니다.한편, 지상에서는 감마선 버스트 좌표 네트워크를 통해 전송되는 신호에 즉시 반응하는 로봇 제어 소프트웨어를 통합하기 위해 수많은 광학 망원경이 제작되거나 수정되었다.이를 통해 망원경은 종종 신호를 수신한 후 수 초 이내에 GRB를 향해 빠르게 위치를 변경할 수 있으며 감마선 방출 자체는 여전히 진행 ^[41][42]중에 있다.

2000년대 이후의 새로운 개발에는 짧은 감마선 폭발을 별도의 등급으로 인식하는 것(중성자별 병합과 초신성과의 연관성이 없음), 대부분의 GRB 이후 몇 분 동안 지속되는 X선 파장에서 연장된 불규칙한 플레어링 활동의 발견, 그리고 가장 발광한 것의 발견(GRB 080319B)이 포함된다.우주에서 가장 ^[43][44]먼 이전의 물체(GRB 090423)입니다.가장 멀리 알려진 GRB인 GRB 090429B는 현재 우주에서 가장 멀리 알려진 물체입니다.

분류

감마선 폭발의 광도 곡선은 매우 다양하고 ^[45]복잡하다.거의 모든 특성에서 동일한 ^[46]감마선 폭발 광선 곡선은 없다. 관측 가능한 방출의 지속 시간은 밀리초에서 수십 분까지 다양할 수 있고, 단일 피크 또는 여러 개별 서브펄스가 있을 수 있으며, 개별 피크는 대칭이거나 빠른 밝기와 매우 느린 페이딩이 있을 수 있다.일부 폭발은 "프리저" 사건 전에 발생하는데, 그 후 약한 폭발이 일어나 훨씬 더 강렬한 "진짜" 폭발 ^[47]사건이 뒤따릅니다.일부 사건의 광도 곡선은 매우 혼란스럽고 복잡한 프로파일을 가지며 거의 식별 가능한 ^[30]패턴이 없습니다.

일부 광도 곡선은 특정 단순화된 ^[48]모델을 사용하여 대략적으로 재현할 수 있지만, 관찰된 전체 다양성을 이해하는 데는 거의 진전이 없었다.많은 분류 체계가 제안되었지만, 이러한 방법은 광도 곡선의 외관 차이에만 기초하고 있으며, 항상 폭발 발생자의 실제 물리적 차이를 반영하지는 않을 수 있다.그러나 다수의 감마선 폭발에 대한 관측^{[nb 3]} 지속 시간 분포의 그래프는 두 개의 개별 모집단, 즉 평균 지속 시간이 약 0.3초인 "짧은" 모집단과 평균 지속 시간이 약 ^[49]30초인 "긴" 모집단의 존재를 시사하는 명확한 이중성을 보여준다.두 분포 모두 매우 광범위하며, 특정 사건의 식별성이 지속 시간만으로 명확하지 않은 상당한 중복 영역입니다.이 2계층 시스템을 넘어서는 추가 클래스가 관측적 및 이론적 ^{[50][51][52][53]}근거 모두에서 제안되었다.

짧은 감마선 폭발

지속시간이 약 2초 미만인 사건은 짧은 감마선 폭발로 분류된다.이것들은 감마선 폭발의 약 30%를 차지하지만, 2005년까지 짧은 사건에서 잔광이 성공적으로 감지되지 않았고 그 기원에 대해서는 ^[55]거의 알려지지 않았다.그 이후로 수십 개의 짧은 감마선 폭발 잔광이 발견되어 국지화되었으며, 그 중 일부는 큰 타원 은하와 큰 은하단의 ^{[56][57][58][59]}중심 영역과 같이 별 형성이 거의 또는 전혀 없는 영역과 관련이 있습니다.이것은 짧은 사건들이 긴 사건들과 물리적으로 다르다는 것을 확인하면서, 거대한 별들과의 연결을 배제합니다.게다가,^[60] 초신성과의 연관성은 없었다.

이러한 물체의 실체는 처음에는 알려지지 않았으며, 주요 가설은 쌍성 중성자별이나^[61] 중성자별과 블랙홀이 합쳐진 것에서 비롯되었다는 것이었다.이러한 합병에 의해 킬로노바가 ^[62]생성된다는 이론이 제기되었고, GRB 130603B와 관련된 킬로노바의 증거가 확인되었다.^[63][64][65]이 사건들의 평균 지속 시간은 (원인 때문에) 항성 측면에서 0.2광초 미만(약 60,000km 또는 37,000마일 – 지구 지름의 4배)인 매우 작은 물리적 직경의 근원을 암시합니다.짧은 감마선 폭발 후 몇 분에서 몇 시간의 X선 섬광을 관찰하는 것은 2초 이내에 블랙홀에 의해 최초로 삼켜진 중성자 별과 같은 1차 물체의 작은 입자와 일치하며, 그 후 몇 시간 동안 낮은 에너지 이벤트가 발생한다. 이는 조석 파괴 중성자 별 물질의 잔여 조각(더 이상 중성자 아님)이다.로늄)은 더 오랜 ^[55]시간 동안 블랙홀로 소용돌이 치기 위해 궤도에 남아 있다.짧은 감마선 폭발의 작은 부분은 인근 ^[66][67]은하의 부드러운 감마선 반복기에서 나오는 거대한 플레어에 의해 생성될 것이다.

킬로노바에 있는 짧은 GRB의 기원은 ^[68][61]두 중성자별이 합쳐진 신호인 중력파 GW170817이 검출된 지 불과 1.7초 만에 짧은 GRB 170817A가 검출되면서 확인됐다.

긴 감마선 폭발

관측된 대부분의 사건(70%)은 2초 이상의 지속시간을 가지며, 긴 감마선 버스트로 분류된다.이러한 사건들은 인구의 대다수를 구성하며 가장 밝은 여운을 띠는 경향이 있기 때문에 짧은 사건들보다 훨씬 더 자세히 관찰되어 왔다.잘 연구된 거의 모든 긴 감마선 폭발은 빠른 별 형성을 가진 은하, 그리고 많은 경우 중심핵 붕괴 초신성과 연관되어 있으며, 긴 GRB가 거대한 별의 ^[69]죽음과 명확하게 연관되어 있다.적색편이가 높을 때 긴 GRB 잔광 관측은 또한 별 형성 영역에서 ^[70]시작된 GRB와 일치합니다.

초장 감마선 폭발

이러한 이벤트는 10,000초 이상 지속되는 긴 GRB 지속시간 분포의 끝에 있습니다.이들은 청색 초거성의 ^[71]붕괴, 조석 교란^[72][73] 현상 또는 새로 태어난 마그네타 ^[72][74]등으로 인해 별도의 분류를 형성하도록 제안되어 왔다.현재까지 확인된 것은 극히 일부이며, 주된 특징은 감마선 방출 지속시간이다.가장 많이 연구된 초장기 이벤트로는 GRB 101225A와 GRB 111209A가 ^[73][75][76]있습니다.낮은 검출 속도는 실제 ^[73]빈도의 반영이 아니라 장기 지속 이벤트에 대한 현재 검출기의 낮은 민감도의 결과일 수 있다.한편, 2013년 ^[77]연구는 새로운 유형의 전구체를 가진 별도의 초장 GRB 모집단에 대한 기존 증거가 결정적이지 않다는 것을 보여주며, 보다 확실한 결론을 도출하기 위해서는 추가적인 다중 파장 관찰이 필요하다.

에너지학 및 광명

감마선 폭발은 일반적으로 엄청난 거리에도 불구하고 지구에서 관측된 것처럼 매우 밝다.평균적으로 긴 GRB는 수십억 광년 거리에도 불구하고 우리 은하의 밝은 별에 버금가는 볼로미터 플럭스를 가지고 있습니다.이 에너지의 대부분은 감마선으로 방출되지만, 일부 GRB는 매우 밝은 광학 에너지를 가지고 있다.예를 들어, GRB 080319B는 가시적인 등급 5.^[78]8로 정점을 찍은 광학 부품을 동반했는데, 이는 폭발 거리 75억 광년에도 불구하고 가장 어두운 맨눈 별과 비슷한 수준이다.이 밝기와 거리의 조합은 매우 에너지적인 선원을 의미합니다.감마선 폭발이 구형이라고 가정할 때, GRB 080319B의 에너지 출력은 태양의 나머지 질량 에너지 중 두 가지 계수 내에 있을 것이다(방출되는 에너지는 태양이 완전히 ^[43]방사선으로 변환되는 것이었다).

감마선 폭발은 대부분의 폭발 에너지가 좁은 ^[79][80]제트로 시준된 고초점 폭발로 생각된다.제트의 대략적인 각도 폭(즉, 빔의 확산 정도)은 잔광 곡선의 무채색 "제트 브레이크"를 관찰함으로써 직접 추정할 수 있습니다. 이 시간은 제트 속도가 느려짐에 따라 서서히 붕괴되는 잔광이 빠르게 사라지기 시작하고 더 이상 효과적으로 ^[81][82]방사선을 방출할 수 없는 시간입니다.관측치에 따르면 2도에서 20도 사이의 제트 ^[83]각도에 유의한 변화가 있습니다.

에너지가 강하게 집중되어 있기 때문에, 대부분의 폭발로 방출되는 감마선은 지구를 놓치고 절대 검출되지 않을 것으로 예상된다.감마선 폭발이 지구를 향할 때, 상대적으로 좁은 빔을 따라 에너지가 집중되면 폭발이 구상적으로 방출되었을 때보다 훨씬 더 밝게 나타난다.이 효과를 고려할 때, 일반적인 감마선 폭발은 약 10J⁴⁴ 또는 태양 질량()M_☉ 에너지^[83] 등가의 약 1/2000의 실제 에너지 방출을 갖는 것으로 관측된다. 이는 여전히 지구의 질량 에너지 등가(약 5.5 × 10J⁴¹)의 몇 배이다.이는 밝은 Ib/c 초신성에서 방출되는 에너지와 비슷하며 이론적인 모델의 범위 내에 있습니다.매우 밝은 초신성이 가장 가까운 GRB 몇 ^[37]개를 동반하는 것이 관찰되었습니다.GRB의 출력 집중에 대한 추가적인 지원은 인근 Ic^[84] 초신성의 스펙트럼에서 강한 비대칭성 관측과 제트기가 더 이상 상대성이 ^[85]없을 때 폭발 후 오랜 시간 동안 취해진 전파 관측에서 비롯되었다.

짧은(시간 지속 시간) GRB는 낮은 적색 편이(즉, 덜 먼) 모집단에서 온 것으로 보이며 긴 ^[86]GRB보다 덜 밝다.짧은 버스트에서의 빔의 정도는 정확하게 측정되지 않았지만 모집단으로서는 긴 GRB보다^[87] 콜리메이트가 적거나 경우에 ^[88]따라서는 전혀 콜리메이트되지 않을 수 있다.

조상

지구로부터 대부분의 감마선 폭발원의 엄청난 거리 때문에, 이러한 폭발을 일으키는 시스템인 선조들의 식별은 어렵다.몇몇 긴 GRB와 초신성의 연관성과 그들의 숙주은하가 빠르게 별을 형성하고 있다는 사실은 긴 감마선 폭발이 거대한 별과 연관되어 있다는 매우 강력한 증거를 제공합니다.장기 지속 GRB의 기원에 대해 가장 널리 받아들여지는 메커니즘은 붕괴 모형으로,^[89] 엄청나게 크고, 낮은 금속성, 빠르게 회전하는 별의 핵이 진화의 마지막 단계에서 블랙홀로 붕괴됩니다.별의 중심부 근처에 있는 물질은 중심부를 향해 쏟아지고 고밀도 강착 원반으로 소용돌이칩니다.이 물질이 블랙홀로 유입되면서 한 쌍의 상대론적 제트가 회전축을 따라 분출되고, 이 제트는 별의 외피를 관통하여 결국 항성 표면을 뚫고 감마선으로 방출됩니다.일부 대안 모형은 블랙홀을 새로 형성된 마그네타로 ^[90][91]대체하지만, 모델의 다른 측면(질량 별의 중심핵 붕괴와 상대론적 제트의 형성)은 대부분 동일합니다.

긴 감마선 폭발을 일으키는 우리 은하 내 가장 가까운 별들은 울프-레이에 별일 가능성이 높습니다. 울프-레이에 별들은 매우 뜨겁고 질량이 큰 별들로 수소 외피 대부분을 잃었습니다.Eta Carinae, Apep, 그리고 WR 104는 미래의 감마선 폭발의 ^[92]전조일 가능성이 있다.우리 은하에 감마선 ^[93]폭발을 일으키기에 적절한 특성이 있는 별이 있는지 여부는 불분명합니다.

질량이 큰 별 모형은 아마도 모든 종류의 감마선 폭발을 설명하지는 않을 것이다.일부 단시간 감마선 폭발이 타원 은하와 은하 할로처럼 ^[86]별이 형성되지 않고 거대한 별이 없는 시스템에서 발생한다는 강력한 증거가 있습니다.대부분의 짧은 감마선 폭발의 기원에 대해 선호하는 이론은 두 개의 중성자 별들로 구성된 쌍성계의 병합이다.이 모델에 따르면, 쌍성의 두 별은 중력^[94][95] 복사가 에너지를 방출하기 때문에 조석력이 중성자별을 갑자기 갈기갈기 찢고 단일 블랙홀로 붕괴할 때까지 천천히 서로를 향해 나선형으로 움직인다.물질이 새로운 블랙홀로 유입되면 강착 원반이 생성되고 붕괴 모형과 유사한 에너지의 폭발이 발생합니다.중성자별과 블랙홀의 병합, 중성자별의 강착에 의한 붕괴 또는 원시 블랙홀의 ^{[96][97][98][99]}증발 등 짧은 감마선 폭발을 설명하기 위해 수많은 다른 모델도 제안되었다.

Friedwardt Winterberg가 제안한 다른 설명은 중력 붕괴 과정과 블랙홀의 사건 지평선에 도달하는 동안 모든 물질은 감마선의 ^[100]폭발로 분해된다는 것이다.

조수 교란 사건

이 새로운 등급의 GRB 유사 사건은 2011년 3월 28일 스위프트 감마선 폭발 임무에 의한 GRB 110328A의 검출을 통해 처음 발견되었다.이 사건은 감마선 지속시간이 약 2일로, 심지어 초장 GRB보다 훨씬 길었고, 수개월 동안 X선에서 검출되었다.적색편이 z = 0.3534의 작은 타원은하 중심에서 발생했습니다.폭발이 항성 붕괴의 결과인지 아니면 상대론적 제트를 동반한 조석 교란 사건인지에 대해서는 논란이 계속되고 있지만, 후자의 설명은 널리 ^{[by whom?]}받아들여지고 있다.

이런 종류의 조석교란 별이 초대질량 블랙홀과 상호작용하여 별을 분쇄하고, 어떤 경우에는 감마선의 밝은 방출을 생성하는 상대론적 제트를 생성하는 것입니다.비록 그 다음에 일어난 백색 왜성의 질량이 블랙 홀에의 불편에 대해 10천배 태양이라고 주장해 왔다 감마선 폭발 110328A(또한 스위프트 J1644+57를 설명)은 주계열별의 Sun,[101][102][103]의 몇 백만배의 질량의 블랙 홀로 붕괴에 의해서 제작된 것을요 그 행사가 되mo. 수 있회신으로 알맞다.[104]

배출 메커니즘

감마선 폭발이 에너지를 방사선으로 변환하는 방법은 여전히 잘 알려져 있지 않으며, 2010년 현재 이 과정이 발생하는 방법에 ^[105]대한 일반적인 모델은 아직 없다.성공적인 GRB 방출 모델은 관찰된 광 곡선, 스펙트럼 및 기타 특성의 ^[106]다양성과 일치하는 감마선 방출을 생성하는 물리적 과정을 설명해야 한다.특히 어려운 것은 일부 폭발에서 추론된 매우 높은 효율성을 설명할 필요가 있다는 점이다. 즉, 일부 감마선 폭발은 폭발 에너지의 절반(또는 그 이상)^[107]을 감마선으로 변환할 수 있다.GRB 990123 및 GRB 080319B에 대한 광학적 대응물의 초기 관측 결과, 광학적 곡선이 감마선 ^[78][108]광스펙트럼의 외삽이었던 GRB 080319B는 일부 사건에서 역콤프턴 산란이 지배적인 과정일 수 있음을 시사했다.이 모델에서 기존의 저에너지 광자는 폭발 내에서 상대론적 전자에 의해 산란되어 에너지를 큰 인수로 증가시키고 감마선으로 ^[109]변환한다.

감마선 폭발에 따른 긴 파장 잔광 방출(X선에서 무선까지 범위)의 특성을 더 잘 이해한다.폭발에 의해 방출되지 않은 에너지는 폭발 자체에서 물질이나 에너지가 빛의 속도로 바깥쪽으로 이동하는 형태를 취합니다.이 물질이 주변의 성간 가스와 충돌하면서 상대론적 충격파가 생성되어 성간 우주로 전파됩니다.두 번째 충격파, 즉 역충격이 분출물 안으로 다시 전파될 수 있습니다.충격파 내의 매우 에너지적인 전자는 강한 국소 자기장에 의해 가속되어 대부분의 전자 ^[110][111]스펙트럼에 걸쳐 싱크로트론 방출로 방사됩니다.이 모델은 감마선 폭발이 ^[112]발생한 직후에 잔광의 모든 특징을 설명하기 어렵지만 늦은 시간(일반적으로 폭발 후 몇 시간에서 며칠)에 관측된 많은 잔광의 거동을 모델링하는 데 성공했다.

발생률 및 생명에 미치는 잠재적 영향

감마선 폭발은 생명체에 유해하거나 파괴적인 영향을 미칠 수 있다.우주 전체를 고려할 때 지구와 비슷한 생명체가 살기에 가장 안전한 환경은 큰 은하계 외곽에서 가장 밀도가 낮은 영역이다.은하 유형과 은하 분포에 대한 우리의 지식은 우리가 알고 있는 생명체가 모든 은하의 약 10%에서만 존재할 수 있다는 것을 암시합니다.게다가 적색편이 z가 0.5보다 큰 은하는 GRB의 비율이 높고 별의 밀도가 ^[114][115]높기 때문에 생명체에 적합하지 않습니다.

지금까지 관측된 모든 GRB는 우리 은하계 밖에서 발생했으며 지구에 무해합니다.하지만, 만약 GRB가 은하수에서 5천에서 8천 광년^[116] 이내에 발생하며 그 방출이 지구를 향해 곧장 방출된다면, 그 영향은 해로울 수 있고 생태계를 파괴할 수도 있다.현재 궤도를 도는 인공위성은 하루에 평균 약 1GRB를 탐지한다.2014년 3월 현재 가장 가까이에서 관측된 GRB는 GRB 980425로, SBc형 ^[118]왜소은하에서 40 메가파섹(1억3000만 리)^[117] 떨어져 있습니다(z=0.0085).GRB 980425는 평균 GRB보다 에너지가 훨씬 낮았고 Ib형 초신성 SN 1998bw와 ^[119]관련이 있었다.

GRB가 발생하는 정확한 속도를 추정하는 것은 어렵습니다. 은하수와 거의 같은 크기의 은하에 대해 예상 속도(장기 지속 GRB의 경우)는 10,000년에 한 번에서 1,000,000년에 ^[120]한 번까지 다양할 수 있습니다.이 중 극소수만이 지구를 향해 송출될 것이다.단기간 GRB의 발생률 추정치는 콜리메이션의 정도를 알 수 없기 때문에 훨씬 더 불확실하지만 아마도 비교할 ^[121]수 있을 것이다.

GRB는 반대 방향으로 두 제트를 따라 비밍 방출을 수반하는 것으로 생각되기 때문에, 이러한 제트의 경로에 있는 행성만 고에너지 감마선에 ^[122]노출될 것이다.

감마선의 파괴적인 소나기로 지구에 충돌하는 근처의 GRB는 가설적인 사건일 뿐이지만, 은하계 전체의 높은 에너지 과정은 지구의 ^[123]대기에 영향을 미치는 것으로 관측되었습니다.

지구에 미치는 영향

지구의 대기는 X선과 감마선과 같은 고에너지 전자기 방사선을 흡수하는 데 매우 효과적이기 때문에 이러한 유형의 방사선은 폭발 이벤트 자체 중에 지표면의 위험 수준에 도달하지 않는다.수 킬로파섹 이내의 GRB에서 지구상의 생명체에 대한 즉각적인 영향은 1초 미만에서 수십 초까지 지속되는 지상 수준의 자외선의 짧은 증가일 것이다.이 자외선은 폭발의 정확한 성격과 거리에 따라 잠재적으로 위험한 수준에 도달할 수 있지만 ^[124][125]지구상의 생명체에 재앙을 일으킬 가능성은 낮아 보인다.

가까운 폭발로 인한 장기적인 영향은 더 위험하다.감마선은 산소와 질소 분자를 포함한 대기 중 화학 반응을 일으켜 먼저 산화질소를 만든 후 이산화질소를 생성한다.질소산화물은 세 가지 단계에서 위험한 영향을 끼친다.첫째, 오존을 고갈시키고, 모델은 25-35%의 전지구적 감소 가능성을 나타내며, 특정 위치에서는 75%까지 감소 효과가 수년 동안 지속된다.이 감소는 표면에서 위험하게 높은 자외선 지수를 발생시키기에 충분하다.둘째, 질소산화물은 광화학 스모그를 일으켜 하늘을 어둡게 하고 햇빛 스펙트럼의 일부를 차단한다.이것은 광합성에 영향을 미치지만, 모델은 몇 년 동안 지속되며, 총 햇빛 스펙트럼의 약 1%만 감소한다.그러나 스모그는 지구 기후의 불안정성과 동시에 발생하는 경우에만 "우주적 겨울"을 만들어냄으로써 잠재적으로 지구의 기후에 냉각 효과를 일으킬 수 있다.셋째, 대기 중 이산화질소의 수치가 높아지면 빗물이 흘러나와 산성비를 발생시킬 것이다.질산은 양서류를 포함한 다양한 유기체에 독성이 있지만, 모델들은 심각한 지구적 영향을 일으킬 수 있는 수준에는 이르지 못할 것으로 예측하고 있다.질산염은 사실 몇몇 ^[124][125]식물에게 유익할 수 있다.

대체로, 수 킬로파섹 이내의 GRB는 에너지를 지구로 향하게 하고, 그 후 몇 년 동안 UV 수치를 높임으로써 생명체에 피해를 입힐 것이다.모델들은 이 증가의 파괴적인 효과가 정상 수준의 16배까지 DNA 손상을 일으킬 수 있다는 것을 보여준다.생물학적 분야와 실험실 ^[124][125]데이터의 불확실성 때문에 이것이 지구 생태계에 미치는 영향에 대한 신뢰성 있는 평가를 평가하는 것은 어려운 것으로 입증되었다.

과거에 지구에 대한 가상의 영향

생명체에 어떤 식으로든 영향을 미칠 수 있을 정도로 가까운 GRB는 5백만 년에 한 번 정도 – 지구상의 생명체가 ^[126]시작된 이래 약 천 번 – 발생할 수 있다.

4억 5천만 년 전의 오르도비스기-실루리아 대멸종은 GRB에 의한 것일 수 있습니다.해수면 근처의 플랑크톤 층에서 삶의 일부를 보낸 후기 오르도비스기 삼엽충 종들은 상당히 제한된 지역에 머무르는 경향이 있는 심해 거주자들보다 훨씬 더 큰 타격을 받았습니다.이것은 일반적으로 개체수가 더 넓게 분포하는 종들이 더 잘 사는 일반적인 멸종 사건의 패턴과는 대조적이다.가능한 설명은 깊은 물에 남아있는 삼엽충이 GRB와 관련된 증가된 자외선으로부터 더 잘 보호된다는 것이다.또한 이 가설을 뒷받침하는 것은 후기 오르도비스기에 굴을 파는 이매패류가 ^[9]지표에 살았던 이매패류보다 멸종 가능성이 낮았다는 사실이다.

774–775 탄소-14 스파이크가 짧은 ^[127][128]GRB의 결과라는 사례가 제기되었지만, 매우 강한 태양 플레어가 또 다른 ^[129]가능성이다.

은하수의 GRB 후보

우리 은하 내에서는 감마선 폭발이 ^[131]관측되지 않았으며, 이 폭발이 일어난 적이 있는지에 대한 의문은 아직 해결되지 않은 채 남아 있습니다.감마선 폭발과 그 선조들에 대한 이해의 진화에 비추어, 과학 문헌은 지역, 과거 및 미래의 GRB 후보들의 증가를 기록한다.장기 GRB는 초광속 초신성, 즉 극초신성과 관련이 있으며, 대부분의 LBV와 빠르게 회전하는 울프-레이에별은 연관된 장기 GRB와 함께 핵 붕괴 초신성으로 수명 주기를 끝내는 것으로 생각된다.그러나 GRB에 대한 지식은 우주 진화의 이전 시대의 금속이 부족한 은하계로부터 나온 것이며, 은하수와 ^{[132][133][134]}같이 더 진화된 은하와 더 높은 금속 함량을 가진 항성 환경을 포함하기 위해 직접적으로 추론하는 것은 불가능합니다.

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인용문

레퍼런스

추가 정보

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외부 링크

GRB 미션 사이트

• 신속한 감마선 버스트 미션:
  • NASA 스위프트 공식 홈페이지
  • 영국 스위프트 사이언스 데이터 센터
  • 펜 주(州)에 있는 신속한 임무 운영 센터
• HETE-2: 고에너지 과도 탐색기(Wiki 엔트리)
• 통합: 국제 감마선 천체 물리학 연구소 (Wiki 엔트리)
• BATSE: 버스트 및 과도 소스 탐색기
• 페르미 감마선 우주 망원경 (위키 엔트리)
• 아가일: 아스트로 드라이브라토레 감마 아 이마기니 레게로 (Wiki 엔트리)
• 존재: 에너지 X선 조사 망원경
• NASA 감마선 폭발 목록

GRB 후속 프로그램

• 감마선 버스트 좌표 네트워크(GCN)(Wiki 입력)
• BOOTES: Burst Observer 및 광학 과도 탐색 시스템(Wiki 엔트리)
• GROND: 감마선 버스트 광학 근적외선 검출기(Wiki 엔트리)
• KAIT : 캣츠만 자동 이미징 망원경 (위키 엔트리)
• 마스터: 망원경 로봇 이동 천체계
• ROTSE: 로보틱 옵티컬 과도 검색 실험 (Wiki 엔트리)