Záhadné zdroje záblesků záření gama

Kdybych dostal tradiční novinářskou otázku, co považuji za největší objev roku, rozhodně bych nezaváhal - zcela jednoznačně jde o sérii objevů, které souvisejí se "záhadou čtvrtstoletí", čili se zábleskovými zdroji záření gama.

Pro pořádek něco historie. Koncem šedesátých let se nukleární mocnosti dohodly na zákazu zkoušek jaderných zbraní v zemské atmosféře a za jejími hranicemi. K ověření, že se zákaz dodržuje, byly využity americké družice typu Vela, obíhající kolem Země v periodě 4 dnů po kruhových drahách o poloměru 125  000  km vždy nejméně ve dvojicích. Na jejich palubě se nalézaly citlivé detektory měkkého záření gama (pásmo od 100  keV do několika MeV), neboť z předešlých pokusů s jadernými výbuchy v atmosféře se vědělo, že výbuch se snadno prozradí právě v tomto energetickém pásmu.
V r. 1973 sdělila skupina amerických odborníků vedená R. Klebesadelem, že v záznamech družic Vela se nacházejí krátkodobá vzplanutí měkkého záření gama, jež pocházejí z vesmíru a nesouvisejí s případným porušením smlouvy; tj. jejich zdrojem je přírodní proces neznámé povahy. Náběh typického vzplanutí, označovaného zkratkou GRB (Gamma-Ray Burst), představoval vždy jen zlomek sekundy a po ostrém maximu následoval exponenciální pokles až na úroveň šumu pozadí během sekund až stovek sekund. Vzplanutí se vyskytovala naprosto nepředvídaně s kadencí průměrně jednou za den v libovolných částech oblohy a nebyla doprovázena žádnými úkazy ve standardních oborech spektra jako je optické či radiové okno.
Od samého počátku spočíval hlavní problém v určení povahy GRB v naprosto nedostatečné přesnosti jejich zaměření na obloze. Z povahy záření gama je zjevné, že zdroj nelze nějakou optikou zobrazit. Ostrý náběh vzplanutí však umožnil využít metody kosmické triangulace, tedy stanovit prodlevu mezi detekcí vzplanutí na dostatečně vzdálených družicích. Dvě družice ovšem k vymezení polohy zdroje nestačí; obdržíme pouze relativně úzký pás podél některé hlavní kružnice na obloze. Pokud máme měření ze tří družic, nalézá se zdroj v jednom ze dvou průsečíků takových pásů a pokud máme alespoň čtyři družice, je určení polohy jednoznačné a závisí hlavně na dobré synchronizaci palubních hodin na všech družicích. Tak se alespoň občas podařilo stanovit nevelké chybové plošky a v nich se hledaly dodatečně optické či jiné protějšky.
Tyto snahy o identifikaci GRB v jiných spektrálních oborech byly po řadu desetiletí pozoruhodně neúspěšné. Snad jedinou výjimkou byla sdělení B. Schaefera, že v chybových ploškách našel na dávných archivních fotografických snímcích jasné a relativně krátkodobé záblesky. Potíž však spočívá jednak v příliš velké rozloze chybových plošek a zejména v možnosti záměny reálného optického záblesku s kazem v emulzi, popřípadě jiným prozaičtějším zdrojem signálu. U nás se tomuto archivnímu výzkumu věnuje už 15 let skupina dr. Reného Hudce z observatoře v Ondřejově, která využívá především fotografického archivu Středoevropské sítě pro sledování bolidů a také fotografického archivu německé hvězdárny v Sonneberku. Koncem loňského roku oznámili, že v poloze chybové plošky vzplanutí gama v souhvězdí Herkula z 20. července 1996 nalezla kvasar s červeným posuvem z=1,7. Nicméně rozdíl mezi středem chybové plošky a polohou kvasaru dosahoval plných 10 obloukových minut, což fyzikální souvislost objektů téměř vyloučilo.
Obloha v energii kolem 100 MeVTriangulační metoda určování poloh GRB sice nabyla na ceně tím, jak se postupně dařilo vypouštět kosmické sondy do vzdálených hlubin sluneční soustavy (tím se zvyšovaly délky základen, což naopak znamenalo omezení velikosti chybových plošek), ale má svá úskalí. Hlavním je dlouhá doba redukce měření, jež znamená, že přesné polohy jsou známy až několik dnů po vlastním úkazu, a to už většinou bývá na optickou, rentgenovou či rádiovou identifikaci asi pozdě. Proto odborná veřejnost uvítala vypuštění obří družice Compton v dubnu 1991, na jejíž palubě se nalézá aparatura BATSE, umožňující určit alespoň přibližnou polohu zdroje na obloze (s přesností na 7 úhlových stupňů) ihned bez přispění jiných aparatur. To sice nestačí k identifikaci, ale může pomoci statistickým výzkumům.
Citlivost aparatury BATSE je taková, že za 6 let provozu máme údaje o přibližné poloze 2000 vzplanutí gama. Výsledek je šokující a jednoznačný, zábleskové zdroje GRB se vyskytují po celé obloze rovnoměrně, bez sebemenší koncentrace v jakémkoliv směru či ploše. Za druhé, počet slabých zdrojů GRB je menší, než by se dalo očekávat z homogenního rozložení zdrojů v prostoru. To tedy znamená, že na jedné straně pozorovatel na Zemi nemá vůči populaci GRB žádné význačné postavení, ale na druhé straně se nachází právě uprostřed takové populace!
To dává smysl jedině v případě, že zdroje GRB se nacházejí buď na periférii sluneční soustavy (v kulovém Oortově mračnu komet), anebo v kosmologických vzdálenostech srovnatelných s kvasary. Jak patrno, nejistota v určení vzdáleností GRB činí asi 10 řádů, tj. nejistota v odhadu zářivého výkonu 20 řádů, a s něčím takovým se astronomové dosud ve své praxi nesetkali. Dokud nejsme schopni alespoň řádově určit vzdálenost záhadné populace objektů, jsme ve stejné situaci jako když se pokoušíme objasnit povahu jevů UFO na základě pozorování jediného pozorovatele.
Aparatura BATSE téměř vyloučila rekurenci vzplanutí z daného zdroje, tj. zdá se, že každý zdroj vzplane pouze jedinkrát, což znamená, že může jít o velmi velké katastrofy, při nichž je původní objekt či objekty zničen. Ani toto omezení však příliš nepomáhá teoretikům, kteří v mezidobí vymysleli několik set rozličných mechanismů vzplanutí gama. Nezřídka jediný autor podal několik navzájem si odporujících vysvětlení. Celkový počet prací, věnovaných záhadným zdrojům GRB, dosáhl za posledního čtvrtstoletí 2500 - zhruba týž je i počet pozorovaných GRB!
Není divu, že problematika povahy zábleskových zdrojů záření gama se stala námětem "Velké debaty", kterou uspořádali američtí astronomové v Smithsoniánském přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu dne 22. dubna 1995. Diskuse mezi Donaldem Lambem a Bohdanem Paczynskim se konala v témže historickém sále, kde se 20. dubna 1920 konala první Velká debata o povaze spirálních mlhovin mezi Heberem Curtisem a Harlowem Shapleyem. V současné debatě hájil Lamb názor, že GRB tvoří populaci objektů v kulovém halu Galaxie, kdežto Paczynski soudil, že GRB jsou kosmologicky daleko. Ani jeden autor však neměl po ruce jednoznačné důkazy o fyzikální povaze vzplanutí.
K převratu došlo právě o rok později, když se 20. dubna 1996 na kruhovou dráhu ve výši 600 km nad Zemí dostala specializovaná italsko-holandská družice BeppoSAX (L. Piro, E. Costa, J. Heise), schopná registrace záblesků gama celooblohovým monitorem GRBN v pásmu 40-700  keV a následného hbitého zaměření plošky GRB rentgenovými detektory se širokým (WFC) a úzkým (NFI) zorným polem. Detektory pracují v pásmu 2-26  keV (WFC) resp. 0,1-300  keV (NFI) a pokrývají neustále 5 % oblohy. Z časové koincidence v monitoru gama a širokoúhlém detektoru WFC lze oblast zaměřit s přesností na 5' během 2 hodin a při následné identifikaci zdroje detektory NFI dokonce s přesností na 3', a to nejpozději do 8 hodin, což většinou stačí k hledání optického protějšku.
Trpělivé čekání se vyplatilo až 28. února 1997, kdy se díky rychlé spolupráci operátorů družice BeppoSAX s pozemními observatořemi zdařilo J. van Paradijsovi aj. nalézt optický protějšek GRB v souhvězdí Orionu pouhých 21 h po explozi pomocí 4,2  m reflektoru W. Herschela na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech. Objekt byl v době pozorování V = 21  mag a rychle slábnul. Nicméně Hubblův kosmický teleskop jej zachytil ještě 26. března jako objekt 25,7 mag a znovu 7. dubna, kdy klesl na 26,0 mag. Naposledy ho HST snímkoval 5. září 1997, kdy zeslábl na V = 28,0 mag, ale ve vzdálenosti 20" od něho je stále vidět ploška mateřské galaxie V = 25,7  mag. Naneštěstí v jejím spojitém spektrum nebyly nalezeny žádné spektrální čáry. Naproti tomu Keckův II. dalekohled objevil již 31. března v bezprostředním okolí GRB (pod 8") dvě slabé galaxie s emisními čarami, jejichž červené posuvy činí z = 0,39 a z = 0,64. Již 8 h po explozi GRB byl na stejném místě pozorován rentgenový zdroj a den po výbuchu také slabý bodový radiový zdroj s intenzitou až 0,8  mJy.
Konečně zatím nejzajímavější pozorování pochází z 8. května 1997, kdy družice BeppoSAX nalezla vzplanutí gama o trvání 15 s a kdy necelých 6 h po explozi byl zdroj identifikován kamerou NFI v rentgenovém pásmu, jak se s časem zjasňuje! To umožnilo jeho optickou identifikaci řadou velkých teleskopů. Objekt se opticky vynořil až 24 h po explozi GRB s jasností v pásmu R = 21,2 mag, jež se během dvou dnů zvýšila až na 19,6  mag. Rovněž rádiové sledování 3,7  h po explozi neukázalo žádné rádiové záření, které se poprvé vyskytlo až týden po explozi na frekvenci 8,5  GHz s intenzitou 0,4  mJy.
Keckův II. dalekohled pořídil první spektra oblasti 11. května a odhalil tam absorpční čáry ionizovaného železa, posunuté k červenému konci v hodnotě z = 0,835. Podle všeho je GRB ještě dále, ale blíže než z  =  2,1. Paczynského tvrzení se tak začíná naplňovat: zdroje vzplanutí gama jsou téměř určitě v kosmologických vzdálenostech.

Samozřejmě všechny pochybnosti dosud nezmizely, jelikož stále zbývá málo pravděpodobná možnost, že GRB se na pozadí vzdálených galaxií či kvasarů pouze promítají a dále v několika dalších případech velmi dobře změřených poloh se nepodařilo žádné optické ani radiové záření nalézt vůbec.
Počet identifikací roste jen pomalu a než se podaří opatřit statistický významný vzorek, uplyne ještě nějaký čas. Proto též odborníci uvítali s potěšením nedávné překonfigurování spektrometru gama na kosmické sondě NEAR, která směřuje k planetce EROS. Data ze spektrometru lze nyní přijímat prakticky v reálném čase a tak nezávisle zaznamenávat okamžiky vzplanutí gama v poloze velmi daleko od Země. To zlepšuje vyhlídky na kosmickou triangulaci kombinací pozorování ze sond Ulysses a Wind se zpřesněním poloh na 1' a tím i větší nadějí na jednoznačnou optickou či rádiovou identifikaci. První vlaštovkou se stala detekce GRB z 15. září 1997, jež zároveň ukázala, že detektor na sondě NEAR je mimořádně citlivý.
To nejzajímavější je ovšem stále před námi, totiž výklad fyzikální povahy vzplanutí. Jsou-li totiž GRB opravdu kosmologicky daleko, pak za předpokladu, že jde o všesměrové zářiče, vycházejí pro ně úžasné zářivé výkony i energie řádu 1043  W a 1045  J, uvolněné v objemu o rozměru pouhých stovek kilometrů. To jsou zářivé výkony až o 3 řády větší než u kvasarů a energie, kterou GRB vyzáří za několik sekund je téhož řádu jako energie, vyzářená Sluncem během celé jeho existence!
Zatím asi nejvíce bodů získává domněnka R. Narayana, B. Paczynského a T. Pirana z r. 1992, která hledá zdroj vzplanutí gama ve splynutí dvou neutronových hvězd v těsné dvojhvězdě následkem vyzařování gravitačních vln. Fenomenologicky jde o rozpínání ohnivé koule vysoce relativistickou rychlostí do nehomogenního velmi zředěného intergalaktického prostředí. Tomu by odpovídal dlouhý rentgenový, optický i radiový "dosvit", pozorovaný u některých GRB. Stále však není ani zdaleka vyloučeno, že třída GRB představuje směs rozličných fyzikálních mechanismů pro útvary, které jsou od nás různě daleko. Nikdo také nemůže s jistotou vyloučit, že záření GRB je usměrněno do úzkých svazků, které jen někdy zasáhnou Zemi. Pak by skutečná četnost GRB mohla být o několik řádů vyšší a naopak zářivé výkony a energie o několik řádů nižší.
Rozhodně bychom však neměli fenomén GRB podceňovat. Jak uvádí R. Zimmerman (není příbuzný se známým českým polyhistorem!), splynutí dvou neutronových hvězd se dříve či později vyskytne i v naší Galaxii. V první fázi splynutí se uvolňují především neutrina a gravitační vlny, jejichž nesmírná energie může poškodit atmosféry planet a zlikvidovat život do vzdálenosti až 1 kpc od výbuchu. Podle P. Mészárose a M. Reese dochází vzápětí k přeměně párů neutrin a antineutrin na páry pozitron-elektron, jež spolu posléze anihilují na fotony záření gama. Rychlé protony v ohnivé kouli předají energii rázové vlně, jež pak prostupuje rozpínající se relativistický oblak a nese zkázu všemu živému do nezanedbatelné vzdálenosti. Jedině fakt, že tu dosud jsme, svědčí pro to, že zmíněné katastrofy nepostihují vnitřní partie Galaxie častěji než jednou za pár miliard let.
 

Jiří Grygar
 
Obrázek nahoře: Tak bychom spatřili nebe, kdyby naše oči mohli vidět gama záření s energiemi kolem 100 MeV. Pás táhnoucí se zleva doprava (tedy podél Mléčné dráhy) vzniká interakcí kosmického záření a mezihvězdné látky. Nápadnými zdroji je pulsar v Plachtách, Geminga v Blížencích a Krabí mlhovina v Býku (pravá část obrázku). Jasná skvrna v horní části je blazar 3C279.
Obrázek uprostřed: Zeslabování optického protějšku gama záblesku u konce února letošního roku zachycené Hubblovým kosmickým dalekohledem. Na snímku je vidět zjasnění a kolem se rozkládající slabá mlhovina (galaxie). Pořízen byl 5. září.
Obrázek dole: Tentýž objekt, však ve stavu z přelomu března a dubna. (Snímky NASA)