Gammapurkaus

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 6. elokuuta 2022 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 2 muokkausta .

Gammapurske [2] on sähkömagneettisen spektrin gammasäteilyenergian  laajamittainen kosminen vapautuminen . Gammapurskeet (GB) ovat kirkkaimpia universumissa tapahtuvia sähkömagneettisia tapahtumia .

Alkupursketta seuraa yleensä häipyvä, pitkäikäinen "jälkivalo", joka säteilee asteittain pitemmillä aallonpituuksilla ( röntgen , UV , optiikka , IR ja radio ).

Lyhyet GW:t muodostuvat kahden neutronitähden , mustan aukon ja neutronitähden , tai teoriassa kahden mustan aukon, sulautuessa [3] . Kesto 10 millisekunnista 2 sekuntiin. [neljä]

Pitkä GW säteilee supernovaräjähdyksen aikana, kun massiivisen tähden nopeasti pyörivä ydin romahtaa . Sen kesto on 2 sekunnista 6 tuntiin. [5]

Tämä on suhteellisen kapea voimakkaan säteilyn säde, joten gammapurkauksia havaitaan kaukaisissa galakseissa ja toistaiseksi vain kaksi heikkoa on nähty meidän galakseissa. [6] GW-energia ei ole jakautunut pallomaisesti tasaisesti. Suihkut on keskitetty kuin avaruusase, kartion muotoinen pulsarin navoista.

Muutamassa välähdyksessä vapautuu yhtä paljon energiaa kuin Aurinko vapauttaisi 10 miljardin vuoden hehkussa. Miljoonassa vuodessa yhdestä galaksista löytyy vain muutama GW [7] . Kaikki havaitut GW:t esiintyvät galaksimme ulkopuolella , lukuun ottamatta niihin liittyvää ilmiöluokkaa, pehmeitä toistuvia gammapurskeita , jotka liittyvät Linnunradan magnetaareihin . Oletetaan, että galaksissamme esiintynyt GW voi johtaa kaiken elämän massasukpuuttoon maan päällä (paitsi syvänmeren biolajeja) [8] .

GW rekisteröitiin ensimmäisen kerran vahingossa 2. heinäkuuta 1967 amerikkalaisten sotilassatelliittien " Vela " toimesta [1] .

Satoja teoreettisia malleja on rakennettu selittämään prosesseja, jotka voivat synnyttää GW:itä, kuten komeettojen ja neutronitähtien välisiä törmäyksiä [9] . Mutta ei ollut tarpeeksi tietoa ehdotettujen mallien vahvistamiseksi, ennen kuin ensimmäiset röntgen- ja optiset jälkihehkut rekisteröitiin vuonna 1997 , ja niiden punasiirtymä määritettiin suoralla mittauksella optisella spektroskopialla. Nämä löydöt ja myöhemmät tutkimukset GW:hen liittyvistä galakseista ja supernoveista auttoivat arvioimaan kirkkautta ja etäisyyksiä GW-lähteeseen, lopulta paikallistamaan ne kaukaisiin galakseihin ja yhdistämään GW:n massiivisten tähtien kuolemaan. GW:n tutkimisprosessi ei kuitenkaan ole vielä läheskään ohi, ja GW on edelleen yksi astrofysiikan suurimmista mysteereistä . Jopa GW:n havainnollinen luokitus pitkiin ja lyhyisiin on epätäydellinen.

GV:t rekisteröidään noin kerran päivässä. Kuten Neuvostoliiton kokeessa "Konus", joka suoritettiin Jevgeni Mazetsin johdolla Venera-11- , Venera-12- ja Prognoz - avaruusaluksilla 1970-luvulla , todettiin [10] , GW:t ovat yhtä todennäköisiä. tulla mistä tahansa suunnasta, mikä yhdessä kokeellisesti muodostetun riippuvuuden log  N  - log  S kanssa ( N  on niiden GW:iden lukumäärä, jotka antavat gammasäteilyvuon lähellä Maata, joka on suurempi tai yhtä suuri kuin S ), osoitti, että GW:t ovat kosmologinen luonne (tarkemmin sanottuna ne eivät liity galaksiin tai eivät vain siihen, vaan niitä esiintyy kaikkialla universumissa , ja näemme ne syrjäisistä paikoista universumissa). Suunta lähteeseen arvioitiin triangulaatiomenetelmällä .

Historia

1963 , lokakuu : Yhdysvaltain ilmavoimat laukaisi ensimmäisen Vela - sarjan satelliitin Maan kiertoradalle tarkkailemaan ilmakehässä tapahtuvia ydinräjähdyksiä Moskovan kolmen median testikieltosopimuksen solmimisen jälkeen vuonna 1963 . Satelliitissa oli röntgen- , gamma- ja neutronisäteilyn ilmaisimia [ 1] .

Gammapurkausten löytö: Velan aikakausi

Monet teoriat ovat yrittäneet selittää näitä purkauksia. Useimmat väittivät, että lähteet ovat Linnunradassa . Mutta kokeellista vahvistusta ei tehty ennen vuotta 1991.

Tilastojen kertyminen: BATSE- aika

5. huhtikuuta 1991 - 4. kesäkuuta 2000 Compton Gamma Ray Observatory ( CGRO ) toimi kiertoradalla [20] .  Alukseen asennettiin Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ) ilmaisin , joka oli suunniteltu rekisteröimään GW. Sen toiminnan aikana havaittiin 2704 tapahtumaa (eli noin yksi purske päivässä).

Fysikaalisten ja teknisten instituuttien tulokset vahvistettiin BATSE : n avulla , että GW:t ovat isotrooppisesti jakautuneita taivaanpallolle eivätkä ole ryhmittyneet millekään avaruuden alueelle, esimerkiksi galaksin keskelle tai galaksin tasolle. päiväntasaaja [21] . Linnunradan litteän muodon vuoksi galaksiimme kuuluvat lähteet ovat keskittyneet lähellä galaktista tasoa. GW:iden tällaisen ominaisuuden puuttuminen on vahva todiste niiden alkuperästä Linnunradan ulkopuolelta [22] [23] [24] , vaikka jotkin Linnunradan mallit ovat edelleen yhdenmukaisia ​​samanlaisen isotrooppisen jakauman kanssa [25] .

Myös seuraavat GW:n empiiriset ominaisuudet selvitettiin: laaja valikoima valokäyriä (tasaisia ​​ja rosoisia hyvin lyhyillä aikaskaaloilla), bimodaalinen kestojakauma (lyhyet - alle 2 sekuntia - kovemmalla spektrillä ja pitkät - enemmän kuin 2 sekuntia - pehmeämmällä spektrillä).

Vuosikymmeniä GW:n löytämisen jälkeen tähtitieteilijät ovat etsineet komponenttia - mitä tahansa tähtitieteellistä kohdetta, joka sijaitsee äskettäisen GW:n paikalla. Monia erilaisia ​​esineluokkia on tarkasteltu, mukaan lukien valkoiset kääpiöt , pulsarit , supernovat , pallomaiset tähtijoukot , kvasaarit , Seyfertin galaksit ja BL Lac -objektit [26] . Kaikki nämä haut epäonnistuivat, ja jopa muutamissa GW:n melko hyvässä sijainnissa oli mahdotonta nähdä mitään havaittavaa kirkasta kohdetta. Mikä osoittaa GW:n alkuperän joko hyvin himmeistä tähdistä tai erittäin kaukaisista galakseista [27] [28] . Jopa tarkimmat sijainnit rajoittuivat himmeiden tähtien ja galaksien ryhmien alueisiin. Kävi selväksi, että GW-koordinaattien lopulliseen resoluutioon tarvitaan sekä uusia satelliitteja että nopeampaa viestintää [29] .

Jälkihehkujen löytö : BeppoSAX- aikakausi

Useat GW:n alkuperämallit ehdottivat, että gammasäteiden alkuperäisen purskeen jälkeen pitäisi tapahtua hitaasti vaimenevaa säteilyä pitemmillä aallonpituuksilla, jotka muodostuvat välähdyksen ja tähtienvälisen kaasun seurauksena sinkoutuneen aineen törmäyksestä [30] . Tätä säteilyä (kaikilla sähkömagneettisen spektrin alueilla) alettiin kutsua GW:n " jälkihehkuksi " ("jälkivalo" tai "halo"). Varhaiset "jälkivalon" etsinnät epäonnistuivat pääasiassa siksi, että oli vaikea määrittää tarkat pitkän aallon GW-koordinaatit heti ensimmäisen purkauksen jälkeen.

Läpimurto tähän suuntaan tapahtui helmikuussa 1997 , kun italialais-hollantilainen satelliitti BeppoSAX havaitsi gammapurskeen GRB 970228 , ja 8 tuntia myöhemmin röntgendetektori (myös BeppoSAX:ssa) havaitsi heikkenevän GRB:n röntgensäteilyn. 970228. Röntgen "jälkivalon" koordinaatit määritettiin paljon suuremmalla tarkkuudella kuin gammasäteillä. Muutaman tunnin sisällä BeppoSAX-projektin analyytikkoryhmä määritti purskeen koordinaatit 3 kaariminuutin tarkkuudella.

Maan päällä olevat optiset teleskoopit havaitsivat sitten myös häipyvän uuden lähteen alueella; siten sen sijainti tuli tunnetuksi kaarevakunnin sisällä. Jonkin ajan kuluttua syvä kuva Hubble-teleskoopista paljasti kaukaisen, hyvin haalean galaksin ( z  = 0,7) entisen lähteen paikalla. Siten gammapurkausten kosmologinen alkuperä on todistettu. Myöhemmin jälkihohtoa havaittiin monissa purskeissa kaikilla alueilla (röntgen, ultravioletti, optiikka, infrapuna, radio). Punasiirtymät osoittautuivat erittäin suuriksi (jopa 6, enimmäkseen välillä 0–4 pitkillä gammapurskeilla; lyhyillä vähemmän).

The Age of Rapid Identification: Swift

Vuonna 2004 laukaistu Swift - satelliitti pystyy tunnistamaan purskeet nopeasti (alle minuutin) optisesti ja röntgensäteellä. Hänen löytöihinsä kuuluvat voimakkaat, joskus useat röntgensäteet jälkihehkuna, toisinaan jopa useita tunteja purskaamisen jälkeen; jälkihehkujen havaitseminen jo ennen varsinaisen gammasäteilyn loppumista jne.

Etäisyydet ja energia

Gammapurkausten kosmologisesta luonteesta on selvää, että niillä täytyy olla jättimäistä energiaa. Esimerkiksi GRB 970228 -tapahtumassa , olettaen säteilyn isotropiaa , vain gamma-alueen energia on 1,6⋅10 52  erg (1,6⋅10 45  J), mikä on suuruusluokkaa suurempi kuin tyypillisen supernovan energia. Joidenkin gammapurkausten osalta arvio saavuttaa 10 54  erg, eli se on verrattavissa Auringon lepoenergiaan . Lisäksi tämä energia vapautuu hyvin lyhyessä ajassa.

Energian tuotto tapahtuu kollimoidun virtauksen ( relativistisen suihkun ) muodossa, jolloin energiaestimaatti pienenee suhteessa suihkukartion avautumiskulmaan. Tämän vahvistavat myös havainnot jälkihehkun valokäyristä (katso alla). Tyypillinen purkausenergia suihkut mukaan lukien on noin 10 51  erg, mutta hajoaminen on melko suuri. Relativististen suihkujen läsnäolo tarkoittaa, että näemme pienen osan kaikista universumissa tapahtuvista purskeista. Niiden taajuuden arvioidaan olevan suuruusluokkaa yksi purkaus galaksia kohden 100 000 vuoden välein.

Gammapurkauksia synnyttävät tapahtumat ovat niin voimakkaita, että ne voidaan joskus havaita paljaalla silmällä, vaikka ne tapahtuvatkin miljardien valovuosien etäisyydellä Maasta [31] .

Gammapurskeiden mekanismit

Mekanismi, jolla niin paljon energiaa vapautuu niin lyhyessä ajassa pienessä tilavuudessa, ei ole vielä täysin selvä. Todennäköisimmin se on erilainen lyhyiden ja pitkien gammapurskeiden tapauksessa. Tähän mennessä GW:llä on kaksi pääalalajia: pitkä ja lyhyt , joilla on merkittäviä eroja spektrissä ja havainnointimuodoissa. Joten pitkiin gammapurkauksiin liittyy joskus supernovaräjähdys, mutta lyhyisiin ei koskaan. On olemassa kaksi päämallia, jotka selittävät nämä kaksi kataklysmien tyyppiä.

Pitkät gammapurskeet ja supernovat

Pitkät gammapurskeet liittyvät todennäköisesti tyypin Ib/c supernovaihin . Useissa tapauksissa optisesti tunnistettu lähde osoitti jonkin aikaa purkauksen jälkeen supernovalle ominaisia ​​spektrejä ja valokäyriä. Lisäksi useimmissa tapauksissa, joissa ne tunnistettiin galaksien kanssa, niissä oli merkkejä aktiivisesta tähtien muodostumisesta .

Kaikki tyypin Ib/c supernovat eivät voi aiheuttaa gammapurkausta. Nämä ovat tapahtumia, jotka liittyvät massiivisen (> 25 Auringon massaa) tähden ytimen romahtamiseen mustaksi aukoksi , jossa ei ole vetykuorta ja jolla on suuri pyörimismomentti - niin sanottu collapsar -malli . Laskelmien mukaan osa ytimestä muuttuu mustaksi aukoksi, jota ympäröi voimakas akkretiolevy , joka putoaa reikään muutamassa sekunnissa. Samaan aikaan relativistiset suihkut laukeavat pitkin kiekon akselia, jotka murtautuvat tähden kuoren läpi ja aiheuttavat puhkeamisen. Tällaisten tapausten tulisi olla noin 1 % supernovien kokonaismäärästä (joskus niitä kutsutaan hypernoveiksi ).

Amerikkalainen tiedemies Stan Woosley ehdotti pitkien gammapurkausten päämallia  - romahdusmallia nimeltä "epäonnistunut supernova" ( eng.  failed supernova ; Woosley 1993). Tässä mallissa gammapurske syntyy suihkulla (jet) massiivisen Wolf-Rayet-tähden (lähinnä normaalin tähden helium- tai hiili-happiytimen) romahtamisen aikana. Tämä malli voi periaatteessa kuvata pitkiä (mutta ei liian pitkiä) GW:itä. Puolalainen tiedemies Bogdan Paczynski kehitti jonkin verran tätä mallia ., joka käytti termiä " hypernovaräjähdys " ( englanniksi  hypernova explosion ; Paczynski, 1998).

Myös muut astrofyysikot käyttivät termiä " hypernova " paljon aikaisemmin eri asiayhteydessä.

Lyhyet gammapurskeet ja relativististen objektien fuusiot

Lyhyiden gammapurkausten mekanismi liittyy mahdollisesti neutronitähtien tai neutronitähden ja mustan aukon yhdistymiseen. Suuren kulmamomentin vuoksi tällainen järjestelmä ei voi muuttua heti kokonaan mustaksi aukoksi: muodostuu alkuperäinen musta aukko ja sen ympärille akkrektiolevy. Laskelmien mukaan tällaisten tapahtumien ominaisajan tulisi olla vain sekunnin murto-osa, minkä vahvistavat supertietokoneilla tehdyt simulaatiot [32] . Tunnistetut lyhyet GRB:t sijaitsevat systemaattisesti pienemmillä etäisyyksillä kuin pitkät ja niillä on pienempi energian vapautuminen.

Neuvostoliiton astrofyysikot S. I. Blinnikov ja muut ehdottivat mallia, joka soveltuu lyhyiden gammapurkausten kuvaamiseen - binaaristen neutronitähtien fuusio . [33]

Israelilaiset tähtitieteilijät Alon Retter ja Shlomo Heller ehdottavat, että vuonna 2006 esiintynyt poikkeava GRB 060614 oli valkoinen aukko . Alon Retter uskoo, että valkoiset aukot, jotka ovat syntyneet, hajoavat välittömästi, prosessi muistuttaa alkuräjähdystä , Retter ja kollegat kutsuivat sitä "Small Bang" ( eng.  Small Bang ).

Jälkihehkut: relativistiset suihkut

Toisin kuin itse gammapurkaus, jälkihohtomekanismit ovat teoreettisesti melko hyvin kehittyneitä. Oletetaan, että jokin tapahtuma keskusobjektissa käynnistää ultrarelativistisen laajenevan kuoren muodostumisen ( Lorentzin tekijä γ luokkaa 100). Yhden mallin mukaan kuori koostuu baryoneista (sen massan tulisi olla 10 -8  - 10 -6 auringon massaa), toisen mukaan se on magnetoitu virtaus, jossa pääenergia siirtyy Poynting-vektorin avulla .

On erittäin merkittävää, että monissa tapauksissa on voimakasta vaihtelua sekä itse gammasäteilyssä (instrumentin resoluution suuruusluokkaa - millisekunteja) että röntgen- ja optisissa jälkihehkuissa (toissijaiset ja myöhemmät soihdut, energian vapautuminen, voi olla verrattavissa itse purskeeseen). Jossain määrin tämä voidaan selittää useiden eri nopeuksilla liikkuvien iskuaaltojen törmäyksellä, mutta yleensä tämä ilmiö muodostaa vakavan ongelman kaikille keskuskoneen mekanismin selityksille: on välttämätöntä, että sen jälkeen Ensimmäisessä purskeessa se saattoi silti antaa useita energian vapautumisjaksoja, joskus useiden tuntien luokkaa.

Jälkihohto saadaan pääasiassa synkrotronimekanismista ja mahdollisesti Comptonin takaisinsirontasta .

Jälkihehkujen valokäyrät ovat varsin monimutkaisia, koska ne koostuvat keulan shokkisäteilystä, taaksepäin suuntautuvasta shokkiaallosta, mahdollisesta supernovasäteilystä jne. relativistisen suihkun läsnäolon puolesta: taittuu, kun γ-tekijä putoaa arvoon ~ 1/θ, jossa θ on suihkun avautumiskulma.

Mahdollinen vaara maapallolle

Boris Stern kirjoittaa: "Otetaan kohtalainen tapaus, jossa energian vapautuminen on 10 52 erg ja etäisyys purkaukseen on 3 parsek , 10 valovuotta tai 10 19 cm - noin tusina tähteä on meistä näissä rajoissa. Tällaisella etäisyydellä, muutamassa sekunnissa, 10 13 ergiä vapautuu jokaiselle planeetan neliösenttimetrille, joka on jäänyt kiinni gamma-kvanttien tielle . Tämä vastaa atomipommin räjäyttämistä jokaisella taivaan hehtaarilla [huomautus 1] ! Ilmakehä ei auta: vaikka energia näkyy sen ylemmissä kerroksissa, merkittävä osa saavuttaa pinnan välittömästi valon muodossa. On selvää, että kaikki elämä planeetan säteilytetyltä puoliskolta tuhoutuu välittömästi, toiselta puolelta hieman myöhemmin toissijaisten vaikutusten vuoksi. Vaikka ottaisimme 100 kertaa suuremman etäisyyden (tämä on jo galaktisen kiekon ja satojen tuhansien tähtien paksuus), vaikutus (yksi atomipommi neliötä kohden, jonka sivu on 10 km) on vaikein isku, ja tässä meidän on jo arvioitava vakavasti, mikä selviää ja onko mitään."

Stern uskoo, että gammapurkaus galaksissamme tapahtuu keskimäärin kerran miljoonassa vuodessa. WR 104 :n kaltaisen tähden gammapurkaus voi aiheuttaa voimakasta otsonikatoa puolessa planeetan pinta-alasta.

Ehkä gammapurkaus aiheutti ordovikialais-silurialaisen sukupuuton noin 443 miljoonaa vuotta sitten, jolloin 60 % elävien olentojen lajeista kuoli (ja paljon suurempi osa yksilöiden lukumäärällä mitattuna, koska vain muutama yksilö riittää lajin selviytyminen). [34]

Katso myös

Muistiinpanot

Kommentit
  1. ↑ Räjähdys 10 14 J eli noin 23,9 kt , mikä on hieman enemmän kuin Fat Man -pommin räjähdysvoima .
Lähteet
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Gamma-sädepurskeet : lyhyt historia  . NASA. Haettu 10. huhtikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 21. joulukuuta 2016.
  2. ↑ Termi gammasäde löytyy myös kirjallisuudesta ja tiedotusvälineistä .
  3. ↑ arXiv:1604.07132[astro-ph.HE]
  4. ↑ doi.org/10.3847/1538-4357/aba529
  5. ↑ arXiv:1212.2392[astro-ph.HE]
  6. ↑ PoS(ICRC2021)019
  7. ↑ Podsiadlowski P., Mazzali PA, Nomoto K. et ai. Hypernovaen ja gammasäteen purkausten määrä: vaikutukset niiden esisyntyneille  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 23. huhtikuuta 2004. - Vol. 607 , no. 1 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/421347 .
  8. ↑ Melott AL , Lieberman BS, Laird CM, et ai. Aloittaako gammapurkaus myöhäisen ordovikian massasukupuuton?  (englanti)  // International Journal of Astrobiology . - Tammikuu 2004. - Vol. 3 , ei. 1 . - s. 55-61 . — ISSN 1475-3006 . - doi : 10.1017/S1473550404001910 .
  9. ↑ Hurley, Kevin. Gamma-ray Burst Bibliography, 1973-2001 // Gamma-ray Burst and Afterglow Astronomy 2001: Workshop, joka juhlii HETE-tehtävän ensimmäistä vuotta / Toim. kirjoittanut GA Ricker, RK Vanderspek. - American Institute of Physics , 2003. - P. 153-155. — ISBN 0-7534-0122-5 .
  10. ↑ Mazets E. P., Golenetskii S. V. et ai. Venera 11 ja 12 havainnot gammapurkauksista - The Cone -koe  // Astronomy Letters  : Journal  . - 1979. - Voi. 5 . - s. 87-90 .
  11. ↑ Luchkov B. I., Mitrofanov I. G., Rozental I. L. Kosmisen gammapurkausten luonteesta . - UFN, 1996. - T. 166 , nro 7 . - S. 743-762 .  (Käytetty: 4. elokuuta 2011)
  12. ↑ NASA HEASARC: IMP-6 . NASA. Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2012.
  13. ↑ NASA HEASARC: OSO-7 . NASA. Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2012.
  14. ↑ Mazets E. P., Golenetsky S. V., Ilyinsky V. N. Kosminen gammapurkaus Kosmos-461-satelliitin havaintojen mukaan  // JETP Letters. - 1974. - T. 19 . - S. 126-128 .
  15. ↑ Klebesadel RW et ai. Havainnot kosmista alkuperää olevista gammapurkauksista . - USA: ApJ., 1973. - T. 182 . - S. 85-88 .
  16. ↑ Schilling 2002, s. 19-20.
  17. ↑ Aptekar R. L., Golenetsky S. V., Mazets E. P., Palshin V. D., Frederiks D. D. Kosmisten gammapurskeiden ja pehmeiden gammasäteilytoistimien tutkimus FTI KONUSin kokeissa . - UFN, 2010. - T. 180 . - S. 420-424 .
  18. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // La. Astrofysiikka ja avaruusfysiikka. - M .: Fizmatlit, 1982. - S. 216 .
  19. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // La. Astrofysiikka ja avaruusfysiikka (Itogi nauki i tekhniki. Ser. Astronomy). - M .: VINITI, 1987. - T. 32 . - S. 16 .
  20. ↑ NASA HEASARC: CGRO . NASA. Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2012.
  21. ↑ Meegan, C. A. et ai. BATSE:n havainnoimien gammapurskeiden tilajakauma  // Nature  :  Journal. - 1992. - Voi. 355 . - s. 143 . - doi : 10.1038/355143a0 .
  22. ↑ Schilling, Govert . Flash! Maailmankaikkeuden suurimpien räjähdysten metsästys   : päiväkirja . - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0-521-80053-6 .
  23. ↑ Paczyński, B. Kuinka kaukana gammasädepursokkeet ovat? (englanniksi)  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1995. - Voi. 107 . - s. 1167 . - doi : 10.1086/133674 . - .
  24. ↑ Piran, T. Comptonin (GRO) havaintojen vaikutukset kosmologisiin gammasäteilypurkauksiin  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Voi. 389 . - P.L45 . - doi : 10.1086/186345 .
  25. ↑ Lamb D. Q. Etäisyysasteikko gammasäteilypurkauksiin  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1995. - Voi. 107 . - s. 1152 . - doi : 10.1086/133673 . - .
  26. ↑ Hurley, K., Cline, T. ja Epstein, R. (1986). "Virhelaatikot ja tilajakauma". julkaisussa Liang, E. P.; Petrosian, V. AIP Conference Proceedings . Gammasäteen purkaus. 141 . American Institute of Physics . s. 33-38. ISBN  0-88318-340-4 .
  27. ↑ Pedersen, H.; et ai. (1986). "Deep Searches for Burster vastineet". Liang, Edison P.; Petrosian, Vahe. AIP-konferenssin tiedote . Gammasäteen purkaus. 141 . American Institute of Physics . s. 39-46. ISBN  0-88318-340-4 .
  28. ↑ Hurley, K. Gamma-sädepurkaukset - taantumassa käsistämme  // Luonto  :  päiväkirja. - 1992. - Voi. 357 . - s. 112 . - doi : 10.1038/357112a0 . - .
  29. ↑ Fishman, C.J.; Meegan, C. A. Gamma-sädepurkaukset   // Vuosikatsaus tähtitieteestä ja astrofysiikasta. - 1995. - Voi. 33 . - s. 415-458 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002215 .
  30. ↑ Paczyński, B.; Rhoads, J. E. Radiotransientit gammasädepurkauksista // Astrophysics Journal . - 1993. - T. 418 . - S. 5 . - doi : 10.1086/187102 . - .
  31. ↑ Universumin kirkkain räjähdys Arkistoitu 15. syyskuuta 2008 Wayback Machinessa .
  32. ↑ Neutronitähtien fuusio voi toimia energianlähteenä lyhyille gammapurkauksille Arkistoitu 29. huhtikuuta 2011 Wayback Machinessa // Elements.
  33. ↑ Blinnikov, S. et ai. Exploding Neutron Stars in Close Binaries  (englanniksi)  // Astronomy Letters  : Journal. - 1984. - Voi. 10 . - s. 177 .
  34. ↑ Gammapurskeet . Arkistoitu 1. tammikuuta 2015 Wayback Machinessa . Turvallisuus Encyclopedia.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa