Izbruhi žarkov gama

    Vsako desetletje postane v astronomiji slavno po kakem odkritju ali po obsežnem posvečanju kaki vrsti objektov. Tako si bomo devetdeseta leta najbrž zapomnili (tudi) po bogatih opazovanjih t. i. izbruhov žarkov gama (v angleški literaturi so pogosto označeni s kratico GRB, ki pomeni Gamma Ray Bursts).

    Odkritje izbruhov žarkov gama sega v sedemdeseta leta. R.W. Klebesadel ga je leta 1973 v ugledni reviji Astrophysical Journal, Letters naslovil kot še en stranski produkt hladne vojne. Že leta 1967 so namreč z ameriškimi sateliti Vela, ki so jih uporabljali za spremljanje jedrskih poskusov, odkrili izbruhe žarkov gama pri energiji 1 MeV (milijon elektronskih voltov), ki pa so jih analizirali šele nekaj let kasneje.

    Slika 1: Osem detektorjev Comptonovega observatorija, ki sestavljajo inštrument BATSE, lahko določi lego izbruha žarkov gama na približno 3 kotne stopinje natančno. Ker je vsak detektor nameščen na vogalu škatlaste vesoljske ladje, izbruh vedno “vidijo” po štirje detektorji. Astronomi nato primerjajo moč signala na različnih detektorjih in na ta način določijo, iz katere smeri je izbruh prišel.

    Približno enkrat na dan pride iz neke naključne smeri vesolja blisk svetlobe z valovno dolžino t.i. valov gama. Izbruh traja povprečno okrog deset sekund (od nekaj milisekund pa do petnajst minut). Nekatere izbruhe predstavlja le en sam pulz lepe oblike, drugi so kompleksne zloženke več različnih pulzov. Ko je bliska konec, njegov “oddajnik” spet postane popolnoma neviden pri kateri koli valovni dolžini. Astronomi še vedno ne razumejo povsem procesov in vrste objekta, ki bi proizvajal takšne signale, precej pa so že zožili izbor na seznamu kandidatov. Med inštrumenti, ki v zadnjem času posebej pazljivo bdijo nad izbruhi žarkov gama, moramo omeniti Nasin satelit z imenom Comptonov observatorij (Compton Observatory), saj je razumevanje izbruhov žarkov gama eden od osnovnih ciljev, ki so si jih zadali znanstveniki delovnih ekip posameznih Comptonovih inštrumentov; ti nosijo imena BATSE, OSSE, Comptel in EGRET.

    Kaj so izbruhi žarkov gama?

    Ugibanje o naravi teh izvorov je vezano na izmerjene svetlobne krivulje in energijske spektre. Ker je spreminjanje svetlosti teh objektov zelo hitro, so v dogajanje najbrž vpleteni precej majhni objekti. Trajanje take spremembe naj bi bilo povezano s časom preleta svetlobnega signala preko objekta. Ker svetlost nekaterih izbruhov fluktuira v delčkih milisekunde, sklepajo, da je premer vpletenega objekta manjši od 60 kilometrov. Emisijske in absorpcijske črte, ki so jih opazili v spektrih nekaterih izbruhov, kažejo na to, da je objekt zelo gost in da ima močno magnetno polje. Zanimivo je, da poznamo objekte, ki združujejo vse naštete lastnosti: to so nevtronske zvezde. Vendar pa so izbruhi žarkov gama razporejeni po nebu zelo enakomerno po oddaljenosti (homogeno) in po smereh (izotropno), medtem ko se za nevtronske zvezde zdi, da so večinoma zbrane blizu galaktičnega diska. Tudi nova opazovanja s Comptonovim observatorijem – doslej so zabeležili že okrog tisoč izbruhov – so le potrdila “krogelno-simetrično” porazdelitev izbruhov z osončjem v središču krogle.

    Razporeditev arkov gama po nebu
    Slika 3: Razporeditev žarkov gama na nebu (v galaktičnem koordinatnem sistemu). Slika prikazuje 743 izbruhov žarkov gama, ki jih je zaznal inštrument BATSE na Comptonovem observatoriju. Vidimo lahko, da je razporeditev po galaktičnih koordinatah zelo enakomerna, da torej ni nobenega področja na nebu, kjer bi bilo izbruhov bistveno več kot drugje. Ta ugotovitev nam dodatno otežuje ugibanje o naravi objektov, ki oddajajo izbruhe žarkov gama.

    Enakomerna porazdelitev izbruhov je že na začetku izločila razporeditve sevalnih objektov, ki bi se lahko navezovale na galaktični disk. Prav ta predlog za lokacijo izbruhov je bil namreč pred prvimi BATSE-jevimi meritvami zelo priljubljen. Še vedno bi se dalo razpravljati o tem, da morda del izbruhov gama prihaja od nevtronskih zvezd v galaktičnem disku, vendar pa bi moral biti ta del najbrž zanemarljivo majhen, da jih ne opazimo tudi kot običajne nevtronske zvezde – pulzarje.

    Za hip se ustavimo še pri krogelno-simetrični porazdelitvi izbruhov gama. Za vse objekte, ki so dovolj svetli, da jih opazujemo do kozmoloških razdalj, je značilna bolj ali manj enakomerna porazdelitev na oddaljenostih do Hubblove razdalje. Hubblovo razdaljo si poskušamo predstavljati kot radij opazljivega vesolja (“velikost” vesolja), ki po sedanjih ocenah znaša okrog 1023 kilometrov. Blizu Hubblove razdalje začne številčna gostota objektov hitro padati. Na vmesnih razdaljah se navidezno število objektov lahko spreminja kot posledica t. i. kozmičnega razvoja. Ugotavljajo, da je izmerjena porazdelitev izbruhov gama v skladu z opisano porazdelitvijo, če predpostavimo, da populacija izbruhov gama ni utrpela kozmičnega razvoja.

    Ugibanja o naravi izbruhov so se nadaljevala. Ena od možnosti je za lokacijo sevalnih objektov predlagala Oortov oblak. To je nekakšen ”oblak” kometov, ki se razprostira od približno 1.000 do 10.000 astronomskih enot (astronomska enota je razdalja od Zemlje do Sonca in znaša 150 milijonov kilometrov) od Sonca stran, enakomerno v vseh smereh. Vendar pa v osončju niso še nikoli opazili ničesar, kar bi lahko sprožilo izbruh žarkov gama. Zaradi primanjkljaja smiselnih fizikalnih mehanizmov so nekateri teoretiki zato pomislili celo na možnost, da do izbruhov prihaja pri trkih kometov z mimobežnimi nevtronskimi zvezdami.

    Če izbruhi predstavljajo bolj oddaljeno populacijo nevtronskih zvezd, potem se morda nahajajo v Galaktičnem haloju kakih 25.000 svetlobnih let od galaktičnega centra. Le tako bi se nam lahko zdelo, da so enakomerno razporejene okrog nas. Vendar pa tu naletimo na novo uganko: kako bi nevtronske zvezde prišle na takšne razdalje?

    Morda pa izbruhi prihajajo iz oddaljenih galaksij, v katerih nevtronske zvezde trkajo med seboj ali pa s črnimi luknjami. Pri takšnih trkih se prav gotovo sproščajo velikanske količine energije, vendar še nihče ni prepričljivo razložil, kako naj bi se vsa ta energija izsevala ravno v žarkih gama in v nobenem drugem delu elektromagnetnega spektra.

    Svetlobne krivulje izbruhov gama
    Slika 4: Svetlobne krivulje izbruhov žarkov gama (relativna intenziteta na osi y proti času v sekundah na osi x) kažejo, da izbruhi lahko trajajo od le nekaj milisekund do več kot 15 minut. Tudi po intenziteti se lahko močno razlikujejo. Na teh treh grafih prikazane izbruhe je zaznal BATSE med aprilom 1991 in marcem 1992.

    Zadnji izmed predlogov je od vseh morda še najbolj osupljiv: Kaj, če izbruhi žarkov gama prihajajo iz najtemnejših globin zgodnjega vesolja, kjer se rojevajo v nepredstavljivo burnih procesih? Ta ideja od BATSE-jevih meritev naprej še posebej vznemirja astrofizike NASE in nekaterih ameriških univerz, ki se ukvarjajo z obdelavo BATSE-jevih podatkov. Zdi se namreč, da so odkrili tisto, kar sta B. Paczynski in Z. Piran neodvisno napovedala, preden je Comptonov observatorij začel z opazovanjem: zaradi t.i. kozmološke razpotegnitve časa naj bi šibki izbruhi (ki domnevno prihajajo z večjih razdalj oziroma so starejši), trajali dalj kakor močnejši, ki so mlajši oziroma izvirajo iz bližnjih predelov vesolja. Ocenila sta, naj bi šibkejši trajali približno dvakrat dalj kot močnejši. Na svoji poti do nas je sevanje izbruhov gama izpostavljeno vplivom splošne relativnosti in širjenju vesolja, ki povzročata podaljšanje časa. Nova opazovanja kažejo, da je trajanje izbruhov žarkov gama morda res v skladu s to domnevo. Opazili so namreč razliko med trajanjem močnih in šibkih izbruhov, ki jo bo morala upoštevati vsaka teorija, ki bo poskušala razlagati izbruhe gama. Šibki izbruhi tako res tipično trajajo dvakrat dlje od močnih, njihove valovne dolžine pa so premaknjene k večjim vrednostim. Vendar pa so nekateri raziskovalci glede teh rezultatov zelo skeptični in opozarjajo na precej slabo natančnost pri meritvah izsevov (izsev je energija, izsevana na enoto časa) izbruhov gama.

    Halo temne snovi
    Slika 5: Halo temne snovi. Ena od pogosto navedenih hipotez o lokaciji objektov, ki sevajo izbruhe žarkov gama, pravi, da ti morda ležijo v velikanskem haloju okrog Rimske ceste. Ta struktura bi morala biti zelo velika – večja od domnevnega haloja temne snovi, ki naj bi obdajal našo Galaksijo -, tako velika, da bi zaobjemala dve nam najbližji galaksiji, Veliki in Mali Magellanov oblak.

    Za kozmološki scenarij izbruhov gama so v letu 1992 omejili dva razreda objektov: jedra galaksij in masivne dvojnice, pri katerih se obe komponenti približujeta in zlivata oziroma letita druga proti drugi. Tema dvema so se pridružile še trkajoče nevtronske zvezde; tako so nevtronske zvezde tisti objekti, ki nastopajo tako v kozmoloških kakor tudi v galaktičnih modelih.

    Reševanje problema izbruhov gama

    Glavno vlogo pri odkrivanju uganke izbruhov gama ima že omenjeni Comptonov inštrument BATSE. Kratica pomeni Burst and Transient Source Experiment, kar bi se v prostem prevodu glasilo eksperiment ( meritev) izbruhov in prehodnih izvorov. Z njim lahko zaznavajo precej šibkejše izbruhe kot kdaj koli prej. Poleg tega je bil inštrument izdelan tako, da z njegovimi izmerki lahko določijo približno smer izbruhov. Osem BATSE-jevih detektorjev je nameščenih na vogalih vesoljske ladje. Vsak od njih “vidi” žarke gama s polovice neba, tako da morajo vsak izbruh – ne glede na to, od kod je prišel -, videti štirje detektorji. S primerjavo vrednosti, ki jih ti dajo za isti izbruh, je mogoče določiti smer, iz katere je prišel izbruh, na 13 kotnih stopinj natančno za šibkejše in na 3 kotne stopinje za močnejše izbruhe. Takšna natančnost je sicer dokaj slaba oporna točka za iskanje drugih (optičnih, radijskih) komponent izbruhov, omogoča pa mapiranje izbruhov v žarkih gama. BATSE je astronome presenetil. Pričakovali so namreč, da bo občutljivejši inštrument, ki vidi globlje v vesolje, pokazal, da je izotropna porazdelitev le rezultat prejšnjih slabih meritev, s katerimi so videli le najmočnejše izbruhe. Kljub mnogo večji občutljivosti pa je porazdelitev še zmeraj ostala povsem enakomerna v vseh smereh neba. BATSE-jeva opazovanja pa so pripeljala tudi do nove težave, t.i. problema premajhnega števila zabeleženih šibkih izbruhov. Če so namreč izbruhi porazdeljeni enakomerno po vesolju, potem mora veljati linearna zveza med njihovim številom in intenziteto. Meritve pa pri šibkih izbruhih kažejo odklon od te premice. Morda je torej tudi BATSE še premalo občutljiv, ali pa objekti, ki so krivi za izbruhe, predstavljajo populacijo, katere obnašanja še ne poznamo.

    Se izbruhi ponavljajo?
    Slika 6: Ali se nekateri izbruhi žarkov gama ponavljajo? Slika kaže razporeditev nekaterih izbruhov žarkov gama, ki jih je zabeležil inštrument COMPTEL. Lega izbruha na nebu je predstavljena v galaktičnem koordinatnem sistemu. Na levi strani slike je prikazan izrez, v katerem vidimo dva izbruha: prvega so zaznali julija 1993, drugega pa marca 1994. Legi obeh izbruhov se razlikujeta za približno toliko, kot je natančnost določanja posamezne lege, zato si lahko mislimo, da je oba bliska oddal isti izvor.

    Pomembna ugotovitev, do katere so prišli leta 1993, je bila, da problema izbruhov gama ne bo moč pojasniti samo z opazovanji v žarkih gama. Odsotnost identifikacije objektov pri drugih valovnih dolžinah je povzročila zmedo v zoževanju nabora modelov, tako da je bilo mogoče enako dobro zagovarjati npr. dva modela, ki sta si bila popolnoma nasprotna. Da bi pomagala pri iskanju poti iz nasprotujočih si tez, sta A. Owens in B.E. Schaefer ugotovila, da je za začetek nujno uskladiti mnenja glede velikostnega reda za oddaljenost izbruhov gama. Ugotavljata namreč, da se niti znotraj več velikostnih redov ne da določiti skale oddaljenosti izbruhov, kar je posledica nenatančne določitve njihove energije. Nekateri astrofiziki (npr. B. Schwarzschild) namreč ocenjujejo, da je nenatančnost določitve energije izbruhov gama tja do 26 velikostnih redov! Zato ni čudno, da možni modeli obsegajo vse, od npr. magnetosferskih efektov prek različnih tipov zvezd do superstrun.

    Avtorja poudarjata, da je za določitev skale oddaljenosti bistvenega pomena identifikacija objektov pri vsaj še eni valovni dolžini. To bi nato omogočilo meritev oddaljenosti s katero od tehnik, ki so bile razvite v ta namen. Predlagala sta meritev izbranega nabora izbruhov gama pri mehkih (do energije 0.1 keV) rentgenskih žarkih (žarki X). Izmerjeni spektri izbruhov gama v mehkih rentgenskih žarkih naj bi nudili možnost za zanesljivo oceno oddaljenosti teh objektov. Omenjena avtorja sta tudi ocenila in predstavila hipotetične izmerke rentgenskega detektorja, kakršnega predlagata, v odvisnosti od možne lokacije sevalnih objektov: osončje, Galaksija (disk, halo) in področja izven Galaksije (na kozmoloških razdaljah). Žal sedanji glavni teleskopi za področje žarkov X, ki jih nosita npr. satelita ROSAT in EUVE, niso bili izdelani v ta namen.

    Najobetavnejši model: trkajoče se nevtronske zvezde

    Ta model je leta 1989 objavil Eichler v reviji Nature. Temelji na binarnem sistemu nevtronskih zvezd; za take sisteme vemo, da obstajajo. (Za odkritje binarnega pulzarja je ameriški astrofizik J.H. Taylor leta 1993 dobil Nobelovo nagrado za fiziko.) Vemo tudi, da se nevtronski zvezdi po spiralnih poteh približujeta druga drugi, pri čemer je sistem vse bolj vezan, pridobljena energija sistema pa se sprošča v obliki gravitacijskih valov. Zatorej verjamemo, da se trki nevtronskih zvezd res dogajajo – in to precej slučajno. Vprašanje je le, kako pogosto so, koliko od njih nam jih uspe videti ter ali bomo te trke videli kot klasične izbruhe žarkov gama tudi pri drugih frekvencah.

    Trk nevtronskih zvezd
    Slika 2: Trk nevtronskih zvezd. Ena od najbolj popularnih teorij postavlja izvore izbruhov žarkov gama na rob opazljivega vesolja. Slika kaže, kako bi nevtronski zvezdi, ki tvorita binarni sistem in se nahajata v oddaljeni galaksiji, počasi po spiralni poti padali druga k drugi. Ko bi trčili, bi se sprostil izjemno močan pulz žarkov gama.

    Zakaj se astrofiziki novim podatkom navkljub oklepajo modela, ki temelji na nevtronskih zvezdah? Gotovo je, da okolice nevtronskih zvezd predstavljajo izredno aktivna okolja, kjer gostota energije dosega ekstremne vrednosti, s tem pa je verjetnost za močne eksplozije velika. Mamljivo je tudi naključje, da energija, ki se sprosti v tipičnem izbruhu gama, po velikosti pomeni nekaj odstotkov vezalne energije nevtronske zvezde. Seveda pa tudi pri modelih z nevtronskimi zvezdami obstajajo nerešena vprašanja. Eno med njimi je povezano s tem, da pri računski obravnavi takega modela ugotovimo, da se večina energije sprosti v obliki nevtrinov. Spet moramo najti fizikalni mehanizem, ki bo vsaj del nevtrinov pretvoril v žarke gama. Poleg tega niso še v nobeni svetlobni krivulji izbruha gama našli odseva rotacijske periode pulzarja, ki bi nedvomno potrdil, da je vpletena nevtronska zvezda.

    Prav to zadnje se zdi R.J. Nemiroffu točka, kjer je potrebna pazljivost in previdnost: poziva k iskanju alternativnih modelov, ne pa k nekritičnemu pristajanju na modele z nevtronskimi zvezdami in podrobnemu na pol numeričnemu računanju le-teh, preden imamo zelo jasne dokaze, da gre res za nevtronske zvezde.

    Alternativna razlaga: majhne črne luknje, ki goltajo nevtronske zvezde

    Razlaga z majhnimi črnimi luknjami, ki goltajo nevtronske zvezde sicer spet vključuje nevtronske zvezde, je pa izjemno zanimiva. Majhne črne luknje (v nadaljevanju MČL) so tiste, katerih masa je le del Sončeve mase (masa Sonca je 2×1030 kg). Če bi taka MČL padla na nevtronsko zvezdo, bi lahko pričakovali izbruh žarkov gama. Ko bi namreč MČL goltala nevtronsko zvezdo, bi se njena masa večala, s tem pa bi nevtronsko zvezdo vse hitreje požirala. Čez nekaj časa bi nevtronska zvezda najbrž začela doživljati obsežne prerazporeditve svoje snovi v obliki potresov v skorji in to vsakokrat, ko bi jo črna luknja “prešla”. Tako bi v času nekaj prehodov MČL nevtronsko zvezdo lahko popolnoma požrla, ocena za ta čas pa se kar dobro ujema s trajanjem izbruha žarkov gama. Morda takih srečanj ne bi bilo prav veliko kjerkoli v vesolju, a v gostih zvezdnih okoljih, npr. v okolici aktivnih galaktičnih jeder, bi do takih dogodkov zlahka prihajalo. Kljub temu bi se večina vezalne energije nevtronske zvezde sprostila v obliki nevtrinov, model za pretvarjanje nevtrinov v žarke gama pa je, kot smo že omenili, še precej slabo definiran. Poleg tega bi se pri tem procesu sproščali gravitacijski valovi. Tako izsevano (gravitacijsko) energijo bi s primernim modelom lahko ocenili, vendar pa se njene meritve žal še ne moremo nadejati, vsaj ne pred izgradnjo novih gravitacijskih detektorjev (ameriški projekt LIGO).

    Nevtronske zvezde v kozmološkem modelu

    Glavna prednost kozmološkega modela je, da brez dodatnih predpostavk zaobjame obe opaženi lastnosti: homogenost in izotropnost v porazdelitvi. Poleg tega zaobjame vse vesolje, to pa je tako obsežen prostor, da postanejo možni celo skrajno eksotični in redki dogodki. Tudi potreba po večji energiji (približno enaka se sprosti pri eksploziji supernove), ki se mora izbruhati ob eksploziji daleč v globinah vesolja, ni prehuda. Problem se pojavi le, ko si poskušamo predstavljati izredno majhen prostor, v katerega se mora sprostiti ta energija, če hočemo razložiti hitre fluktuacije v energijskih spektrih izbruhov gama. Poleg tega so potrebni izjemni pogoji, da se vsa sproščena energija izseva ravno v žarkih gama, oziroma da se nič energije ne pretvori v nižje frekvence.

    Najbolj popularen od kozmoloških modelov za izbruhe žarkov gama se naslanja na trke tesnih dvojnih sistemov, kjer sta obe komponenti nevtronski zvezdi ali pa je ena od njiju črna luknja. Vendar se v kozmološkem modelu trki dogajajo izven naše Galaksije, medtem ko naj bi bili v prvem modelu trki nevtronskih zvezd v Galaksiji. Ta model, ki tudi še ni trden, kljub temu najbolje zaobjame vse opažene (izmerjene) lastnosti izbruhov in še najbolje odgovarja na prej našteta vprašanja. Najbolj zanesljivo bi kozmološko lokacijo potrdilo opažanje gravitacijsko lečenega izbruha žarkov gama. Če pa bi prihodnja opazovanja pokazala, da obstaja najmanjša usmerjenost (neizotropnost) v porazdelitvi izbruhov, bi bilo s kozmološkim modelom konec. Zato nekateri raziskovalci še vedno izumljajo nove modele, zagovarjajo svoje in kritizirajo tuje, drugi pa upajo, da bodo nova opazovanja kmalu dala zanesljivejše izmerke.

    Posebej zanimiva pa je trditev nekaterih astronomov, da se nekateri izbruhi ponavljajo, da torej obstajajo objekti, ki ne oddajo le enega in edinega izbruha žarkov gama, ampak se “oglašajo” vedno znova. Žal je določitev lokacije izbruhov še preslaba, da bi ta hip v ponovljivost lahko zares zaupali. Končni odgovor o skrivnostnih izbruhih žarkov gama bo zagotovo prinesel spet nekaj novega in nepričakovanega, na poti, ki nas še čaka dotlej, pa bomo najbrž se dostikrat naleteli na razpotja in zašli na stranpoti.

    Danes že stotnija modelov za izbruhe žarkov gama

    Zgoraj smo omenili le nekaj najbolj obetavnih modelov, doslej pa je bilo v strokovnih astronomskih revijah objavljenih že več kot sto modelov, ki so skušali pojasniti naravo objektov, ki nam pošiljajo bliske žarkov gama. Nobeden od njih se ne zdi povsem pravilen ali povsem napačen, tako da se pesimisti že sprašujejo, če ima špekulacija tu še sploh kakšen smisel. Kljub vsemu pa nekaj poguma vliva dejstvo, da vsako novo opazovanje prinese nova spoznanja, ki pomagajo izločiti posamezne modele, in s tem počasi daje prednost tistim, ki se zdijo bolj verjetni. Ker mnogi astrofiziki slovijo tudi po pretanjenem smislu za humor, se nekateri v nepreglednosti idej, ki se zdi včasih brezupna, zatekajo k šaljivosti. M. Ruderman, znani astrofizik, ki se ukvarja s pulzarji in nevtronskimi zvezdami, je svojo razpravo o izbruhih žarkov gama leta 1975 začel s tole izjavo:

    “Za teoretike, ki bi morda želeli vstopiti v to široko in vedno bolj razsežno polje, moram poudariti, da obstaja še znatno število kombinacij, kot je na primer padanje kometov iz antisnovi na bele luknje, ki jih ni še nihče predlagal.”

    Med desetinami modelov, ki so se odtlej pojavili, so seveda tudi bele luknje. Zanimivo pa je omeniti, da večina modelov (77 od 118 ali 65% konec leta 1992) prisega na nevtronske zvezde. In še nekaj lahko opazimo: število modelov z nevtronskimi zvezdami se glede na ostale s časom veča. Povedano drugače: v sedemdesetih letih je bila pestrost modelov dosti večja kot v osemdesetih, ko so se ti vse pogosteje sklicevali prav na nevtronske zvezde. Tako so osemdeseta utrdila idejo o nevtronskih zvezdah v galaktičnem disku kot izvorih bliskov žarkov gama. Novemu razredu modelov pa so botrovale prve meritve, narejene s Comptonovim observatorijem. Tako se od leta 1992 modeli večinoma naslanjajo na kozmološko lokacijo izbruhov žarkov gama, poleg tega se je spet povečala pestrost glede tipa zvezde in/ali fizikalnega procesa, čeprav nevtronske zvezde še vedno prevladujejo. Zanimiva je ideja T. Pirana, ki pravi, da gre fizikalno za pretvarjanje kinetične energije ultrarelativističnih delcev v elektromagnetno sevanje, vendar pravi, da je objekt (“gonilo”), ki pospešuje delce do tako visokih energij, dobro skrit našim pogledom in da zato utegne ostati še dolgo zavit v tančico skrivnosti. Problem izbruhov žarkov gama imajo tako mnogi za še precej bolj pestrega, kot je bil nekoč problem pulzarjev. Poenostavljeno in današnjemu trenutku primerno bi lahko rekli, da je problem v nekem smislu “spolitiziran”. To je tudi posledica današnje nuje po čim hitrejšem in čim pogostejšem objavljanju člankov, ki je vodilo in eksistencialna nuja akademske raziskovalne srenje. Vendar pa k obsegu problematiziranja svoje prispevajo tudi: še vedno majhna količina pridobljenih podatkov v primeri s tisto, ki bi bila potrebna, relativno veliko število astronomov, ki se ukvarjajo s tem področjem, pa tudi bogastvo možnosti za razprave in objavljanje, ki jih nudijo sodobna načini ter sredstva publiciranja in komuniciranja na čelu z Internetom.

    Viri:

    • Sky & Telescope
    • Comments on Astrophysics
    • Physics Today
    • Internet: ISU, NASA, Astro-Abstracts

    ponatis članka Mirjam Galičič iz revije ŽIT (junij 1996)

     

    Deli