nejmohutnější exploze ve vesmíru? aneb záhada vzniku záblesků gama

Nejmohutnějšiacute exploze ve vesmiacuteru aneb

zaacutehada vzniku zaacuteblesků gama

bdquoNASA uacutespěšně vypustila kosmickou sondu Swift kteraacute maacute zkoumat zaacuteblesky gamardquo

z tiskoveacute zpraacutevy NASA 20 listopadu 2004

1 Uacutevod

2 Zaacuteřeniacute gama jeho vznik a detekce

21 Produkce zaacuteřeniacute gama 23 Jak interaguje s hmotou 24 Metody detekce

3 Vlastnosti zaacuteblesků gama

31 Intenzity 32 Doby trvaacuteniacute 33 Spektra a polarizace

34 Vzdaacutelenosti 35 Spojitost se supernovami

4 Hypoteacutezy o původu zaacuteblesků gama

41 Požadovaneacute vlastnosti a typy modelů 42 Model ohniveacute koule (bdquofireball modelldquo) 43 Model děloveacute koule (bdquocanonball modelldquo) 44 Jakaacute experimentaacutelniacute data rozhodnou

6 Zaacuteblesk gama bdquobliacutezkoldquo Země

5 Zaacutevěr

Vladimiacuter Wagner

Uacutestav jaderneacute fyziky AVČR 250 68 Řež E_mail WAGNERUJFCASCZ WWW hpujfcascz~wagner

Přednaacuteška na Hvězdaacuterně ve Zliacuteně 23 listopadu 2007

Uacutevod

Zaacuteblesky gama objeveny na začaacutetku 70 let vojenskyacutemi družicemi Vela ndash hledaly zaacuteblesky zaacuteřeniacute gama z jadernyacutech exploziacute

Družice Vela 5b

Zaacuteřeniacute gama ndash elektromagnetickeacute zaacuteřeniacute s velmi vysokou energiiacute

Vlnovaacute deacutelka λ le 10-10 mFrekvence f ge 1018 HzEnergie E ge 10 keV

E rarrlarr λ

Jeden z prvniacutech zaznamenanyacutech zaacuteblesků

Zaznamenaly zaacuteblesky přichaacutezejiacuteciacuteZ vesmiacuteru a ne ze Země darrNovyacute typ vesmiacuternyacutech jevů

Ruskyacute pokusnyacute jadernyacute vyacutebuch

Čas [s]

Čet

nost

sek

undu

Nejnovějšiacute družice Swift

Dlouho zůstaacuteval zaacutehadou původ jevu

Jednaacute se o velmi energetickeacute procesy

V minulyacutech letech obrovskyacute pokrok sledovaacuteniacute

Potvrzeniacute kosmologickyacutech vzdaacutelenostiacute rarr jedny z nejenergetičtějšiacutech jevů ve vesmiacuteru

Družice Compton

1) Noveacute sondy umožňujiacuteciacute přesnou pozici zaacuteblesku gama2) Internetovaacute siacuteť ndash umožňuje rychlou komunikaci a

rychleacute hledaacuteniacute optickyacutech a rentgenovyacutech protějšků3) Sondy s komplexem přiacutestrojů pro celeacute spektrum4) Robotickeacute optickeacute dalekohledy na Zemi

Sonda INTEGRAL

Robotickyacute dalekohled BOOTES spolupracuje se sondou INTEGRAL

Zdaacute se že se bliacutežiacuteme k pochopeniacute původu zaacuteblesků gama

Produkce zaacuteřeniacute gama

Radioaktivniacute rozpad

Rozpady elementaacuterniacutech čaacutestic

Brzdneacute (synchrotronoveacute) zaacuteřeniacute

Nabitaacute čaacutestice kteraacute se nepohybuje rovnoměrně přiacutemočaře vyzařuje elektromagnetickeacute zaacuteřeniacute (fotony) ndash brzdneacute zaacuteřeniacute

Pohyb nabiteacute čaacutestice v magnetickeacutem poli ndash synchrotronoveacute zaacuteřeniacute

Spojiteacute spektrum energiiacute

Jaacutedro se rozpadem beta nebo alfa rozpadaacute do vzbuzeneacuteho stavu rarr energie se zbavuje prostřednictviacutem vyzaacuteřeniacute zaacuteřeniacute gama

Charakteristickeacute diskreacutetniacute hodnoty energiiacute

Zaacutekladniacute stav

Mateřskeacutejaacutedro

Dceřineacute jaacutedro

Vzbuzeneacute stavy

Elektromagnetickyacute rozpad čaacutestic na fotonyπ0 rarr γ + γ a dalšiacute podobneacute

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

Vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacute v poli atomoveacuteho jaacutedraUrychlovače relativistickyacutech čaacutestic (synchrotrony)

jsou zdrojem brzdneacuteho (synchrotronoveacuteho) zaacuteřeniacute tunel urychlovače LEP v CERNu

Obraacutecenyacute Comptonův jev ndash rozptyl vysokoenergetickyacutech čaacutestic na fotonech ndash fotony ziacuteskajiacute energii

Anihilace paacuteru elektron pozitron ndash čaacutestice a antičaacutestice se při anihilaci měniacute na paacuter fotonů s energiiacute 511 keV

anihilace v klidu ndash energie zaacuteřeniacute gama 511 keV anihilace za letu ndash energie daacutena kinetickou energiiacute pohybu paacuteru

bdquoTepelneacute zaacuteřeniacuteldquo objektu z velmi vysokou teplotou ndash maximu spektra je v oblasti zaacuteřeniacute gama spektrum maacute tvar zaacuteřeniacute absolutně černeacuteho tělesa s danou teplotou

Dopplerův posuv ndash relativistickyacute pohyb zdroje elektromagnetickeacuteho zaacuteřeniacute s nižšiacute energiiacute uacutezce směrovanyacute svazek zaacuteřeniacute gama s uacutezkou oblastiacute energiiacute

Spektra zaacuteřeniacute absolutně černeacuteho tělesa pro různeacute teploty Vyzařovaacuteniacute v gama oblasti harr T ge 107 K

Feynmanův diagram anihilace paacuteru pozitron a elektron a jeho kreace

Jak zaacuteřeniacute gama interaguje s hmotou

1) Fotoefekt foton předaacute energii elektronu v atomoveacutem obalu

2) Comptonův rozptyl foton se rozptyacuteliacute na elektronu a předaacute mu čaacutest energie

3) Tvorba paacuterů elektron a pozitron v poli atomoveacuteho jaacutedra se vytvořiacute e+e- paacuter pozitron po ztraacutetě kinetickeacute energie anihiluje z elektronem Produkuje se dvojice kvant gama s E = 511 keV

Kvanta gama s velmi vysokou energiiacutestřiacutedavě brzdneacute zaacuteřeniacute a produkce paacuteru elektron pozitron rarr elektromagnetickaacute sprška složenaacute z velkeacuteho množstviacute elektronů pozitronů a kvant gama

e+

e-

γ

e-

γ

e-

γ

γ e-

Čiacutem zaacuteřeniacute gama loviacuteme

Detektory sondy INTEGRAL

Scintilačniacute detektory ndash vysokaacute efektivita horšiacute energetickeacute rozlišeniacute

Polovodičoveacute detektory ndash velmi dobreacute energetickeacute rozlišeniacute

HPGe ndash nutnost chladit na teplotu tekuteacuteho dusiacuteku

HPGe spektrometr sondy INTEGRAL

Spektru zaacuteřiče 24Na z HPGe detektoru

Prostoroveacute rozlišeniacutesegmentovaneacute detektory z viacutece vrstev (3D rozlišeniacute)

Spektrum zaacuteřiče 137Cs BGO scintilačniacuteho detektoru

BaF2 BGO NaITl

Intenzity zaacuteblesků gama

Označovaacuteniacute zaacuteblesků

Zaacuteblesk gama pozorovanyacute 23 ledna 1999 maacute označeniacute GRB990123a

Gamma ray burst rok měsiacutec den

Intenzity

GRB990123 (energie 40 keV ndash 2 MeV) detekovanyacute družiciacute BATSE i =268∙10-12 Jcm2

Za předpokladu symetrickaacute produkce je intenzita

Vzdaacutelenost z rudeacuteho posuvu (z = 16) rarr

rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J

Slunce za dobu sveacuteho života (10 miliard let) vyzaacuteřiacute ~ 1044 J

Srovnaacuteniacute staacuteleacuteho zdroje zaacuteřeniacute gama (pozůstatek supernovy ndash Krabiacute mlhovina) a zaacuteblesku gama

V přiacutepadě symetrickeacuteho zdroje zaacuteblesku gama se v sekun-daacutech vyzaacuteřiacute o řaacutedy viacutece energie než Slunce během sveacute existence Asymetrickyacute zdroj rarr zmenšeniacute celkoveacute intenzity

Pořadiacute v daneacutem dni

Doby trvaacuteniacute a četnost zaacuteblesků

Kraacutetkodobeacute zaacuteblesky kratšiacute než dvě sekundy ( ~ 25 přiacutepadů)

Dlouhodobeacute zaacuteblesky delšiacute než dvě sekundy ( ~ 75 přiacutepadů)

Rychleacute změny intenzity rarr velmi kompaktniacute zdroje

Rychlost světla 300 000 kms ~ ms rarr 300 km - rozměry kompaktniacutech objektů (neutronoveacute hvězdy) ~ 05 s rarr 150 000 km - rozměry hvězd

Četnost zaacuteblesků je ~3 denně rarr ~1000 ročně

Doba trvaacuteniacute ~ms - ~ 1000 s

Existuje struktura v čase ndash impulsy se středniacute dobou trvaacuteniacute 05 s

Přiacuteklady časovyacutech spekter zaacuteřeniacute gama zaacuteblesků (archiacutev sondy BATSE) GRB000313 - kraacutetkodobyacute GRB000526 - dlouhodobyacute GRB000323 a GRB000415 ndash dlouhodobeacute se strukturou

Spektrum a polarizace zaacuteřeniacute gama

Sprška fotonů je poměrně uacutezce rozložena kolem 250 keV v oblasti 1 ndash 10 MeV nastaacutevaacute rychlyacute exponenciaacutelniacute pokles ovšem spektrum se může taacutehnout až do desiacutetek GeV

Pravděpodobně pozorovaacutena korelace mezi pozorovaacuteniacutem zaacuteblesku a spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute od čaacutestice s velmi vysokou energiiacute rarr fotony s energiiacute až TeV (106 MeV)

Polarizace kmity elmg vlněniacute v jednom směru

Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]

Čaacutest spektra s nižšiacute energiiacute u zaacuteblesku GRB990123

Různeacute procesy vedou k různeacute polarizaci

Možnost identifikace probiacutehajiacuteciacutech procesů

Zatiacutem ziacuteskaacuteno jen minimum takovyacutech měřeniacute(např u GRB021206)

Důležiteacute i měřeniacute polarizace viditelneacuteho světlau dosvitu

Časovyacute průběh pro různeacute energie (archiacutev sondy BATSE)

25 ndash 50 keV50 ndash 100 keV100 ndash 300 keV gt 300 keV

Vzdaacutelenosti zdrojů zaacuteblesků gama

Nutnost nalezeniacute optickeacuteho protějšku ndash určeniacute vzdaacutelenosti z rudeacuteho posunu (dnešniacute době nalezeny už desiacutetky takovyacutech přiacutepadů)

Izotropniacute rozloženiacute zaacuteblesků gama harr indikace kosmologickeacute vzdaacutelenosti jejich zdrojů

Rozloženiacute zaacuteblesků gama ziacuteskaneacute sondou Compton barva označujeIntenzitu zdroje

Nalezeniacute domovskeacute galaxie

Četnost vysokaacute rarr těžko vysvětlitelneacute bliacutezkyacutemi objekty

Po opadnutiacute intenzity optickeacuteho dosvitulze pozorovat mateřskou galaxii

Sniacutemek dosvitu zaacuteblesku GRB971214 na počaacutetku (vlevo) a po pohasnutiacute kdy je vidět mateřskaacute galaxie

Dosvity (radioveacute optickeacute a rentgenoveacute protějšky)

Spojeniacute supernovy SN1998bw a zaacuteblesku GRB980425 (z = 00085 harr 30 Mpc = 01109 svl)

Byly nalezeny již stovky přiacutepadů optickyacutech radiovyacutech a rentgenovyacutech protějšků ve formě dosvitů a určeneacute vzdaacutelenosti jsou v rozmeziacute rudyacutech posuvů 01685 lt z lt 045 trvajiacute řaacutedově hodiny až desiacutetky dnů

Nověji supernovy SN2003dh a zaacuteblesku GRB030329 (z = 0169 harr 800 Mpc = 26109 svl)

Souvislost se supernovami

V některyacutech dalšiacutech dosvitech se objevujiacute zjasněniacute v pozdějšiacutech dnech za ktereacute by mohla by byacutet zodpovědnaacute supernova

Celkovaacute intenzita = dosvit zaacuteblesku + svit supernovy + svit mateřskeacute galaxie

1) Na počaacutetku vše přezařuje zaacuteře dosvitu (hodiny dny)2) Po jejiacutem poklesu je vidět supernova jejiacutež zaacuteře klesaacute pomaleji (dny)3) Nakonec zůstaacutevaacute jen konstantniacute zaacuteře mateřskeacute galaxie

V některyacutech dosvitek se objevujiacute čaacutery charakteristickeacute pro supernovy ( GRB030329 )

Krabiacute mlhovinapozůstatek po supernově

Velmi bliacutezkaacute supernova SN1998bwfotografovanaacute observatořiacute ESO

Modely zdrojů zaacuteblesků gama

Modely založeneacute na vzniku nebo procesech spojenyacutech s velmi kompaktniacutemi objekty (neutronoveacute hvězdy černeacute diacutery)

1) Sraacutežka a splynutiacute kompaktniacutech objektů 2) Přeměna neutronoveacute hvězdy na podivnou (kvarkovou)3) Vznik neutronoveacute hvězdy nebo černeacute diacutery při vyacutebuchu supernovy (hypernova

kolapsarovyacute model model ohniveacute koule model děloveacute koule)

Vyacutechodiska 1) kosmologickeacute vzdaacutelenosti 2) vysokeacute uvolněneacute energie 3) maleacute rozměry zdroje 4) pravděpodobně asymetrickyacute průběh

Splynutiacute dvojhvězdy složeneacute z kompaktniacutech komponent

Existujiacute binaacuterniacute pulsary a pravděpodobně i dvojhvězdy s černyacutech děr

Vyzařovaacuteniacute gravitačniacutech vln rarr ztraacuteta energie rarr přibližovaacuteniacute rarr rarr splynutiacute rarr uvolněniacute velkeacuteho množstviacute energie

V současnosti se uvažuje spiacuteše jen pro vysvětleniacute kraacutetkyacutech zaacuteblesků gama

Splynutiacute dvojice neutronovyacutech hvězd v uacuteměleckyacutech představaacutech (zdroje NASA)

Modely spojeneacute s exploziacute supernovy (hypernovy)

Model bdquoohniveacute kouleldquo (Fireball model)

Zaacuteblesky gama doprovaacutezejiacute buď všechny nebo některeacute vyacutebuchy supernov

Vnitřniacute kolize hmoty hroutiacuteciacute se hvězdy rarr extreacutemniacute teplota rarr urychleniacute čaacutestic na relativistickeacute rychlosti rarr fotony emitovaneacute takovyacutem zdrojem jsou uacutezce směrovaneacute a majiacute velmi vysokou energii

Původniacute představa ndash symetrickyacute kolaps rarr vyzařovaacuteniacute do všech směrů rarr uvolněniacuteenergie v řaacutedu 1047 J rarr představa extreacutemně jasneacute supernovy ndash hypernovy Vznikajiacuteciacute zhrouceniacutem extreacutemně hmotnyacutech Wolf-Rayetovyacutech hvězd do černeacute diacutery

Pohyb relativistickyacutech elektronů a pozitronů v magnetickeacutem poli rarr produkcesynchrotronoveacuteho zaacuteřeniacute

Současnaacute představa ndash asymetrickyacute průběh ve formě vyacutetrysku ve směru rotačniacute osy vznikajiacuteciacuteho při akreci hmoty na vznikajiacuteciacute kompaktniacute objekt ndash uvažuje se černaacute diacutera Vyacutetrysk tuneluje povrch hvězdy (jejiacute jaacutedro zkolabovalo)vznikaacute vnitřniacute raacutezovaacute vlnaHvězda je vyacutetryskem a větrem z akrečniacuteho disku rozmetaacutenaDosvity - průchod vyacutetrysku hmotou vyvrženou z hvězdy Kolimace do uacutehlu ~ 4o rarr energie v řaacutedu 1044 J

Kolapsarovyacute modelZdroj animace ndash straacutenky NASA

Model bdquoděloveacute kouleldquo

Alvaro De Rujula ndash autor modelu děloveacute koule

Scheacutematickyacute naacutekres modelu děloveacute koule

1) Při vyacutebuchu supernovy se z materiaacutelu kteryacute nezkolaboval vytvořiacute akrečniacute disk nebo toroid

2) Vyvrženiacute dopadajiacuteciacuteho materiaacutelu ve formě oddělenyacutech porciacute plazmy o hmotnosti ~ MZ (relativistickeacute rychlosti) Zpočaacutetku se rozpiacutenajiacute pozdějiacute se rozpiacutenaniacute zastavuje

Zaacuteblesky gama jsou průvodniacute jevy vyacutebuchů supernov

3) Interakce vyvrženyacutech porciacute plazmy s obaacutelkami plynu vyvrženyacutech při konečnyacutech staacutediiacutech mateřskeacute hvězdy darr 4) Plazma se prudce ohřeje a jejiacute zaacuteřeniacute je vlivem dopplerova posuvu posunuto do oblasti zaacuteřeniacute gama

Porciacute plazmy může byacutet i několik a jsou vystřelovaacuteny do vyčerpaacuteniacute materiaacutelu v akrečniacutem disku

Jakaacute experimentaacutelniacute data rozhodnou

1) Co největšiacute počet dosvitů harr přesnaacute poloha co nejrychlejšiacute přenos informace

2) Nalezeniacute souvisejiacuteciacutech supernov (pokud existujiacute) a mateřskyacutech galaxiiacute

6) Zachyceniacute neutrin

3) Proměřeniacute spekter a polarizace zaacuteřeniacute gama

Určeniacute vzdaacutelenosti a podstaty zdrojů zaacuteřeniacute gama

5) Pozorovaacuteniacute vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Identifikace konkreacutetniacutech probiacutehajiacuteciacutech procesů (tepelneacute nebo synchrotronoveacute zaacuteřeniacute) Identifikace konkreacutetniacutech vznikajiacuteciacutech čaacutestic

4) Proměřeniacute spekter a polarizace dosvitů v různyacutech oblastech elmg spektra

Obrovskyacutem zdrojem dat bude praacutevě vypuštěnaacute sonda Swift (obr NASA)

Jak tato data ziacuteskaacuteme

Noveacute družice detekujiacuteciacute gama (přesneacute polohy a spektra) i dalšiacute obory spektra

robotickeacute dalekohledy

detektory neutrin

Detektory kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

propojeniacute internetovou siacutetiacute

Družice Swift (znamenala zlom)

Detektor KamlandČeskyacute robotickyacute dalekohled BART (AsUacute Ondřejov)

Experiment Auger

Celosvětovaacute siacuteť GRID (obr CERN)

Družice Glast (2008)

Potvrzeniacute ultrarelativistickyacutech rychlostiacute při produkci zaacuteblesků gamma

REM (Rapid Eye Mount)Malyacute průměr (06 m) rychleacute nastaveniacute

GRB 060418 a GRB 060607 A

Rychlaacute reakce dalekohledu 39 resp 41 sekund po nahlaacutešeniacute objevu

Z naměřeneacute světelneacute křivky Naacuteznaky rychlosti vyvrhovaacuteniacute materiaacutelu 99999 c

Zlom v počtu pozorovanyacutech dosvitů mezi leacutety letech 2004 a 2005 (družice SWIFT) gama rentgen optickyacute radiovyacute zaacuteblesk dosvit dosvit dosvit 2003 37 8 15 3 2004 38 8 10 1 2005 109 84 45 13 2006 122 105 64 5Celkově 479 248 174 49

93 a 115 miliard světelnyacutech let

Častějšiacute vznik v minulosti

Prvniacute amaterskyacute astronom zachytil dosvit v r 2003 (Berto Monard v Jižniacute Africe

GRB 060729 velmi dlouhyacute dosvit ndash 125 dniacute (možnaacute uvnitř magnetar)

GRB 070110 trvaacuteniacute vysokeacute konstantniacute intenzity rentgenu 5 hod

Zaacuteblesk gama v bliacutezkosti Země

Velmi hmotnaacute hvězda eta Carinae ndash budouciacute supernovaA možnyacute zdroj zaacuteblesku gama

Naacutesledky ( přiacuteklad - Eta Car ndash vzdaacutelenost 2 kpc M ~ 140 MS)

1) Zaacutesah zaacuteřeniacutem gama s vysokou energiiacute

GRB990123 127 Gpc 41∙109 sv l 27∙10-11 Jcm2 Eta Car 2 kpc 65∙103 svl 11 Jcm2

ekvivalent atomoveacute bomby 1 kt TNT na každeacutem km2

Zničeniacute ozoacutenoveacute vrstvy raacutezovaacute vlna v atmosfeacuteře gigantickeacute globaacutelniacute bouře a požaacutery

2) Zaacutesah vysokoenergetickyacutem kosmickyacutem zaacuteřeniacutem

Fotony a čaacutestice z velmi vysokou energiiacute ( ~ TeV) rarr rarr v atmosfeacuteře intenzivniacute produkce mionů rarr pronikajiacute hluboko pod vodu i pod zem

Normaacutelniacute hustota mionů na povrchu ~10-2 cm-2s-1

Při zaacuteblesku gama z ety Car ~51010 cm-2

Celotěloveacute ozaacuteřeniacute by vedlo k 50 uacutemrtnosti do 30 dnů

rarr třiacuteštěniacute jader rarr radioaktivniacute prvky v atmosfeacuteře

Zaacuteblesk gama mohl byacutet zodpovědnyacute za některaacute hromadnaacute vyhynutiacute živočichů v minulosti

Může za vymřeniacute dinosaurů bliacutezkyacute zaacuteblesk gama

Zaacutevěr

1) V 70 letech byly objeveny zaacuteblesky zaacuteřeniacute gama

4) Potvrdilo se že zdroje většiny zaacuteblesků gama majiacute kosmologickeacute vzdaacutelenosti (rozloženiacute po obloze četnost nalezeniacute optickyacutech a rentgenovyacutech protějšků)

2) Zdroje musiacute byacutet spojeny s velmi energetickyacutemi procesy

3) Rychleacute časoveacute změny rarr velmi kompaktniacute objekty

5) Alespoň čaacutest spojena se supernovami

6) Modely spojeny s procesy ktereacute probiacutehajiacute při vzniku nebo existenci velmi kompaktniacutech objektů (neutronovyacutech podivnyacutech hvězd černyacutech děr)

7) Nejviacutece přijiacutemaneacute modely s uacutezce směrovanyacutem vyacutetryskem materiaacutelu při akreci materiaacutelu na vznikajiacuteciacute kompaktniacute objekt a jeho interakci s dřiacuteve vyvrženyacutem materiaacutelem

10) Technickyacute pokrok spojenyacute s vesmiacuternyacutemi gama teleskopy internetem a pozemniacute robotickyacutemi dalekohledy slibuje brzkeacute objasněniacute podstaty těchto jevů (počet pozorovanyacutech dosvitů v řaacutedech stovek ročně)

8) Nemusiacute jiacutet o jedinyacute typ zdrojů a tedy mohou byacutet různeacute spraacutevneacute modely

9) Bliacutezkyacute zaacuteblesk gama rarr potenciaacutelniacute ohroženiacute života na Zemi

Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Uacutevod

Zaacuteblesky gama objeveny na začaacutetku 70 let vojenskyacutemi družicemi Vela ndash hledaly zaacuteblesky zaacuteřeniacute gama z jadernyacutech exploziacute

Družice Vela 5b

Zaacuteřeniacute gama ndash elektromagnetickeacute zaacuteřeniacute s velmi vysokou energiiacute

Vlnovaacute deacutelka λ le 10-10 mFrekvence f ge 1018 HzEnergie E ge 10 keV

E rarrlarr λ

Jeden z prvniacutech zaznamenanyacutech zaacuteblesků

Zaznamenaly zaacuteblesky přichaacutezejiacuteciacuteZ vesmiacuteru a ne ze Země darrNovyacute typ vesmiacuternyacutech jevů

Ruskyacute pokusnyacute jadernyacute vyacutebuch

Čas [s]

Čet

nost

sek

undu






Družice Compton



Sonda INTEGRAL















Vzbuzeneacute stavy


proton
















e+

e-

γ

e-

γ

e-

γ

γ e-










BaF2 BGO NaITl





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20






Družice Compton



Sonda INTEGRAL















Vzbuzeneacute stavy


proton
















e+

e-

γ

e-

γ

e-

γ

γ e-










BaF2 BGO NaITl





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20













Vzbuzeneacute stavy


proton
















e+

e-

γ

e-

γ

e-

γ

γ e-










BaF2 BGO NaITl





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20












e+

e-

γ

e-

γ

e-

γ

γ e-










BaF2 BGO NaITl





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20










BaF2 BGO NaITl





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20





Intenzity




rarr r = 127 Gpc = 41109 svl = 391025 m = 391027 cm

I = 4πr2i = 4314(391027)226810-12 J = 51045J


















Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20














Energie [MeV]

E2 N

E [

10-7J

(cm

s)]

T

ok [

foto

ny

(cm

2 sM

eV)]


































































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20



























































detektory neutrin





Experiment Auger





GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20



GRB 060418 a GRB 060607 A
























Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20
















Zaacutevěr











Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

nejmohutnější exploze ve vesmíru? aneb záhada vzniku záblesků gama

Documents