V našem kosmu existuje jen málo událostí více energetických a kataklyzmatických, než jsou gama záblesky. Tyto ultra zářivé astronomické objekty přicházející k nám často z obřích kosmologických vzdáleností přitom astronomové znají poměrně krátce. Historie jejich objevu, do níž byla velmi silně zapojena armáda, navíc ukazuje jak fascinujícími a nepředvídatelnými cestami může někdy lidstvo dospět k zásadním poznatkům. O tom, jakož i o mnoha jiných důležitých aspektech gama záblesků, si dnes budeme povídat. Začít ale musíme tím, jak vlastně lidé poprvé detekovali samotné gama záření.

Gama záření

Francouzský fyzik a chemik Paul Ulrich Villard objevil roku 1900 při studiu uranu nový typ záření, o němž dále zjistil, že není ohýbáno magnetickým polem. Věděl sice, že je silnější než jiné dříve objevené druhy radiace, dalšímu výzkumu se však již nevěnoval. O tři roky později dokázal britský fyzik novozélandského původu Ernest Rutherford, že Villardovo záření je ve skutečnosti odlišné od dříve známého radioaktivního záření a nazval jej záření gama, po vzoru již známého záření alfa a beta, které on sám rozlišil a pojmenoval v roce 1899.

Prokázal také, že je záření gama výrazně pronikavější než záření beta, které je zase pronikavější než záření alfa. Rutherford také potvrdil Villardův výsledek, že totiž gama záření není ovlivňováno magnetickým polem. Nicméně povaha gama záření nebyla jasná. Rutherford se původně domníval, že jde o částice s nenulovou klidovou hmotností, snad o extrémně rychlé beta záření. Jenomže beta záření tvoří elektrony se záporným elektrickým nábojem, což se neslučuje s pozorováním, že gama záření magnetické pole nevychyluje.

William Henry Bragg v roce 1910 dokázal, že gama záření, podobně jako rentgenové paprsky, dokáže ionizovat plyn. A konečně o čtyři roky později prokázali Ernest Rautherford a Edward Andrade, že se gama paprsky odráží od povrchu krystalů, což znamená, že jde ve skutečnosti o jiný typ elektromagnetického záření. Podle zjištění Rutherforda a Andradeho je gama záření podobné rentgenovému, ale má kratší vlnové délky, vyšší frekvenci a vyšší energii. Gama přeměna byla tedy vysvětlena jako vyzáření fotonu z jádra atomu.

Gama astronomie

Gama záření bylo od té doby pochopitelně důkladně zkoumáno, ale to je téma na jiný článek. Nás dnes bude zajímat především gama záření z vesmírných zdrojů. Díky práci Eugena Feenberga a Henryho Primakoffa z roku 1948 se vědělo, že by se mělo ve vesmíru odehrávat množství procesů uvolňujících záření gama. Později ke stejným výsledkům dospěli také Sachio Hayakawa, I. B. Hutchinson a Philip Morrison, kteří předchozí výsledky významně doplnili a rozšířili.

Děje u nichž se předpokládaly emise gama záření byly výbuchy supernov, interakce kosmického záření s mezihvězdným plynem nebo interakce energetických elektronů s magnetickými poli v mezihvězdném prostoru. V 50. letech ovšem kosmonautika začínala a tehdejší technika nedostačovala pro zachycení gama záření z hlubin vesmíru. Současně však byl výzkum v kosmickém prostoru nutný, jelikož gama záření neproniká atmosférou Země.

První satelit schopný měřit gama záření vypustili Američané v roce 1961. Jednalo se o Explorer 11, který ovšem zachytil pouhých 100 gama fotonů zachycených ve všech směrech. Konkrétní zdroj se podařilo identifikovat až o něco později a šlo o Slunce, kde astronomové nalezli linii o energii 2,22 MeV předpovídanou dříve Morrisonem. Tato linie vzniká při fúzi protonů s neutrony za vzniku deuteria (lehkého vodíku) a energie.

V roce 1967 detekovala družice OSO 3 první emisi gama záření pocházející z naší Galaxie, později zachytila ještě dalších 621 událostí. Významného pokroku dosáhla gama astronomie v 70. letech díky sondám OSO 7, SAS-2 a Cos-B. Gama záření ze Slunce pozorovala také družice Solar Max.

Objev gama záblesků

Jeden z nejvýznamnějších objevů v oblasti gama astronomie ovlivnila studená válka. Jednak tím, že soupeření supervelmocí tento objev umožnilo a jednak tím, že kvůli studené válce zůstávala získaná data několik let utajovaná. Když se je však podařilo uveřejnit, způsobila v astronomické komunitě naprosto oprávněně velký poprask.

Vše začalo v roce 1967, když americké družice Vela 3 a Vela 4 spatřily velmi zvláštní signál. To bylo důvodem k jistému znepokojení, protože družice skupiny Vela byly určené především k pátrání po nepovolených jaderných testech, které prováděly nepřátelské státy. Samozřejmě zejména Sovětský svaz, ale popřípadě i Čína nebo další země.

Odborníci z národní laboratoře v Los Alamos v Novém Mexiku vedení Rayem Klebesadelem intenzivně zkoumali, zda pozorování skutečně odpovídají sovětským jaderným testům. Zjistili ale, že nikoliv. Určili, že pravděpodobný zdroj zjištěného gama záření se nachází někde ve vesmíru, byť se nejprve nepodařilo zjistit přesné místo.

V tu chvíli ztratila data pro armádu význam a dále se jim věnovala jen nízká pozornost. Je to sice smutné, avšak vcelku pochopitelné. Armáda měla na práci ze svého pohledu významnější věci než je zkoumání signálů odněkud z vesmíru. Navíc by pro podrobné probádání událostí byla potřeba lepší technika. Přesto se však specialistům nakonec podařilo identifikovat 16 událostí a lokalizovat jejich polohu na obloze. Tím odborníci definitivně vyloučili nejen pozemský původ zaznamenaných signálů, ale i například původ ve Slunci.

Když bylo jasné, že k nám gama záření zachycené družicemi Vela 3 a 4 přiletělo z větší dálky, nejbližší možné zdroje byly mimo Sluneční soustavu, seznala armáda, že nemá smysl objev dále tajit. Souhlasila proto se zveřejněním a předala informace a pozorované údaje astronomické veřejnosti. To vyústilo v publikaci odborného článku v roce 1973, který obsahuje všechny do té doby získané informace. Fyzikové však nyní mohli začít další nutný výzkum událostí, které dostaly název gama záblesky. Potřebovali o nich totiž získat co nejvíce dat, aby je mohli kategorizovat či najít jejich zdroje.

Pozorování a výzkum gama záblesků

Následující desetiletí chtěli astronomové hlavně napozorovat co největší množství gama záblesků, jedna aby měli co největší statistiku událostí, jednak kvůli možnosti prozkoumání jejich vlastností. Jasný nebyl ani původ těchto událostí. Většina astronomů se zpočátku domnívala, že zdroje gama záblesků leží v Mléčné dráze. Jenže počátkem 90. let vypustila americká NASA při letu raketoplánu Atlantis STS-37 Comptonovu gama observatoř.

Ta nesla i přístroj BATSE určený primárně právě k výzkumu záblesků gama záření. Po několika letech pozorování se ukázalo velmi jasně, že rozložení gama záblesků je izotropní. Zdroje se tedy nachází všude na obloze bez nějakého preferovaného směru. Pokud by se ale původci gama záblesků nacházeli v Mléčné dráze, museli bychom vidět jejich koncentraci v galaktické rovině nebo v její blízkosti. Z toho tudíž jasně vyplývá, že k nám signály gama záblesků přicházejí z větší vzdálenosti.

Odborníci se také snažili najít protějšky gama záblesků v jiných částech elektromagnetického spektra. Sledovali tedy, zda uvidí ve stejném čase a ve stejném místě signál na odlišných (delších) vlnových délkách. Chtěli totiž zjistit, zda gama záblesky nepocházejí z některých tehdy již známých exotických objektů jako jsou bílí trpaslíci, kulové hvězdokupy, pulsary, kvasary či Seyfertovy galaxie.

Pátrání však bylo zcela bezvýsledné. Navíc se podařilo ukázat, že některé gama záblesky jejichž pozice byla známa s vysokou přesností nemají ve svém okolí žádné jasné objekty, které by mohly zjištěný signál vysvětlit. To naznačovalo, že gama záblesky vznikají buď v extrémních vzdálenostech a nebo souvisejí s poměrně dosti slabými objekty. Na rozhodnutí ale tehdejší technika nestačila.

Dosvit gama záblesků

Specialisté ale pátrali ještě po jedné věci, takzvaném dosvitu. Řada teoretických předpovědí a modelů totiž předpovídala, že po mimořádně jasném gama záblesku by měl následovat ještě dosvit. Oč jde? Mělo by se jednat o následné (a pozvolna slábnoucí emise) elektromagnetického záření delších vlnových délek vznikajících při interakci částic uvolněných gama zábleskem s mezihvězdným prostředím.

Hledání dosvitů ale dlouho nepřinášelo vůbec žádné relevantní výsledky. Do cesty se nám totiž postavila jedna nepříjemná překážka. I pro ty nejlepší přístroje té doby představovalo velký problém sledovat místo události na delších vlnových délkách krátce po vzplanutí samotného gama záblesku. V polovině 90. let ale byla vypuštěna nizozemsko-italská družice BeppoSAX, která byla zaměřena na fyziku vysokých energií. A jak se ukázalo, právě v její moci bylo dosvity spatřit.

Poprvé se to ukázalo u gama záblesku GRB 970228 (GRB = gamma ray burst – tedy gama záblesk, 970228 odkazuje na datum objevu – tudíž 28. únor 1997) u nějž BeppoSAX detekoval slábnoucí rentgenové záření. Ale co více, zhruba dvacet hodin po prvotním vzplanutí dokázal vidět dosvit v optické části spektra také čtyřmetrový William Herschel Telescope umístěný na vrcholu sopky Roque de los Muchachos na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech. Ale po vyblednutí původního extrémně jasného gama záblesku se dokonce podařilo identifikovat slabou a vzdálenou hostitelskou galaxii. Přesná vzdálenost ale nebyla změřena, na to byla galaxie příliš slabá.

Detailní určení vzdálenosti se podařilo až při dalším gama záblesku GRB 970508. BeppoSAX v tomto případě dokázal spatřit dosvit pouhé čtyři hodiny po objevu gama záblesku. Spektroskopické měření ukázalo, že má záblesk rudý posuv 0,835 (vlnová délka světla se od doby vyzáření prodloužila 0,835 krát). Zdroj je proto vzdálený 6 miliard světelných let. Šlo o důkaz natolik silný, že většina astronomické komunity přijala extragalaktický původ gama záblesků jako fakt.

Od roku 1997 tedy víme, že gama záblesky pocházejí ze slabých galaxií ležících extrémně daleko od Země. Co ale tyto události způsobuje bylo i nadále pro vědce záhadou. Jen o rok později se však podařilo detekovat gama záblesk GRB 980425 a o pouhý den později v totožném místě také supernovu SN 1998bw. Souvislost mezi gama záblesky a masivními umírajícími hvězdami se zdála zřejmá. Šlo proto o první silné vodítko v naší snaze pochopit původ těchto extrémních událostí.

Klasifikace gama záblesků

Od té doby se naše chápání gama záblesků ještě výrazně zlepšilo. Do kosmického prostoru se dostalo množství nových observatoří, jako jsou družice Swift nebo Fermi. Díky koordinovanému úsilí mnoha přístrojů i špičkových astronomů máme dnes k dispozici početnou statistiku tisíců gama záblesků, jen sama družice Fermi jich detekuje každý rok několik stovek. Jsou mezi nimi záblesky extrémně jasné, mimořádně vzdálené i neuvěřitelně jasné.

Pro nás je ale na statistice záblesků zajímavá jiná věc. Žádné dva gama záblesky totiž nemají totožnou světelnou křivku. Některé události trvají pouhé milisekundy, jiné desítky minut. Mnohé záblesky mají jen jediný vrchol jasnosti, u jiných vidíme hned několik podobně jasných vrcholů. V některých případech jsme zaznamenali tzv. předchůdce, slabé vzplanutí, po němž je několik sekund či minut klid. Jde ale o pověstný klid před bouří, neboť po něm následuje hlavní epizoda „skutečného“ zjasnění. Jsou ale i světelné křivky, které vypadají dosti chaoticky a žádný vzor nelze rozeznat.

Variabilita světelných křivek gama záblesků je obrovská. Mnozí odborníci se snažili v nepřeberném množství známých událostí najít nějaké vzory, většinou ale bez valného úspěchu. Brzy se však podařilo vypozorovat alespoň jednu zajímavou skutečnost. Gama záblesky se totiž zřejmě dělí do dvou samostatných skupin. Jedná se o záblesky krátké s dobou trvání průměrně 0,3 sekundy a záblesky dlouhé s průměrnou dobou trvání 30 sekund.

Rozdělení je pochopitelně trochu umělé, mezi oběma skupinami je poměrně značná oblast překryvu, v níž nelze příslušnost záblesku k té či oné skupině vypozorovat pouze z doby jeho trvání. Objevují se navíc rovněž pokusy tuto dvoustupňovou klasifikaci rozšířit o další prvky. O tom ale více za chvíli.

Krátké záblesky

Záblesky, které trvají méně než dvě sekundy označujeme jako krátké. Mezi ně spadá asi třetina zaznamenaných událostí. Poměrně dlouhou dobu znali vědci jen samotné krátké záblesky, ale nedařilo se jim zachytit žádný dosvit. To se změnilo až v polovině první dekády nového století. Od té doby jsme zachytili několik desítek dosvitů krátkých gama záblesků.

Ukázalo se, že se krátké záblesky gama záření vyskytují v oblastech, kde je velmi nízká rychlost tvorby nových hvězd, popřípadě dokonce v místech, kde se hvězdy nerodí vůbec. Typickým příkladem takového prostředí jsou velké eliptické galaxie, v nichž už se hvězdy téměř přestaly formovat. To naznačuje, že krátké gama záblesky nejsou spojeny se staršími hmotnými hvězdami, s jejichž zánikem při výbuších supernov pravděpodobně nijak nesouvisejí.

Dlouhé záblesky

Druhou skupinu tvoří dlouhé gama záblesky. Ty trvají déle, než dvě sekundy a spadá mezi ně asi dvě třetiny pozorovaných událostí. Vzhledem k tomu, že je tato kategorie záblesků tak početná a s ohledem na jejich dosti jasné dosvity jsou právě dlouhé gama záblesky prozkoumány mnohem více, než záblesky krátké.

U dlouhých gama záblesků se navíc téměř vždy podařilo lokalizovat jednotlivé zdroje do galaxií, kde probíhá velmi masivní a překotná tvorba nových hvězd. Jako jsou třeba velké spirální galaxie nebo dvojice srážejících se galaxií. To ukazuje, že dlouhé gama záblesky mají zřejmě úzkou souvislost se zánikem hmotných hvězd. Svou povahou se proto velmi liší od záblesků krátkých.

Ultra dlouhé záblesky

Občas se astronomům podaří zachytit i některé velmi dlouhé gama záblesky. Proto někteří odborníci navrhují, aby se vyčlenila ještě jedna skupina tzv. ultra dlouhých záblesků. Mělo by jít o události delší, než 10 000 sekund. Není přitom úplně jasné, zda se tyto záblesky vyskytují skutečně tak zřídka. Může jít totiž pouze o zkreslení dat dané malou citlivostí současných detektorů gama záření na takto velmi dlouhé signály.

Ať tak, či ona, až dosud jsme zaznamenali jen velmi málo ultra dlouhých gama záblesků a opravdu zevrubně probádány byly pouze dva. Potřeba zvýšení statistiky je tedy více než zřejmá. Ze statistického vzorku obsahujícího dva případy je totiž velmi obtížné a také dosti riskantní cokoliv relevantního vyvozovat. Některé studie dokonce i zpochybňují existenci samotných ultra dlouhých gama záblesků. Tvrdí se v nich, že stávající důkazy jsou neprůkazné a že k vyvozování tak silných závěrů potřebujeme další spolehlivější pozorování. Zda tedy bude vytvoření nové kategorie gama záblesků potřebné a prospěšné ještě uvidíme. V dalším textu je ale budeme v podstatě ignorovat.

Energie gama záblesků

Jak už jsme si řekli, od 90. let začalo množství pozorovaných gama záblesků prudce narůstat. I přesto, že k nám obvykle signál přilétá z obrovské vzdálenosti, bývají gama záblesky velmi jasné a tudíž dobře pozorovatelné našimi moderními přístroji. To dává jasně najevo, že jde o nesmírně energetické události, jaké mají sotva ve vesmíru obdoby.

Ukazuje se, že běžné gama záblesky mají bolometrickou hvězdou velikost (magnituda určená pro všechny vlnové délky elektromagnetického spektra) srovnatelnou s hvězdami naší Galaxie. A to i přesto, že jsou hvězdy Mléčné dráhy vzdáleny tisíce světelných let, zatímco gama záblesky od nás dělí miliardy světelných let.

Většina energie těchto zdrojů se uvolňuje v gama záření. Některé gama záblesky jsou ale dosti jasné i v jiných oblastech spektra. Třeba gama záblesk GRB 080319B dosáhl ve viditelném světle magnitudy 5,8. To znamená, že jej lidé mohli vidět vlastníma očima. Ano, velmi tmavá obloha, jakou najdeme třeba v Chile nebo na Havajských ostrovech, byla nutností, ale tento záblesk skutečně dosáhl takové jasnosti, že jste pro jeho spatření nepotřebovali dalekohled. Vzdálenost zdroje přitom byla 7,5 miliardy světelných let, šlo tak o nejvzdálenější objekt viditelný pouhým okem ve známé historii.

Energie uvolněná GRB 080319B tedy byla nepředstavitelně vysoká. Pokud by byl výbuch sféricky symetrický, pak by uvolněná energie odpovídala dvěma klidovým hmotnostem našeho Slunce. Jinými slovy, kdybychom dvakrát převedli celou hmotu Slunce na záření, získali bychom energetický ekvivalent tohoto záblesku.

Ve skutečnosti však nejsou gama záblesky sféricky symetrické. Právě naopak, energie se uvolňuje pouze v dosti úzkých relativistických výtryscích. Jaká je přesná úhlová šířka těchto výtrysků? To lze zjistit pozorováním výše zmíněných dosvitů. Z toho jak dosvit postupně slábne můžeme určit přibližné vlastnosti výtrysků toho kterého gama záblesku. Ukazuje se, že úhlová šířka jednotlivých výtrysků kolísá mezi dvěma a dvaceti stupni.

To, že gama záblesky neuvolňují energii ve všech směrech, ale jen v dosti úzkém kuželu musíme brát při jejich výzkumu v úvahu. Záření z většiny záblesků totiž Zemi prostě mine a my je nikdy nespatříme. Jen občas máme štěstí, že gama záblesk vyslal záření zrovna tím správným směrem, ve kterém leží i naše Země, a my jej tak můžeme spatřit.

Tato skutečnost současně vede k jednomu zajímavému efektu. Když pozorujeme gama záblesk namířený k Zemi, míří většina uvolněné energie právě v našem směru. Záblesk se nám pak zdá jasnější, než by byl, kdyby se energie uvolňovala ve všech směrech stejně. Na to musíme brát zřetel. I tak se ale uvolňuje obrovské množství energie. U typického záblesku je to 10⁴⁴ Joulů, přičemž dokonalou přeměnou zemského tělesa na energii bychom získali jen asi 5 x 10⁴¹ Joulů. 10⁴⁴ J je srovnatelné s energií uvolněnou při jasnějších výbuších supernov typu Ib nebo Ic.

Navíc se zdálo, že tato souvislost nemusí být náhodná. Některé pozorované gama záblesky doprovázely jasné supernovy. Z dalších výzkumů se zase ukázalo, že výbuchy některých supernov skutečně uvolňují energie dosti asymetricky. Stejně jako gama záblesky. Ovšem pozor! Říkám gama záblesky, ale správně bych měl v předchozí části této podkapitoly vždy psát dlouhé gama záblesky. Krátké záblesky jsou totiž o něco méně svítivé a také neuvolňují energii v tak úzkém kuželu. Některé možná dokonce uvolňují energii v podstatě symetricky.

Možná vysvětlení

Máme zde tedy nejméně dva druhy gama záblesků s poměrně dlouhou historií pozorování. Co ale tyto extrémně energetické události způsobuje? To zůstávalo dlouho zahaleno rouškou tajemství. Výše jsem zmínil, že astronomové uvažovali o celé řadě astronomických objektů, jako jsou pulsary, magnetary, bílí trpaslíci, kvasary a jiné typy aktivních galaktických jader, různé druhy supernovy atp. Objevovaly se ale i návrhy počítající s dosti exotickými objekty a nezvyklými ději. Šlo o různé ideje zapojující hypotetické kvarkové hvězdy, interakce hmoty a antihmoty nebo částice temné energie.

V tomto směru nám hodně pomohly některé moderní kosmické sondy zaměřené na výzkum v oblasti astrofyziky či částicové fyziky. Díky nim jsme získali mnohem větší statistiku a spatřili mnohé velmi zajímavé události. To nám pak pomohlo definitivně určit, že k vysvětlení obou hlavních skupin gama záblesků nepotřebujeme žádné nové exotické úkazy, ale stačí nám již známé astronomické objekty. Ty sice také mohou být dosti divoké, nicméně z minulosti s nimi již máme řadu zkušeností a hlavně víme, že reálně opravdu existují.

Původ dlouhých záblesků

Až do počátku 90. let minulého století jsme gama záblesky pozorovali jen dosti obtížně. V roce 1991 ale vypustila americká NASA Comptonovu gama observatoř, která celý obor změnila od základů. Díky tomuto teleskopu jsme si potvrdili, že zdroje gama záblesků neleží v Mléčné dráze, ale naopak je od nás dělí obrovská vzdálenost. Compton nám navíc poskytl značně početnou statistiku téměř třech tisíc událostí.

O pět let později se přidala ještě italsko-nizozemská družice BeppoSAX schopná pozorovat rentgenové a gama záření. Právě tato družice zachytila v roce 1997 první dosvit gama záblesku v rentgenové části elektromagnetického spektra a jen o necelé tři měsíce později přesně i určila vzdálenost jednoho ze zdrojů. Pro nás je ale klíčové, že BeppoSAX zachytila v dubnu 1998 gama záblesk GRB 980425. Na tom by nebylo nic zvláštního, kdyby hned o den později nebyla na stejném místě oblohy pozorována supernova SN 1998bw.

To astronomy a fyziky doslova nadchlo, poprvé se naplno ukázala možná spojitost mezi supernovami a gama záblesky. Hypotézu navíc silně podpořila i zpětná analýza několika záblesků z let 1997 a 1998 (především záblesků GRB 970228 a GRB 980326). Díky těmto případům už vědci věděli na co si mají dávat pozor a výsledky se rychle dostavily. Za krátko se ukázalo, že skoro všechny dlouhé gama záblesky můžeme spojit s galaxiemi, v nichž probíhá velmi rychlá tvorba hvězd. Jak to spolu souvisí, ptáte se? Inu, tam, kde se rychle tvoří hvězdy, dochází také často k jejich zániku.

Brzy se tedy ukázalo, že za dlouhými gama záblesky stojí supernovy. Jde o velmi masivní výbuchy hmotných hvězd na konci života. Zatímco málo hmotné hvězdy žijí poměrně poklidně leckdy i desítky až tisíce miliard let, hmotné hvězdy naopak žijí krátce a dosti bouřlivě. Z lehčích hvězd se na konci života stanou bílí trpaslíci, hmotné hvězdy se přemění na neutronové hvězdy nebo dokonce černé díry. K této proměně ovšem nedojde jen tak.

Když hvězda vyčerpá v jádru vodík, začne postupně docházet k fúzi těžších prvků. Nejprve jako palivo poslouží helium, poté uhlík, neon, kyslík až nakonec dojdeme ke křemíku. V této fázi již dosahuje teplota jádra hvězdy dvou až tří miliard Kelvinů. No a zatímco slučování vodíku může ve hvězdě probíhat miliony let a slučování helia desítky tisíc let, křemík se spotřebuje za pouhý jeden den. Termojaderné reakce založené na křemíku přitom vytvářejí značný podíl železa a také dalších izotopů jiných prvků s podobným atomovým číslem, jež se ovšem fotodesintegrací (proces při němž atomové jádro absorbuje vysokoenergetický gama foton) rozpadají zpět na železo.

A to je problém. Železo má totiž nejvyšší vazebnou energii na nukleon ze všech prvků. Zní to sice složitě, ale znamená to jen to, že ze železa již nelze získat žádnou další energii. Ani štěpením, ani fúzí. Proto se reakce v nitru hvězdy zastaví a ta již nedokáže odolávat gravitačnímu stlačování. Dojde tedy ke kolapsu, kdy vnější vrstvy hvězdy v podstatě spadnou na jádro. Centrální část hvězdy se tedy stále více stlačuje, čímž roste i teplota. Při překročení určité hranice začnou volné protony zachytávat elektrony, čímž se vytvoří neutrony (ty potom utvoří neutronovou hvězdu) a nepředstavitelné množství neutrin.

Neutrony jsou schopné díky kombinaci vzájemného odpuzování vlivem silné jaderné interakce a tlaku neutronového degenerovaného plynu kolaps zastavit. To zabrzdí i vnější vrstvy hvězdy, které narazí na zmíněná neutrina. Tyto tajemné a velmi málo hmotné částice sice s hmotou interagují jen velmi zřídka a slabě, ale v tuto chvíli je jejich množství tak obrovské, že na zastavení pádu vnější obálky hvězdy na jádro a vzápětí její odmrštění úplně pohodlně stačí. A právě ony utvářejí supernovu. Tyto exploze jsou tak mohutné, že se dají pozorovat přes většinu známého vesmíru a jediná supernova mnohdy přezáří všechny ostatní hvězdy své domovské galaxie dohromady.

Ovšem pokud máme opravdu velmi hmotnou hvězdu, v řádu 15 nebo dokonce 30 hmot Slunce či více, probíhá celý děj trochu jinak. Většina hmoty z vnější části hvězdy dopadne na jádro, které následně zkolabuje na černou díru. Pokud hvězda rotovala pomalu, bývá exploze supernovy poměrně slabá. Jestliže ale hvězda rotuje rychleji, uvolní se při kolapsu obrovské množství energie ve formě relativistických výtrysků. Jas výbuchu je pak soustředěn hlavně do dvou úzkých kuželů, ale zato je taková událost mnohonásobně svítivější, než běžné supernovy.

V případě takovéto supernovy dochází k tomu, že se v relativistickém výtrysku uvolňuje zejména rentgenové a gama záření. Než dojde k vyzáření veškeré dostupné energie, trvá to několik sekund nebo déle. Jde o tak mimořádné události, že pro ně dokonce máme speciální název. Obvykle jim říkáme kolapsary nebo hypernovy. A právě tyto extrémně hmotné a rychle rotující kolabující hvězdy se od počátku tohoto století uznávají jako původci dlouhých gama záblesků.

Je naše chápání dlouhých gama záblesků správné?

Avšak pozor na jasné a definitivní závěry! Na konci roku 2022 publikovaly hned dva týmy astronomů nezávisle na sobě odborné práce založené na výzkumu relativně blízkého dlouhého gama záblesku GRB 211211A. Objevila jej observatoř Swift a další významné kosmické i pozemní observatoře poté pozorovaly samotný záblesk i následný dosvit.

A právě z pozorování dosvitu se ukázalo, že v tomto případě zřejmě nezpůsobila gama záblesk hypernova nýbrž kilonova, tedy srážka dvou neutronových hvězd. To zpochybňuje přesvědčení fyziků, že jsou dlouhé gama záblesky způsobovány výhradně velmi masivními supernovami. Pochopitelně to neznamená, že by takové gama záblesky neexistovaly, je docela pravděpodobné, že většinu dlouhých záblesků skutečně způsobují hypernovy. Přinejmenším některé ale zřejmě vznikají jinak.

Věrohodnost objevu výrazně zvyšuje skutečnost, že k němu dospěly dva týmy astrofyziků nezávisle na sobě. V každém případě jde o velké povzbuzení do dalšího bádání. Nové pozorování nám pomůže jednak upřesnit naše informace o tom jak se generují dlouhé gama záblesky, ale řekne nám více též o slučování binárních systémů hmotných objektů nebo o vzniku těžkých prvků v kosmu.

Původ krátkých záblesků

Odkud se berou dlouhé gama záblesky jsme tedy již věděli. Ale co záblesky krátké? Ty bohužel hypernovy vysvětlit nedokáží. Navíc nejsou tak časté, proto dlouho pokusům o vysvětlení odolávaly, přestože se mnozí astronomové domnívali, že by mohly souviset se srážkami velmi hmotných a kompaktních kosmických těles jako jsou bílí trpaslíci nebo neutronové hvězdy. Takové události dali teoretici název kilonova. Ačkoliv se však objevovaly některé náznaky správnosti této hypotézy, jakékoliv relevantní důkazy chyběly.

V roce 2015 se ale na americké observatoři LIGO podařilo poprvé přímo pozorovat gravitační vlny. V tomto případě, podobně jako u několika pozdějších záchytů, se jednalo o srážku dvou černých děr. 17. srpna 2017 se však podařilo detekovat gravitační vlnu GW 170817, která změnila bez nadsázky skoro všechno. Poprvé totiž nešlo o srážku dvou černých děr, ale o měření srážky dvou neutronových hvězd. Díky tomu se několika kosmickým observatořím, jako jsou Fermi či Swift podařilo propojit GW 170817 s gama zábleskem GRB 170817A.

Poprvé jsme tak měli v ruce přesně určené místo, odkud k nám přiletěly gravitační vlny, nešlo o žádný odhad, ale povedlo se velmi přesně lokalizovat konkrétní galaxii na obloze. Ale navíc se podařilo také ztotožnit konkrétní gama záblesk s gravitačními vlnami. GRB 170817A totiž astronomové zaznamenali pouhé 1,7 sekundy po příchodu signálu z gravitačních vln. Od té doby tedy víme, že ti, kteří se domnívali, že musíme původ krátkých gama záblesků hledat právě v kilonovách, tedy ve srážkách masivních a kompaktních objektů měli pravdu.

Ovšem s drobnou připomínkou. Část méně energetických krátkých gama záblesků totiž způsobují tzv. soft gamma repeaters. Jak si možná pamatujete z jednoho z mých nedávných článků, zdroje SGR jsou magnetary, zvláštní typ neutronových hvězd s extrémně silným magnetickým polem (až 10¹² Tesla). Jejich magnetické pole je ovšem poměrně dosti chaotické a neuspořádané. Snaží se proto dostat do stabilnějšího stavu. Občas tedy dojde k přeuspořádání magnetického pole, což vede k uvolnění energie ve formě měkkého gama záření.

Občas ovšem dojde k tomu, že se magnetické pole magnetaru nepřeuspořádá pouze lokálně na jednom místě, ale dojde k tomu v jednom okamžiku na celém magnetaru. Siločáry se na celém magnetaru najednou přepojí a magnetické pole se tak během okamžiku dostane do energeticky výhodnějšího stavu. To vede k uvolnění nesmírně velkého množství energie, které potom pozorujeme jako záblesk měkkého gama záření.

Na rozdíl od ostatních gama záblesků uvolňuje tento typ svou energii víceméně symetricky. A zdroje těchto záblesků leží v Mléčné dráze. Kosmické sondy Veněra pozorovaly první takový zdroj v roce 1979, od té doby se povedlo astronomům zachytit ještě několik dalších podobných událostí.

Jak gama záblesky fungují

Základní mechanismy jimiž se gama záblesky řídí tedy již známe. Zcela přesné modely fungování všech typů událostí ale dosud chybí. Zůstává mnoho nejasností. Především není zcela jasné, jakým způsobem mění gama záblesky energii na záření. To je poměrně obtížné vysvětlit proto, že pozorované gama záblesky mají velmi rozmanité průběhy světelných křivek, zásadně odlišná spektra a také mnohé další charakteristiky.

Zvláště obtížné je pak objasnění vysoké účinnosti přeměny energie na gama záření. Některé záblesky totiž vykazují v tomto procesu účinnost až 50 % či dokonce ještě více.  Při pozorování jasných optických protějšků dvou gama záblesků, GRB 990123 a GRB 080319B (viz výše), v 90. letech minulého století a na konci první dekády tohoto století se ukázalo, že jejich světelné křivky úzce souvisí s křivkami nalezenými u samotných záblesků.

To fyziky zaujalo, události dále podrobně prozkoumali a dospěli k závěru, že by za přeměnou energie na záření mohl stát tzv. inverzní Comptonův rozptyl. Oč jde? Když se foton při interakci s nabitou částicí (obvykle elektronem) odchýlí od původní trajektorie, sníží se v důsledku toho jeho energie. To nazýváme jako Comptonův jev. Tento efekt objevil v roce 1923 významný americký fyzik Arthur H. Compton. O pouhé čtyři roky později obdržel za tento výsledek Nobelovu cenu za fyziku.

Inverzní Comptonův rozptyl je děj přesně opačný, jak nám již napovídá jeho název. V tomto případě tedy nabitá částice (opět obvykle elektron) předává část své energie fotonu. Vlivem této události se energie fotonu zvýší (naopak vlnová délka se sníží). Zatímco obyčejný Comptonův rozptyl má velký význam třeba v lékařství nebo spektroskopii, inverzní Comptonův rozptyl je důležitý právě pro astrofyziku a kosmologii.

Pokud uvažujeme inverzní Comptonův rozptyl u gama záblesků, dochází k tomu, že se již existující fotony v průběhu exploze rozptylují na vysokoenergetických relativistických elektronech. Tím se velmi výrazně zvýší jejich energie a projevují se pak jako gama záření. Tento proces je ale zatím s rozumnou mírou jistoty prokázaný jen u některých gama záblesků. Další bádání v této oblasti je tedy ještě nutné.

Výše zmíněným dosvitům, které pozorujeme těsně po samotném gama záblesku na delších vlnových délkách, rozumíme mnohem lépe. Energie uvolněná po gama záblesku se šíří ven od místa exploze rychlostí blízkou rychlosti světla. Když dojde ke srážce s mezihvězdným plynem, vytvoří se relativistická rázová vlna šířící se do okolního prostoru. Vzniká ale ještě jedna rázová vlna. Jde o tzv. zpětný ráz, který se šíří zpátky do hmoty vyvržené při výbuchu.

V rázové vlně se vyskytují velmi energetické elektrony, jež jsou urychlovány lokálními magnetickými poli. Pokud není jejich trajektorie skrze magnetická pole přímá, jakože v naprosté většině případů není, dochází k emisi tzv. synchrotronového záření. To se může projevovat na různých vlnových délkách skrze podstatnou část elektromagnetického spektra od rentgenového záření až po rádiové vlny.

Tento model dokáže velmi dobře vysvětlit chování dosvitů gama záblesků v období hodin až dnů po explozi. Má nicméně problémy popsat všechny aspekty chování dosvitů v době velmi krátce po samotném záblesku. Ani v této oblasti tedy ještě není vše zcela objasněno a další výzkum bude ještě dosti potřebný.

Četnost výskytu

Jakou ale máme šanci v nejbližší době dobře poznat další aspekty gama záblesků? To silně závisí na tom, jak často dokážeme tyto události zachytit. Už jsme si řekli, že naše současná statistika je poměrně rozsáhlá, obsahuje několik tisíc zdrojů. Řadu dalších jsme navíc zcela jistě přehlédli, protože jejich výtrysky nemířily správným směrem a pro nás proto byly neviditelné. Umíme ale stanovit jak často bychom měli gama záblesky detekovat?

Bohužel určení přesné míry četnosti gama záblesků není úplně snadné. Pokud vezmeme v potaz galaxii velkou přibližně jako naše Mléčná dráha, pak se odhady pohybují od jednoho gama záblesku za 10 000 roků až po jeden gama záblesk za 1 000 000 let. Sami tedy vidíte, že tyto události nepatří mezi právě nejčastější. Navíc je potřeba vzít v úvahu, že jen poměrně malé procento z těchto záblesků bude své výtrysky mířit ve směru příhodném pro jejich detekci ze Země.

Výše zmíněnou velkou statistiku tak máme hlavně díky velikosti známého vesmíru. Vzhledem k množství pozorovaných galaxií prostě z několika stovek z nich v tom kterém roce signál nějakého gama záblesku přijde. Je také nutné vzít v úvahu, že četnost detekce dlouhých gama záblesků dokážeme určit spolehlivěji než u krátkých gama záblesků. Proč? Výše jsme si řekli, že na rozdíl od dlouhých záblesků nejsou ty krátké tak moc úzce směrované. V jak širokém kuželu svou energii uvolňují ale dosud nevíme, což nám odhad míry záchytu tohoto druhu událostí velmi komplikuje.

Gama záblesky v Mléčné dráze?

Prozatím vždy jsme v předchozím textu hovořili o dosti vzdálených gama záblescích. Ostatně, rekordní gama záblesk GRB 090423 vykazuje rudý posuv 8, což odpovídá vzdálenosti zhruba 13 miliard světelných let. Jen o několik dní později astronomové zaznamenali ještě záblesk GRB 090429B s rudým posuvem 9,4. Ten byl ale určen výrazně méně přesnou fotometrickou metodou. A protože se u GRB 090423 povedlo stanovit rudý posuv spektroskopicky, uznává se za rekordní právě on.  Avšak pokud šlo u GRB 090429B o reálné měření, pak byla vzdálenost zdroje 13,14 miliardy světelných let.

Naproti tomu nejbližší dva gama záblesky se od Země nacházely nějakých 130 milionů světelných let. Za prvé jde o GRB 980425, o němž jsme zde již hovořili, neboť právě ten se povedlo ztotožnit se supernovou SN 1998bw, což významně pomohlo v objasnění podstaty dlouhých gama záblesků. Za druhé se jedná o GRB 170817A. I o něm tu již byla řeč. Jde o záblesk ztotožněný s gravitačními vlnami způsobenými srážkou dvojice neutronových hvězd (GW 170817). Také tato událost vedla k objasnění své kategorie gama záblesků.

I když je ale 130 milionů světelných let výrazně blíže než 13 miliard světelných let, pořád je to poměrně daleko. Z kosmologického hlediska to sice není nijak extrémní vzdálenost, ale přeci jen si nelze nepoložit otázku, zda někdy vzplanul gama záblesk i v Mléčné dráze a zda se to může stát i v blízké budoucnosti. Máme sice pár náznaků možných pozorování, ale nejde o nic potvrzeného, pouze o více či méně dobře podložené hypotézy.

Máme ale nějaké opravdu solidní důkazy o tom, že by někdy v minulosti došlo ke gama záblesku v naší Galaxii? Bohužel (z jistého pohledu naštěstí) nikoliv. Jak už víte z výše uvedeného, žádný gama záblesk nebyl v Mléčné dráze nikdy pozorován a to, zda k takové události v naší Galaxii někdy došlo zůstává nevyřešenou otázkou.

Ve skutečnosti ani nevíme, zda jsou v Mléčné dráze vhodné objekty pro případné generování gama záblesku. To platí pro krátké i dlouhé záblesky. U krátkých jednoduše nevíme, zda je zde přítomna nějaká dvojice vhodných objektů, jako například binární systém neutronových hvězd. V tomto případě ale není žádný důvod předpokládat, že se v naší Galaxii takový systém vyskytnout nemůže. A u vzácnějších krátkých záblesků vznikajících z magnetarů dokonce víme, že takové objekty v Mléčné dráze existují. Už jsme totiž takové záblesky i jejich efekty na atmosféru Země přímo viděli.

U dlouhých záblesků je to složitější. Sice známe jejich mechanismus vzniku, avšak nedokážeme dobře odhadnout, zda by tyto procesy fungovaly obdobně v Mléčné dráze. Proč? Většina znalostí o tomto typu záblesků totiž pochází z poměrně vzdálených galaxií, které jsou v ranější fázi svého vývoje a jsou obecně výrazně chudší na prvky těžší než vodík a helium (frekvence explozí gama záblesků je u nich obvykle častější). U naší Galaxie a dalších okolních galaxií je ale metalicita vyšší a tudíž nedokážeme přesně předpovídat vývoj obdobných typů objektů.

Jsme si totiž docela jistí, že alespoň nějaké kandidátské objekty, jež by mohly vytvořit dlouhé gama záblesky v naší Mléčné dráze existují. Jedná se především o velmi hmotné a zářivé hvězdy jakou jsou některé typy velmi jasných modrých proměnných hvězd (hlavně typ S Doradus) a také tzv. Wolfovy-Rayetovy hvězdy. Oba typy často generují mimořádně mohutné exploze supernov. Nevíme ale, zda mají vhodné vlastnosti k tomu, aby mohly vygenerovat gama záblesk. Pokud ale ano, nejnadějnějšími kandidáty jsou hvězdné systémy Eta Carinae, Apep a WR 104.

Mohou gama záblesky ohrozit pozemský život?

Přestože dosud nevíme, zda ke gama záblesku v našem blízkém okolí někdy došlo, vzhledem ke stále lepším znalostem o těchto událostech můžeme alespoň stručně rozebrat jejich případný vliv na planetu Zemi, respektive atmosféru a biosféru na povrchu. Je důležité si uvědomit, že rozhodující úlohu hraje právě vzdálenost. I ty nejenergetičtější gama záblesky jsou pro nás neškodné, pokud vzplanou dostatečně daleko.

Jestliže by ale došlo k takové události uvnitř Mléčné dráhy, mohlo by to mít pro život dosti neblahé následky. Alespoň tedy v případě, že by relativistické výtrysky ze záblesku mířily naším směrem. V případě, kdy by byla většina energie vyzářena mimo prostor naší planety, nijak by to pozemské organismy neohrozilo. U záblesku směrovaného k Zemi by to ale mohlo být podstatně horší. Není těžké odhadnout důvod. Gama záblesk totiž uvolňuje naprostou většinu emitované energie právě v těchto úzkých výtryscích. Jen planety jimi zasažené tedy pocítí plnou sílu vysokoenergetického gama záření.

I zde ale závisí na vzdálenosti. Pokud by ležel zdroj na druhém konci Galaxie mohli bychom být relativně v klidu. U bližšího záblesku už by ale byl důvod se znepokojit. O přesné vzdálenosti nebezpečného záblesku se dosud vedou spory, nejčastěji se ale uvádí hranice 5 až 8 tisíc světelných let. To hovoříme ale spíše o dlouhých záblescích. Ty krátké jistě též mohou být nebezpečné, ale opět narážíme na problém s tím, že nevíme přesně jak moc jsou směrované a proto je pro nás poměrně obtížné určit detailněji jejich případný vliv na Zemi.

Jak přesně by případné negativní efekty na pozemský život vypadaly? Možná trochu překvapivě by i dosti blízký gama záblesk život na Zemi krátkodobě příliš nepoškodil, výrazně větším problémem by byly dlouhodobé efekty. Jak to? Je to poměrně prosté. Zemská atmosféra je totiž relativně efektivní v zachytávání vysokoenergetického elektromagnetického záření, ať už jde o rentgenovou či gama oblast spektra. To by nás nemělo příliš překvapit. Kdyby tomu tak nebylo, těžko by se zde vyvinul natolik složitý život jaký pozorujeme. I blízký gama záblesk by tudíž nevedl k tomu, že bychom na povrchu planety měřili nějaké nebezpečné radioaktivní dávky.

Krátkodobě (po dobu desetin sekundy až několika desítek sekund) by se „jen“ zvýšila intenzita ultrafialového záření na povrchu Země. Toto záření by sice mohlo za určitých podmínek dosáhnout potenciálně nebezpečných hodnot a způsobit tak biosféře určité problémy, na nějakou obrovskou globální katastrofu by ale zřejmě nestačilo.

O dost horší by nicméně byly dlouhodobé efekty. Gama záblesky by totiž v pozemské atmosféře mohly vyvolat velmi nepříznivé děje. Konkrétně jde o chemické reakce molekul dusíku a kyslíku při nichž vznikají oxidy dusíku. To má trojí efekt.

Za prvé by zvýšení koncentrace oxidu dusičitého v atmosféře způsobilo kyselé deště jaké známé třeba z Krušných hor. Při nich prší na povrch kyselina dusičná. Ta je pro mnoho organismů toxická. Numerické simulace však nepředpovídají, že by kyselina dusičná měla v tomto případě dosáhnout natolik silné koncentrace, že by to vedlo k velké globální katastrofě. Paradoxně mohou být naopak vyplavené dusičnany pro některé organismy spíše prospěšné.

Za druhé způsobují oxidy dusíku tzv. fotochemický smog. V jeho důsledku dojde ke ztmavnutí oblohy, čímž se bude blokovat část slunečního záření dopadajícího na Zemi. To by mělo zejména vliv na fotosyntézu u rostlin. Toto ztmavnutí atmosféry by trvalo několik let, ale modely jsou opět spíše optimistické neboť předvídají změnu jen o jediné procento. Fotochemický smog by ale také mohl planetu ochladit a v krajním případě způsobit něco na způsob jaderné či impaktní zimy. K tomu by ale patrně musela přispět i globální nestabilita zemského klimatu.

Za třetí mají oxidy dusíku tendenci poškozovat ozón, plyn tvořící v atmosféře vrstvu chránící nás před ultrafialovým zářením. Poškození této vrstvy vlivem gama záblesku by trvalo několik let a jeho míra by byla poměrně značná. Globálně by mohlo dojít k oslabení ozonové vrstvy o 25 až 30 procent, lokálně dokonce snad až o 75 procent.

Jak tedy vidíme, především dlouhodobé důsledky gama záblesku by mohly být pro biosféru poměrně nepříjemné. Ukazuje se, že výše zmíněné jevy by mohly vést až k šestnáctinásobně častějším poškozením DNA oproti normálnímu stavu. Obecně je ale těžké důsledky gama záblesků pro život přesně kvantifikovat, zatím zůstává stále mnoho nejasností jak na straně fyziky záblesků, tak na straně biologie organismů. Víme navíc, že existují též extremofilní organismy (převážně bakterie), které by patrně takovou událost přečkaly vcelku snadno.

To se ovšem bavíme o gama záblesku vzdáleném tisíce světelných let. Velmi blízký gama záblesk vzdálený třeba jen několik světelných let by měl pochopitelně mnohem katastrofičtější následky. Jeho přítomnost je ale extrémně nepravděpodobná. Jak jsme si totiž řekli, nemáme důkazy ani pro gama záblesky kdekoliv v Mléčné dráze, natož pak o podobné události, která by se odehrála v řádu desítek či stovek světelných let od Slunce.

Je pravda, že se o gama záblesku uvažuje jako o příčině u vymírání na konci ordoviku, kdy zmizelo zhruba 85 % mořských druhů života. A rovněž zvýšený výskyt uhlíku ¹⁴C v letech 774-775 našeho letopočtu mohl způsobit blízký krátký gama záblesk. V obou případech ale existuje přinejmenším jedno další podobně pravděpodobné vysvětlení.

Závěr

Ohrožení naší existence na Zemi nějakým blízkým gama zábleskem se příliš obávat nemusíme. Jsme v bezpečné vzdálenosti od všech potenciálních kandidátů na zdroj takové události. Pochopitelně ale by bylo velmi zajímavé sledovat gama záblesk zažehnutý v naší vlastní Galaxii. I ty vzdálenější nám ale vzhledem ke stále pokročilejší technice mohou prozradit mnoho zajímavého. V oblasti výzkumu gama záblesků totiž není ani zdaleka všechno vyřešeno.

Poznámka autora

• Původně jsem chtěl do texu zařadit na samotný závěr ještě něco jako přehled nejzajímavějších, nejbizarnějších a nejextrémnějších známých gama záblesků. Pak jsem si však uvědomil, že už tak dlouhý článek by přerostl všechny únosné meze. Z toho důvodu jsem od nápadu upustil. Avšak nebojte se. V tuto chvíli plánuji text na toto téma vydat jako kratší samostatný článek, který jsem pracovně nazval „Bestiář gama záblesků“. Něco podobného mimochodem plánuji udělat i u exoplanet.

Zdroje

• Swift NASA: https://swift.gsfc.nasa.gov/
• Fermi NASA: https://fermi.gsfc.nasa.gov/
• LIGO Scientific Collaboration: https://www.ligo.org/
• INTEGRAL ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Integral
• AGILE ASI: http://agile.rm.iasf.cnr.it/
• NASA Astrobiology: https://astrobiology.nasa.gov/

Zdroje obrázků

• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/hPivWAfZjyiWV5NKM9xiF8-1200-80.jpeg
• https://www.radioreloj.cu/wp-content/uploads/2022/09/303092495_461741902560884_2776196842816246206_n.jpg
• https://www.iucr.org/__data/assets/image/0012/142050/braggs.png
• https://static.sciencelearn.org.nz/images/images/000/003/945/embed/ART_Ernest_Rutherford_100DollarNote.jpg?1674172555
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/34/Atmospheric_electromagnetic_opacity.svg/1920px-Atmospheric_electromagnetic_opacity.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/72/Explorer_11_ground.gif
• https://bloximages.newyork1.vip.townnews.com/santafenewmexican.com/content/tncms/assets/v3/editorial/7/92/7925169b-4f1a-5d0a-8608-040125154501/526b3538aae50.image.jpg
• https://encrypted-tbn2.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcQNIv6lFKaEVkIrwzKdREbHxFGcD4ulmss4GGZBZfEoqhYWdlvB
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d9/CGRO_s37-96-010.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/A-Bird/publication/1928547/figure/fig1/AS:279889606397952@1443742290266/The-Compton-Gamma-Ray-Observatory-and-one-of-the-8-BATSE-detector-modules-drawings.png
• https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/wp-content/uploads/2016/04/batse_grbs_2160_0.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2001/05/bepposax/9203500-5-eng-GB/BeppoSAX_pillars.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c2/GRB_970228.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/67/ESO_184-G82_%28GRB_980425%2C_SN_1998bw%29.jpg/800px-ESO_184-G82_%28GRB_980425%2C_SN_1998bw%29.jpg
• https://swift.gsfc.nasa.gov/inc/img/Swift.jpg
• https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/images/burst_durations_labelled.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/80/Elliptical_galaxy_IC_2006.jpg/1024px-Elliptical_galaxy_IC_2006.jpg
• https://helios-i.mashable.com/imagery/articles/00QSLGIvsHKMIpEnrIQPZt8/hero-image.fill.size_1248x702.v1665601383.jpg
• https://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/objects/heapow/transients/ultralong_grb.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/32/GRB_080319B.jpg
• https://graasp.uchicago.edu/grb/grb080319b.gif
• https://newsarchive.berkeley.edu/news/media/releases/2008/09/images/gamma1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Magnetar-3b-450×580.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3e/NASA_image_STS37-051-021_Jay_Apt_on_the_first_EVA_of_STS-37_with_CGRO.jpg
• https://www.mpe.mpg.de/~jcg/grb980326/grb980326_groot.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/2020/takeapeekins.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg/2560px-Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/63/Gamma_ray_burst.jpg
• https://www.researchgate.net/publication/366093650/figure/fig1/AS:11431281106919041@1670903741484/The-temporal-and-spectral-behaviours-of-GRB-211211A-a-The-net-light-curves-of-GRB.png
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/7u5yfddeXVJP73NzbtNgnE.jpg
• https://i.ytimg.com/vi/-Yt5EmEgz2w/maxresdefault.jpg
• https://www.ligo.org/science/Publication-GW170817GRB/Images/figure1.png
• https://www.ligo.org/detections/GW170817/images-GW170817/DECam-comparison-image.png
• https://www.mpe.mpg.de/~jcg/grb990123/GRB990123_HST_large.gif
• https://www.researchgate.net/publication/275836032/figure/fig12/AS:667202403463169@1536084857620/Inverse-Compton-scattering.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/Peter-Roming/publication/23250349/figure/fig1/AS:281316286320664@1444082437414/Composite-light-curveBroadband-light-curve-of-GRB-080319B-including-radio-millimetric.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/22/Gamma-ray-burst-Mechanism.jpg
• https://solarsystem.nasa.gov/internal_resources/125/
• https://www.nasa.gov/wp-content/uploads/2015/11/swift_1000_map_4320_indicated_0.jpg?resize=2000,1290
• https://www.mpe.mpg.de/~jcg/GROND/rgb090423_I.png
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2011/05/GRB-1280×720.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/71/Localization_of_GW170817_signals.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d0/Eta_Carinae_1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/Seawifs_global_biosphere.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/50/Milky_way_map.png/550px-Milky_way_map.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5b/The_triple_star_system_2XMM_J160050.7%E2%80%93514245_%28Apep%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Acid_rain_woods1.JPG
• https://www.researchgate.net/profile/Steven-Starr-2/publication/237769983/figure/fig2/AS:669374994190337@1536602843145/29-Surface-Air-Temperature-C-changes-following-a-full-scale-nuclear-war-averaged-for.png
• https://cdn.britannica.com/42/79542-050-F6EFCB43/families-diversity-animal-data-Precambrian-curve-value.jpg