سلسلة مكونات الكون المذهلة (3) انفجارات أشعة غاما الدائرية – GRB

رسم تخيلي يُوضح مراحل عمر نجم كبير (من اليسار إلى اليمين): يبدأ بالاندماج النووي الذي يحول العناصر الخفيفة فيه تدريجيًا إلى عناصر أثقل. وبعد عدة مئات الملايين من السنين عندما يتقدم استهلاكه وقوده تتغلب قوي الجاذبية على القوى الناتجة عن حرارته الداخلية فيتقلص النجم مكونًا ثقبًا أسودًا. نظريًا، يمكن أن تتحرر طاقة إشعاعية خلال التقلص على طول محور دوران النجم لتُكوّن «انفجار أشعة غاما».

الكون ليس أغرب مِما نعتقد فحسب، بل هو أغرب مما يمكننا أن نعتقده .. فيرنر هايزنبيرغ

 لا شيء أكبر وأغرب من الكون! فالكون يبدو لا نهائياً، غير معلوم الهيئة، ولا توجد له حدود حقيقية، ولا يمكن معرفة موقع نقطة بدايته، ولا نقطة نهايته. فنحن نعيش في هذا العالم الصغير على كوكب الأرض داخل ما يشبه «شرنقة» كونية غير معلومة الهيئة داخلها وخارجها، لكننا وخلال فترات متلاحقة استطعنا أن نتعرف على بعض الأجزاء الصغيرة جداً داخلها، والتي تعتبر نقطة -أو أقل من ذلك- في بحر هذا الكون الفسيح.

بعض هذه الأجزاء موجودة في هيئاتٍ تُشكّلها النجوم، والانفجارات الكونية، وحبّات الغبار الكوني المُتراكمة، والمجرّات، وغيرها من الأسرار الكونية التي لم تكتشف بعد، فمادة الكون نفسه غير معلومة التركيب.

لكن يظل سحر الكون يأخذنا لأبعد من ذلك، وأبعد من عد النجوم ليلاً، أو مراقبة بعض الكواكب التي تظهر في فجر أيام محددة، يأخذنا هذا السحر للمكونات المذهلة للكون التي تتشكل فيه دائماً وباستمرار من النجوم فحسب ، ستكون هذه السلسلة مكرسة لشرح مكونات الكون الهائلة وهي كالتالي ( تستطيع الضغط على أسم كل منها للأنتقال لموضوعها ) :

ملاحظة: ستكون الروابط مفعلة وجاهزة فور نزول مواضيع السلسلة تباعاً.

1. الشبكة الكونية The Cosmic Web 
2. جدار هيركوليس - كورونا الشمالي العظيم The Hercules – Corona Borealis Great Wall 
3. انفجارات أشعة جاما الدائرية – GRB ( وهي ما سنشرحه في هذا الموضوع )
4. مجموعة الكوازارات الهائلة في الكون – The Huge-LQG
5. عناقيد المجرات الداخلية – Laniakea Supercluster
6. الجدار العظيم في الكون –CfA2 Great Wall
7. عناقيد المجرات أو تركيزات شابلي – The Shapely Supercluster
8. الفقاعات الكونية حديثة الاكتشاف – The Newfound Blob
9. الفراغ الكبير في الكون – The Supervoid

تعد انفجارات أشعة غاما من أقوى الانفجارات، وتظهر بقوة في الكون كله تقريبا، وقد تمكن عدد من الباحثين من كشف أسرار هذه الانفجارات المليئة بالألغاز حتى الآن بتفاصيل لا مثيل لها. وقد عايش علماء الفلك صيحة الميلاد لثقب أسود بتفاصيل لم تكن متاحة من قبل. ويقول فريق بحث بقيادة العالمة إليونورا ترويا من جامعة ماريلاند، هذا الفريق الذي أعد دراسة نشرت بمجلة "نيتشر" للعلوم الطبيعية، إن البحث الجديد يتعلق بما يسمى انفجارا شعاعيا كليا، ويجيب عن أسئلة لم تتضح من قبل عن هذه الظاهرة حتى اليوم. وتقول ترويا في بيان لها عبر جامعتها: "أشعة غاما تمثل أحداثا كارثية، لأنها تترافق مع انفجارات لنجوم هائلة تبلغ أحجامها خمسين ضعفا من شمسنا". وتضيف ترويا قائلة: "في ثوان يمكن أن تطلق هذه العملية طاقة تساوي ما يطلقه نجم بحجم شمسنا طوال حياته، ونحن مهتمون بأن نفهم كيف يمكن لهذا أن يحدث".

 إن هذه الانفجارات الهائلة ترى في الكون كله تقريبا، إلا أن أشعة غاما يصعب رؤيتها، لأنها لا تستمر إلا ثوان وتتوهج بلا تحذيرات في مكان ما من السماوات. غير أن علماء الفلك كان لهم حظ في ملاحظة تلك الأشعة يوم الخامس والعشرين من حزيران / يونيو 2016 : حيث اكتشف القمر الصناعي لمراقبة أشعة غاما والمسمى "فيرمي" وهو يتبع هيئة الفضاء الأمريكية (ناسا) شعاعا من أشعة غاما وأرسل بيانا أوتوماتيكيا لجميع المراصد في العالم، فتمكن تلسكوب إياك-ماستر، الآلي الروسي أيضا من مراقبة الشعاع وهو ما يزال في مرحلته النشطة. ويشير تحليل البيانات الناجمة عن ذلك إلى أن الإضاءة الهائلة التي وقعت في بداية الانفجار ظهرت بسبب ما يسمى إشعاعات متزامنة "سينكروترونية"، وهي تنشأ حين تخرج جزيئات سريعة محملة بالكهربية، كالإلكترونات مثلا عن مجالها المغناطيسي. ولم يكن واضحا حتى الآن سر الإضاءة العالية لأشعة غاما، فمن الممكن أن يكون سبب ذلك جزيئات صغيرة وسريعة تصطدم بجزيئات الضوء (الفوتونات)، ومن ثم تنقل الطاقة أو ربما يكون سبب ذلك ببساطة أشعة حرارية ناجمة عن انفجار نجمت عنه حرارة هائلة.

انفجارات أشعة غاما (بالإنجليزية: GRB أو Gamma-ray Burst)‏ هي ومضات من أشعة غاما مرتبطة بانفجارات نشيطة وبعيدة للغاية في المجرات البعيدة. وهي أكثر الأحداث الكهرومغناطيسية المضيئة التي تحدث في الكون. الانفجارات قد تستغرق من ملي ثانية إلى ما يقارب الساعة، ومعظم الانفجارات تستغرق بضع ثوانٍ. الانفجارات الأولية عادة ما تكون متبوعة بـ«وهيج» ضوئي يتبعه لمدة طويلة قد تستغرق ساعات أو أيام ففي الحقيقة تكون خليطًا من أشعة كهرومغناطيسية ذات أطوال موجات مختلفة منها الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء والموجات الراديوية.

تُشاهد معظم انفجارات أشعة غاما في هيئة حزمة ضيقة من الإشعاع المكثف (نفاثة) تنبعث خلال انفجار مستعر أعظم (سوبرنوفا)، أو في نجم ذو معدل دوران عال حول نفسه (مثل النجوم النباضة)، أو عندما يتقلص نجم كبير الكتلة (ربما 10 - 100 كتلة شمسية مكوّنًا ثقبًا أسودًا. كما تشاهد انفجارات أشعة غاما قصيرة الأمد ولا تستغرق إلى بضعة ثوان، وهذه تنشأ من مصدر آخر، يرجح أن يكون ناتجا عن اندماج بين النجوم الثنائية أو تقلص مفاجئي لنجم نيوتروني.

معظم مصادر انفجارات أشعة غاما تبعد بلايين السنين الضوئية عن الأرض، مما يعني أن هذه الانفجارات هي في نفس الوقت قوية جدًا (الانفجار العادي يطلق في ثوان قليلة طاقة تقترب مما تطلقه الشمس خلال بلايين سنة)، وهي تحدث في أجزاء الكون جميعًا ونادرة جدًا (بضعة انفجارات في كل مجرة خلال كل مليون سنة). جميع انفجارات أشعة غاما التي رُصدت أتت من خارج مجرة درب التبانة، على الرغم من رصد نوع من الظواهر قريب منها في مجرتنا، مثل «انفجارات أشعة غاما الضعيفة المتكررة» والتي تصدرها النجوم المغناطيسية (نوع من النجوم النيوترونية) داخل درب التبانة. ويفترض الفلكيون أنه إذا حدث انفجار أشعة غاما في درب التبانة وأصابت نفاثته الأرض إصابة مباشرة فقد يسبب انقراضًا جماعيًا للحياة على الأرض.

إكتشاف انفجارات أشعة غاما:

اكتشفت انفجارات أشعة غاما لأول مرة خلال الستينيات من القرن الماضي عن طريق مجموعة من الأقمار الصناعية التي صنعت للكشف عن تجارب الأسلحة النووية السرية. وسجلت أجهزة الأقمار الصناعية أشعة غاما وبعد فحص مصدرها تيبين أنها لا تأتي من مصدر من الأرض أو من الشمس بل تأتي من مناطق بعيدة جدا في أعماق الكون، تقدر ببلايين السنين الضوئية (أي يحتاج ضوؤها بلايين السنين للوصول إلينا). اقترحت عدة نماذج نظرية لتفسير هذه الانفجارات في السنوات التي تلت الاكتشاف، مثل اصطدامات بين المذنبات والنجوم النيوترونية. وكانت المعلومات المعينة عمليا قليلة للتحقق من صحة هذه النماذج النظرية. وفي عام 1997 حين تم اكتشاف وهيج متعقب (أنظر أسفله) من الأشعة السينية والضوء المرئي من أحد الأجرام كما أمكن قياس انزياحه الأحمر باستخدام التحليل الطيفي. هذه الاكتشافات، ودراسات لاحقة تختص بالمجرات والمستعرات العظيمة التي تترافق معها هذه الانفجارات، فتمكن الفلكيون من تحديد بُعد وشدة سطوع انفجارات أشعة غاما وقياس منحنياتها الضوئية، وأخيرا تبين أن هذه الانفجارات تحدث في المجرات البعيدة وتترافق مع نهاية عمر نجم ضخم (أي ذو كتلة أكبر مئات المرات من كتلة الشمس).

قصة اكتشاف انفجارات أشعة غاما:

تم اكتشاف انفجارات أشعة غاما لأول مرة في أواخر عام 1960م بواسطة الأقمار الصناعية الأمريكية فيلا، التي صُنعت لاتقاط انبعاثات أشعة غاما الصادرة عن تجارب الأسلحة النووية السرية المُجراة في الفضاء. وكانت الولايات المتحدة قد اشتبهت في أن الاتحاد السوفياتي قام بمحاولة إجراء تجارب نووية سرية بعد التوقيع على معاهدة حظر التجارب النووية في عام 1963. وفي 2 يوليو 1967، وتحديدًا في الساعة 14:19 بالتوقيت العالمي المنسق، قام القمران الصناعيان «فيلا 3» و«فيلا 4» بالكشف عن ومضة من أشعة غاما لا تشبه انبعاثات أي أسلحة نووية معروفة. لم يكن من المؤكد ما حدث بالضبط ولذا تم تعيين فريق في المعمل الوطني لوس ألاموس العلمي LANL تحت رعاية راي كلِبِسيدل للتحقق من البيانات. وتم إطلاق أقمار فيلا الصناعية بعد ذلك مزوّدة بآلات أفضل وتابع فريق لوس آلاموس المشاهدات للبحث عن انفجارات أشعة غاما أخرى.

ومن خلال تحديد مناطق حدوث الانفجارات التي رصدتها الأقمار الصناعية المختلفة، فاستطاع العلماء معرفة مواقع تقريبية لستة عشر انفجاراً، واستبعدوا تماماً أن يكون المصدر من الأرض أو الشمس. وتحقق فريق العلماء من هذا الاكتشاف ونُشر البحث في «مجلة الفيزياء الفلكية» عام 1973 في مقال بعنوان: «أرصاد لانفجارات أشعة غاما من مصادر كونية».

قدم العلماء العديد من النظريات لتفسير هذه الانفجارات، وكانت ترجح أولًا أن مصادرها قريبة داخل مجرة درب التبانة. ولكن لم يحرز تقدم يذكر حتى عام 1991 حيث قام مرصد كومبتون لأشعة غاما (BATSE) بالمشاهدات، وكان حساسًا للغاية لأشعة غاما ووجد أن قياساته تبين توزيعًا متساويًا لانفجارات أشعة غاما في جميع أنحاء الكون. وتبين أن انفجارات أشعة غاما لا تأتي من مجرتنا: مجرة درب التبانة ولا من حوصلة مجرة. وإنما تأتي أشعة غاما الناتجة عن انفجارات أشعة غاما من خارج مجرة درب التبانة.

لعقود من الزمان بعد اكتشاف انفجارات أشعة غاما واصل الفلكيون البحث عن الجرم السماوي الذي تحدث فيه مثل تلك الانفجارات: أي جرم سماوي يتفق موقعه مع موضع انفجار من هذا النوع، وبحثوا ربما عن قزم أبيض أو نجم نباض، أو مستعر أعظم فلم يتوصلوا إلى حل للمسألة.

وفكر العلماء في العمليات الفيزيائية التي يمكن أن تصدر تلك الأشعة العالية الطاقة، وافترض العالم بشينسكي  أن مثل هذا الانفجار لا بد وأن يتبعه إشعاعات ذات طول موجة أكبر تختفي رويدًا رويدًا بسبب اصطدام أشعة غاما الأصلية بالوسط الغازي بين النجوم. وكانت أول محاولات قياس «وهيج متعقب» ليست ناجحة بسبب صعوبة تحديد موقع الجرم السماوي الذي تصدر منه. ثم جاء النجاح في فبراير 1997 عندما رصد المرصد الفضائي بيبوساكس انفجار أشعة غاما 970228. وسمي بهذا الاسم مطابقًا لتاريخ اكتشافه، فالرقمين الأولين يعطيان السنة، والرقمان الثانيان يعطيان الشهر، والرقمان الثالثان يعطيان يوم اكتشافه.

وعندما وجهت كاميرا تقيس أشعة إكس في اتجاه الأنفجار سجلت وهج أشعة إكس وهو يضعف تدريجيًا. كما استطاع مرصد وليام هرشل تسجيل ضوءًا خافتًا يضعف تدريجيًا في نطاق الضوء المرئي وذلك لمدة 20 بعد الانفجار. وبعد ضعف الضوء الآتي من مصدر الانفجار استطاع التصوير المركز من تصوير مجرة تأوي هذا الانفجار وينبعث الوهيج المتعقب من أحد الأجرام في طرفها. .

مواقع جميع انفجارات أشعة غاما في السماء اكتشفت أثناء البعثة BATSE. التوزيع متساوي في الكون، ولا يوجد تركيز في اتجاه مجرة درب التبانة التي تمتد أفقيًا عبر الصورة. الصورة مُعارة من: G. فيشمان وآخرون، BATSE، CGRO، ناسا.

ونظرًا للضعف الشديد لضوء تلك المجرة فلم يمكن رؤيتها من قبل. كما استطاع مسبار بيبوساكس حدث آخر وهو انفجار أشعة غاما 970508. وكان تحديد موقع الأنفجار نحو أربعة ساعات فقط بعد حدوثه بحيث سمح لفريق العلماء أن يجروا مشاهداتهم في وقت قصير بعد الأنفجار ومتابعته. واستطاعوا تسجيل طيف الامتصاص للجرم السماوي وتبين أن انزياحه الأحمر بمقدار z = 0.835، مما يجعله على بعد 6 مليارات سنة من الأرض. وكان ذلك أدق تعيين لبعد انفجار أشعة غاما، وبالإضافة إلى اكتشاف المجرة العائلة له 970228 فتبين أن انفجار أشعة غاما حدث على مسافة عظيمة البعد عنا.

وخلال عدة أشهر انتهت مشكلة المسافة بيننا وبين انفجارات أشعة غاما التي حيرت العلماء من قبل. وتبين أنها تحدث في مجرات بعيدة جدًا عن مجرتنا ولهذا يصعب رؤية ضوئها. ثم جاء العام التالي واكتشف انفجار أشعة غاما 980425 الذي تبعه انفجار مستعر أعظم وهو SN 1998bw مبينًا علاقة وثيقة بين انفجار أشعة غاما وموت نجم ضخم بالغ الكتلة. وأعطي هذا الأنفجار تفسيرًا مؤكدًا عن طبيعة الأنظمة التي تؤدي إلى تلك الأنفجارات.

لأن من لمعان خافت جدًا من هذه المجرة، على مسافة لا تقاس بالضبط كان لعدة سنوات. قبل ذلك الوقت بكثير، إنجازًا كبيرًا آخر وقع مع الحدث القادم سجلتها بيبوساكس ، GRB 970508. هذا الحدث كان المترجمة في غضون أربع ساعات لاكتشافها، مما يسمح للفرق البحث على الشروع في تقديم الملاحظات في وقت أقرب بكثير من أي انفجارات سابقه. الطيف للكائن كشفت طيف أحمر = ض 0.835، ووضع انفجر على مسافة ما يقرب من 6 مليارات سنة ضوئية عن الأرض. هذا هو مصير أول دقيقة من بعد المسافة إلى أنفجار أشغة غاما، وجنبًا إلى جنب مع اكتشاف المجرة المضيفة 970228 أثبتت أن انفجارات أشعة غاما تحدث في مجرات بعيدة للغاية. في غضون بضعة أشهر، الجدل حول بعد المسافة: تبين أن انفجارات أشعة غاما كانت من خارج مجرة درب التبانة، فالأحداث تنشأ داخل مجرات بعيدة على مسافات هائلة تقاس بملايين أو بلايين السنين الضوئية. في العام التالي، أعقب أحد انفجارات أشعة غاما مستعر أعظمفي نفس المجرة مما يشير إلى وجود علاقة واضحة بين انفجار أشعة غاما وموت نجم ضخم جدًا. هذا الانفجار قدم أول دليل قوي حول طبيعة الأجرام التي تنفجر منتجة أشعة غاما.

بيبوساكس تعمل حتى عام 2002، وتم إنزال CGRO (مع BATSE) في عام 2000. ومع ذلك، فإن الثورة في دراسة انفجارات أشعة غاما أدت إلى دوافع تطوير عدد من الأدوات الإضافية المصممة خصيصًا لاستكشاف طبيعة GRBs، خاصة في اللحظات الأولى التي تلت الانفجار. أول بعثة من هذا القبيل، HETE - 2،  بدأت في عام 2000 حتى عام 2006، تم توفير معظم اكتشافات كبيرة خلال هذه الفترة. واحدة من أنجح بعثات الفضاء حتى الآن، وأطلق مرصد سويفت الفضائي في عام 2004 ولا يزال يعمل اعتبارًا من عام 2009 وهو سريع وحساس للغاية مجهز للكشف عن أشعة غاما والانفجارات تلقائيًا. وفي الآونة الأخيرة تم اكتشاف الانفجارات بمعدل عدة مئات في السنة، بعضها متألق بما يكفي فتكون طاقته عالية للغاية أو قريبًا نسبيًا من الأرض. علاوة على ذلك فهو يعطي إشارة للارض عند اكتشافه لانفجار حدث، وهو متصل بشبكة من المراصد على الأرض ومن ضمنها تلسكوبات البصرية التي تستجيب على الفور للإشارات المرسلة من القمر الصناعي وتقوم بمتابعة انفجار أشعة غاما، في غضون بضع ثوان من بعد اكتشاف المرصد الفضائي له.

بينت القياسات الجديدة على مدى السنوات القليلة الماضية أن انفجارات أشعة غاما القصيرة تعتبر فئة منفصلة (على الأرجح بسبب دمج النجوم النيوترونية وغير المرتبطة بالمستعرات العظمى)، واكتشاف الموسعة، عدم انتظام النشاط في اشتعال موجات أشعة اكس دائم للكثير من بعد دقائق من GRBs أكثر، واكتشاف معظم GRB مضيئة الأكثر بعدًا GRB 090423) عن الأجسام في الكون.

التوهج الذي يعقب انفجارات أشعة غاما:

اكتشفت خلال التسعينيات من القرن الماضي أنواع للإصدارات النجمية تكون لفترة قصيرة وذات طاقة محددة وشديدة (عادة تكون سريعة الظهور وشديدة) على هيئة أشعة غاما ثم يليها وهيج في الضوء المرئي ( وهيج متعقب ) يتلاشى تدريجيًا، كما هو الحال في نوفا أو المستعر الأعظم، وانفجارات أشعة غاما المتنوعة. وبعضها يبين منحنيين ضوئيين متتطابقين أحدهما قبل الآخر، ويأتيان في أعقاب أنفجار أشعة غاما. وقد يكون هناك تباين كبير بين الأنواع: تختلف مدة الانبعاثات المشاهدة بين ثوان إلى مئات الدقائق. ويمكن أن يكون هناك ذروة واحدة للإصدار أو عدة قمم متتالية أصغر subpulses، وبعض الانفجارات تسبقها خطوة تمهيدية «للحدث».

انفجار أشعة غاما: منحنيات الوهيج المتعقب

على الرغم من أن بعض المنحنيات الضوئية يمكن استنساخها باستخدام نماذج فيزيائية مبسطة،  لوحظ عدم إحراز تقدم في فهم التنوع الكامل للانفجارات، واقترحت طرق للتصنيف ولكن كثيرًا ما تكون قائمة على أساس الاختلافات في أشكال منحنيات الضوء. ولكن هذه الاختلافات قد لا تكون ناجمة عن مجموعة متنوعة من الافتراضات وطرق مختلفة للتوفيق بين الافتراضات الفيزيائية والمنحنى المشاهد  بالنسبة لعدد كبير من انفجارات أشعة غاما bimodality تظهر واضحة، مما يشير إلى وجود اثنين من الأنواع منفصلة هي: «قصيرة» وهي الأحداث التي يبلغ متوسط مدتها حوالي 0.3 ثانية، وعملية «طويلة» وهي الأحداث التي يبلغ متوسط مدتها نحو 30 ثانية. مع وجود تداخل كبير في المنطقة الوسطية بين أمد 2 ثانية و20 ثانية. قد تلزم تصنيفات إضافية وراء أنواع هذه الانفجارات، ولا بد من استمرار المشاهدات وتطوير النظريات للوصول إلى حل مرضي.

انفجارات أشعة غاما الطويلة:

وقد لوحظ أن مدة معظم انفجارات أشعة غاما تستمر بين 2 إلى 30 ثانية وتصنف هذه بأنها انفجارات أشعة غاما الطويلة. لأن هذه الأحداث تشكل الغالبية من الانفجارات، وأنها تميل إلى أن تكوّن شفقًا لامعًا. وقد درست تفاصيل ذلك النوع من الانفجار وقورنت بنظرائهم القصيرة. تقريبًا كل انفجارات أشعة غاما المدروسة ترتبط بتشكيل النجوم في مرحلة النسق الأساسي وكذلك يرتبط بمرحلة مستعر أعظم بشكل لا لبس فيه، ويتزامن انفجار أشعة غاما الطويل لنجم مع موت النجوم الهائلة (ذات كتلة تزيد مئات المرات عن كتلة الشمس).

انفجارات أشعة غاما القصيرة:

الأحداث ذات المدة الأقل من ثانيتين تصف أنفجار أشعة غاما القصيرة الأمد. حتى عام 2005 لم تكتشف تلك الانفجارات إلا في حالات قليلة، والقليل معروف عن كيفية حدوثهم. واكتشفت في نجوم المجرة وكذلك في نجوم المجرات الأهليلجية الكبيرة والمتوسطة. وتُستبعد هذه الانفجارات في النجوم الضخمة، مؤكدة أن طبيعة الانفجارات القصيرة (أقل من ثانيتين) تختلف عن الانفجارات الطويلة التي تحدث في نجوم تبلغ كتلتها مئات المرات من كتلة الشمس. ويعتقد أن انفجار أشعة غاما القصير الأمد يكون مصاحبًا لتحول نجم عادي الكتلة (مثل كتلة الشمس) إلى نجم نيوتروني بعد استهلاكه لوقوده.

نفاثات إنطلاق الطاقة:

انفجارات أشعة غاما تكون شديدة جدًا فهي تلاحظ من الأرض على الرغم المسافات العظيمة بيننا وبينها التي تبلغ أحيانًا مليارات السنين الضوئية (مقارنة مع بضع عشرات من السنين الضوئية بيننا وبين نجوم مجرتنا، مجرة درب التبانة). الأكثر من هذا هو انطاق الطاقة في هيئة أشعة غاما لمدة قصيرة (من عدة ثوان إلى 30 ثانية)، ثم يتبعها إصدارات أشعة كهرومغناطيسية من جميع الأنواع من أشعة سينية وأشعة فوق البنفسجية وضوء مرئي، وأشعة تحت الحمراء وأشعة راديوية تستغرق عدة دقائق أو عدة أيام. وكما في حالة انفجار أشعة غاما 080319ب على سبيل المثال كان يتبع انفجار أشعة غاما وهيج متعقب (أنظر أسفله) بلغت ذروته 5.8 قدر ظاهري. وهو تألق مماثل لتألق النجوم التي ترى بالعين المجردة على الرغم من بعد الانفجار عنا مسافة 7.5 مليار سنة ضوئية.

رسم فني لتوضيح أنفجار أشعة غاما يحدث في نجم ضخم. تنطلق الطاقة الناجمة عن الانفجار أحيانًا في نفاثتين متضادتين عبر محور الدوران. الصورة مُعارة من: ناسا / سويفت / ماري بات Hrybyk - كيث وجون جونز.

تحتاج شدة اللمعان المسجلة الآتية من بعد كبير إلى مصدر للإشعاع قوي جدًا. وباعتبار أن النجم يصدر تلك الطاقة متساوية في جميع الاتجاهات فإن انفجار مثل انفجار أشعة غاما 080319ب قد يبلغ تحول كتلة تعادل كتلة الشمس إلى طاقة في هذا الوقت القصير الذي يبلع عدة دقائق.

لا نعرف في الفيزياء تفاعل ينتج تلك الطاقة الهائلة في ذلك الوقت القصير. لهذا فيعتقد أن إصدار أشعة غاما يكون موجها في اتجاه معين وينحصر فيه الجسيمات والإشعاع في هيئة نفاثة (أو نفاثتين) تنطلق بسرعة مقاربة من سرعة الضوء. ويمكن تقدير اتساع مخروط النفاثة من تعيين المنحنى الضوئي للوهيج المتعقب: وهو زمن ينخفض فيه الوهيج المتعقب انخفاضًا مفاجئًا بعد انخفاض بطيء، وذلك في الوقت الذي تقل فيه سرعة انطلاق النفاثة وتقل كثيرًا عن سرعة الضوء (كلما كانت الجسيمات في النفاثة سريعة كلما تفاعلت مع بعضها البعض بشدة وتطلق أشعة غاما). ويبدو من المشاهدات أن زاوية مخروط النفاثة قد تختلف بين 2 إلى 20 درجة.

ونظرًا لأن إصدارات أشعة غاما تكون منحصرة في نفاثات ضيقة فيعتقد أن معظم تلك النفاثات أو الانفجارات لا نراه من الأرض. وتركيز إصدار النجم لأشعة غاما في نفاثة في اتجاه الأرض هو الذي يجعل لمعان النجم يبدو أشد كثيرًا عن أن يصدره موزعًا في جميع الاتجاهات. وعند أخذ ذلك في الحسبان فيمكن تقدير الطاقة المنطلقة في النفاثة من النجم بنحو 1044 جول، أي نحو 1/2000 من كتلة الشمس.

وهذه الطاقة يمكن مقارنتها بالطاقة الصادرة من مستعر أعظم نوع 1ب أو 1سي. وقد شوهدت مستعرات عظمى عظيمة التألق متزامنة مع حدوث انفجارات أشعة غاما بالقرب منها. وتعضد مشاهدات انحصار انطلاق الطاقة في نفاثات في انفجارات أشعة غاما في مشاهدات مستعرات عظمى من نوع 1 سي قريبة ويكون انطلاق الطاقة فيها أيضًا غير متساويًا كرويًا. وكذلك من تسجيلات أشعة راديوية تستمر فترة طويلة من بعد أن يخفت إصدار أشعة غاما.

نموذج الكولابسار:

نظرًا للمسافة الهائلة بيننا وبين مصادر انفجار أشعة غاما فمن الصعب تحديد أسلاف والنظم التي تنتج هذه التفجيرات، وتحديدها بدقة. وهي تحدث لنجوم بالغة الكتلة حيث تقدر كتلتها بنحو 20 إلى 100 كتلة شمسية.

تلسكوب هابل الفضائي، صورة النجم WR 124 ويحيطها سديم. نجوم ولف-رايت من المرشحين للانفجار مع إصدار أشعة غاما لمدة طويلة.

واقتران حدوث الانفجارات الطويلة مع مستعر أعظم وحقيقة حدوثها في مجرات تتكون فيها نجوم جديدة بسرعة تؤيد رأي حدوثها في نجوم بالغة الكتلة. وأكثر التفسيرات قبولًا هو أن ميكانيكية حدوث الانفجار الطويل تنتج طبقًا لنموذج الكولابسار، الذي يتميز بقلب للنجم عظيم الكتلة، ذو معدنية منخفضة، ونجم يدور بسرعة عظيمة حول محوره حيث يتقلص في هيئة ثقب أسود عند نهاية عمره. وتنهار مادة النجم القريبة من قلبه مشكلة دوامة هائلة في شكل قرص تقلصي. ويتسبب انهيار المادة في الثقب الأسود في تكون نفاثتين تنطلقان بسرعة مقاربة من سرعة الضوء تنطلقان عبر محور الدوران متخللة غلاف النجم وهي تتكون من أشعة غاما وجسيمات بلازما. وبعض النماذج المفترضة للانفجار تميل إلى القول بأن الانفجار ينشأ عن ما يسمى بالنجم المغناطيسي وليس عن ثقب أسود، مع الإبقاء على باقي مواصفات النموذج (من وجهة تقلص قلب نجم عظيم الكتلة وتكون النفاثات الهائلة السرعة).

ومن أقرب نجوم المجرة التي يمكن أن تنفجر في صورة أنفجار أشعة غاما النجوم عظيمة الكتلة من نوع نجوم ولف-رايت وهي نجوم ذات درجة حرارة عالية جدًا، تعمل على بعثرة هيدروجينها الباقي وبعض أجزاء طبقتها العليا في الفضاء تحت فعل ضغطها الإشعاعي.

إيتا كارينا ونجم WR 104 هي من النجوم المرشحة للانفجار مع إصدار أشعة غاما. ولكن لا يبدو أن نجمًا من نجوم مجرتنا له الصفات التي تؤدي إلى انفجاره كانفجار أشعة غاما.

ومن جهة أحرى فإن الظواهر تشير إلى أن انفجارات أشعة غاما القصيرة الزمن أن تنتج عن اندماج نجمين مزدوجية من نوع النجوم النيوترونية. وطبقًا لنموذج هذا النوع من الانفجار أن النجمين يقتربان شيئًا فشيئًا من بعضهما في مسار حلزوني بسبب إشعاعهما الجاذبي. إلى أن يحطم كل نجم الآخر بسبب قوى المد والجزر حتى يندمجان في ثقب أسود. ويعمل انهيار المادة على الثقب الأسود المتكون على تكوين دوامة مادية على هيئة القرص تؤدي إلى انفجار مشابه لنموذج الكولابسر.

آليات انفجار أشعة غاما:

الوسائل التي يمكن بها انفجارات أشعة غاما تحويل الطاقة إلى الإشعاع لا تزال غير مفهومة تمامًا، واعتبارًا من عام 2007 لم يكن هناك نموذج مقبول عمومًا لكيفية حدوث هذه العملية. أي نموذج ناجح للجي آر بي الانبعاثات يجب أن تفسر عملية فيزيائية لتوليد أشعة غاما الانبعاثات التي تتوافق مع التنوع الملاحظ في ضوء المنحنيات، والأطياف، وغيرها من الخصائص. تحديًا من نوع خاص هو الحاجة إلى شرح كفاءات عالية جدًا أن يتم الاستدلال على ذلك من بعض الانفجارات: بعض انفجارات أشعة غاما يمكن تحويل ما يصل إلى النصف (أو أكثر) من الطاقة في انفجار أشعة غاما. الملاحظات الأخيرة من نظيره البصرية مشرق من جي آر بي 080319B، الذي انحناء الضوء مترابطة مع أشعة غاما ضوء المنحنى  قد اقترح أن كومبتون عكسية قد تكون عملية مهيمنة في بعض المناسبات. في هذا النموذج، الموجودة من قبل المنخفضة فوتونات الطاقة متناثرة من الإلكترونات النسبية في الانفجار، وزيادة طاقتها عن طريق عامل كبير وتحويلها إلى أشعة غاما.

يتراوح الطول الموجي لأشعة الوهيج المتعقب بين الأشعة السينية إلى نطاق الأشعة الراديوية. أي أن الطاقة المنبعثة من جراء الانفجار لم يشع بعيدًا في الانفجار نفسه يأخذ شكل المسألة أو الطاقة الانتقال إلى الخارج في ما يقرب من سرعة الضوء. ويصطدم هذا الموضوع مع غاز ما بين النجوم المحيطة بها، فإن ذلك يخلق النسبية موجة الصدمة التي تنتشر ثم إلى الأمام في الفضاء بين النجوم. والثاني موجة الصدمة، صدمة عكس ذلك، قد نشر في هذه المسألة مرة أخرى إلى إخراجه. الالكترونات نشيطة للغاية في إطار موجة الصدمة التي عجلت بها حقول مغناطيسية قوية المحلية وتشع كما الانبعاثات السنكروتروني في معظم أنحاء الطيف الكهرومغناطيسي. هذا النموذج كان ناجح عمومًا في نمذجة سلوك الشفق لوحظ في العديد من المرات في وقت متأخر (غالبًا، لساعات بعد أيام من الانفجار)، على الرغم من أن هناك صعوبات شرح كل ملامح الشفق بعد وقت قصير جدًا من انفجار أشعة غاما.

الضوء المستقطب:

واكتشف علماء الفلك من خلال قياساتهم أن جزءا كبيرا من الموجات الضوئية يتأرجح في بداية انفجار أشعة غاما في نفس المستوى، وهو ما يسميه الفيزيائيون الضوء المستقطب. وتوضح العالمة ترويا هذا الأمر قائلة: "الإشعاعات المتزامنة هي الآلية الانبعاثية الوحيدة التي تنتج درجة الاستقطاب والطيف الذي نراه في بداية الشعاع"، مشيرة إلى أن العلم بهذا الأمر يعد أمرا هاما، "لأنه برغم البحث على مدار عقود لم يتم تحديد الآليات الفيزيائية التي تحرك أشعة غاما تحديدا واضحا".

 كما وفرت الملاحظة أيضا معلومات عما يسمى الأشعة المادية العملاقة (ويطلقون عليها اسم غيتس) والتي تنطلق من أعلى وأسفل السحابة الانفجارية بسرعة تقرب من سرعة الضوء، وقت انهيار النجم المتلاشي ليحل مكانه ثقب أسود. وهناك نموذجان بديلان لهذا التفسير ينطلقان من أن هذه الأشعة العملاقة إما أن يكون المتحكم فيها مجال مغناطيسي قوي أو مادة ما. وتضيف ترويا قائلة: "وجدنا أدلة على إمكانية صحة كل من هذين النموذجين التفسيريين، وهو ما يوضح وجود طبيعة ثنائية هجين لهذه الأشعة العملاقة (غيتس) من أشعة غاما". وتردف ترويا قائلة: "تبدأ هذه الأشعة مغناطيسيا، ولكن حين تكبر يصبح المجال المغناطيسي أضعف ويفقد السيطرة على الأشعة، فتتولى المادة السيطرة في النهاية على تلك الأشعة، في الوقت الذي تظل فيه بقية ضعيفة من المجال المغناطيسي موجودة أحيانا."

معدلات وآثار ذلك على الحياة:

كشف الأقمار الاصطناعية التي تدور حاليًا في المتوسط حوالي انفجار واحد لأشعة غاما في اليوم الواحد بسبب انفجارات أشعة غاما مرئية لتشمل معظم المسافات في الكون يمكن ملاحظتها، وبلغ حجم التداول تشمل المليارات من المجرات، وهذا يشير إلى أن انفجارات أشعة غاما يجب أن تكون الأحداث نادرة للغاية في المجرة. قياس معدل بدقة أمر صعب، ولكن لمجرة تقريبًا نفس حجم مجرة درب التبانة، المعدل المتوقع (لGRBs طويل) هو واحد عن كل سنة انفجر 100,000 إلى 1,000,000. نسبة ضئيلة فقط من هذه سوف تبث نحو الأرض. تقديرات معدلات GRBs قصيرة، بل هي أكثر غموضًا بسبب الكسر مبتهجًا غير معروف، ولكن ربما تكون قابلة للمقارنة.

وأشعة غاما في مجرة درب التبانة، وإذا قريبة بما يكفي من الأرض وتبث نحو ذلك، قد يكون لها تأثيرات هامة على المحيط الحيوي. امتصاص الأشعة في الغلاف الجوي من شأنه أن يسبب الانحلال الضوئي من النيتروجين، وتوليد حامض النتريك التي من شأنها أن تعمل كمحفز لتدمير طبقة الأوزون. وفقًا لدراسة عام 2004، جي آر بي على مسافة نحو فرسخ فلكي يمكن أن تدمر ما يصل إلى نصف الكرة الأرضية طبقة الأوزون، والأشعة فوق البنفسجية المباشرة من انفجار مقرونة إضافية الشمسية فوق البنفسجية التي تمر عبر تقلص طبقة الأوزون يمكن عندئذ أن يكون لها تأثيرات كبيرة محتملة على السلسلة الغذائية، ويحتمل أن يؤدي إلى انقراض جماعي. ويقدر كاتبو التقرير أن واحدًا مثل هذا الاندفاع المتوقع في مليار سنة، وافترض أن اوردوفيكي - السيلوري الانقراض الحدث قد يكون نتيجة لمثل هذا التحول.

هناك دلائل قوية على أن غاما طويلة انفجارات اشعة تفضيلي أو حصرًا تحدث في مناطق المعدنية منخفضة. لأن درب التبانة وقد وغني بالمعادن منذ تشكيلها قبل الأرض، وهذا قد يقلل تأثير أو حتى القضاء على إمكانية قيام غاما الطويلة انفجار أشعة حدث داخل مجرة درب التبانة مليار دولار في غضون السنوات الماضية. أي تحيزات المعدنية هذا ومن المعروف انها من انفجارات أشعة غاما القصيرة وهكذا، ويتوقف ذلك على معدل المحلية وخصائص مبتهجًا، وإمكانية لحدث قريب لكان لها أثر كبير على الأرض في بعض نقطة في الزمن الجيولوجي قد لا تزال كبيرة.

توضيح بعض المصطلحات:

أشعة غاما هي أشعةٌ كَهْرُومِغْنَاطِيسِيةٍ، تم اكتشافها سنة 1900 على يد العالم الفرنسي فيلارد. يرمز لها بـ γ ، وهي أشد طاقة من أشعة إكس؛ تقدر طاقاتها بين 1 مليون إلكترون فولت و 14 مليون إلكترون فولط ، بينما طاقة أشعة إكس بين 50 كيلو إلكترون فولت و نحو 500 كيلو إلكترون فولت. وأشعة غاما هي نتاج للتفاعلات النووية التي غالبا ما تحدث في الفضاء، وفي التفاعلات النووية و المفاعلات النووية ، كما تنتج أيضا من العناصر المشعة مثل اليورانيوم وباقي النظائر المشعة والبلوتونيوم والبولونيوم . 

النبّاض أو النجوم النابضة أو المتغيرة (بالإنجليزية: pulsating star)‏ هو ما يطلق على النجوم التي يتغير لمعانها أو تألقها فعليا وليست كالنجوم الثنائية، والنجم النابض هو نجم نيوتروني يدور حول نفسه بسرعة عالية تصل إلى (دورة كلّ 0.3إلى 3ثواني) مصدرا موجات راديوية وإشعاعات.

الثقب الأسود هو منطقة موجودة في الزمكان (الفضاء بأبعاده الأربعة، وهي الأبعاد الثلاثة بالإضافة إلى الزمن) تتميز بجاذبية قوية جداً بحيث لا يمكن لأي شيء - ولا حتى الجسيمات أو موجات الإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء - الإفلات منها.

اكتشاف أقصر انفجار لأشعة غاما مدفوعا بمصدر غير متوقع

اكتشف فريق من علماء الفلك في وقت سابق من العام الماضي أقصر انفجار لأشعة غاما (GRB)، ناتج عن انفجار داخلي لنجم ضخم.

وباستخدام مرصد الجوزاء الدولي، وهو برنامج تابع لمؤسسة NSF NOIRLab، حدد علماء الفلك سبب موجة أشعة غاما التي استمرت 0.6 ثانية على أنها انفجار مستعر أعظم في مجرة ​​بعيدة.

ويقول الفريق إن أقصر انفجار لأشعة غاما حدث بواسطة مستعر أعظم وليس عن طريق اندماج نجمين نيوترونيين، كما هو متوقع من طوله.

وعادة ما تكون أشعة غاما التي تسببها المستعرات الأعظمية أطول من ضعف ما وقع تسجيله في هذا الاكتشاف. وتقليديا، تنقسم الظواهر من هذا النوع إلى فئتين: قصيرة وطويلة، تدوم أقل وأكثر من ثانيتين. ويُعتقد أن الانفجارات الطويلة منها ناتجة عن المستعرات الأعظمية، والقصيرة ناتجة عن طريق اندماج النجوم النيوترونية.

وتعد انفجارات أشعة غاما (GRBs) من بين الأحداث الأكثر سطوعا وحيوية في الكون، لكن العلماء ما زالوا يسكتشفون بالضبط ما الذي يسبب هذه الأحداث العابرة.

ومع ذلك، فإن الاكتشاف الأخير لأقصر انفجار لأشعة غاما لا يتناسب مع هذا التقسيم التقليدي، كما يقول توماس أهومادا، أحد أعضاء فريق البحث.

وعلق أهومادا، الذي قاد هذا البحث وهو حاصل على درجة الدكتوراه في جامعة ميريلاند، وعالم فلك في مركز غودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا: "يمثل هذا الاكتشاف أقصر انبعاث لأشعة غاما ناتج عن مستعر أعظم أثناء انهيار نجم ضخم. لقد استمر 0.6 ثانية فقط، وهو على حافة الهاوية بين انفجاري أشعة غاما الناجح والفاشل".

ويعتقد الفريق أن هذا وبعض أنواع انفجارات أشعة غاما الأخرى المرتبطة بالمستعرات الأعظمية تبدو قصيرة لأن نفاثات أشعة غاما التي تنبثق من أقطاب النجم المنهار ليست قوية بما يكفي للهروب تماما من النجم، وتكاد تفشل في إنتاج انفجار أشعة غاما، وأن النجوم المنهارة الأخرى لديها مثل هذه النفاثات الضعيفة التي لا تنتج انفجارات أشعة غاما على الإطلاق. ويمكن أن يساعد هذا الاكتشاف أيضا في تفسير لغز فلكي، حيث يمكن لهذا الافتراض أن يفسر سبب ملاحظة العديد من المستعرات الأعظمية من النوع المحدد المرتبط بهذه الظاهرة أكثر من انفجارات أشعة غاما الطويلة نفسها.

وترتبط انفجارات أشعة غاما الطويلة بنوع معين من المستعرات الأعظمية، تسمى النوع Ic-BL). ومع ذلك، فإن الفلكيين يرصدون عددا أكبر بكثير من هذه المستعرات الأعظمية من انفجارات غاما الطويلة.

ويشير هذا الاكتشاف لأقصر انفجار لأشعة غاما المرتبط بالمستعر الأعظم إلى أن بعضا من انفجارات أشعة غاما التي يسببها المستعر الأعظم تتنكر في شكل انفجار أشعة غاما قصيرة، يُعتقد أنها ناتجة عن اندماج النجوم النيوترونية، وبالتالي لا يتم اعتبارها من نوع المستعر الأعظم.

ويوضح أهومادا: "يشير اكتشافنا إلى أنه نظرا لأننا نلاحظ العديد من هذه المستعرات الأعظمية أكثر من انفجارات أشعة غاما الطويلة، فإن معظم النجوم المنهارة تفشل في إنتاج نفاثة انفجار أشعة غاما تخترق الغلاف الخارجي للنجم المنهار. نعتقد أن هذا الحدث كان فاشلا بشكل فعال، حيث كان على وشك ألا يحدث على الإطلاق ".

وكان الفريق قادرا على تحديد أن انفحار أشعة غاما، الذي وقع تحديده باسم GRB 200826A، نشأ من انفجار مستعر أعظم بفضل قدرات التصوير الخاصة بجهاز Gemini Multi-Object Spectrograph في مرصد الجوزاء الدولي في هاواي.

وسمحت ملاحظات المرصد للفريق برصد الارتفاع في الطاقة الذي يشير إلى المستعر الأعظم، على الرغم من موقع الانفجار في مجرة ​​على بعد 6.6 مليار سنة ضوئية.

وتوضح النتائج التي توصل إليها الفريق الدوبي من علماء الفلك، أن تصنيف انفجارات أشعة غاما استنادا إلى مدتها فقط قد لا يكون أفضل نهج، وأن هناك حاجة إلى ملاحظات إضافية لتحديد سبب وقوع هذه الانفجارات.

المصادر:

• جيلبرت Vedrenne، جان لوك Atteia ، زخات أشعة غاما: الانفجارات ألمع في الكون (سبرينغر كتب براكسيس / علم الفلك وعلوم الكواكب) (غلاف فني) ردمك 3540390855 ردمك 978-3540390855.
• http://www.springer.com/astronomy/practical+astronomy/book/978-3-540-39085-5
• wikipedia/Gamma-ray burst
• phys.org/Gamma-ray burst