천문학

잠재적 인 미래 감마선 폭발에 대한 지식의 범위

잠재적 인 미래 감마선 폭발에 대한 지식의 범위


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지구와 교차 할 수있는 잠재적 인 감마선 폭발의 위치와 방향에 대해 무엇을 알고 있습니까? 앞으로, 아니면 우리는 그러한 사건이 우리 길을 향한 때가 일어나 대량 멸종 사건을 일으킬 수 있다는 것을 거의 알지 못합니까?

즉, 지구 나 기반 시설의 생명이나 생명에 ​​잠재적 인 영향을 미칠 수있을만큼 가까이에서 발생할 수있는시기를 어느 정도 예측할 수 있습니까?


이 분야의 전문가는 아니지만 GBR이 어딘가에서 일어날 것이라는 지표로 사용될 수있는 사건을 다루는 수많은 연구를 발견했습니다. GBR precusor 이벤트에 대한 연구는 더 작은 감마선 전구체, 중력파 이상, 열 신호 및 중성미자에 이르기까지 다양합니다.:

  • Sarp Akcay : 중력파를 사용한 감마선 폭발 예측 (2018)
  • 토마스 코 슈트 et. al: BATSE (1995)에서 관찰 된 감마선 전구체 활성
  • L. Piro et al.: 감마선 버스트에서 환경 탐색 : X 선 전구체 사례,… (2005)
  • E. Troja, S. Rosswog 및 N. Gehrels : 짧은 감마선 폭발의 선구자 (2010)
  • Frédéric Daigne, Robert Mochkovitch : 내부 충격 모델 (2002)에서 감마선 폭발의 예상되는 열 전구체
  • Coppin, Nick van Eijndhoven for the IceCube Collaboration : IceCube는 감마선 폭발의 전조 단계에서 생성 된 고 에너지 중성미자를 검색합니다 (2019).

감마선 천문학 — 미래 전망

Sigma / Granat과 Compton Gamma Ray Observatory의 출현으로 감마선 밴드가 마침내 천문학을 위해 개방되었습니다. 이 밴드의 관측이 고 에너지 천체 물리학에 대한 우리의 이해에 기여할 수있는 잠재력의 일부를 깨닫는 것이 가능하기 시작했습니다. 그러면 현재 세대의 감마선 기기를 넘어서는 전망은 어떻습니까?

회절 한계가 마이크로 아크 초 범위에있는 스펙트럼 부분에서 사용 가능한 각 해상도가 달의 각 직경과 여전히 비슷하다는 것은 아이러니합니다. 마찬가지로, 현재 세대의 우주 계기 중 어느 것도 약 E ΔE ∼ 10보다 더 나은 에너지 분해능을 가지고 있지 않습니다. 그러나 이것은 실험실에서 ~ 1000의 분해능을 쉽게 달성 할 수 있고 이론적 한계가 이것보다 훨씬 더 나은 영역입니다.

중요한 문제는 감도입니다. 고 에너지 감마선을 막는 데 필요한 큰 검출기 질량은 입자 상호 작용으로 인한 높은 배경과 우주선 엔지니어의 걱정스러운 모습을 모두 끌어들입니다. 독창성, 대규모 이륙 질량 및 긴 관찰이 모두 필요합니다. INTEGRAL 및 그 이상에 대한 전망은 지난 20 년 동안의 발전과 현재 상태의 맥락에서 논의됩니다.


우주는 묘지입니까? 이 이론은 인류가 혼자 일 수 있음을 시사합니다.

화성 표면에 완전히 새로운 바다가 탄생했다고 상상해보십시오.

우주를 탐험하고 다른 행성을 식민지화하는 데는 많은 논쟁이 있습니다. 탐사는 우리 종의 자연스러운 부분입니다. 우리가 얻은 지식은 우리의 과학적 이해와 능력을 촉진 할 수밖에 없습니다. 물론 상업적인 이유도 많이 있습니다. 게다가 조만간 지구는 죽을 것입니다. 생존하려면 우리는 행성 간 종족이되어야합니다.

오늘날 우리는 더 부유 한 세계이고 로켓 및 기타 기술의 발전으로 인해 21 세기 우주 경쟁이 이제 막 뜨거워지기 시작했습니다. 이번 경쟁은 미국과 러시아 만이 아니라 인도, 중국, EU, SpaceX, Mars One과 같은 민간 단체입니다. 그들은 모두 화성에 최초의 영구 식민지를 건설하기를 원합니다. Mars One은 2025 년까지 사람들을 수면에 배치하는 가장 빠른 일정을 가지고 있습니다. NASA는 훨씬 더 신중한 계획을 가지고 있으며 2040 년까지 영구적 인 식민지를 건설합니다.하지만 극복해야 할 걸림돌이 많습니다.

표면에서 화성은 춥고 금지 된 황무지처럼 보이며 통기성, 흐르는 물, 우주복과 밀폐 된 대피소 없이는 사실상 사람이 살 수 없습니다. 하지만 그것보다 더 나쁩니다. 행성은 지속적으로 태양 복사에 의해 폭격을 받고 있습니다. 일관된 노출은 이주민들 사이에서 치명적인 암과 조기 발병 알츠하이머를 유발할 수 있습니다. 그러나 이것이 얼마나 빨리 또는 천천히 발전하는지는 누구나 추측 할 수 있습니다. 차폐 및 기타 많은 요인에 따라 다릅니다.

국제우주정거장(ISS)에서 일하는 우주비행사들은 원자력 발전소에서 일하는 사람들과 같은 양의 방사선에 노출됩니다. 그러나 그 우주 비행사는 제한된 시간 동안 만 거기에 있습니다. 현재까지 가장 긴 임무는 215일입니다. 남은 생애 동안 지속적으로 노출되면 어떻게됩니까? 생식력 측면에서 심각한 결과가있을 수도 있습니다. 방사선 노출은 유전 암호, 선천적 결함, 심지어 불임에 돌연변이를 일으킬 수 있습니다. 식민지는 어떻게 살아남을 수 있습니까?

화성에 대한 아티스트 연출은 태양 복사에 의해 타격을받습니다. 게시자 : NASA / Jim Green.

엄청난 장애물에도 불구하고 행성에는 잠재력이 있습니다. 행성을 테라포밍하는 데 필요한 모든 것이 거기에 있습니다. 강한 자기장을 뺀 것입니다. 예를 들어, 극과 토양에 물이 얼어 있습니다. 한때 분위기, 자유롭게 흐르는 물, 바다, 그리고 어쩌면 생명까지도 가지고있었습니다.

많은 식민지화 계획은 수백 년이 걸릴 것으로 예상되는 행성의 테라포밍을 제안합니다. 일부는 공장에서 대기로 온실 가스를 방출하거나 Elon Musk가 제안한 것처럼 극에서 핵무기를 사용하여 만년설을 녹이는 것을 포함합니다. 그러나이 새로운 계획을 통해 자연은 다른 옵션에 내재 된 위험없이 실제로 모든 작업을 수행합니다.

워싱턴 D.C.에있는 본사에서 열린 최근 NASA 워크숍에서 행성 과학 부문의 Jim Green 이사는 매혹적인 대안을 제안했습니다. "인공 자기권"에서 행성을 캡슐화하는 것입니다. Planetary Science Vision 2050 Workshop은 세기 중반까지 발생하거나 적어도 시작할 수있는 제안을 공개합니다.

Green 박사의 발표 제목은 "과학과 탐사를위한 미래 화성 환경"이었습니다. Green과 동료 패널은 Mars L1이라는 장치가 제공하는 인공 "자기 차폐"를 제안했습니다. 이것은 행성과 태양 사이의 일정한 궤도에 남아 태양의 충격으로부터 보호합니다.

기본 아이디어는 물체가 큰 전기 회로 또는 쌍극자를 생성하여 인공 자기장에서 행성을 덮을 수있는 충분한 에너지를 생성하도록하는 것입니다. 이것은 화성과 태양 사이의 어딘가에 궤도에 배치 된 팽창 식 구조에 연결된 두 개의 반대로 대전 된 자석으로 구성됩니다. Green 박사에 따르면 한 가지 중요한 측면은 "우리는 자기장의 방향을 수정하여 항상 태양풍을 밀어 낼 수 있어야합니다."

화성 주변에 인공 자기권을 구축합니다. 게시자 : NASA / Jim Green.

발표자가 "환상적"이라고 부르는 것처럼 들리지만 소형 자기권을 만드는 실험은 이미 진행 중입니다. 이들은 유인 우주선뿐만 아니라 ISS에 탑승 한 우주 비행사를 보호하는 방법을 고안하기를 희망합니다. Green은 전체 행성을 커버하기 위해 그러한 시스템을 확장하고자합니다. "차폐를 제공하는 데 필요한 이러한 더 높은 전계 강도를 얻을 수있는 것이 가능할 수 있습니다."라고 그는 말했습니다.

안정되면“마그네토 테일”은 대기의 부활을 가능하게 할 것으로 예상됩니다. 우리 행성의 대기압의 절반이 불과 몇 년 안에 발생할 수 있습니다. 42 억년 전, 무언가로 인해 화성의 자기장이 심하게 약화되었습니다. 그 이후로 고도로 하전 된 태양 입자는 대기를 천천히 벗겨 내고 화성은 따뜻하고 습한 행성에서 건조하고 차가운 행성으로 이동하게했습니다. 오늘날 대기는 우리보다 100 배 더 얇습니다.

이러한 입자로부터 차폐하면 표면이 따뜻해집니다.

4 ° C (7 ° F). 그러면 극에서 CO²가 녹아 대기를 형성하는 데 도움이됩니다. 온실 효과를 만들어 지구 표면의 얼음이 녹아 야합니다. "아마도 고대 해양의 7 분의 1이 화성으로 돌아갈 수있을 것입니다."라고 Green 박사는 말했습니다. 현재 속도로는 7 억 년이 걸릴 것입니다.

이 계획은 전적으로 이론적이지만 효과가 있었다면 행성은 실제로 약 1 세기 정도면 살 수 있다고 NASA 과학자들은 주장합니다. 그것은 단지 몇 세대입니다. 지속 가능한 식민지는 조만간 자체 식량 재배를 시작해야하기 때문에 식민지화에도 중요합니다. 지구에서 화성까지의 거리가 너무 큽니다. 작동한다면 테라포밍에 중요한 도구를 추가하고 다른 장소를 식민지화하는 데 도움이 될 수 있습니다. “태양계는 우리의 것입니다.

Terraforming Mars에 대해 자세히 알아 보려면 여기를 클릭하십시오.


감마선 버스트

감마선 버스트 연구의 현재 상태를 검토하고 시간, 스펙트럼 및 전역 분포 속성에 대한 최근 관찰을 강조합니다. 약한 감마선 파열의 관측 된 하늘 분포는 허용 가능한 기하학적 모델을 거대한 구형 은하 후광의 소스 또는 우주 거리의 소스로 제한합니다. 후자와 일치하는 시간 팽창의 관찰이보고되었습니다. 다른 파장 영역의 감마선 버스트에 대응하는 광범위한 검색은 지금까지 부정적인 것으로 판명되었습니다. 감마선 파열에 대한 새로운 관측이 풍부함에도 불구하고, 그들의 에너지 원과 방출 메커니즘은 매우 추측 적입니다. 새롭고 신속한 대응 검색 노력과 몇 가지 새로운 우주 실험을 통해 현장에서 진전을 이루는 데 필요한 관찰을 제공 할 수 있습니다.

일지

천문학 및 천체 물리학의 연례 검토 & ndash 연례 검토

게시 됨 : 1995 년 9 월 1 일

키워드 : 감마선 소스 X 선 소스 중성자 별 우주론


천문학 : 차세대

어떤면에서 천문학 분야는 빠르게 변화하고 있습니다. 기술의 새로운 발전으로 새로운 스펙트럼 영역, 새로운 이미지 획득 방법, 새로운 시뮬레이션 방법 등을 탐색 할 수있게되었습니다. 하지만 다른 측면에서는 100 년 전과 똑같은 일을하고 있습니다. 이미지를 가져 와서 어떻게 변했는지 확인합니다. 우리는 빛을 다른 색으로 분해하여 방출과 흡수를 찾습니다. 우리가 더 빨리 더 멀리 갈 수 있다는 사실은 우리의 이해에 혁명을 가져 왔지만 기본 방법론은 아닙니다.

그러나 최근에는 분야가 바뀌기 시작했습니다. 접안 렌즈를 착용 한 고독한 천문학 자의 시대는 이미 지나갔습니다. 데이터는 처리 할 수있는 것보다 더 빨리 수집되고 쉽게 접근 할 수있는 방식으로 저장되며 대규모 국제 천문학 자 팀이 협력합니다. 최근 리우데 자네이루에서 열린 국제 천문학 자 회의에서 호주의 CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization)의 천문학 자 Ray Norris는 이러한 변화, 변화가 얼마나 멀리 갈 수 있는지, 무엇을 배울 수 있는지, 무엇을 잃을 지에 대해 논의했습니다.

관측소
천문학 자들이 오랫동안이 분야를 변화시킨 방법 중 하나는 더 많은 빛을 모아 우주를 더 깊이 들여다 보는 것입니다. 이것은 더 큰 집광력과 더 큰 직경을 가진 망원경이 필요했습니다. 이 더 큰 망원경은 또한 향상된 해상도의 이점을 제공하므로 이점이 분명합니다. 따라서 계획 단계의 망원경에는 엄청난 크기를 나타내는 이름이 있습니다. ESO & # 8217s & # 8220Over Whelmingly Large Telescope & # 8221 (OWL), & # 8220Extremely Large Array & # 8221 (ELA), & # 8220Square Kilometer Array & # 8221 (SKA)는 모두 수십억 달러의 비용과 자원이 필요한 거대한 망원경입니다. 수많은 국가에서.

그러나 크기가 급증함에 따라 비용도 증가합니다. 이미 천문대는 특히 글로벌 경기 침체로 인해 예산에 부담을주고 있습니다. Norris는 다음과 같이 말합니다. & # 822020 년 안에 더 큰 망원경을 만드는 것은 국가 부의 상당 부분을 차지할 것이며, 어떤 국가 나 국가 그룹이 그러한 도구에 자금을 지원하기 위해 천문학에 충분히 높은 우선 순위를 설정하지는 않을 것입니다. . 따라서 천문학은 합리적으로 만들 수있는 망원경의 최대 크기에 도달 할 수 있습니다. & # 8221

따라서 빛을 모으는 힘과 해상도에 집착하는 대신 Norris는 천문학 자들이 잠재적 인 발견의 새로운 영역을 탐색해야한다고 제안합니다. 역사적으로 이러한 방식으로 주요 발견이 이루어졌습니다. 감마선 폭발의 발견은 우리의 관측 체제가 높은 에너지 범위로 확장되었을 때 발생했습니다. 그러나 스펙트럼 범위는 현재 꽤 잘 다루고 있지만 다른 영역은 여전히 ​​탐색 할 수있는 큰 잠재력을 가지고 있습니다. 예를 들어 CCD가 개발됨에 따라 이미지 노출 시간이 단축되고 새로운 등급의 변광성이 발견되었습니다. 더 짧은 기간의 노출은 천체 학 분야를 만들었습니다. 검출기 기술의 발전으로이 하한선은 훨씬 더 밀려날 수 있습니다. 다른 한편으로, 오랜 시간에 걸친 이미지 비축은 천문학 자들이 그 어느 때보 다 더 자세하게 단일 물체의 역사를 탐구 할 수있게합니다.

데이터 접근
최근 몇 년 동안 이러한 변화의 대부분은 2 마이크론 올 스카이 측량 (2MASS) 및 올 스카이 자동 측량 (ASAS)과 같은 대규모 측량 프로그램에 의해 추진되었습니다. 이러한 사전 수집 된 데이터의 방대한 저장소를 통해 천문학 자들은 새로운 방식으로 천문학 데이터에 액세스 할 수 있습니다. 망원경 시간을 제안하고 그들의 프로젝트가 승인되기를 바라는 대신, 천문학 자들은 데이터에 대한 무제한 접근을 증가시키고 있습니다. Norris는 이러한 추세가 계속된다면 차세대 천문학 자들이 직접 관측소를 방문하거나 관측을 계획하지 않고도 방대한 양의 작업을 수행 할 수 있다고 제안합니다. 대신 가상 천문대와 같은 소스에서 데이터가 추출됩니다.

물론 더 깊고 더 전문화 된 데이터가 여전히 필요합니다. 이 점에서 물리적 관측소는 여전히 사용됩니다. 이미 표적 관측 실행에서 가져온 데이터의 대부분은 천문학적 공개 영역으로 만들고 있습니다. 프로젝트를 설계하는 팀은 여전히 ​​데이터를 먼저 전달하지만 많은 관측소에서는 할당 된 시간이 지나면 무료로 데이터를 공개합니다. 많은 경우 이로 인해 다른 팀이 데이터를 수집하고 원래 팀이 놓친 것을 발견했습니다. Norris가 말했듯이, 데이터가 다른 그룹에 공개 된 후 많은 천문학적 발견이 발생합니다. 다른 그룹은 데이터를 악기 설계자가 접근 할 수 없었던 데이터, 모델 또는 아이디어와 결합하여 데이터에 가치를 더할 수 있습니다. & # 8221

따라서 Nelson은 천문학 자들이 이러한 방식으로 데이터를 제공하도록 권장합니다. 종종 연구 경력은 많은 출판물을 기반으로합니다. 그러나 이것은 적은 양의 출판물만을 생산하는 단일 프로젝트에 많은 시간을 소비하는 사람들을 처벌 할 위험이 있습니다. 대신 Nelson은 천문학 자들이 공동체에 공개하는 데 도움을 준 데이터의 양으로 인정을받을 수있는 시스템을 제안합니다. 이는 또한 집단 지식을 증가시키기 때문입니다.

데이터 처리
자동화 된 데이터 수집에 대한 분명한 추세가 있기 때문에 초기 데이터 처리의 대부분도 마찬가지입니다. 이미지가 천문학 연구에 적합하기 전에 이미지에서 노이즈를 제거하고 보정해야합니다. 많은 기술에는 종종 지루한 추가 처리가 필요합니다. 나는 내가 참석 한 10 주 동안의 여름 인턴쉽을 경험했고, 수십 개의 이미지에 대한 별의 포인트 확산 기능에 프로파일을 맞추는 반복적 인 작업을 수반 한 다음, 어떤 방식 으로든 결함이있는 별을 수동으로 거부했습니다 (예 : 프레임 가장자리에 너무 가까워 부분적으로 잘림).

이것은 종종 신진 천문학 자에게 프로세스이면의 추론을 가르치는 귀중한 경험이지만 자동화 된 루틴을 통해 확실히 신속하게 처리 할 수 ​​있습니다. 사실 천문학 자들이 이러한 작업에 사용하는 많은 기술은 경력 초기에 배운 기술이며 구식 일 수 있습니다. 따라서 자동 처리 루틴은 가능한 최상의 데이터를 허용하기 위해 현재 모범 사례를 사용하도록 프로그래밍 될 수 있습니다.

그러나이 방법에는 자체 위험이 없습니다. 그러한 경우 새로운 발견이 전달 될 수 있습니다. 매우 비정상적인 결과는 알고리즘에 의해 기기의 결함 또는 감마선 충돌로 해석 될 수 있으며 추가 고려가 필요한 새로운 이벤트로 식별되는 대신 거부 될 수 있습니다. 또한 이미지 처리 기술에는 기술 자체의 아티팩트가 여전히 포함될 수 있습니다. 천문학 자들이 기술과 함정에 대해 어느 정도 익숙하지 않은 경우 인공적인 결과를 발견으로 해석 할 수 있습니다.

데이터 수집
생성되는 데이터가 엄청나게 증가함에 따라 천문학 자들은이를 탐색하기위한 새로운 도구가 필요할 것입니다. 이미 Galaxy Zoo와 같은 프로그램을 사용하여 적절한 식별자로 데이터에 태그를 지정하려는 노력이있었습니다. 일단 그러한 데이터가 처리되고 분류되면 천문학 자들은 이전에 관찰 된 실행이 계획되는 반면에 컴퓨터에서 관심있는 물체를 빠르게 비교할 수있을 것입니다. Norris는 다음과 같이 설명합니다. & # 8220 관측 계획에 들어가는 전문 지식은 대신 데이터베이스에 대한 진출 계획에 전념 할 것입니다. & # 8221 학부 과정 (2008 년 종료, 아직 최근) 동안 천문학 전공은 컴퓨터 프로그래밍의 단일 과정. Norris의 예측이 맞다면 저와 같은 학생들이 관찰 기법 (영화 사진과 관련된 일부 작업이 여전히 포함되어 있음)에서 수강 한 과정이 더 많은 프로그래밍과 데이터베이스 관리로 대체 될 것입니다.

일단 조직되면 천문학 자들은 이전에는 볼 수 없었던 규모로 물체의 개체군을 빠르게 비교할 수 있습니다. 또한 여러 파장 영역의 관찰에 쉽게 액세스하여 물체에 대한보다 포괄적 인 이해를 얻을 수 있습니다. 현재 천문학 자들은 한두 가지 범위의 스펙트럼에 집중하는 경향이 있습니다. 그러나 훨씬 더 많은 데이터에 액세스 할 수있게되면 천문학 자들은 더 다양 화하거나 협력 적으로 작업해야합니다.

결론
발전 할 수있는 모든 잠재력을 가지고 Norris는 우리가 천문학의 새로운 황금기에 접어들 수 있다고 결론지었습니다. 데이터를 쉽게 사용할 수 있으므로 그 어느 때보 다 빠르게 검색이 이루어집니다. 그는 박사 과정 지원자들이 프로그램을 시작한 직후 최첨단 연구를 할 것이라고 추측합니다. 나는 왜 고급 학부생들과 지식이있는 평신도들도 그렇게하지 않을 것인지 의문을 제기합니다.

그러나 모든 가능성에 대해 데이터에 대한 쉬운 액세스는 크랙 팟도 끌어들일 것입니다. 이미 무능한 사기가 내 인용문을 찾는 저널에 몰려 들고 있습니다. 그들이 말도 안되는 것을 정당화하기 위해 소스 자료와 기괴한 분석을 지적 할 수 있다면 얼마나 더 나빠질까요? 이를 막기 위해 천문학 자들은 (모든 과학자들과 마찬가지로) 공공 봉사 프로그램을 개선하고 대중이 발견 할 수 있도록 준비해야합니다.


감마선 버스트

감마선 버스트 연구의 현재 상태를 검토하고 시간, 스펙트럼 및 전역 분포 속성에 대한 최근 관찰을 강조합니다. 약한 감마선 폭발의 관측 된 하늘 분포는 허용 가능한 기하학적 모델을 거대한 구형 은하 후광의 소스 또는 우주 거리의 소스로 제한합니다. 후자와 일치하는 시간 팽창의 관찰이보고되었습니다. 다른 파장 영역의 감마선 버스트에 대응하는 광범위한 검색은 지금까지 부정적인 것으로 판명되었습니다. 감마선 파열에 대한 새로운 관측이 풍부함에도 불구하고, 그들의 에너지 원과 방출 메커니즘은 매우 추측 적입니다. 새롭고 신속한 대응 검색 노력과 몇 가지 새로운 우주 실험을 통해 현장에서 진전을 이루는 데 필요한 관찰을 제공 할 수 있습니다.

일지

천문학 및 천체 물리학의 연례 검토 & ndash 연례 검토

게시 됨 : 1995 년 9 월 1 일

키워드 : 감마선 소스 X 선 소스 중성자 별 우주론


연구

우리 부서의 주요 임무는 이론, 관찰 및 실험을 포함한 천문학 및 천체 물리학의 최첨단 연구 수행, 학부 및 대학원생 교육 및 과학자를 구성 할 박사후 연구원 교육입니다. 그리고 내일의 지도자.

Caltech는 천문학 연구의 세계 유수 센터 중 하나입니다. 이는 우수한 인적 자원과 최고의 관측 시설 및 전산 인프라가 결합되어 있기 때문입니다. 천문학과 천체 물리학의 근본적인 발견은 Caltech의 과거, 현재, 미래의 일부입니다.

천문학 또는 물리학 옵션의 학생들은 Cahill 천문학 및 천체 물리학 센터의 교수진과 함께 연구를 수행 할 준비가되어 있습니다. 행성 과학, 컴퓨터 과학, 응용 물리학 및 전기 공학과 같은 관련 옵션의 학생들도 환영합니다.

천문학과 천체 물리학은 Caltech에서 동의어입니다. Caltech의 과학자와 학생들은 많은 연구 분야에 참여하고 있으며 새로운 연구를 여는 것으로 알려져 있습니다. 연구 기술에는 관찰, 이론, 수치 시뮬레이션, 고급 데이터 분석, 실험실 천체 물리학 및 검출기 개발이 포함됩니다. 프로젝트와 그룹은 종종 이러한 조사 영역을 연결합니다.

현재 관심있는 연구 주제는 다음과 같습니다 : 관측 우주론과 암흑 물질의 본질, 우주 마이크로파 배경 은하 형성 및 진화 퀘이사에 대한 암흑 에너지 연구 및 기타 활성 은하 핵 및 은하 및 성단 물리학의 역학 및 구성에 대한 전파 원 연구 은하계 중간 성간 물질의 진화 지역 별과 행성 형성 외계 행성 시스템 은하 구상 성단의 구조 별 풍부 초신성, 감마선 폭발 및 기타 유형의 우주 폭발 및 일시적 현상 중성자 별 및 블랙홀 축적 디스크 디지털 하늘 조사 및 천체 정보학 수치 일반 상대성 중력파 천문학 및 기타 많은.

행성 및 태양계 천문학 연구는 종종 지질 및 행성 과학 부서의 그룹과 협력하여 추구됩니다. 다양한 천문 연구 분야에 혁명을 일으킬 수있는 새로운 유형의 천문 탐지기 및 위성은 JPL의 물리학 그룹 및 동료들과 함께 개발되었습니다.

선도적 인 수치 일반 상대성 그룹을 유지하는 것 외에도 Caltech 이론가들은 초신성 폭발 시뮬레이션, 블랙홀 병합, 우주 구조 형성 등에 고성능 컴퓨팅 시설을 사용합니다. Caltech는 대규모 지식 발견을위한 새로운 도구 개발을 주도하고 있습니다. Caltech 시설에서 얻은 복잡한 천문 데이터 세트.

관측 시설의 역사와 현재 과학

관측 천문학은 지상 기반 사이트와 우주 기반 플랫폼 모두에서 추구됩니다. Caltech는 전체 전자기 스펙트럼에 걸쳐 전례없는 포괄적 인 관측 시설 세트를 운영하거나 액세스 할 수 있습니다. 칼텍은 또한 중력파 하늘 인 우주에 새로운 창을 여는 데 중요한 역할을하고 있습니다.

역사적으로 천문학에서 Caltech의 선구적인 역할은 록펠러 재단이 자금을 지원하는 팔로마 천문대 (캠퍼스에서 약 190km)에서 시작되었습니다. 산에있는 최초의 망원경은 Fritz Zwicky가 제작 한 18 인치 슈미트 망원경으로 초신성, 잠재적 행성 위험 소행성 등에 대한 선구적인 하늘 조사를 수행하는 데 사용되었습니다. 1930 년대와 1940 년대에 제작 된 200 인치 헤일 망원경은 퀘이사 발견, 항성 개체군, 은하계, 은하계 매체 등에 대한 많은 연구를 포함하여 1948 년 취역 이래 많은 역사적, 근본적인 발견을하는데 사용되었으며 우수한 과학을 계속해서 생산하고 있습니다. 새로운 검출기 및 기기가 개발되었습니다. 예를 들어 최초의 천문 CCD 및 적외선 검출기뿐만 아니라 광학 및 적외선 분광기 외에도 적응 ​​광학 분야의 선구적인 발전이있었습니다. 48 인치 Samuel Oschin 망원경은 처음에는 사진 판 (역사적인 POSS-I 및 POSS-II 측량 포함)을 사용하여 이제는 대형 CCD 어레이 카메라를 사용하여 북쪽 하늘을 완벽하게 측량 할 수있게했습니다. 현재 고유하게 넓은 필드, 높은 케이던스 프로그램 인 ZTF (Zwicky Transient Facility)를 운영하고 있습니다.

47 제곱도의 시야를 가진이 망원경의 훨씬 더 큰 카메라는 Zwicky Transient Facility (ZTF)로 2018 년에 작동을 시작했습니다. 60 인치 망원경은 로봇 화되었으며, 하늘 조사에서 발견 된 소스를 모니터링하는 데 사용됩니다.

1990 년대에 주로 Keck 재단, Caltech 및 캘리포니아 대학이 자금을 지원하여 하와이 마우나 케아에 10m 망원경 두 대를 건설했습니다. WM Keck 천문대는 은하의 형성과 진화, 은하 간 매체, 태양 외 행성, 우주 감마선 폭발 등의 분야에서 최근 많은 연구를 발표했습니다. Caltech는 Thirty-Meter Telescope (TMT) 개발의 창립 파트너입니다. , 차세대 초대형 ​​광학 / 적외선 망원경의 첫 번째 제품입니다.

미터에서 센티미터까지의 파장에서 Caltech는 캘리포니아 주 빅 파인 근처의 패서 디나에서 약 400km 떨어진 라디오 조용한 위치에서 OVRO (Owens Valley Radio Observatory)를 운영합니다. 그 시설에는 40 미터 망원경, 매초마다 하늘 전체를 이미지화 할 수있는 288 개 요소의 장파장 어레이, 은하계에서 방출되는 편광 전파 관측 전용 6.1 미터 망원경이 포함됩니다. 새로운 라디오 및 서브 mm 망원경은 설계 및 건설 단계에 있습니다. 1980 년대부터 2015 년까지 Caltech는 하와이 마우나 케아에서 Caltech 10-m Submillimeter Observatory (CSO)와 일련의 밀리미터 간섭계를 운영하여 밀리미터 파 천문학 연구를위한 23 개 안테나 결합 어레이 (CARMA)를 완성했습니다. 인요 산에서. 현재 새로운 실험으로 용도가 변경된이 망원경은 현재 국제 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 mm 어레이 (ALMA)에 의해 수행되는 서브 mm 이미징과 간섭계 및 mm 파 간섭계를 개척했습니다.

남극 대륙에서는 COSMIC 마이크로파 배경에서 인플레이션의 중력파 임프린트를 측정하는 Caltech의 BICEP2 망원경이 확장되어 Keck Array로 이름이 변경되었습니다.

우주 관측 전면에서 Caltech는 천문학의 주요 국가 기록 보관소 인 NASA의 스피처 과학 센터 (SSC)와 IPAC를 개최합니다. Caltech 과학자들은 현재 Spitzer Space Telescope와 NuSTAR 하드 X-ray 미션을 포함한 수많은 천체 물리학 미션을 이끌거나 적극적으로 참여하고 있습니다. Caltech와 JPL (Jet Propulsion Laboratory)은 우주의 초기 단계, 은하 형성 및 행성계 형성을 연구 할 예정인 SPHEREx 임무의 개발을 주도하고 있습니다. NASA의 여러 과학적 임무를 설계하고 운영하는 JPL과 밀접한 관계가 많이 있습니다. 마지막으로 Caltech 천문학자는 NASA의 천문 위성, Hubble Space Telescope, Chandra, Fermi, Herschel, Planck 등, ALMA 및 NSF의 Jansky Very Large Array (JVLA)의 주요 사용자입니다.

칼텍은 세계에서 가장 민감한 중력파 관측소 인 Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO)를 구축하고 운영하는 LIGO 연구소의 본사로 2015 년 블랙홀 바이너리에서 중력파를 최초로 탐지했습니다. 그 이후로 몇 가지 다른 블랙홀 합병이 감지되었으며, 2017 년에 두 중성자의 합병에 대한 최초의 중력파 감지가 시작되었습니다. 작업이 계속됨에 따라 많은 다른 발견이 예상됩니다.


감마선 버스트: 라디오 관점

감마선 폭발 (GRB)은 우주적 거리에서 매우 에너지가 넘치는 사건입니다. 극한 조건에서 기본적인 물리적 프로세스를 조사 할 수있는 고유 한 실험실을 제공합니다. 극도의 광도로 인해 GRB는 매우 높은 적색 편이와 초기 시대에 우주 별 형성 속도의 잠재적 추적자에서 감지 할 수 있습니다. 출시 동안 빠른페르미 GRB에 대한 우리의 이해를 엄청나게 증가 시켰고, 많은 새로운 질문이 열렸습니다. GRB의 무선 관측은 폭발의 에너지 및 환경을 고유하게 조사합니다. 그러나 현재는 버스트의 30 %만이 무선 대역에서 감지됩니다. 다가오는 민감한 망원경으로 전파 관측하면 잠재적으로 샘플 크기가 크게 증가하고 훨씬 더 긴 기간 동안 개별 버스트를 추적 할 수 있으며 실제 열량 측정, 역 충격 방출 및 대규모 주변 환경과 관련된 몇 가지 중요한 문제에 답할 수 있습니다. 초기 우주에서 별들이 GRB로 폭발합니다.

1. 소개

감마선 버스트 (GRB)는

-몇 초에서 몇 분까지 지속되는 광선. 우리가 현재 이해하고 있듯이 표준 GRB 모델에서 소형 중앙 엔진은 초 상대성 제트와 같은 유출을 가속하고 시준하는 역할을합니다. 즉각적인 광선의 등방성 에너지 방출 범위는

10 54 ergs는 예를 들어 [1]을 참조하십시오. 즉각적인 방출 스펙트럼은 대부분 비열 적이지만 열 또는 준열 성분의 존재는 몇 번의 버스트에 대해 제안되었습니다 [2]. GRB의 초기 발견 [3] 이후 30 년 후 X-ray, 광학 및 무선 파장에서 GRB 잔광이 발견 될 때까지 [4–7] GRB의 기원은 파악하기 어렵습니다. 잔광 방출은 GRB가 우주적 기원임을 확인했으며, GRB의 은하 기원을 선호하는 여러 이론을 배제했다. 예를 들어 [8] 참조.

에서 BATSE 버스트 인구, GRB의 지속 시간은 bimodal 분포, 2 초 미만의 지속 시간을 가진 짧은 GRB 및 2 초 이상 지속되는 긴 GRB를 따랐습니다 [9]. 긴 GRB는 후기형 은하의 별 형성 지역에서 주로 발견되는 반면 [10], 모든 종류의 은하에서는 짧은 폭발이 보인다 [11]. 이러한 증거를 바탕으로 현재 이해되는 바에 따르면, 긴 GRB의 대부분은 거대한 별의 중력 붕괴에서 발생하는 반면 [12], 작은 물체 바이너리의 합병으로 인해 짧은 GRB의 일부가 형성됩니다 (Berger [ 13] 자세한 검토를 위해).

GRB는 매우 높은 적색 편이에서 감지 할 수 있습니다. 가장 높은 적색 편이 GRB는 GRB 090429B이며 광도 적색 편이는

[14]. 그러나 가장 멀리 알려진 분 광학적으로 확인 된 GRB는 다음의 적색 편이에서 GRB 090423입니다.

[15], 우주의 초기 시대에 별 형성이 일어나고 있음을 나타냅니다 [16]. 동시에, 더 낮은 적색 편이에서 일부 GRB는 Ib / c 유형의 넓은 줄이있는 초신성과 연관되어 있음을 밝혀 냈습니다 (예 : SN 1998bw와 연관된 GRB 980425).

출시 이후 빠른 2004 년 11 월 위성 [18], GRB 분야는 큰 혁명을 겪었습니다. 버스트 경보 망원경 (BAT) [19] 온보드 빠른 현지화되었습니다

연간 100GRB [20]. 온보드 X 선 망원경 (XRT [21]) 및 자외선 / 광학 망원경 (UVOT [22]) 빠른 몇 분 내에 BAT 국지화 된 위치로 이동하고 이러한 대역에서 중단되지 않은 세부적인 광 곡선을 제공합니다. 출시 전에 빠른, X-ray 및 광학 밴드에 전용 기기가 없기 때문에 잔광 범위가 드물었 고 더 이상 그렇지 않습니다. 빠른-XRT는 중앙 엔진이 늦은 시간에 전방 충격에 에너지를 주입 할 수 있음을 밝혔습니다 [23-25].

GRB는 시준 된 이벤트입니다. 모든 주파수에서 볼 수있는 무채색 제트 브레이크는 확실한 시그니처입니다. 그러나 제트 브레이크는 소수에서만 볼 수 있습니다. 빠른 버스트 (예 : GRB 090426 [26], GRB 130603B [27] 및 GRB 140903A [28]). 버스트의 대부분은 제트 브레이크를 나타내지 않았습니다. 왜냐하면 빠른 평균 적색 편이가 & gt2 인 희미한 버스트를 대부분 감지하는데, 이는 이전 기기에서 감지 된 것보다 훨씬 큽니다 [20]. 폭발의 희미 함은 제트 브레이크를보기 어렵게 만듭니다. GRB 중 일부는 예를 들어 GRB 070125 [29]와 같은 크로매틱 제트 브레이크도 발견했습니다.

추가 문제는 빠른-BAT 15–150keV 범위. 좁은 대역 통과로 인해 에너지와 관련된 불확실성은 1 ~ 10,000keV 대역 통과를 추정해야하기 때문에 훨씬 더 큽니다.

, 방출 된 총 에너지 및 기타 관계를 평가하는 핵심 매개 변수입니다. 이러한 제약으로 인해 기존 GRB의 일부만 포착 할 수있었습니다.

그만큼 빠른 단점은 출시에 의해 극복되었습니다 페르미 2008 년에 에너지 범위 (8keV–300 GeV)에서 70 년 이상의 광범위한 에너지 범위에 대한 관찰을 제공했습니다. 온보드 대 면적 망원경 (LAT [30]) 페르미 20 MeV–300 GeV 범위의 이미징 감마선 검출기로 하늘의 약 20 %에 해당하는 시야와 온보드 Gamma-ray Burst Monitor (GBM) [31] 페르미 150keV ~ 30MeV에서 작동하며 하늘 전체에서 GRB를 감지 할 수 있습니다. GRB에서 감지 된 가장 높은 에너지 광자는 유출 로렌츠 계수에 더 엄격한 하한을 둡니다. 페르미 예를 들어, 짧은 GRB 090510 [32]과 같이 높은 에너지 커버리지로 인해 초기 Lorentz 요소에 유용한 제약을 제공했습니다. 쌍 생산을 피하기 위해 GRB 제트가 초 상대 론적 속도로 관찰자쪽으로 이동해야하기 때문입니다. 주요 관찰 사항 중 일부는 페르미 (i) 길고 짧은 GRB 모두에 대한 고 에너지 방출의 지연 시작 [33–35], (ii) 오래 지속되는 LAT 방출 [36], (iii) 매우 높은 Lorentz 인자 (

1000) LAT 고 에너지 광자의 검출을 위해 추론 됨 [33], (iv) 여러 밝은 버스트에서 열 성분 [37–39], (v) power-law [35] 또는 스펙트럼과 같은 다중 방출 성분의 상당한 검출 전통적인 대역 기능 [41]에 추가하여 고 에너지에서 차단 [40].

GRB 분야는 첫 발견 이후 거의 50 년에 걸친 광범위한 연구 끝에 많이 발전했지만 즉각적인 방출, 유출의 내용, 잔광 방출, 관련된 미세 물리학, 잔광 방출의 탐지 가능성 등에 대한 많은 열린 질문이 있습니다. 이를 해결하면 GRB를 더 자세히 이해하고 매우 높은 적색 편이에서 감지 할 수있는 초기 우주를 조사하는 데 사용할 수 있습니다. 최근 중력파 (GW) [42, 43]의 발견과 함께 중력파 천문학의 새로운 시대가 열렸습니다. GW는 접지 기반 간섭계가있는 GW 소스의 가장 가능성이 높은 후보이므로 짧은 GRB를 프로브하는 데 이상적입니다.

이 논문에서는 무선 관점에서 GRB를 이해하는 것을 목표로합니다. 여기서 우리는보다 민감하고 광범위한 무선 관측 및 모델링으로 답할 수있는 제한된 문제에 중점을 둡니다. 결코,이 리뷰는 본질적으로 철저합니다. 섹션 2에서는 일반적인 라디오 잔광과 현재의 이해를 검토합니다. 섹션 3에서는 GRB 라디오 잔광의 미해결 문제에 대해 논의합니다. 섹션 4에는 결론이 나와 있습니다.

2. 잔광 물리학 : 라디오 관점과 몇 가지 이정표

표준 잔광 방출 모델에서, circumburst 매체와 상호 작용하는 상대 론적 방출은 주변 circumburst 매체로 이동하는 전방 충격을 발생시키고 방출기로 되돌아가는 역 충격을 발생시킵니다. circumburst 매체와 제트 상호 작용은 주로 X 선, 광학 및 무선 대역에서 싱크로트론 방출을 발생시킵니다. 스펙트럼의 피크는 전방 충격의 감속으로 인해 시간이 지남에 따라 높은 관찰 주파수에서 낮은 관찰 주파수로 이동합니다 [44] (예 : 그림 1 참조). 분출의 상대 론적 특성으로 인해 스펙트럼 피크는 일반적으로 첫 번째 관찰이 시작될 때 광학 주파수보다 낮기 때문에 광학 및 X- 선 주파수에서 빛 곡선이 감소합니다. 그러나 광학적으로 상승하는 빛의 곡선은 빠른 예를 들어, GRB 060418 [46].

첫 번째 라디오 잔광은 GRB 970508에서 감지되었습니다 [7]. 그 이후로 GRB 잔광에 대한 라디오 연구는 잔광에 대한 우리의 이해를 크게 증가 시켰습니다 (예 : [47-49]). 라디오 잔광 방출의 주요 장점은 느린 진화로 인해 훨씬 ​​늦은 시간에 정점에 도달하고 몇 달 또는 몇 년 동안 더 오래 지속된다는 것입니다 (예 : [50–52]). 따라서 짧은 수명의 광학 또는 X 선 잔광과 달리 전파 관측은 처음부터 비 상대주의 단계 (예 : [50–52] 참조)까지 불 덩어리 방출의 완전한 진화를 따를 가능성을 제시합니다 (예 : [50–52] 참조) GRB 030329 참조 [ 53, 54]. 따라서 무선 체제는 전체 광대역 스펙트럼을 이해하는 데 중요한 역할을합니다. 이것은 제트의 거시 물리학, 즉 에너지 학 및 주변의 중간 밀도뿐만 아니라 전자에 전달되는 에너지와 싱크로트론 방출에 필요한 자기장과 같은 미세 물리학을 제한합니다 [55]. 전파 관측을 통해 일상적으로 해결되는 현상 중 일부는 성간 섬광, 싱크로트론 자기 흡수, 전방 충격, 역 충격, 제트 브레이크, 비 상대 론적 전환 및 모호한 별 형성입니다.

국소 성간 매체의 불균일성은 성간 섬광의 형태로 나타나며 각 크기가 섬광의 특징적인 각 크기보다 작은 점 광원의 전파 자속 밀도에 변조를 일으 킵니다 [56]. GRB는 조밀 한 물체이며 불 덩어리의 각도 크기가 성간 섬광의 특징적인 각도 스케일보다 작은 초기 전파 관측에서 성간 섬광의 신호를 볼 수 있습니다. 이것은 무선 관측에서 보이는 유입 변조를 반영합니다. 결국 상대 주의적 확장으로 인해 불 덩어리의 크기는 섬광과 변조에 대한 특징적인 각도 척도를 초과합니다. 이것은 폭발 파의 소스 크기와 팽창 속도를 결정하는데 활용 될 수 있습니다 [7].GRB 970508 및 GRB 070125에서 초기 전파 자속 밀도 변동은 성간 섬광으로 해석되어 파이어 볼 크기에 대한 상한을 추정했습니다 [7, 29, 57]. GRB 070125에서 섬광 시간 척도와 변조 강도는 회절 섬광의 강도와 일치하여 불 덩어리 크기에 더 엄격한 제약을가했습니다 [29].

VLBI (Very Long Baseline Interferometry) 무선 관측은 밝은 GRB에 사용되는 제트의 상대 론적 확장에 대한 증거를 제공함으로써 중요한 역할을합니다. 이는 마이크로 아크 초 분해능을 제공하고 소스 크기와 진화를 직접적으로 제한합니다. 지금까지 이것은 근처의 (

) GRB 030329 [58]. 이 경우, 소스 크기 측정은 물리적 매개 변수를 더 잘 제한하기 위해 장기적인 광 곡선과 결합되었습니다 [53, 54]. 또한 GRB 030329는 GRB와 초신성의 연관성에 대한 최초의 분 광학적 증거를 제공했습니다. 이것은 적어도 한 등급의 GRB에서 거대한 별의 기원을 확인했습니다.

전파 관측은 잔광의 광대역 모델링에 일상적으로 사용되며 폭발 파 매개 변수를 도출하는 데 사용됩니다 [1, 29, 59–61] (그림 1 참조). 초기 전파 방출은 싱크로트론 자체 흡수 전파 관측으로 서컴 버스트 매체의 밀도를 고유하게 제한합니다. 전파 연구는 또한 관측 시그니처가 더 높은 파장의 시그니처와 다르기 때문에 GRB 제트의 개방 각도를 추론하는 데 유용함이 입증되었습니다 [50, 62–64]. 최근에는 근처의 고휘도 이벤트 인 GRB 130427A가 모든 파장대에서 엄격하게 추적되었습니다. 그것은 매우 좋은 시간적 (10 자릿수 이상) 및 스펙트럼 범위 (관찰 주파수에서 16 자릿수 [65, 66])를 제공했습니다. 전파 관측은 빠르면 8 시간에 시작되었습니다 [67]. 한 사람은 역 쇼크와 그 피크가 시간이 지남에 따라 높은 주파수에서 낮은 주파수로 이동하는 것을 목격했습니다 [67-70]. 버스트는 전파 관측이 전진 및 후진 충격 모두의 물리학 이해에 얼마나 크게 기여할 수 있는지 보여주는 이상적인 예입니다.

라디오 잔광은 음성으로 인해 높은 적색 편이 [16, 71]에서 감지 될 수 있습니다.

-교정 효과 [72]. 8.3의 적색 편이에서 GRB 090423은 우주에서 알려진 가장 높은 적색 편이 (분 광학적으로 확인 된) 물체입니다 [15]. 수십 일 동안 라디오 대역에서 탐지되었습니다 [16]. 다중 파장 대역 모델링은

밀도 매체와 GRB의 거대한 별 기원. 이것은 별의 형성이 8.3의 적색 편이에서도 일어나고 있음을 시사했다.

라디오 잔광은 오래 지속되는 특성으로 인해 제트 팽창이 비 상대적이되고 기하학이 준 구형이되는 시간을 조사 할 수 있으며 [50, 52, 73], 따라서 기하학과 무관하게 에너지를 제한 할 수 있습니다. 이는 몇 달 또는 몇 년 동안 지속되는 라디오 대역에서만 가능합니다 (예 : [50–52]). GRB 970508은 방출이 비 상대적 속도에 도달했을 때 발견 된 지 1 년이 넘도록 밝게 유지되었습니다. 이것은 버스트의 운동 에너지의 가장 정확한 추정치를 제공했습니다 [50].

역 충격은 분출을 조사하므로 잠재적으로 Lorentz 계수 및 제트의 내용물에 제약을 가할 수 있습니다 (예 : [68, 69]). 이젝터로 이동하는 충격은 적절한 조건에서 GRB 후 처음 수십 초 동안 광학 플래시를 발생시킵니다. 무선 체제는 또한 역 충격 방출을 조사하는데도 적합합니다. 역 쇼크로 인한 것 같은 단기 라디오 플레어도 전파 관측에서 감지되었으며 [16, 74–76] 광학 대역보다 라디오 대역에서 더 일반적으로 보입니다. GRB 990123은 광 [77] 및 무선 대역 [74]에서 역 충격이 감지 된 최초의 GRB입니다.

무선 관점에서 GRB 030329는 매우 중요한 위치를 차지합니다. 그것은 초신성과 관련된 초신성의 분 광학적 확인과 함께 낮은 적색 편이에서 최초의 고광도 버스트였다. 지금까지 VLBI로 소스 크기를 측정 한 유일한 GRB입니다. GRB 030329의 라디오 잔광은 밝고 오래 지속되었으며 라디오 주파수에서 거의 10 년 동안 감지되었습니다 [52, 78]. 이로 인해 다른 단계에서 광대역 모델링을 수행 할 수 있었고 물리적 매개 변수에 대한 제약이 더 엄격 해졌습니다 [53, 54]. 그러나 카운터 제트의 부재는 GRB에 대한 우리의 이해에 심각한 의문을 제기합니다 [79].

3. GRB 라디오 잔광의 미해결 문제

다양한 고감도의 새롭고 개조 된 망원경 (예 : Atacama Large Millimeter Array (ALMA), Karl J. Jansky Very Large Array (JVLA), 업그레이드 된 Giant Metrewave Radio Telescope (uGMRT) 및 향후 망원경 (예 : Square Kilometer Array) (SKA), GRB의 라디오 잔광 물리학이 새로운 시대로 접어 들고 있습니다. 여기서 우리는 오랫동안 기다려온 해답 인 현장에서 열린 질문에 대한 답을 시작할 수 있습니다. 이 섹션에서는 무선 측정이 중요한 역할을 할 수있는 GRB 과학의 공개 된 문제 중 일부만 논의합니다.

이 리뷰는 완전하지 않을 것으로 예상됩니다. 우리는 몇 가지 주요 문제에만 집중합니다.

3.1. GRB는 본질적으로 라디오 약한가요?

출시 이후 빠른, X선과 광학적으로 감지된 잔광의 비율이 엄청나게 증가했습니다. 즉, GRB의 거의 93%가 X선 잔광을 감지했습니다[80].

75 %가 광학적 잔광을 감지했습니다 [81, 82]. 그러나 당황스러운 점은 무선 감지 비율이 변경되지 않고 모든 GRB의 1/3만이 무선 대역에서 감지된다는 것입니다 [47, 48]. Chandra와 Frail [48]은 현재 망원경의 감도 제한에 기인했습니다 (그림 2 참조). 이는 무선으로 감지 된 GRB가 일반적으로 수십

Jy에서 수백 Jy [48]까지. 가장 큰 전파 망원경조차도 수십 Jy에 가까운 감도를 가지고있어 전파 잔광 감지 감도가 제한되었습니다. 차세대 전파 망원경은 전파 잔광의 통계를 극적으로 개선해야합니다. 예를 들어, 전방 충격의 수치 시뮬레이션을 사용하여 Burlon et al. [83] SKA-1 (SKA 첫 번째 단계) 중대 역은 당 약 400 ~ 500 개의 무선 잔광을 감지 할 수있을 것으로 예측합니다.

잔광이 감지되지 않은 모든 GRB에 대해 8.5GHz 주파수 대역의 상한. 빨간색 선은 드물고 밝은 이벤트 GRB 980703의 광 곡선을 보여주고 파란색 선은보다 일반적인 이벤트 GRB 980329의 광 곡선을 보여줍니다. 처음 10 일 동안의 라디오 잔광 감지 율은 확실히 감도에 의해 주로 제한되는 것으로 보입니다. . 검은 색 파선은 30 분 통합 시간 동안 전체 용량에서 JVLA의 민감도를 나타냅니다. 그림은 [48]에서 재현되었습니다.

500 미터 조리개 구면 전파 망원경 (FAST) [84–86]은 2016 년 9 월에 첫 번째 조명으로 중국 구이 저우 (Guizhou)에 건설되는 세계 최대의 단일 접시 전파 망원경입니다. FAST는 계속해서 70MHz에서 3GHz 사이의 무선 주파수. GRB의 라디오 잔광은 FAST의 주요 초점 중 하나입니다. Zhang et al. [84]는 실패한 GRB, 저광도 GRB, 고광도 GRB, 표준 GRB와 같은 다양한 GRB의 FAST 검출 가능성을 추정했습니다. 그들은 FAST가 은은한 GRB를 제외한 대부분의 GRB를 적색 편이까지 감지 할 수있을 것이라고 예측합니다.

그러나 Hancock et al. [87] 많은 GRB의 무선 가시성 데이터 스택을 사용했으며 그 분석 결과 여전히 탐지되지 않았습니다. 이를 기반으로 그들은 본질적으로 희미한 전파 잔광 방출을 생성하고 블랙홀을 중심 엔진으로 하는 GRB 클래스를 제안했습니다. 마그네 타를 중앙 엔진으로 사용하는 GRB는 무선 밝은 잔광 방출을 생성합니다. 이는 자기 구동 GRB가 복사 효율이 낮고 무선 밝은 GRB를 생성하는 반면, 복사 효율이 높은 블랙홀 구동 GRB는 즉각적인 방출에 대부분의 에너지 예산을 사용하고 무선 기절하기 때문입니다. 이것은 매우 중요한 측면이며 해결해야 할 수도 있습니다. 사실이라면 무선 측정을 통해 중앙 엔진의 특성을 반영 할 수 있습니다. 높은 무선 주파수에서의 JVLA와 낮은 무선 주파수에서의 uGMRT는이 가설을 테스트합니다. SKA는 결국 감도 제한과 무선 버스트의 본질적인 밝기를 구분하는 궁극적 인 도구가 될 것입니다 [83].

3.2. 고 에너지 GRB

정확한 열량 측정은 GRB의 진정한 특성을 이해하는 데 매우 중요합니다. 여기에는-선 형태의 즉각적인 복사 에너지와 잔광 방출에 동력을 공급하는 충격 형태의 운동 에너지가 포함됩니다. 모델의 경험적 제약으로 인해 모든 장기 GRB는 운동 에너지 ≤

에르그. GRB는 시준 된 이벤트이므로 제트 개방 각도는 에너지의 실제 예산을 측정하는 데 중요합니다. 등방성 에너지 범위의 에너지는 4 자릿수로 확산되지만 (그림 3 참조), 제트의 시준 된 특성은 실제 에너지를 에르그 주위에 클러스터 된 훨씬 더 좁은 범위로 만듭니다 [75, 88, 89]. 그러나 클러스터링이 예상만큼 빡빡하지 않을 수 있으며 실제 에너지 범위가 이전에 예상했던 것보다 훨씬 더 넓을 수 있다는 것이 점점 분명 해지고 있습니다. 근처의 GRB의 집단은 일반적인 우주적 GRB보다 작은 크기의 상대 론적 에너지를 가지고 있으며, 이는 예를 들어 GRB 980425 [25, 90]와 같이 subluminous GRB라고합니다. 페르미 과 에너지 GRB 클래스에 대한 증거를 제공했습니다. 이러한 GRB는 광대역 모델링 [61, 91]을 통해 추론 된 총 즉각적이고 운동 에너지 방출이 erg의 표준 값보다 적어도 10 배 이상 높습니다 [1, 29, 48, 92]. 이러한과 에너지 GRB의 총 에너지 예산은 일부 수용된 선조 모델에 중대한 도전을 제기합니다. 자기 모델 [93]에서 최대 에너지 방출은 다음과 같습니다.

erg, 최대 회전하는 안정된 중성자 별의 회전 에너지로 설정 됨 [94, 95].

, 측정 된 적색 편이가있는 GRB의 나머지 프레임 1keV–10 MeV 대역 통과). 광범위한. Cenko 외에서 재현. [1].

주로 다음과 같은 이유로 GRB의 진정한 즉각적인 에너지 예산을 제한하는 것이 매우 어려웠습니다. 지금까지, 빠른 대부분의 GRB를 탐지하는 데 중요한 역할을했습니다. 그러나 다양한 GRB에 대한 방출 피크는 좁은 에너지 범위 밖에 있습니다. 빠른-BAT (15–150keV). 또한 15 ~ 150keV에서 1 ~ 10,000keV 대역 통과를 외삽하면 즉각적인 등방성 에너지를 결정할 때 큰 불확실성이 발생합니다. 엄청난 에너지 범위 (8keV–300 GeV)로 페르미 이러한 한계 중 일부를 극복하고 즉각적인 방출의 스펙트럼 특성에 대한 비할 데없는 제약을 제공했습니다. 페르미 실제과 에너지 버스트 (GRB 090323, GRB 090902B 및 GRB 090926A [1]도 그림 3 참조)를 구별 할 수있었습니다. 동안 빠른 샘플은 희미한 버스트쪽으로 편향되어 있습니다. 페르미 샘플은 등방성 에너지 방출이 매우 큰 GRB쪽으로 편향됩니다 (

erg), 예를 들어 [1, 96]과 같이 시준 보정 후에도 매우 높은 에너지에 도달하고 가능한 선조 모델에 대한 가장 강력한 제약을 제공합니다.

GRB에서 제트 구조의 불확실성은 GRB의 에너지 예산을 제한하는 데 추가적인 어려움을줍니다. 제트 브레이크를 본 후에도 개방 각으로 변환하려면 시준 각으로 변환하기위한 밀도가 필요합니다. 일부 광학 광 곡선을 사용하여 둘레 밀도를 제한 할 수 있지만 (예 : Liang et al. [45]), 무선 SSA 피크는 무선 대역의 느린 진화로 인해 감지하기가 더 쉽습니다. 샘플의 3 분의 1만이 무선으로 밝아서 몇 번의 버스트 만 가능했습니다. 싱크로트론자가 흡수 (SSA)가 여전히 중요한 역할을하는 초기에 낮은 주파수에서 더 큰 무선 샘플이 매우 유용 할 수 있습니다. 업그레이드 후 uGMRT는 SSA가 더 긴 파장에서 무선 방출에 영향을 미치므로이 체제를 조사 할 수 있습니다. 그러나 이것은 전체 상대 론적 유출이 단일 균일 제트로 시준된다는 가정에서 작동합니다. 제안 된 GRB 030329 [97, 98] 및 GRB 080319B [99]에 대해 제안 된 이중 제트 모델은 극도의 효율성 요구 사항을 완화하지만 추가적인 문제를 야기했습니다.

ALMA는 초기에 GRB 스펙트럼이 가장 밝은 mm 파장에서 최고조에 달하기 때문에 중요한 역할을합니다. 고감도 ALMA는 이러한 이벤트를 조기에 감지하고 버스트의 운동 에너지를 더 잘 추정 할 수 있습니다.

X-ray 및 광학 잔광은 몇 주 또는 몇 달 동안 만 감지 한계 이상으로 유지되지만 근처 버스트의 라디오 잔광은 최대 몇 년까지 감지 할 수 있습니다 [50, 100]. 라디오 잔광의 수명이 길기 때문에 상대 론적 충격의 역학과 진화를 연구하는 흥미로운 실험실도 있습니다. 말기 단계에서는 불 덩어리가 너무 많이 옆으로 확장되어 본질적으로 비 상대주의 체제로 전환되고 준 구형이되고 제트 기하학 열량계와 무관하게 폭발 에너지를 얻을 수 있습니다 [50, 52]. 이러한 추정에는 상대 론적 효과와 시준 보정이 없습니다. 이 체제는 하위 상대주의 체제를 넘어서 탐지 한계 이상으로 유지되는 제한된 수의 버스트로 인해 대체로 미개척 상태입니다. 상대 론적 단계에서 시작하여 깊은 비 상대 론적 단계에서 끝나는 잔광 진화에 대한 몇 가지 수치 계산이 존재합니다 [79, 101]. Jy 레벨 감도를 가진 SKA는 현재 잔광 수명의 한계를 확장 할 수 있습니다. 이것은 우리에게 잔광 역학의 비 상대 론적 정권을 연구 할 수있는 전례없는 기회를 제공 할 것이며, 따라서 폭발 파의 상대 론적에서 비 상대 론적 전환과 GRB의 변화하는 충격 미세 물리 및 열량계에 대한 이해를 개선 할 수있을 것입니다. Burlon et al. [83] SKA1-MID는 비 상대적 (NR) 전환까지 2 % 잔광을 관찰 할 수 있지만 전체 SKA는 NR 전환시 전체 GRB 잔광 인구의 15 %를 일상적으로 관찰 할 것이라고 계산했습니다.

3.3. 제트 브레이크가 색채가 될 수 있습니까?

출시 후 빠른, 하나는 훨씬 더 나은 샘플링 된 광학 및 X 선 광 곡선을 얻었으므로 시준 된 유출과 관련된 강력한 신호 인 전자기 스펙트럼을 가로 질러 무채색 제트 브레이크를 목격 할 것으로 예상됩니다. 여러 그룹은 광 곡선의 큰 샘플에 대한 포괄적 인 분석을 수행했습니다. 빠른 X 선 [102–105] 및 광학 [106] 대역에서 폭발. 놀랍게도 적음 빠른 버스트는 제트 시준의 분명한 신호를 보여주었습니다. 이러한 시준 각도가 없으면 실제 에너지는 빠른 사건은 매우 불확실한 상태로 남아 있습니다. 제트 브레이크의 부재에 대한 자연스러운 설명은 빠른. 높은 감도로 인해 빠른 등방성 감마선 에너지가 더 작고 적색 편이가 더 큰 GRB를 우선적으로 선택합니다. 이것은 전형적인 빠른 이벤트는 큰 개방 각도를 가지므로 이전보다 많은 시간에 제트 브레이크가 발생합니다.빠른 이벤트. 잔광은 나중에 이미 약하기 때문에 제트 브레이크 측정을하는 것은 매우 어렵습니다 [103, 107].

크로마 틱 제트 브레이크도 보이는 경우가 있습니다. 예를 들어, GRB 070125에서 X 선 제트 브레이크는 10 일 즈음에 발생한 반면 광학 제트 브레이크는 3 일에 발생했습니다. Chandra et al. [29] 역 Compton (IC) 효과에 기인합니다. 이는 낮은 에너지에서 광자에 영향을주지 않지만 나중에 X 선 제트 브레이크를 이동시킵니다 (그림 4, [29] 참조). IC 효과는 고밀도 매체에서 지배적이기 때문에 전파 관측은 IC 효과의 효과를 나타내는 중요한 지표입니다. Chandra et al. [29]는 GRB 070125의 주어진 밀도에 대해 IC 효과로 인한 X 선 제트 브레이크의 예상 지연이 관찰 된 지연과 일치 함을 보여주었습니다. 그러나이 영역은 다른 GRB에 대해 더 자세히 조사해야합니다. 고밀도 버스트는 무선 대역에서 더 밝을 가능성이 있지만, 이는 버스트가 광학 파장(Xin et al. [108] 및 참조 참조)에서 어두운 것으로 나타나 제트 브레이크를 동시에 감지하기 어렵게 만들 수 있습니다. 여러 파장에서. uGMRT 및 JVLA는 IC 효과를 조사하는 데 이상적인 기기가 될 것이며 잠재적으로 일부에서 색도의 원인을 설명 할 수있을 것입니다. 빠른 버스트.

(joint)는 광학 및 X-ray 데이터에 대한 조인트 피팅이며 회색 실선 (X-ray)은 독립적 인 피팅입니다. 독립적 인 착용감은 제트 브레이크를

9-10 일, 광학 밴드의 경우 3 일째 인 것으로 밝혀졌습니다. (b) GRB 070125의 X 선 광 곡선에 대한 싱크로트론 모델에서 IC의 기여도.가는 선은 싱크로트론 구성 요소 만있는 광대역 모델을 나타냅니다. 굵은 선은 IC 광 곡선을 나타냅니다. IC 효과가 X 선 대역에서 제트 브레이크를 지연시킬 수 있음을 알 수 있습니다 [29].

3.4. 높은 GRB 및 PoP III 별

관측 우주론의 주요 과제 중 하나는 최초의 발광 원이 형성되었을 때 우주의 재 이온화를 이해하는 것입니다. 지금까지 Gunn-Peterson 흡수 저점, Lyman 은하의 광도 진화, 우주 마이크로파 배경의 편광 등방성에 대한 퀘이사 연구가 진단으로 사용되었습니다. 그러나 그들은 다양한 적색 편이에 걸쳐 재 이온화가 일어난 복잡한 그림을 밝혔습니다.

젊고 무거운 별 (Fan et al. [109] 및 그 안의 참고 문헌 참조)에서 방출되는 자외선이 재 이온화의 주요 원인 인 것으로 보입니다. 그러나 지금까지이 거대한 별은 발견되지 않았습니다. 거대한 별의 폭발 인 긴 GRB는 극도의 광도로 인해 먼 거리에서 탐지 할 수 있으며 따라서 초기의 거대한 별의 잠재적 인 푯말입니다. GRB는 퀘이사가 예상되는 곳을 넘어서는 적색 편이에서 발생할 것으로 예측되므로 초기 우주의 재 이온화 역사와 금속 농축을 연구하는 데 사용할 수 있습니다 [110]. 그들은 재 이온화 시대를 통해 최초의 암흑 물질 후광에서 형성된 별을 잠재적으로 밝혀 낼 수 있습니다 [72, 111, 112]. GRB에서 나오는 라디오, 적외선 및 X-ray 잔광은 원칙적으로 [72, 111–114]까지 관찰 할 수 있습니다. 따라서 GRB 잔광은 은하 간 매질과 숙주 은하의 성간 매질을 높은 곳에서 탐사하는 이상적인 소스가됩니다.

높은 적색 편이에있는 감지 가능한 GRB의 비율 (

)는 10 % 미만일 것으로 예상됩니다 [115, 116]. 지금까지 확인 된 적색 편이가 6보다 높은 3 개의 GRB 만 있습니다. 이들은 GRB 050904 [117], GRB 080913 [118] 및 GRB 090423 [15]입니다. 무선 대역은 높은 적색 편이에서 GRB 서컴 버스트 환경을 조사하는 데 이상적입니다. 무선 자속 밀도는 음의 보정 효과 [72] ([47] 및 그림 5 참조)로 인해 적색 편이에 약한 의존성을 보여주기 때문입니다. 에 케이-보정 효과, 스펙트럼 및 시간적 적색 편이의 이중 효과로 인해 잔광 자속 밀도가 높게 유지되어 거리 증가로 인한 디밍을 상쇄합니다 [111] (그림 5 참조). GRB 050904 및 GRB 090423은 무선 대역에서 감지되었으며 이러한 버스트에 대한 무선 관측을 통해 높은 적색 편이에서 GRB 환경의 밀도를 제한 할 수있었습니다. GRB 090423의 밀도는

[16] (그림 5), GRB 050904의 밀도는

, GRB 050904를 둘러싼 조밀 한 분자 구름을 나타냅니다 [119]. 이것은이 두 높은 GRB가 매우 다른 환경에서 폭발했다는 것을 보여주었습니다.

) 알려진 적색 편이가있는 라디오 잔광에 대한 플롯. 파란색 다이아몬드는 초신성과 관련된 GRB이며 회색 원은 우주적 GRB를 나타냅니다.녹색 파선은 자속 밀도가 광도 거리의 역 제곱으로 확장되는지 여부를 나타냅니다. 빨간색 굵은 선은 음의 보정 효과를 포함하는 표준 잔광 모델의 자속 밀도 스케일링으로, 거리 감소를 상쇄합니다 ([48]에서 재현). (b)에서 가장 높은 적색 편이 GRB 090423의 다중 파 대역 잔광 모델링 ([16]에서 재현).

ALMA는 전자기 스펙트럼 전반에 걸친 집중적 인 후속 조치에 적합한 잠재적 고 버스트를 선택하기위한 잠재적 도구가 될 것입니다. 향상된 감도를 통해 JLA는 더 긴 기간 동안 높은 GRB를 연구 할 수 있습니다. 예를 들어, VLA는 거의 2 년 동안 GRB 090423 유사 버스트를 감지 할 수 있습니다. uGMRT는 최대 적색 편이까지 밝은 버스트를 감지 할 수도 있습니다. 따라서 이러한 측정은 더 나은 밀도 측정을 얻고 초기 우주에서 거대한 별이 형성되었던 환경을 드러낼 것입니다.

3.5. 리버스 쇼크

GRB 폭발에서 전방 충격이 circumburst 매체로 앞으로 이동하고 역 충격이 배출 장치로 뒤로 이동합니다 [120]. 전방 충격의 거의 자기 유사 행동은 GRB를 유발 한 중앙 엔진 속성에 대한 정보가 거의 보존되지 않음을 의미합니다. 반대로, 수명이 짧은 역방향 충격의 밝기는 초기 Lorentz 인자와 분출의 자화에 따라 달라집니다. 따라서 역 충격에 대한 다중 주파수 관측은 GRB로부터의 상대 론적 유출에서 자기장의 가속도, 구성, 강도 및 방향에 대해 알려줍니다 [68, 69, 121–123]. 일반적으로 역 충격은 GRB [77] 이후 처음 수십 초 동안 광학 플래시를 발생시킬 것으로 예상되며, 빠른 트리거를 위해 로봇 망원경이 필요하기 때문에 감지하기가 어렵습니다.

GRB 990123 [77]에서 밝은 광학 플래시를 발견하면 광학 대역에서 역 충격 [124–127]에 대한 광범위한 검색이 이루어집니다. 하나는 다음과 같은 이유로 광학 대역에서 역 충격의 더 많은 증거를 볼 것으로 예상됩니다. 빠른-UVOOT는 이러한 노력에 비추어 볼 때 옵티컬 리저브 쇼크 발생률이 낮은 것으로 보입니다. 이 방출의 최고점은 시간이 지남에 따라 더 낮은 주파수로 이동하고 몇 시간에서 며칠까지의 시간 단위로 무선 주파수에서 조사 될 수 있기 때문에 무선 체제는 초기 역 충격 현상을 연구하는 데 적합합니다.

GRB 990123 [74]에서 최초의 역방향 충격 감지 이후 문헌에서 라디오 역방향 충격 방출에 대한 여러 관측 및 이론적 연구가있었습니다. Gao et al. [128], Kopač et al. [129], Resmi와 Zhang [130]은 라디오 역 충격 방출과 탐지 가능성에 대한 포괄적 인 분석 및 수치 계산을 수행했습니다. 여러 번의 버스트에 대해 VLA를 사용하여 라디오 역방향 충격 방출에 대한 깊고 빠른 모니터링 캠페인을 달성 할 수 있음이 밝혀졌습니다 [48, 67]. JVLA 무선 주파수는 자기 흡수 효과가 상대적으로 적은 높은 무선 주파수에서 역 충격 방출이 더 밝기 때문에 적합합니다. 더 높은 SKA 대역 (예 : SKA1-Mid Band-4 및 Band-5)의 라디오 잔광 모니터링 캠페인은 역 충격 특성을 탐색하는 데 확실히 유용 할 것입니다 [83].

역방향 충격은 높은 적색 편이 GRB (

)도 있습니다. Inoue et al. [131]은 mm 대역에서 시간 확장의 효과가 주파수 적색 편이를 거의 보상하므로 사건 후 몇 시간에 거의 일정한 피크 주파수가 관찰되고이 주파수에서 적색 편이와 거의 독립적 인 자속 밀도가 발생한다고 예측했습니다. 따라서 ALMA mm 밴드는 높은 적색 편이에서 역 충격 신호를 찾는 데 이상적입니다. Burlon et al. [83] SKA1-Mid가 GRB와 같은 GRB990123의 역방향 충격을 감지 할 수있을 것으로 예측합니다.

3.6. 프롬프트와 잔광 물리학 연결

빠른 GRB의 신속한 위치 파악과 신속한 후속 조치 및 그에 따른 적색 편이 측정에 이상적인 기기입니다 [20, 132] 및 페르미 신속한 방출 중 광대역 스펙트럼 측정을 위해. 그러나 초기 프롬프트에서 늦은 잔광 단계까지 포함하는 우수한 스펙트럼 및 타이밍 측정은 일부 소스에서 사용할 수 있으며 짧은 GRB에서는 거의 사용할 수 없습니다. 즉각적인 방출과 관련하여 무선 잔광을 관찰하여 해결할 수있는 주요 문제 중 일부는 (i) Lorentz 계수 추정을 LAT에서 감지 된 GeV 광자와 역 충격으로부터 모두 비교하는 것입니다 [133, 134] ( ii) 즉각적인 방출과 잔광 방출의 비열 방출을 비교하여 전자를 가속하는 충격의 미세 물리를 초 상대 론적 에너지로 제한하여 결국 관찰 된 방사선을 생성 할 수 있습니다. (iii) 장광과 잔광 모두의 잔광 관찰에 대한 상세한 모델링 짧은 GRB는 선조를 둘러싼 순환 매체에 대한 우리의 지식을 향상시킬 것입니다. (iv) 더 미세한 감도로 현재 리퍼브 및 곧 출시 될 전파 망원경은 방사선 효율을 추정하는 데 중요한 GRB의 에너지를 제한하는 데 핵심적인 역할을합니다. GRB의 즉각적인 방출. 이것은 경도-강도 상관 관계에 대한 이해를 강화할 것입니다 [135].

최근 출시 된 AstroSAT 위성 [136]은 다중 파장 연구를 가능하게하는 여러 기기를 운반합니다. 온보드 CZTI (Cadmium Zinc Telluride Imager) AstroSAT 밝은 GRB에 대해 시간 분해 편광 측정을 제공 할 수 있으며 80keV 이상의 모니터 역할을 할 수 있습니다 [137, 138]. 지금까지 다른 어떤 기기도 편광을 감지하는 기능이 없습니다. 따라서 UGMRT 및 JVLA와 같은 지상 관측소 및 기타 우주 기반 시설과 함께 일부 선택된 밝은 GRB에 대해 CZTI는 초기 즉각적인 단계에서 늦은 잔광까지 몇 개의 밝은 GRB에 대한 완전한 관찰 사진을 제공 할 수 있습니다. 이것은 우리에게 GRB에 대한 포괄적 인 그림을 제공하여 방출 메커니즘을 잘 이해할 수있게합니다.

3.7. 기타 해결되지 않은 문제

지금까지 나는 제트가 우리의 시선을 따라 향하는 축상 GRB의 작은 부분만을 논의했습니다. 큰 Lorentz 계수, 시준 된 제트의 작은 개방 각으로 인해 GRB의 작은 부분 만 감지합니다 [139]. Ghirlanda et al. [140]은 감지 된 모든 GRB에 대해 감지 할 수없는 260 개의 GRB가 있어야한다고 추정했습니다. 그러나 그들의 존재는 GRB 제트기가 감속되고 우리의 시야에 들어 오기 위해 측면으로 퍼지는 늦은 시간에 "고아 잔광"으로 목격 될 수 있습니다. 이러한 늦은 시간에 방출은 라디오 대역에서만 발생할 것으로 예상됩니다. 지금까지 그러한 고아 라디오 잔광을 찾으려는 시도는 성공하지 못했습니다 [75, 141, 142]. 감지 되더라도 다른 클래스의 고아 잔광 방출을 분리하는 것은 매우 어려울 것입니다. Soderberg et al. [141]은 고아 잔광을 찾는 68개의 Ib/c형 초신성 방향으로 조사를 수행하고 GRB 개방각에 제한을 두었다.

디. 다가오는 민감한 무선 시설에서 고아 잔광 인구를 감지하는 것은 유망합니다. 이것은 제트 개방 각도와 총 GRB 비율에 대해 매우 좋은 핸들을 제공합니다.

블랙홀 또는 중성자 별과 이원계의 영감과 합병은 지상 기반 GW 간섭계에 대한 중력파 (GW)의 주요 원인으로 추측되었습니다 [143, 144]. GW 150914 [42] 및 GW 151226 [43]에서 Advanced LIGO 검출기를 사용한 GW 발견은 이진 블랙홀 시스템이 영감을주고 병합한다는 최초의 관찰 증거를 제공했습니다. 중성자 별을 포함하는 압축 바이너리 중 적어도 일부는 짧은 GRB의 무선 잔광을 일으킬 것으로 예상됩니다. 무선 대역의 방출을 포함하여 GW 소스의 전자기 대응 물은 처음으로 GW 파에 대한 이진 합병 시나리오의 가설을 확인하므로 매우 기다리고 있습니다. 높은 에너지에 국한된 경우 표적 무선 관측을 수행하여 늦은 시대에 이러한 이벤트를 연구 할 수 있습니다.

두 개의 중성자 별이 합쳐져 발생하는 짧은 GRB는 준 상대 론적 동적 ​​분출, 약한 상대 론적 충격 브레이크, 상대 론적 제트를 포함하여 여러 구성 요소에서 상당한 양의 질량을 분출합니다 [145]. Hotokezaka와 Piran [145]은 분출물의 다른 구성 요소와 주변 매체 사이에서 생성되는 예상 무선 신호를 계산했습니다. GRB 이후의 무선 방출의 특성은 합병 과정 [145]과 중앙 제품 [146]에 대한 귀중한 정보를 제공 할 것입니다. Fong et al. [146]은 합병 과정에서 에너지 에르그의 안정된 마그네 타의 형성이 1 년 후 무선 과도 현상을 일으킬 것이라고 예측했습니다. 그들은 1-8년의 휴식 프레임 시간에 9개의 짧은 GRB에서 라디오 방출을 검색했으며 이러한 마그네타 형성은 샘플의 적어도 절반에서 배제될 수 있다고 결론지었습니다.

또한, 전파 관측은 광 방출이 먼지에 의해 가려 질 때 GRB 호스트 은하의 별 형성과 금속성도 조사 할 수 있습니다 [147, 148].

4. 결론

이 기사에서는 현재 상태를 검토했습니다. 빠른/페르미 무선 방출과 관련하여 GRB. JVLA 및 uGMRT와 같은 리퍼브 전파 망원경과 SKA와 같은 곧 출시 될 망원경의 향상된 감도로 많은 질문에 답할 수 있습니다. 가장 중요한 것은 GRB의 정확한 열량 측정입니다. 제트 시준의 명확한 신호 인 GRB 잔광 곡선에서 제트 브레이크를 관찰 한 후에도 제트 브레이크 시대를 시준 각도로 변환하려면 밀도 추정이 필요합니다. 밀도 정보는 GRB가 여전히 싱크로트론 자체 흡수 상태 일 때 초기 무선 측정을 통해보다 효과적으로 제공 될 수 있습니다. 지금까지 전체 GRB의 1/3만이 무선 대역에서 감지 되었기 때문에 매우 제한된 경우에 가능했습니다 [48]. 낮은 전파 잔광 감지 율이 GRB에 내재되어 있는지 또는 현재 망원경의 감도 제한이 중요한 역할을하고 있는지 이해하려면 민감한 무선 측정이 필요합니다. JVLA, uGMRT, ALMA 및 향후 SKA 시대에이 문제는 해결되어야합니다. 또한 이러한 민감한 전파 망원경은 매우 높은 적색 편이에서 전파 잔광을 감지하고 초기 우주에서 폭발하는 거대한 별의 환경에 고유 한 제약 조건을 제공하는 데 중요합니다. GRB가 무선 대역에서 본질적으로 어둡지 않고 샘플이 실제로 감도가 제한적이라면 SKA는 거의 100 % GRB를 감지 할 것으로 예상됩니다 [83]. SKA는 개별 버스트를 매우 자세히 연구 할 수 있습니다. 이것은 또한 우리가 라디오 샘플에 대한 다양한 통계 분석을 수행 할 수있게 해줄 것이며 초반부터 비 상대주의 체제로의 잔광 진화에 대한 전반적인 이해를 크게 높일 수있을 것입니다. 고아 잔광의 감지는 언제든지 예정되어 있으며 그 자체로 새롭습니다.

경쟁 관심

저자는 경쟁 이익이 없다고 선언했습니다.

감사의 말

저자는 L. Resmi, Shabnam Iyyanni, A. R. Rao, Kuntal Misra 및 D. Frail에게 과거에이 기사를 작성하는 데 도움이 된 많은 유용한 토론에 감사드립니다. 저자는 SwarnaJayanti Fellowship Award(파일 번호 DST/SJF/PSA-01/2014-15)를 통해 과학 기술부의 지원을 인정합니다. 저자는 또한 SKA 이탈리아 핸드북 (http://pos.sissa.it/cgi-bin/reader/conf.cgi?confid=215)을 인정합니다. 촬영.

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저작권

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ESA 과학 및 기술-감마선 렌즈

감마선 방출의 진단은 천문학 자들에게 우주에서 가장 폭력적이고 에너지적인 현상에 대해 많은 것을 알려줍니다. & # xA0 집중 감마선 망원경의 특히 흥미로운 응용 중 하나는 Ia 형 초신성 방출의 미세 분광학 일 것입니다. & # xA0 Ia 형 초신성은 표준 양초로 사용되며 암흑 에너지의 범위를 측정하는 도구로 사용될 수있는 잠재력을 가지고 있기 때문에 중요한 우주 도구입니다.

또 다른 관심 분야는 전자와 위치의 소멸에 의해 생성되는 511 keV 방출 선입니다. 이 뚜렷한 선은 감마선 폭발, 조밀 한 물체 주변의 부착 원반, 은하 중심, 은하 바이너리, 활성 은하 핵 및 초신성을 포함한 다양한 천체 물체에 존재할 것으로 예상됩니다. 소멸 방사선은 이러한 물체의 본질, 특히 물체를 둘러싼 성간 물질에 대해 많은 것을 드러 낼 것입니다.

현재까지 감마선 망원경, 특히 약 수백 keV에서 스펙트럼의 부드러운 끝에서 제한 문제는 기기 감도와 유효 영역이었습니다. 이러한 에너지에서 낮은 광자 플럭스와 높은 배경 레벨은 매우 낮은 신호 대 잡음비를 초래합니다. 현재 감마선 기기의 유효 면적은 기껏해야 검출기 면적과 동일합니다. 고 에너지 천체 물리학은 광자가 제한되어 있으므로 유효 영역을 개선하기 위해 검출기 크기를 늘리면 배경 판독 값이 커지고 감도가 감소합니다. 기껏해야 감도는 검출기 표면적의 제곱근으로 증가합니다.

집속 감마선 망원경은 더 작은 검출기 평면을 만들 수있을뿐만 아니라 더 낮은 고유 소음 수준을 제공함으로써 이러한 문제 중 일부를 극복 할 수 있습니다. 현재 INTEGRAL로 얻을 수있는 것보다 몇 배 더 높습니다.

감마선 초점 기술

감마선 렌즈를 염두에두고 조사한 두 가지 주요 감마선 포커싱 기술이 있습니다-Silicon Pore Optics 및 Laue crystal diffraction에 적용된 다층 코팅. & # xA0이 두 기술은 결합하고 제공하는 임무 프로필에서 활용됩니다. 더 넓은 과학 능력.

다층 코팅 및 실리콘 기공 광학

다층 거울 기술은 방목 입사에서 반사 원리를 사용하는 고전적인 고 에너지 광학의 확장입니다. 실제로 다층은 교대 재료로 구성된 일련의 코팅 또는 이중층입니다. 수백 개의 이중층이 다층 코팅에 사용되며, 이중층의 두께를 변경하면 광학 장치의 에너지 응답에 영향을 미칩니다. 집중된 최대 에너지는 다음에서 증가 할 것으로 예상됩니다.

금과 같은 고전적인 코팅에서와 같이 10keV에서

다층 코팅을 사용하는 300keV.

Silicon Micropore Optics는 현재 International X-ray Observatory 인 IXO에 대해 조사중인 새롭고 가벼운 고해상도 광학입니다. 그들은 이전의 광학 기술보다 단위 질량 당 훨씬 더 큰 유효 면적을 제공 할 것으로 예상되며 따라서 광자의 수가 매우 제한된 고 에너지 임무에 중요합니다.감마선 렌즈 용으로 설계된 다층 코팅은 관심있는 관련 에너지에서 유효 영역을 최대화하기 위해 Silicon Micropore Optic에 적용됩니다.

Laue 크리스탈과 감마선 렌즈

수년 동안 X- 선 회절은 결정 구조를 확립하는 데 사용되었습니다. 고 에너지 광선은 결정을 통해 회절하여 에너지와 그것이 부딪히는 결정면에 따라 방향을 바꿉니다. 이를 지배하는 방정식은 브래그 법칙으로 알려져 있습니다. 이 방정식을 사용하여 감마선이 통과하는 방향을 변경하는 'aposlens'를 구성 할 수 있습니다. 구리와 같이 원자 밀도가 큰 결정은 X 선 및 감마선 회절기로 가장 잘 작동합니다. 이러한 렌즈의 초점 거리는 매우 길 수 있습니다. 유효 면적이 약 1m2 인 렌즈는 초점 거리가 500m 일 수 있습니다! 이것은 분명히 두 개의 우주선이 편대를 비행해야 함을 의미합니다. 하나는 렌즈를 들고 다른 하나는 감마선 탐지기를 들고 있습니다.

우주선

큰 초점 거리로 최적의 성능을 얻으려면

500m 두 개의 우주선이 필요합니다. 아래에 설명되어 있습니다.

탐지기 우주선 (DSC)

탐지기 우주선은 다음과 같이 요약됩니다.

  • 하나의 기본 페이로드-고급 무기 신틸 레이터 반 일치 실드가있는 SPI-INTEGRAL 스타일의 고해상도 게르마늄 검출기 어레이
  • 검출기는 80K로 능동적으로 냉각됩니다.
  • 두 우주선 중 더 작은 것-여백이있는 약 1940 kg
  • DSC는 대형 비행 기동을 수행하기 때문에 두 우주선 중 더 활동적입니다.
  • 지구에 대한 모든 과학 데이터

광학 우주선 (OSC)

광학 우주선의 2 개의 뷰. (크레딧 : ESA)

Optic 우주선에는 두 가지 주요 탑재체가 있습니다.

  1. 50-200keV 에너지 대역을위한 다층 실리콘 기공 광학
  2. 425-522 keV 및 825-910 keV 대역 용 Crystal Laue 렌즈.

OSC에는 다음과 같은 주요 특징이 있습니다.

  • 런처 페어링 크기보다 훨씬 큰 9m 직경의 Laue optic을위한 배포 메커니즘이 필요합니다.
  • 두 우주선 중 더 큽니다-여유가있는 약 3500 kg
  • 우주선은 편대 비행, 계측, 데이터 처리 및 통신과 관련하여 DSC보다 수동적입니다.

미션 아키텍처

시작 구성 (크레딧 : ESA)

  • 두 우주선은 DSC 위에 OSC가 쌓인 우주선 인 Ariane 5 전용 우주선 하나에서 발사되도록 설계되었습니다.
  • 우주선은 두 번째 해방 지점 인 L2로 발사되며, 대형 비행은 매우 낮은 중력 구배의 이점을 누릴 수 있습니다.
  • L2 로의 순항 단계는 L2 로의 최종 분사 기동이 이루어진 후 우주선이 분리 및 배치되는 스택으로 수행됩니다.
  • L2에서 우주선은 매우 작은 기동으로 일식 제로를 보장하는 헤일로 궤도에있게됩니다.
  • L2에 도착하면 두 우주선이 관측 모드로 들어가 약 500m 떨어진 단단한 편대를 비행합니다.
  • 우주선의 명목 수명은 10 년이며 15 년까지 연장 할 수 있습니다.

두 우주선의 분리 및 배치 (크레딧 : ESA)

도전

이 연구에서 추가 조사 또는 기술 개발이 필요한 많은 문제가 확인되었습니다. 주요 임무 동인은 다음과 같습니다.

  • 대형 비행
  • 계측
  • Laue 렌즈
  • 그라데이션 크리스탈 개발
  • 크리스탈 정렬
  • 결정 성장 및 제작
  • 배포 메커니즘
  • 다층 광학
  • 다층 설계 및 제작
  • 실리콘 기공 광학
  • 배경 거부 기술
  • 검출기 개발
  • 고급 무기 신틸 레이터 검출기

감마선 렌즈의 감도 분석은 이전 임무에 대한 큰 개선이 가능하다는 것을 보여주었습니다. ESA의 현재 감마선 임무 인 INTEGRAL보다 약 100 배 더 좋습니다.

연구 내용

이 연구는 SRE-PAM 지원 SRE-PAT 및 2005 년 완료.

연락 정보

이 연구에 대한 자세한 내용은 다음으로 문의하십시오.

니콜라 란도
과학 임무 부문 책임자 (SRE-PAM)
고급 연구 및 기술 준비과
ESA-ESTEC, Keplerlaan 1, 2201 AZ Noordwijk, The Netherlands
Nicola.Randoesa.int


감마선 폭발, 중력파 및 지진

2004 년 12 월 26 일 말레이시아 수마트라 연안 인도양에서 규모 9.3의 지진이 발생했습니다. 그것은 많은 국가의 해안 지역을 황폐화시킨 강력한 쓰나미를 일으켜 240,000 명 이상의 사람들이 사망하거나 실종되었습니다. 1883 년 크라 카타 오 폭발 이후이 지역에 영향을 미친 최악의 쓰나미였습니다. 지진을 일으킨 지진은 너무 강력하여 지난 25년 동안 어느 곳에서나 발생한 다음으로 가장 강력한 지진의 10배를 초과했습니다.

44.6 시간 후에 지구 궤도를 도는 감마선 망원경이 지금까지 기록 된 가장 밝은 감마선 폭발의 도착을 포착했다는 사실을 알게 된 것은 놀라운 일입니다!

이 감마선 폭발은 이전에 기록 된 어떤 폭발보다 100 배 더 강해 보름달의 밝기와 같지만 대부분의 에너지를 감마선 파장에서 방출합니다. 감마선 수는 1.5 초 만에 최대로 급증한 후 7.57 초의 맥동으로 5 분 동안 감소했습니다. 폭발은 일시적으로 지구의 전리층 모양을 바꾸어 장파장 무선 신호의 전송을 왜곡했습니다. Space.com, BBC News, NY TImes에서 기사를 참조하십시오.

아티스트 개념, NASA 제공

폭발은 GRB 맥동주기와 일치하는 7.5 초마다 한 번씩 회전하는 직경 20km의 중성자 별 인 소프트 감마선 중계기 별 SGR 1806-20에서 시작된 것으로 확인되었습니다. SGR 1806-20은 은하 중심에서 북동쪽으로 약 10도, 우리로부터 약 20,000 ~ 32,000 광년, 또는 은하 중심만큼 멀리 떨어져 있습니다. (원래는 우리로부터 45,000 광년이라고 생각되었지만 새로운 결과는 그것을 더 가깝게 만듭니다.) 폭발은 태양이 10 만년 동안 방출하는 것보다 10 분의 1 초에 더 많은 에너지를 방출했습니다. 폭발의 근원에서 폭발이 본질적으로 이보다 더 강력한 다른 감마선 폭발이 감지되었지만, 그 폭발은 수만 배 더 먼 다른 은하에서 시작 되었기 때문에 폭발이 우리에 도달했을 때 그 폭발은 거의 밝지 않았습니다. 태양계. 12 월 27 일 감마선 버스트를 독특하게 만드는 것은 이처럼 밝은 버스트가 관찰 된 것은 이번이 처음이라는 것입니다. 또한 우리 은하에서 발생하는 버스트이기도합니다.

천문학 자들은 감마선 폭발이 중력파 폭발과 관련하여 이동할 수 있다는 이론을 세웠습니다. 우주를 통과하는 동안 감마선은 중력장에 의해 편향되고 그들이 만난 먼지와 우주선 입자에 의해 산란되므로 우주를 통과하는 관련 중력파 버스트보다 약간 느리게 이동할 것으로 예상됩니다. 방해받지 않습니다. 45,000 년의 광속 여행 후 44.6 시간의 감마선 버스트 도착 지연은 예상치 못한 일이 아닙니다. 이는 9 백만 분의 1의 지연에 해당합니다. 따라서 중력파가 빛의 속도 (c)로 이동했다면 감마선 폭발의 평균 속도는 0.99999989c로 0.11 백만 분의 1 만 더 느릴 것입니다. 여정이 시작될 때 중력파가 초강력 속도를 가질 가능성도 있습니다 (아래 텍스트 상자 참조).

예술가의 개념, NASA 제공

9.3 리히터 지진은 지난 25 년 동안 다른 어떤 지진보다 10 배 더 강했으며, 12 월 27 일에 44.6 시간 뒤 매우 강렬한 감마선 폭발이 발생했습니다. 이는 지난 25 년 역사에서 다른 어떤 지진보다 100 배 더 밝았습니다. 감마선 관찰의. 이 두 클래스 I 이벤트의 일시적인 근접성을 우연의 문제로 넘기는 것은 어렵습니다. 44.6 시간의 시간 분리에 비해 25 년의 기간은 약 5000 : 1의 시간 비율에 해당합니다. 두 가지 고유 한 이벤트가 이와 같이 가까운 시간에 근접하는 것은 서로 관련이없는 경우 가능성이 매우 낮습니다. 그러나 위에서 언급했듯이 중력파는 감마선 폭발과 관련이있을 가능성이 매우 높으며 그보다 앞서있을 것으로 예상됩니다.

많은 사람들이이 두 이벤트 사이에 연관성이 있는지 문의했습니다 (예 : Space.com 기사 참조). 중력파의 연결을 생각하지 않은 천문학 자들은 감마선 자체가 지진을 유발할 수있는 메커니즘을 알지 못하기 때문에 연결이있을 수 있음을 인정하기를 꺼려했습니다. 그들은 12 월 27 일 감마선 폭발이 지구 대기의 이온화 상태에 약간 영향을 미쳤다는 것을 인정하지만, 이것이 그 자체로 지진을 유발해서는 안됩니다. 그러나 종 방향 중력 전위파 펄스가 감마선 폭발을 동반한다면 수수께끼가 해결됩니다. 지진과 감마선 폭발 사이의 연결이 이제 그럴듯 해졌습니다.

그의 1983 Ph.D. 논문에서 Paul LaViolette는 은하 핵 폭발의 지상 위험에 대한주의를 환기하면서 그들이 생성 한 우주 광선 초파의 도착은 EMP 효과를 생성하는 고강도 감마선 폭발에 의해 신호를받을 것이라고 지적했습니다 (예 : 3 페이지 참조). 그는 또한 강한 중력파가이 초파의 최전방에서 앞으로 나아갈 것으로 예상되며 초파가 도착했다는 첫 번째 신호일 수 있다고 언급했습니다. 그는 이러한 중력파가 통과하는 동안 지구에 상당한 조력을 유도하여 지진을 유발하고 극축 비틀림 효과를 유발할 수 있다고 지적했습니다.

그의 책에서 어스 언더 파이어 (그의 논문뿐만 아니라) LaViolette는 약 14,200 년 전에 태양계를 통과 한 초파가 은하계를 휩쓸면서 초신성 폭발을 일으켰다는 증거를 제시합니다. 이들 중에는 폭발 날짜가이 초파 사건 지평선과 일치하는 Vela와 Crab 초신성 폭발이있었습니다. 그는 중력파가이 초파를 동반한다면 이러한 폭발이 설명 될 수 있으며, 그것이 통과 할 때 불안정한 별이 폭발하도록 촉발 할 수있는 조력을 생성 할 수 있다고 지적합니다.

그는 감마선 폭발이 막 발견되기 시작했을 때와 잠재적 인 지상 위험에 대해 아무도 염려하지 않았을 때 썼습니다. 최근 몇 년 동안 SGR 1806-20 감마선 폭발을 논의하는 뉴스 기사에서 볼 수있는 것처럼 LaViolette의 우려를 채택하기위한 과학적 의견이 나왔습니다 (예 : Space.com 뉴스 기사 참조). 그들은이 감마선 폭발이 10 광년에 가깝다면 오존층을 완전히 파괴했을 것이라고 지적합니다. 이에 비해 은하계 초파 LaViolette는 은하 핵의 폭발의 결과로 생성되었으며 지난 빙하기 동안 태양계에 영향을 미쳤다면 태양계에 영향을 미쳤을 것입니다. 이 가상의 10 광년 거리의 별 감마선 폭발보다 100 배 더 큰 에너지 강도입니다. 비교해 보면, SGR 1806-20은 태양 질량 150 개의 항성 선조 질량을 가진 것으로 추정되는 반면, 우리 은하 핵의 질량은 태양 질량이 260 만 개입니다. 현재의 활성 단계에서 SGR 1806-20은 태양의 4 천만 배의 광도를 갖는 것으로 추정되는 반면, 활성 단계 동안 은하 중심은 태양의 400 조 배의 광도에 도달 할 수 있습니다. 따라서 은하 중심이 분출하면이 별의 분출보다 훨씬 더 강렬한 감마선 폭발과 중력파를 생성 할 수 있습니다.

2004 년 12 월 27 일 감마선 폭발은 우리가 평화로운 천체 환경에 살고 있지 않다는 것을 보여줍니다. 그리고 12 월 26 일 지진이 사실이 천상의 사건의 일부 였다면, 우리는이 별의 폭발이 많은 생명을 앗아 갔음을 알 수 있습니다. 따라서 우리 은하의 핵심에서 나오는 초파의 도래인 미래에 더욱 강력한 사건의 가능성에 대비하는 것이 중요합니다. 12 월 26 일 지진과 12 월 27 일 감마선 폭발처럼 다음 초파가 예기치 않게 도착할 것입니다. 그것은 우리를 놀라게 할 것입니다.

중력파 망원경의 데이터를 조사하여 은하 중력파가 실제로 12 월 26 일 지진 직전에 있었는지 여부를 확인할 수 있었을 것입니다. 인도네시아 지진의 지진파는 지구를 통해 이러한 중력파 안테나로 전파되는 데 시간이 걸리기 때문에 SGR 1806-20에서 발생하는 중력파와 구별 될 수 있습니다. 그러나 그 당시 주요 중력파 망원경은 안타깝게도 온라인 상태가 아니 었습니다. 두 개의 상관 망원경으로 구성된 LIGO (Laser Interferometer Gravity Wave Observatory)는 각각 4km 길이의 레이저 간섭계 빔 경로를 가진 워싱턴 주와 루이지애나에있는 두 개의 망원경으로 작동 중이었고 안타깝게도 데이터를 수집하지 않았습니다. 그 때 당시. 일본 TAMA 중력파 안테나 직원에게 메일을 보냈습니다. 탐지기를 담당하는 타카하시 박사는 불행히도 당시 수정 작업을 한 이후로 그 주 동안 망원경이 작동하지 않았다고 답했습니다. 따라서 현재 중력파 가설은 확인되거나 반증되지 않은 채 남아 있습니다.

Superwave 모니터링 센터

지진, 감마선 폭발, 우주선 배경 활동 및 중력파 폭발 모니터링에 관심이있는 사람들은 다음 웹 사이트를 방문 할 수 있습니다.

  • 현재 지진 : https://earthquake.usgs.gov/recenteqsww/Quakes/quakes_all.html
  • 과거 지진 : https://earthquake.usgs.gov/activity/past.htmlpast.html
  • 감마선 폭발 : https://grad40.as.utexas.edu/grblog.php?author=D.%20Gotz
  • 우주선 방사선 강도 : https://cr0.izmiran.rssi.ru/mosc/main.htm
  • 중력파 폭발 (LIGO 사이트 : 게시 된 데이터 없음, 방금 게시 된 논문) :
  • https://www.ligo.caltech.edu/ 및 https://www.ligo.org/results/
  • 다양한 관련 이벤트 목록 : https://www.earthchangestv.com

12 월 27 일 GRB는 우주선 배경의 상승을 동반하지 않았는데, 이는 우주선이 동반되는 경우 그들의 강도가 먼 은하에서 도착하는 상대적으로 일정한 은하 외 배경 플럭스를 초과 할 수 없음을 나타냅니다. 반면 은하계 초 파는 이러한 수준에서 상당한 상승을 일으킬 가능성이 높습니다.

12 월 27 일 감마선 폭발이 뉴스 미디어 기사에 등장하기까지 거의 두 달이 지났습니다. 초파 도착의 시작 단계로 가까운 장래에 비정상적으로 강렬한 활동이 발생할 경우, 과학자들은이 지식을 스스로 유지하지 않고 전 세계 뉴스 매체가 이야기를 빠르게 전파하여 세상에 알릴 수 있기를 바랍니다.

초강력 중력파?

Eugene Podkletnov가 수행 한 실험에 따르면 전방 충격 폭발이 폭발과 함께 전방으로 이동하는 종 방향 중력파를 생성합니다. 그는이 중력파 펄스의 속도가 빛의 속도 (개인적 의사 소통)의 64 배를 넘는다는 것을 발견했습니다. 또한 Guy Obolensky는 스파크 방전 전위 충격 전선을 생성하고 광속의 10 배에 달하는 속도로 앞으로 전파되는 것을 관찰했습니다. 관측에 따르면 팽창하는 항성 폭발의 중력파는 초강력 속도를 감소시키고 충격 전선이 확장됨에 따라 결국 빛의 속도에 접근합니다. 그러나 그 동안 중력파는 그 여파로 이동하는 전자기파 복사 성분 (광파, 감마선 등)보다 앞선 출발을 할 것입니다. 따라서 그러한 폭발 (및 그로 인한 지진 활동)에서 발생하는 중력파가 감마선 폭발 구성 요소보다 앞설 것으로 예상 할 수 있습니다.

같은 결론에 도달하는 다른 사람들

LaViolette 박사는 2005 년 2 월 20 일에 2004 년 12 월 감마선 폭발을 전날 알게되었고 그 당시 말레이시아 쓰나미와 관련이 있음을 깨달은 위의 페이지를 게시했습니다. 2 월 21 일 Lazarus Long도 비슷한 아이디어를 뉴스 그룹에 올렸습니다.

나사로 롱
게시 일시 : 2005 년 2 월 21 일 -21 : 23

나는 단지 이것을 기록을 위해이 스레드에 넣어야한다고 생각했습니다.

매우 흥미로운 사건이 쓰나미 사건과 거의 동시에 발생했지만 거의 눈치 채지 못한 것처럼 보이지만이 감마선 폭발은 여기 지구상의 지각 사건 (약간 그 후)과 거의 일치했습니다. 나는 우리가 목격 한 것이 충격파로서 실제 감마 복사에 선행하는 중력적인 활파 효과인지 궁금합니다. 우연일까요?

여행 한 거리는 50,000 lt yrs였습니다. 이것은 엄청난 양의 데이터가 수집됨에 따라 양자 중력 이론의 중요한 측면을 확인하는 증거가 될 수 있습니다. 내 의심은 일종의 Huygens Gravitational Wave 효과가 실제 EM * 플래시 *보다 몇 시간 앞서거나 단순히 실제 EM 방출 이전의 Neutron Stars & # 8217 파워 서지 내의 압축 및 중력 변위 기간을 반영 할 수 있다는 것입니다.

분명히 전체 태양계가이 사건으로 인해 흔들리고 있었다. 사실 은하 전체가이 파동이 전파됨에 따라 일종의 중력 진동 (진동)을 경험하고있는 것 같다. 빛보다 약간 더 빠른 것으로 정량화 할 수 있고 그 바로 앞쪽에 전파되는 이벤트를 본다면 어떨까요?

지각 사건 이후에 섬광이 국지적으로 감지되었지만 실제 중력 충격파가 더 일찍 강타했으며 현재까지 아무도 두 사건과 관련이 없었지만 우주 규모 사건이 어떻게 간섭 할 수 있는지에 대한 증거를 볼 수 있는지 궁금합니다. 행성 내부에 이미 존재하는 억눌린 에너지를 방출하기에 충분한 방아쇠 힘을 도입하여 행성 구조론으로.

중력과 사건의 관계가 방출 된 실제 EM 복사와 관련하여 정확하게 측정 될 수 있는지 궁금합니다. 이는 우리가 양자 중력 이론을 테스트하기에 충분한 데이터와 측정 값을 가지고있을 수 있습니다. 이는 Michaelson Morley 실험이 사용 된 방식과 유사합니다. 상대성 이론을 확인하십시오.



코멘트:

  1. Tygomi

    그리고 어디에서 멈추나요?

  2. Abooksigun

    전적으로 귀하의 의견을 공유합니다. 나는 당신의 아이디어를 좋아합니다. 나는 일반적인 토론을 위해 꺼내기를 제안합니다.

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    세심하게 읽었지만 이해하지 못했습니다

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