Gamma-kitörés

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. augusztus 6-án felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 2 szerkesztést igényelnek .

A gamma-kitörés [2] az elektromágneses spektrum gamma-sugárzási energiájának  nagyszabású kozmikus felszabadulása . A gammasugár-kitörések (GB) a világegyetemben előforduló legfényesebb elektromágneses események .

A kezdeti kitörést általában egy halványuló, hosszú élettartamú "utófény" követi, amely fokozatosan hosszabb hullámhosszon ( röntgen , UV , optika , infravörös és rádió ) bocsát ki.

A rövid GW-k két neutroncsillag , egy fekete lyuk és egy neutroncsillag , vagy elméletileg két fekete lyuk egyesülése során jönnek létre [3] . Időtartam 10 ezredmásodperctől 2 másodpercig. [négy]

Egy szupernóva-robbanás során hosszú GW bocsát ki, amikor egy hatalmas csillag gyorsan forgó magja összeomlik . Időtartama 2 másodperctől 6 óráig terjed. [5]

Ez egy viszonylag keskeny erős sugárzásnyaláb, így gamma-kitöréseket figyeltek meg a távoli galaxisokban , a miénkben pedig eddig csak két gyenge kitörést észleltek. [6] A GW energia nem oszlik el gömbszerűen egyenletesen. A fúvókák a pulzár pólusaiból kúp alakúak, mint egy űrpuska.

Néhány másodperc villanás alatt annyi energia szabadul fel, mint amennyit a Nap 10 milliárd évnyi ragyogás alatt bocsátana fel. Egymillió év alatt csak néhány GW található egy galaxisban [7] . Minden megfigyelt GW galaxisunkon kívül fordul elő , kivéve a jelenségek egy kapcsolódó osztályát, a lágy ismétlődő gamma-kitöréseket , amelyek a Tejútrendszer magnetárjaihoz kapcsolódnak. Feltételezések szerint a galaxisunkban előforduló GW az összes élet tömeges kihalásához vezethet a Földön (a mélytengeri biofajok kivételével) [8] .

A GW-t először véletlenül 1967. július 2-án regisztrálták a „ Vela ” amerikai katonai műholdak [1] .

Elméleti modellek százai készültek a GW-ket generáló folyamatok magyarázatára, mint például az üstökösök és a neutroncsillagok ütközései [9] . De nem volt elegendő adat a javasolt modellek megerősítéséhez, amíg 1997 -ben nem regisztrálták az első röntgen- és optikai utófényeket , és ezek vöröseltolódását optikai spektroszkóppal végzett közvetlen méréssel határozták meg. Ezek a felfedezések és a GW-hez kapcsolódó galaxisok és szupernóvák későbbi vizsgálatai segítettek megbecsülni a fényességet és a GW-forrás távolságát, végül távoli galaxisokban lokalizálták őket, és összekapcsolták a GW-t a hatalmas csillagok halálával. A GW tanulmányozásának folyamata azonban még korántsem ért véget, és a GW továbbra is az asztrofizika egyik legnagyobb rejtélye . Még a GW megfigyelési osztályozása is hiányos hosszú és rövid osztályokra.

A GV-t körülbelül naponta egyszer regisztrálják. Amint azt a „Konus” szovjet kísérlet megállapította, amelyet Jevgenyij Mazets vezetésével végeztek a „ Venera-11 ”, „ Venera-12 ” és „ Prognoz ” űrszondákon az 1970-es években [10] , a GW-k ugyanilyen valószínűek. bármely irányból származni, ami a kísérletileg megszerkesztett log  N  - log  S függéssel együtt ( N  azoknak a GW-knek a száma, amelyek a Föld közelében S - nél nagyobb vagy egyenlő gammasugár- fluxust adnak ), azt jelzi, hogy a GW-k egy kozmológiai természet (pontosabban nem a Galaxishoz kötődnek, vagy nem csak vele, hanem az egész Univerzumban előfordulnak , és az Univerzum távoli helyeiről látjuk őket). A forrás irányát háromszögelési módszerrel becsültük meg .

Történelem

1963. október: Az Egyesült Államok légiereje a Vela sorozat első műholdját Föld körüli pályára bocsátotta a légkörben zajló nukleáris robbanások megfigyelésére , miután 1963-ban megkötötték a moszkvai három médiáról szóló kísérleti tilalmi szerződést . A műhold fedélzetén röntgen- , gamma- és neutronsugárzás - detektorok voltak [1] .

Gamma-kitörések felfedezése: a Vela-korszak

Sok elmélet próbálta megmagyarázni ezeket a kitöréseket. A legtöbben azzal érveltek, hogy a források a Tejútrendszeren belül találhatók . De 1991-ig nem történt kísérleti megerősítés.

Statisztikák halmozása: BATSE korszak

1991. április 5-től 2000. június 4-ig a Compton Gamma Ray Observatory ( CGRO ) működött pályán [20] .  Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ) detektort telepítettek a fedélzetre , amelyet a GW regisztrálására terveztek. Működése során 2704 eseményt észleltek (azaz körülbelül napi egy sorozatot).

A BATSE segítségével a Fizikotechnikai Intézet eredményei megerősítették , hogy a GW-k izotróp módon oszlanak el az égi szférában , és nem csoportosulnak a tér egyik régiójában sem, például a galaxis közepén vagy a galaktikus síkja mentén. egyenlítő [21] . A Tejútrendszer lapos alakja miatt a galaxisunkhoz tartozó források a galaktikus sík közelében koncentrálódnak. A GW-k ilyen tulajdonságának hiánya erős bizonyíték arra, hogy a Tejúton kívülről származnak [22] [23] [24] , bár a Tejútrendszer egyes modelljei még mindig összhangban vannak a hasonló izotróp eloszlással [25] .

A GW-k következő empirikus tulajdonságait is megállapították: sokféle fénygörbe (nagyon rövid időskálán sima és csipkézett), bimodális időtartam-eloszlás (rövidek - kevesebb, mint 2 másodperc - keményebb spektrummal és hosszúak - több 2 másodpercnél – lágyabb spektrummal).

Évtizedekkel a GW felfedezése után a csillagászok egy alkatrészt kerestek – minden olyan csillagászati ​​objektumot, amely egy közelmúltbeli GW helyén található. Az objektumok számos különböző osztályát figyelembe vették, beleértve a fehér törpéket , pulzárokat , szupernóvákat , gömbölyű csillaghalmazokat , kvazárokat , Seyfert-galaxisokat és BL Lac objektumokat [26] . Mindezek a keresések sikertelenek voltak, és még néhány esetben sem, amikor a GW meglehetősen jó helyen volt, nem lehetett észrevehető fényes tárgyat látni. Ez jelzi a GW eredetét vagy nagyon halvány csillagokból, vagy rendkívül távoli galaxisokból [27] [28] . Még a legpontosabb helyszínek is halvány csillagok és galaxisok csoportjaira korlátozódtak. Világossá vált, hogy a GW koordináták végső felbontásához új műholdakra és gyorsabb kommunikációra is szükség van [29] .

Az utófények felfedezése: a BeppoSAX korszak

A GW eredetére több modell is utalt arra, hogy a gamma-sugárzás kezdeti kitörése után lassan bomló, hosszabb hullámhosszú sugárzásnak kell bekövetkeznie, amely a villanás és a csillagközi gáz hatására kilökődő anyag ütközése következtében jön létre [30] . Ezt a sugárzást (az elektromágneses spektrum minden tartományában) a GW " utófénynek " ("utófény" vagy "halo") nevezte. Az "utófény" korai keresése sikertelen volt, elsősorban a pontos hosszúhullámú GW koordináták meghatározásának nehézsége miatt közvetlenül a kezdeti kitörés után.

Áttörés ebben az irányban 1997 februárjában következett be , amikor a BeppoSAX olasz-holland műhold észlelte a GRB 970228 gamma - kitörést , majd 8 órával később egy röntgendetektor (szintén a BeppoSAX fedélzetén) észlelte a GRB csökkenő röntgensugárzását. 970228. A röntgen "utófény" koordinátáit sokkal nagyobb pontossággal határozták meg, mint a gamma sugaraké. A BeppoSAX projekt elemzőinek egy csoportja néhány órán belül 3 ívperces pontossággal meghatározta a robbanás koordinátáit.

A földi optikai teleszkópok ezután egy halványuló új forrást is észleltek a területen; így helyzete egy ívmásodpercig ismertté vált. Egy idő után a Hubble-teleszkóp mély felvétele egy távoli, nagyon halvány galaxist ( z  = 0,7) tárt fel az előbbi forrás helyén. Így a gamma-kitörések kozmológiai eredete bebizonyosodott. Ezt követően sok kitörésben, minden tartományban (röntgen, ultraibolya, optika, infravörös, rádió) utánvilágítást figyeltek meg. A vöröseltolódások nagyon nagynak bizonyultak (legfeljebb 6, hosszú gamma-kitöréseknél többnyire 0-4 tartományban; rövideknél kevesebb).

A gyors azonosítás kora: Swift

A 2004 -ben felbocsátott Swift műhold képes a kitörések gyors (kevesebb mint egy perc) optikai és röntgensugaras azonosítására. Felfedezései között vannak erőteljes, néha többszörös röntgenkitörések utófényben, időnként akár több órával a kitörés után; utófények észlelése még a tényleges gammasugárzás vége előtt stb.

Távolságok és energia

A gamma-kitörések kozmológiai természetéből kitűnik, hogy óriási energiával kell rendelkezniük. Például a GRB 970228 eseménynél sugárzási izotrópiát feltételezve az energia csak a gamma tartományban 1,6⋅10 52  erg (1,6⋅10 45  J), ami egy nagyságrenddel nagyobb, mint egy tipikus szupernóva energiája. Egyes gamma-kitöréseknél a becslés eléri a 10 54  erg értéket, vagyis összevethető a Nap nyugalmi energiájával . Ráadásul ez az energia nagyon rövid idő alatt szabadul fel.

Az energiakibocsátás kollimált áramlás ( relativisztikus sugár ) formájában történik, amely esetben az energiabecslés a sugárkúp nyitási szögével arányosan csökken. Ezt az utóvilágítási fénygörbék megfigyelései is megerősítik (lásd alább). A tipikus kitörési energia a fúvókákkal együtt körülbelül 10 51  erg, de a szórás meglehetősen nagy. A relativisztikus sugarak jelenléte azt jelenti, hogy az Univerzumban előforduló összes kitörésnek csak egy kis részét látjuk. Gyakoriságuk a becslések szerint 100 000 évente galaxisonként egy kitörés.

A gamma-kitöréseket előidéző ​​események olyan erősek, hogy néha szabad szemmel is megfigyelhetők, bár a Földtől több milliárd fényévnyi távolságra fordulnak elő [31] .

A gamma-kitörések mechanizmusai

Még mindig nem teljesen tisztázott az a mechanizmus, amellyel ennyi energia szabadul fel ilyen rövid idő alatt, kis mennyiségben. Legvalószínűbb, hogy a rövid és hosszú gamma-kitörések esetében más a helyzet. A mai napig a GW két fő alfaja létezik: a hosszú és a rövid , amelyek spektrumai és megfigyelési megnyilvánulásai jelentős különbségeket mutatnak. Tehát a hosszú gamma-kitöréseket néha szupernóva-robbanás kíséri, de a rövideket soha. Két fő modell magyarázza ezt a kétféle kataklizmát.

Hosszú gamma-kitörések és szupernóvák

A hosszú gamma-kitörések valószínűleg az Ib/c típusú szupernóvákhoz kapcsolódnak. Több esetben egy optikailag azonosított forrás, valamivel a kitörés után, a szupernóvákra jellemző spektrumokat és fénygörbéket mutatott. Ezenkívül a galaxisokkal való azonosítás eseteinek többségében aktív csillagkeletkezés jelei voltak bennük .

Nem minden Ib/c típusú szupernóva okozhat gamma-kitörést. Ezek olyan események, amelyek egy hatalmas (> 25 naptömegű) csillag magjának fekete lyukká való összeomlásával kapcsolatosak , hidrogénhéj nélkül, és amelynek nagy forgási nyomatéka van - az úgynevezett collapsar modell . A számítások szerint a mag egy része fekete lyukká változik, amelyet egy erős akkréciós korong vesz körül , amely néhány másodpercen belül beleesik a lyukba. Ezzel egyidejűleg a korong tengelye mentén relativisztikus sugarak indulnak el, amelyek áttörik a csillag héját és kitörést okoznak. Az ilyen esetek a szupernóvák teljes számának körülbelül 1%-át teszik ki (ezeket néha hipernóváknak nevezik ).

A hosszú gamma-kitörések fő modelljét Stan Woosley amerikai tudós javasolta  - egy összeomlási modellt, amelyet "sikertelen szupernóvának" neveznek ( eng.  failed supernova ; Woosley 1993). Ebben a modellben gamma-kitörést generál egy sugár (jet) egy hatalmas Wolf-Rayet csillag (lényegében egy normál csillag hélium vagy szén-oxigén magja) összeomlása során. Ez a modell elvileg hosszú (de nem túl hosszú) GW-ket ír le. Ezt a modellt Bogdan Paczynski lengyel tudós fejlesztette ki., aki a „ hipernova-robbanás ” kifejezést használta ( angol  hypernova explosion ; Paczynski, 1998).

Ezenkívül a „ hipernóva ” kifejezést más asztrofizikusok sokkal korábban használták, más kontextusban.

Relativisztikus objektumok rövid gamma-kitörései és egyesülései

A rövid gamma-kitörések mechanizmusa valószínűleg a neutroncsillagok vagy egy neutroncsillag és egy fekete lyuk egyesülésével hozható összefüggésbe. A nagy szögimpulzus miatt egy ilyen rendszer nem tud azonnal teljesen fekete lyukká válni: kialakul egy kezdeti fekete lyuk, és körülötte egy akkréciós korong. Számítások szerint az ilyen események jellemző ideje csak a másodperc töredéke, amit szuperszámítógépeken végzett szimulációk is megerősítenek [32] . Az azonosított rövid GRB-k szisztematikusan kisebb távolságra helyezkednek el, mint a hosszúak, és alacsonyabb az energiafelszabadulásuk.

A rövid gamma-kitörések leírására alkalmas modellt javasoltak S. I. Blinnikov szovjet asztrofizikusok és mások - a bináris neutroncsillagok egyesülését . [33]

Alon Retter és Shlomo Heller izraeli csillagászok azt sugallják, hogy a 2006-ban előforduló rendellenes GRB 060614 fehér lyuk volt . Alon Retter úgy véli, hogy a keletkezett fehér lyukak azonnal elpusztulnak, a folyamat az ősrobbanáshoz hasonlít , Retter és munkatársai "Small Bang"-nek ( eng.  Small Bang ) nevezték el.

Utófények: relativisztikus fúvókák

Magával a gamma-kitöréssel ellentétben az utánvilágítási mechanizmusok elméletileg meglehetősen fejlettek. Feltételezzük, hogy a központi objektumban valamilyen esemény elindítja egy ultrarelativisztikus táguló héj kialakulását ( 100-as nagyságrendű Lorentz-faktor γ). Az egyik modell szerint a héj barionokból áll (tömegének 10 -8  - 10 -6 naptömegnek kell lennie), a másik szerint ez egy mágnesezett áramlás, amelyben a fő energiát a Poynting-vektor adja át .

Nagyon jelentős, hogy sok esetben erős ingadozás van mind magában a gamma-sugárzásban (a műszer felbontásának nagyságrendjében - ezredmásodperc), mind a röntgen- és optikai utófényekben (másodlagos és azt követő fellángolások, az energiafelszabadulás összehasonlítható magával a kitöréssel). Ez bizonyos mértékig magyarázható több lökéshullám ütközésével a héjban, amelyek különböző sebességgel mozognak, de általában ez a jelenség komoly problémát jelent a központi gép mechanizmusának bármilyen magyarázata számára: szükséges, hogy azután az első robbanás még mindig több energiafelszabadulási epizódot tudott adni, néha akár több órán keresztül is.

Az utánvilágítást elsősorban a szinkrotron mechanizmus és esetleg a Compton visszaszórás biztosítja .

Az utófények fénygörbéi meglehetősen összetettek, mivel az íj lökéssugárzásból, a hátrafelé irányuló lökéshullámból, az esetleges szupernóva-sugárzásból stb. állnak össze, a relativisztikus sugár jelenléte javára: a γ-tényező ~-ra csökkenésekor fordul elő. 1/θ, ahol θ a sugárnyitási szög.

Lehetséges veszély a Földre

Boris Stern ezt írja: „Vegyünk egy mérsékelt esetet, amikor az energiafelszabadulás 10 52 erg , és a kitörés távolsága 3 parszek , 10 fényév vagy 10 19 cm – körülbelül egy tucat csillag van ilyen határokon belül tőlünk. Ilyen távolságban pillanatok alatt 10 13 erg szabadul fel a gamma-kvantumok útjába került bolygó minden egyes négyzetcentiméterén . Ez egyenértékű egy atombomba felrobbantásával az égbolt minden hektárján [1. megjegyzés] ! A légkör nem segít: bár az energia a felső rétegeiben jelenik meg, jelentős része fény formájában azonnal a felszínre ér. Nyilvánvaló, hogy a bolygó besugárzott felén minden élet azonnal kipusztul, a másik felén pedig valamivel később a másodlagos hatások miatt. Még ha 100-szor nagyobb távolságot veszünk is (ez már a galaktikus korong és több százezer csillag vastagsága), a hatás (négyzetenként egy atombomba 10 km oldallal) lesz a legkeményebb ütés, és itt már most komolyan fel kell mérnünk, mi marad életben, és van-e egyáltalán valami."

Stern úgy véli, hogy galaxisunkban átlagosan millió évente egyszer történik gamma-kitörés. A WR 104 -hez hasonló csillag gamma-kitörése intenzív ózonréteg károsodást okozhat a bolygó felében.

Valószínűleg a gamma-kitörés okozta az ordovícium-szilur kihalást körülbelül 443 millió évvel ezelőtt, amikor az élőlények fajainak 60%-a elpusztult (egyedszámát tekintve pedig jóval nagyobb arányban, hiszen csak néhány egyed elegendő a a faj túlélése). [34]

Lásd még

Jegyzetek

Hozzászólások
  1. ↑ 10 14 J vagy körülbelül 23,9 kt erősségű robbanás , ami valamivel több , mint a Fat Man bomba robbanóereje .
Források
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Gamma-sugár-kitörések : rövid történet  . NASA. Letöltve: 2018. április 10. Az eredetiből archiválva : 2016. december 21..
  2. ↑ A szakirodalomban és a médiában is megtalálható a gammasugár kifejezés .
  3. ↑ arXiv:1604.07132[astro-ph.HE]
  4. ↑ doi.org/10.3847/1538-4357/aba529
  5. ↑ arXiv:1212.2392[astro-ph.HE]
  6. ↑ PoS(ICRC2021)019
  7. ↑ Podsiadlowski P., Mazzali PA, Nomoto K. et al. A hipernóvák és a gammasugár-kitörések aránya: következmények az őseikre  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. április 23. - Vol. 607 , sz. 1 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/421347 .
  8. ↑ Melott AL , Lieberman BS, Laird CM, et al. Egy gamma-kitörés indította el a késő ordovíciai tömeges kihalást?  (angol)  // International Journal of Astrobiology . - 2004. január . 3 , sz. 1 . - P. 55-61 . — ISSN 1475-3006 . - doi : 10.1017/S1473550404001910 .
  9. ↑ Hurley, Kevin. A Gamma-ray Burst Bibliography, 1973-2001 // Gamma-ray Burst és Afterglow Astronomy 2001: A Workshop a HETE Misszió első évét ünneplő / Szerk. szerző: GA Ricker, RK Vanderspek. - American Institute of Physics , 2003. - P. 153-155. — ISBN 0-7534-0122-5 .
  10. ↑ Mazets E. P., Golenetskii S. V. et al. Venera 11 és 12 megfigyelések a gamma-kitörésekről - The Cone experiment  // Astronomy Letters  : Journal  . - 1979. - 1. évf. 5 . - 87-90 .
  11. ↑ Luchkov B. I., Mitrofanov I. G., Rozental I. L. A kozmikus gamma-kitörések természetéről . - UFN, 1996. - T. 166 , 7. sz . - S. 743-762 .  (Hozzáférés: 2011. augusztus 4.)
  12. ↑ NASA HEASARC: IMP-6 . NASA. Az eredetiből archiválva: 2012. február 5.
  13. ↑ NASA HEASARC: OSO-7 . NASA. Az eredetiből archiválva: 2012. február 5.
  14. ↑ Mazets E. P., Golenetsky S. V., Ilyinsky V. N. Kozmikus gamma-kitörés a Kosmos-461 műhold megfigyelései alapján  // JETP Letters. - 1974. - T. 19 . - S. 126-128 .
  15. ↑ Klebesadel RW et al. Kozmikus eredetű gamma-kitörések megfigyelései . - USA: ApJ., 1973. - T. 182 . - S. 85-88 .
  16. ↑ Schilling 2002, p. 19-20.
  17. ↑ Aptekar R. L., Golenetsky S. V., Mazets E. P., Palshin V. D., Frederiks D. D. Cosmic gamma-ray bursts and soft gamma-ray repeaters kutatása az FTI KONUS kísérleteiben . - UFN, 2010. - T. 180 . - S. 420-424 .
  18. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // Szo. Asztrofizika és űrfizika. - M . : Fizmatlit, 1982. - S. 216 .
  19. ↑ Golenetsky S. V., Mazets E. P.  // Szo. Asztrofizika és űrfizika (Itogi nauki i tekhniki. Ser. Astronomy). - M. : VINITI, 1987. - T. 32 . - S. 16 .
  20. ↑ NASA HEASARC: CGRO . NASA. Az eredetiből archiválva: 2012. február 5.
  21. ↑ Meegan, C. A. et al. A BATSE által megfigyelt gamma-kitörések térbeli eloszlása  ​​// Nature  :  Journal. - 1992. - 1. évf. 355 . — 143. o . - doi : 10.1038/355143a0 .
  22. ↑ Schilling, Govert . Vaku! Vadászat a világegyetem legnagyobb robbanásaira   : folyóirat . - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0-521-80053-6 .
  23. ↑ Paczyński, B. Milyen messze vannak a gammasugár-kitörések? (angol)  // A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai . - 1995. - 1. évf. 107 . - 1167. o . - doi : 10.1086/133674 . - .
  24. ↑ Piran, T. A Compton (GRO) megfigyelések következményei a kozmológiai gamma-kitörésekre  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 389 . — P.L45 . - doi : 10.1086/186345 .
  25. ↑ Lamb D. Q. The Distance Scale to Gamma-ray Bursts  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1995. - 1. évf. 107 . - 1152. o . - doi : 10.1086/133673 . - .
  26. ↑ Hurley, K., Cline, T. és Epstein, R. (1986). "Hibadobozok és térbeli eloszlás". In Liang, E. P.; Petrosian, V. AIP konferencia anyaga . Gammasugár-kitörések. 141 . Amerikai Fizikai Intézet . pp. 33-38. ISBN  0-88318-340-4 .
  27. ↑ Pedersen, H.; et al. (1986). "Mély keresések a burster megfelelőiért". Liangban, Edison P.; Petrosian, Vahe. AIP konferencia anyaga . Gammasugár-kitörések. 141 . Amerikai Fizikai Intézet . pp. 39-46. ISBN  0-88318-340-4 .
  28. ↑ Hurley, K. Gamma-sugár-kitörések – távolodva a markunktól  // Természet  :  folyóirat. - 1992. - 1. évf. 357 . — 112. o . - doi : 10.1038/357112a0 . — .
  29. ↑ Fishman, C.J.; Meegan, C. A. Gamma-sugár-  kitörések  // Astronomy and Astrophysics éves áttekintése. - 1995. - 1. évf. 33 . - P. 415-458 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002215 .
  30. ↑ Paczyński, B.; Rhoads, J. E. Radio Traniens from Gamma-Ray Bursters // Astrophysics Journal . - 1993. - T. 418 . - S. 5 . - doi : 10.1086/187102 . - .
  31. ↑ A világegyetem legfényesebb robbanása Archiválva : 2008. szeptember 15. a Wayback Machine -nél .
  32. ↑ A neutroncsillagok egyesülése energiaforrásként szolgálhat rövid gamma-kitörésekhez Archiválva : 2011. április 29., a Wayback Machine // Elements.
  33. ↑ Blinnikov, S. et al. Exploding Neutron Stars in Close Binaries  (angol)  // Astronomy Letters  : Journal. - 1984. - 1. évf. 10 . - 177. o .
  34. ↑ Gamma-kitörések . Archiválva : 2015. január 1. a Wayback Machine -nél . Biztonsági Enciklopédia.

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban