Způsobily gama záblesky změny v biosféře Země?

Ivan Havlíček, 25. července 2005

Vědci z NASA a z Kansaské univerzity předložili začátkem dubna 2005 teorii, podle které mohou kosmické záblesky gama záření výrazně ovlivňovat život na Zemi. V minulosti se to již mohlo stát několikrát a naposledy před mnoha stovkami milionů let. Intenzivní záření vysoce energetických fotonů může porušit stratosférickou ozónovou vrstvu Země a následně je nechráněná biosféra bombardována UV zářením.

Gama záblesky a průchod UV záření atmosférou

Zdrojem UV záření je ve sluneční soustavě zejména Slunce. Proti pronikání UV záření do biosféry je dnes velmi účinný ozónový obal, bez něhož by život na Zemi nebyl myslitelný. Ozón se při pohlcování UV záření rozkládá na molekulární a atomární kyslík a produkty této reakce se opět vlivem UV záření mohou slučovat na ozón. Tato oboustranně probíhající reakce produkuje odpadní teplo, které je vyzařováno do prostoru. Podle výpočtů však stačí k vyčerpání poloviny veškerého stratosférického ozónu gama záblesk trvající kolem 10 sekund, pokud není jeho zdroj vzdálen více jak cca 6 000 světelných let. Snížení koncentrace stratosférického ozónu na polovinu proběhne v časovém měřítku několika týdnů. Jakmile je ozónový ochranný obal takto porušen, ultrafialové záření proniká s velkou intenzitou až k zemskému povrchu.

Dochází k rychlému vymírání všeho, co není skryto alespoň několik metrů pod vodní hladinou, která se tak stává poslední ochranou živých organismů před tvrdým zářením. Dojde k přerušení potravního řetězce a přeživší zbylé organizmy musí nalézat nové možnosti, jak se udržet naživu. Obnovení ozónového ochranného obalu do původní podoby je podle současného matematického modelování záležitostí trvající nejméně pět let. Po celou tuto dobu může tvrdé záření z kosmu způsobovat nevratné genetické změny v organismech, které byly natolik odolné, že v nově nastavených podmínkách dokázaly přežít. Život na planetě je však po prodělání takového procesu posunut do jiných podmínek. Přežívají organismy, které byly genetickou mutací ovlivněny k výhodnějším vlastnostem, nebo které byly před UV zářením dostatečně chráněny. Vznikají nové potravní řetězce, které odpovídají novým podmínkám. Mimo jiné se výrazně změní atmosféra a s ní vše, co ji využívá jako zdroj energie. Ozón je při gama záblesku nárazově spotřebováván ke tvorbě NO₂. NO₂ je hnědý plyn, který způsobí zneprůhlednění atmosféry, není však schopen pohlcovat UV záření v takové míře jako ozón. Biosféra je velmi komplikovaný systém, který se následně s takovým šokem vyrovnává po velmi dlouhou dobu. Není vyloučeno, že to může trvat i statisíce let.

Předložená práce se zabývá zejména chemií atmosféry. Matematický model zahrnuje přeměnu molekulárního dusíku na atomární prostřednictvím záření gama. Následuje reakce s atmosférickým kyslíkem za postupného vzniku NO. NO pak využívá ozón jako zdroj kyslíku k vytvoření molekul NO₂. Vyšší koncentrace NO znamená vyšší produkci NO₂ a tím stále se zvyšující destrukci ozónové vrstvy. Počítačový model ukazuje, že ještě po pěti letech je koncentrace ozónu o 10 % nižší než byla před gama zábleskem.

Rázová vlna gama záblesku zasahující atmosféru Zeměkoule. Rychle se tvořící NO₂
je pro zvýšení dramatického účinku kresby znázorněn hnědou barvou. Zdroj: NASA.

Vymírání druhů

Výše uvedený scénář nabízí možnost jak ve velmi krátké době radikálně změnit životní podmínky na celoplanetární úrovni. Důkazy předložené teorie jsou hledány v souvislosti s tzv. velkým vymíráním druhů. V minulých geologických dějinách naší planety jsou známa mnohá taková období, z nichž příčina je objasněna snad jen u vymírání dinosaurů před cca 68 miliony lety. Na konci geologického období ordovikOrdovik – období prvohor v rozmezí od 490 do 435 milionů let před současností. Naše území leželo na okraji obrovského kontinentu Gondwana na jižní polokouli. Ordovik je považován za jedno z nejchladnějších období v historii naší Země. Mezi živými organismy došlo k velkým změnám, řada dřívějších druhů vymizela a místo nich nastoupily nové., v době před cca 440 miliony lety vymřelo z dosud nezjištěných příčin v průběhu cca 1 milionu let 85 % nejrozmanitějších biologických druhů žijících na Zeměkouli. Katastrofa na konci ordoviku je udávána jako příklad katastrofického děje, jehož příčinou mohl být právě blízký kosmický gama záblesk. V tak hluboké minulosti se však velmi obtížně hledají stopy příčinných vztahů, které bychom si tam pro zjednodušené chápání naší minulosti přáli nalézt.

Střední ordovik. Birmanites s plochým krunýřem, jeden z největších
českých trilobitů. Zdroj: V. Turek: Ztracená moře uprostřed Evropy

Zdroje gama záblesků

Zdrojem gama záblesků mohou být v kosmu nejrůznější vysoce energetické procesy. Je známo mnoho záblesků, které se neopakují. Donedávna byly detekovány s přesností polohy kolem 1° a díky satelitu SwiftSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150. keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm. se tato pozorování v budoucnu mnohem zpřesní. Místa jejich výskytu jsou rozložena téměř rovnoměrně po celé obloze a energie fotonů je vyšší než 100 MeV. Vzhledem k velmi krátké době trvání každého záblesku jsou však obtížně lokalizovatelné, zejména jde o velké problémy se stanovením vzdálenosti. Může jít o destrukci velmi masivních hvězd v závěrečné fázi hvězdného vývoje, slučování masivních dvojhvězd – neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než cca 3 M_S (Landauova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹¹ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. či černých děr nebo o další neznámé mechanizmy.

Splynutí dvou neutronových hvězd na černou díru, které je možným zdrojem gama
záblesku. Klepnutím spustíte animaci (mpeg, 3,6 MB). Zdroj NASA/SWIFT.

Také však jsou známé zdroje související s jádry galaxií nebo plošné záření velkých oblastí oblohy. U galaxií může jít o galaxie s aktivním jádrem – projevy supermasivních černých děr v jejich centrálních oblastech. Plošné záření oblohy pramení zejména ze dvou zdrojů. Jednak jde o oblasti mezihvězdného horkého plynu, který je detekován ve struktuře kopírující strukturu spirálních ramen Galaxie. Energie tohoto difúzního plošného záření se pohybuje v rozmezí ¼ ÷ ½ keV. Jako další významný zdroj byly rozpoznány vzdálené kvasaryKvasar – objekty objevené 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (řádově 10⁴¹ W). Kvasary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jsou poznamenány rozpínáním vesmíru a jejich světlo je výrazně posunuté k červenému konci spektra. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Pravděpodobně zárodky budoucích galaxií, často s obří černou dírou v centru a s charakteristickým výtryskem hmoty. , které nalézáme všesměrově po celé obloze. Zhruba 60 % velmi vzdálených zdrojů s energií nad 1 keV pozorovaných satelitem ROSAT (1990-1999) bylo rozpoznáno jako záření vzdálených kvasarů. Mnoho zábleskových zdrojů gama záření je také detekováno poblíž roviny galaxie. V tom případě jde pravděpodobně o zdroje velmi blízké, patřící do galaktické struktury. Od poloviny sedmdesátých let minulého století byly některé tyto zdroje poznány jako pulsaryPulsar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulsy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulsar byl objeven v roce 1967. – neutronové hvězdy s emisí záření gama. Zdroje s energií fotonů nad 20 MeV jsou pozorovatelné už z výšek okolo 40 km pomocí observatoří vynášených balóny. Takto byla například proměřena SN 1987 A.

Rozložení bodových zdrojů záření gama na obloze. Zobrazeny jsou zdroje s energií
fotonů nad 100 MeV detekované přístrojem EGRETEGRET – Energetic Gamma Ray Experiment Telescope, gama dalekohled na palubě družice Compton (1991-2000). Detekce probíhala v rozsahu 20 MeV až 30 GeV se zorným polem 80°. Dnes se často využívá katalog 271 bodových gama zdrojů objevených tímto přístrojem. na družici COMPTONCOMPTON – Compton Gamma Ray Observatory, první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po Dr. A. H. Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanismus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice. .

Současnost

V současné době probíhají astronomická pozorování zejména pomocí specializovaných satelitních observatoří. Dnešním technickým hitem je v této oblasti satelitní observatoř SwiftSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150. keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm., která je v provozu od 20. 11. 2004 a za dobu své existence již lokalizovala a proměřila více jak 100 gama záblesků. Observatoř je kombinací tří astronomických detektorů. Základ tvoří Burst Alert Telescope, přístroj, který určí polohu záblesku a umožní satelit okamžitě nasměrovat dalšími dvěma dalekohledy pracujícími v X a UV oboru do směru, odkud je záblesk detekován. Následně proběhne astrometrická a spektrální analýza. V součinnosti je síť pozemních observatoří, která se snaží nalézt optický protějšek zaznamenaného zdroje. Vše probíhá v řádu sekund. Jde o mezinárodní projekt řízený letovým centrem Goddard Space Flight Center v NASA.

Satelitní observatoř SwiftSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150. keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm.. Zdroj NASA.

Bonus: Animace „SWIFT Gamma-Ray Burst Explorer“

SWIFT je unikátní gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Observatoř je především určena pro pozorování gama záblesků. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. V klipu je vidět automatické otočení přístroje směrem k záblesku. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope; 15÷150 keV) je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope; 0,3÷10 keV) a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope; 170÷650 nm). Družice je tak schopna provádět měření v širokém oboru spektra. Přesnost určení polohy gama záblesku je pouhých 0,3÷5″.

Odkazy