Sprogimu galima būtų vadinti bet kokią nekontroliuojamą reakciją, kurios metu staigiai išskiriama santykinai daug energijos. Įprastesni mums sprogimai vyksta dėl staigaus degimo, kuomet kuras nevaržomai dega, kyla aplinkos temperatūra, dėl to degimas tik dar labiau spartėja ir įvyksta sprogimas.
Tas pats žiebtuvėlis įprasto naudojimo būdu nesprogsta, nes degimui naudojama tik labai maža dujų dalis ir kaitra nėra nukreipta į dujų konteinerį. Branduolinės bombos sprogimas vyksta ne dėl degimo, o dėl radioaktyvių branduolių skilimo. Šie branduoliai natūraliai skyla ir išspinduliuoja neutronus, kuriuos sugėrę, kiti radioaktyvūs branduoliai gali skilti sparčiau, išlaisvindami dar daugiau neutronų.
Jei sudėsime pakankamai tokių radioaktyvių atomų greta (pasieksime kritinę jų masę), išspinduliuoti neutronai gali sukelti grandininę reakciją, sukeliančią branduolinį sprogimą. O jei darytume priešingai ir ne skaldytume sunkiųjų atomų branduolius, o jungtume lengvųjų, tokių – termobranduolinių arba kitaip, vandenilinių – bombų galios kritinė masė neberibos.
Bet ar branduoliniai ir termobranduoliniai sprogimai yra patys ekstremaliausi galintys nutikti įvykiai? Žinoma, ne. Bet norint suprasti jų veikimą, reikėtų žvelgti toliau ir patiems sprogdinimais nebeužsiimti. Ir geriausias pavyzdys yra didžiausias kada nors įvykęs sprogimas – Didysis sprogimas.
Nežinome, kas jį sukėlė ir pirmųjų momentų, kas po jo įvyko, tačiau pagrįstai galime teigti, kad taip prasidėjo Visatos istorija. Po sprogimo temperatūra ir tankis buvo tokie dideli, kad negalėjo egzistuoti net atomų branduoliai. Visos dalelės, nesvarbu, kiek tarpusavyje efektyviai sąveikaujančios, nuolat smūgiavo viena kitą ir ardė bet kokias sudėtingesnes struktūras.
Visatai plečiantis ir vėstant, stipriai sąveikaujančios dalelės pradėjo formuoti tokias daleles kaip elektronai ir protonai, vėliau pradėjo formuotis atomų branduoliai, tada atomai, fotonai nustojo efektyviai sąveikauti su atomais… Šio sprogimo pasekmes stebime ir dabar – nuo mikrobangų spinduliuotės fono, likusio iš laikų, kai tas fonas nustojo efektyviai sąveikauti su materija ar dar ankstesnių, rodančių kiek ir kokių atomų branduolių galėjo susiformuoti ir susiformavo anksčiau, nei bet kokios žvaigždės iki vėlyvų, tokių kaip Žemė ir joje vykstantys procesai, nulemti po Didžiojo sprogimo susiformavusių fizikos dėsnių.
Dar ankstesnes sąlygas galima tirti dalelių greitintuvuose, tokiuose, kaip LHC, kuriuose sudurdami daleles tokiais greičiais, kurie buvo įprasti dalelėms dar iki susiformuojant net protonams ar elektronams. Tiesa, galima argumentuoti, kad Didysis sprogimas buvo ne sprogimas, nes tada sprogo ir po Visatą sklido ne medžiaga. Sprogimo metu išsiplėtė pati erdvė, po kurią medžiaga galėjo pasklisti, atitinkamai rečiau turėdama progą tarpusavyje sąveikauti ir būtent dėl to vėso.
Didysis sprogimas įvyko seniai, prieš ~13,8 milijardo metų ir nėra kokių nors užuominų, kad jis artimiausiu metu pasikartos. Kokie sprogimai tuomet didžiausi, kuriuos galime stebėti „tiesiogiai“? Tai – gama spindulių žybsniai. Tai, kad mes juos siejame su gama spinduliais, yra tiesiogiai susiję su jų atradimo istorija. Gama spinduliai yra itin energingi ir skvarbūs elektromagnetinio spinduliavimo fotonai, siejami su atomų branduolių skilimu – radiacija.
Nieko keisto, kad Šaltojo karo metu, remiantis gama spindulių detekcija, buvo sekami branduolinių ginklų bandymai. JAV tuo tikslu į orbitą buvo paleidusi „Vela“ palydovų tinklą. 1967 m. buvo pirmąkart užfiksuotas gama spindulių žybsnis, kurio savybės neatitiko jokio tuo metu žinomo atominio ginklo. Tuo metu tai buvo nurašyta kaip anomalija, dokumentuota, bet nesureikšminta.
Žybsniai kartojosi ir trianguliacijos būdu vėliau buvo identifikuotos 16-os žybsnių kryptys. Šie žybsniai negalėjo būti žemiškos ar Saulės sistemos kilmės, tad nebuvo karinė paslaptis ir buvo paviešinti 1973 m. Tęsiant gama spindulių žybsnių tyrimus, buvo nustatyta, kad jie yra izotropiniai, t.y., gali įvykti bet kuria kryptimi. Šis atradimas leido atmesti ir jų Paukščio Tako kilmę – tokiu atveju jie koncentruotųsi Paukščių tako plokštumoje.
Tai, kad gama spindulių žybsniai yra užgalaktinės kilmės ir yra ryškūs (kol kas nesame aptikę Galaktikoje kilusių žybsnių), t.y., gan nesunkiai fiksuojami, pasižymi didelės energijos fotonais, reiškia, kad šie žybsniai itin galingi, galingesni, nei bet kokie kiti stebimi Visatos reiškiniai. Pats žybsnis gali trukti nuo dešimties mikrosekundžių iki kelių valandų.
Paprastai po to galima stebėti ilgesnių bangų – nuo rentgeno iki radijo – reliktinį švytėjimą. Visgi, nors teoriškai to galima buvo tikėtis, nes sprogimo liekanos turėtų sąveikauti ir kaitinti tarpžvaigždines dujas, pirmas toks reliktinis spinduliavimas buvo aptiktas tik 1997 m. „BeppoSAX“ palydovu. Aptikęs gama spindulių žybsnį, jis nukreipė savo rentgeno spindulių kamerą ir jį sėkmingai užfiksavo.
Po 20 valandų „William Herschel“ teleskopui pavyko aptikti šio žybsnio reliktinį spinduliavimą regimųjų spindulių ruože. Netrukus pavyko ir identifikuoti blyškią galaktiką ten, kur įvyko žybsnis, tačiau prireikė dar kelerių metų įvertinti atstumą nuo mūsų. Sprogimas įvyko už 6 mlrd. šviesmečių ir pagaliau buvo gautas įrodymas, kad gama spindulių žybsniai vyksta už Galaktikos ribų ir yra galaktinio masto reiškiniai.
Pačios žybsnių savybės gali būti labai įvairios: jie gali būti staigūs ir lėtai blykšti, gali būti pirmas mažesnis žybsnis, ir po to didelis, gali būti serija žybsnių. Nėra vieno modelio, galinčio paaiškinti visą žybsnių įvairovę, tad negalime teigti, kad mes gerai suprantame, kaip jie vyksta. Klasifikacijos tikslais patogiausia klasifikuoti žybsnius pagal jų trukmę.
Trumpais laikomi trumpesni nei 2 sekundžių žybsniai. Jie sudaro apie 30 proc. žybsnių ir iki 2005 m. nebuvo pavykę aptikti jų reliktinės spinduliuotės. Atsekti žybsniai įvyko itin silpnos žvaigždėdaros regionuose, pvz., eliptinėse galaktikose ar centrinėse galaktikų spiečių dalyse. Tad galime manyti, kad tai nėra masyvių žvaigždžių supernovų pasekmė (kuo masyvesnė žvaigždė, tuo trumpiau ji gyvuoja).
Manoma, kad tai gali būti neutroninių žvaigždžių ar neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių susijungimo pasekmė. Tai galėtų sukelti kilonovos sprogimą. O mokslininkai, sėkmingai aptikę gravitacinių bangų egzistavimą, yra gan užtikrinti, kad tokie įvykiai gali vykti. Vidutiniškai trumpi žybsniai trunka 0,2 s, o tai reiškia, kad objektai, sukeliantys tokius žybsnius turi būti itin maži, pakankamai maži, kad šviesa per jų skersmenį perkeliautų per 0,2 s.
Dalį trumpų žybsnių gali sukelti mažiau energingi, bet artimesni įvykiai – medžiagos kritimas į greitai besisukančias neutronines žvaigždes, turinčias itin stiprų magnetinį lauką. Medžiagai įkritus, gali kilti trumpas gama spindulių žybsnis polių kryptimi, ir jei polius nukreiptas į mus, galime fiksuoti energingą žybsnį. Tokie žybsniai kartojasi, tiesa, nereguliariai, kai įkrenta medžiaga, galinti sukelti žybsnį. Ilgesni nei 2 s žybsniai sudaro likusią dalį, 70 proc., gama spindulių žybsnių.
Jų reliktinė spinduliuotė gan lengvai aptinkama ir beveik visais atvejais būna susijusi su aktyviais žvaigždėdaros regionais, kai kuriais atvejais net konkrečiomis supernovomis. Šių žybsnių atveju esame gan tikri, kad tai itin masyvių žvaigždžių sprogimai.
Verta paminėti, kad net ir ne pačių masyviausių žvaigždžių sprogimai – supernovos – yra itin galingi sprogimai (jei sprogimas suardo žvaigždę, silpnas jis negali būti). Supernovų sprogimai yra gan dažni, nuolat vyksta ir mūsų galaktikoje. Visi cheminiai elementai, sunkesni už litį, pirmiausiai atsirado žvaigždėse ir būtent supernovų sprogimų metu pasklido po Visatą.
Energingesni iš šių sprogimų, vadinamosios Ia tipo supernovos vyksta dvinarėse žvaigždžių sistemose. Kadangi masyvesnės žvaigždės evuliucionuoja greičiau, jos neretai virsta baltosiomis nykštukėmis. Vėliau mažiau masyvi poros žvaigždė virsta raudonąja milžine ir gerokai išsiplečia (pavyzdžiui, besiplėsdama Saulė išsipūstų iki Žemės orbitos ar net toliau).
Jei tokios poros žvaigždės yra pakankamai arti viena kitos, raudonosios milžinės spindulys tampa pakankamai didelis, kad jos medžiagą į save efektyviau trauktų baltoji nykštukė, atvirkščiai. Taip baltosios nykštukės „vagia“ raudonosios milžinės materiją ir augina savo masę, tačiau tai gali vykti tik iki tam tikros gravitaciškai stabilios Chandrasekharo ribos – 1,4 Saulės masės.
Kai ši masės riba viršijama, įvyksta energingas sprogimas, kurio metu nykštukė suardoma ir sprogimo metu susintetinami sunkesni už geležį elementai. Tiesa, tokiems sprogimams įvykti reikia gan daug laiko (mažiau masyvi žvaigždė turi virsti raudonąja milžine), tad santykinis praturtinimas sunkiaisiais elementais anksčiausiai susiformavusiose žvaigždėse stebimas gerokai mažesnis, nei vėliau susiformavusiose, tokiose kaip Saulė.
Likę supernovų tipai kyla iš masyvių žvaigždžių. Tokių žvaigždžių centrinėse dalyse pasiekiama gerokai didesnė temperatūra ir slėgis. Nuo tam tikros masės tai leidžia vykti termobranduolinei sintezei tokių elementų, kurių sintezė mažesnių žvaigždžių branduoliuose vykti niekaip negali. Termobranduolinės reakcijos vyksta sparčiai, iki geležies, kuri turi patį stabiliausią branduolį, todėl tolesnėms termobranduolinėms reakcijoms vykti jau būtų nebe kuriama, o eikvojama energija. Kitaip tariant, kuras baigiasi. O visam kurui sudegus žvaigždė nebegali kompensuoti savo pačios gravitacijos.
Atitinkamai, vos sustoja sintezė ir nebelieka energijos kompensuoti gravitacijai, žvaigždė pradeda trauktis vos ne laisvu kritimu. Branduolys gali turėti tik ribotą masę (ir tankį) ir nuo jo žvaigždės medžiaga atšoka, papildomai išlaisvindama daugiau energijos dėl padidėjusio slėgio ir pasikeitusios pačio branduolio struktūros, iš kurio teliks juodoji skylė, ar dažniau, neutroninė žvaigždė, kuomet protonai branduolyje virs neutronais, nes tik taip galės kompensuoti tolesnį traukimąsi ir nevirsti juodąja skyle. Atitinkamai, žvaigždė sprogsta palikdama branduolį ir pasklinda po tarpžvaigždinę erdvę.
Tai yra didžiausi sprogimai Visatoje ir jų svarba negali būti nuvertinta. Jei supernovų sprogimų pasekmes mes matome kiekvieną dieną ir jų supratimas tiesiogiai susijęs su mus supančio pasaulio supratimu, gama spindulių žybsnis gali būti itin pavojingas, jei įvyktų mūsų Galaktikoje. Jei jie matomi kaip ryškios žvaigždės, nors yra už milijardų šviesmečių, galima tik įsivaizduoti pasekmes, jei toks įvyktų mūsų aplinkoje.
Visgi, nerimauti neverta, nes tokie įvykiai yra itin reti, turint omenyje, iš kiek toli ir kiek dažnai mes juos matome. Siekdami vis geriau suprasti šiuos trumpalaikius reiškinius, keliame vis naujas kosmines observatorijas, galinčias tiksliau ir greičiau aptikti žybsnius visame danguje, greičiau atsekti juos ir kituose bangos ilgiuose ir juos identifikuoti. Tam yra pasitelkiami ir teleskopai visoje Žemėje, kad sužinojus, kad įvyko žybsnis ir kur, būtų galima sparčiai juos nukreipti stebėti unikalaus reiškinio, kuris netrukus išnyks iš mūsų padangės. Telieka laukti naujų ir netikėtų atradimų apie šiuos reiškinius!
