Błysk trwający sekundy może pozostawić poświatę widoczną przez lata
Główny impuls gamma jest tylko pierwszą fazą wielu GRB. Relatywistyczny dżet dalej pędzi przez przestrzeń i zderza się z otaczającym gazem, tworząc zewnętrzną falę uderzeniową. Przyspieszone elektrony i pole magnetyczne produkują wtedy poświatę synchrotronową obejmującą radio, podczerwień, światło widzialne, UV i promienie X. Taki sygnał może trwać od godzin do miesięcy, a w wyjątkowych przypadkach być śledzony latami. Dzięki poświacie astronomowie lokalizują galaktykę macierzystą, mierzą geometrię dżetu i badają środowisko wybuchu długo po zniknięciu gamma.
GRB nie kończy się wraz z ostatnim fotonem gamma
Prompt emission, czyli właściwy rozbłysk gamma, może trwać od ułamka sekundy do wielu minut. W tym czasie centralny silnik i relatywistyczny wypływ produkują najbardziej energetyczne promieniowanie. Po zakończeniu tej fazy ogromna ilość energii kinetycznej nadal znajduje się w dżecie. Gdy wypływ napotyka gaz otaczający źródło, powstaje fala uderzeniowa, która zwalnia materiał i przekształca część jego energii w promieniowanie.
Elektrony świecą synchrotronowo
Na fali uderzeniowej cząstki mogą być przyspieszane, a pola magnetyczne wzmacniane. Relatywistyczne elektrony poruszające się po zakrzywionych torach w polu magnetycznym emitują promieniowanie synchrotronowe. Ponieważ rozkład energii elektronów jest szeroki, emisja obejmuje wiele zakresów widma jednocześnie. Stąd ten sam afterglow można śledzić radioteleskopem, teleskopem optycznym i obserwatorium rentgenowskim.
Czas działa na korzyść astronomów
Rozbłysk gamma jest tak krótki, że dawniej trudno było precyzyjnie wyznaczać pozycje i badać źródła. Poświata zmieniła sytuację. Może trwać wiele rzędów wielkości dłużej niż impuls gamma, dając czas na obrót teleskopów i zebranie widm. Dzięki temu można zmierzyć przesunięcie ku czerwieni, wskazać galaktykę macierzystą i sprawdzić, czy z długim GRB pojawia się supernowa.
Kształt zaniku mierzy geometrię i otoczenie
Jasność poświaty nie spada przypadkowo. Tempo zaniku zależy od energii dżetu, rozkładu prędkości, gęstości ośrodka i geometrii. Kiedy spowolnienie dżetu sprawia, że obserwator zaczyna „widzieć” jego krawędź, krzywa może wyraźnie zmienić nachylenie. Przy obserwacji poza osią sygnał może początkowo rosnąć. Poświata staje się więc narzędziem do rekonstrukcji czegoś, czego nie da się zobaczyć bezpośrednio: trójwymiarowej struktury relatywistycznego wypływu.
GRB 221009A pozostawał widoczny długo po rekordowym błysku
NASA podaje, że podczerwona poświata GRB 221009A była obserwowana miesiące po eksplozji i mogła pozostawać wykrywalna przez lata. Sam błysk zasłynął niezwykłą jasnością, lecz naukowa wartość późnych obserwacji polegała na badaniu struktury dżetu, jego interakcji z otoczeniem i ewolucji emisji. Krótka katastrofa uruchomiła długotrwały eksperyment hydrodynamiczny na skali kosmicznej.
Poświata jest widmem synchrotronowym w ruchu
W zewnętrznej fali uderzeniowej część elektronów zostaje przyspieszona do relatywistycznych energii, a pola magnetyczne są wzmacniane w zszokowanej plazmie. Elektrony krążące w polu emitują promieniowanie synchrotronowe, które może rozciągać się od fal radiowych przez światło widzialne aż po promieniowanie rentgenowskie. Wraz ze zwalnianiem fali zmieniają się charakterystyczne częstotliwości i jasność całego widma. Astronomowie wykorzystują te zmiany do oszacowania energii kinetycznej wybuchu, gęstości otoczenia i geometrii dżetu. Dlatego obserwowanie poświaty długo po zniknięciu gamma nie jest tylko „dogrywką” po właściwym wydarzeniu. W wielu przypadkach właśnie poświata umożliwia dokładniejszą fizyczną diagnozę źródła niż krótkie, nasycające detektory pierwsze sekundy rozbłysku. Rekordowy GRB 221009A pozostawał obiektem intensywnych obserwacji wielofalowych długo po początkowym impulsie.