Nazwa jest historyczna: promienie kosmiczne to przede wszystkim naładowane cząstki — głównie protony i jądra atomowe — poruszające się z prędkościami bliskimi prędkości światła. W przeciwieństwie do fotonów nie lecą prostą linią od źródła do detektora. Pole magnetyczne Drogi Mlecznej wielokrotnie zakrzywia ich tory, dlatego kierunek, z którego cząstka wpada do atmosfery, zwykle nie wskazuje miejsca jej narodzin. Paradoksalnie astronomowie często lokalizują akceleratory promieni kosmicznych nie za pomocą samych cząstek, lecz dzięki promieniowaniu gamma lub neutrinom powstającym w ich oddziaływaniach.
Po gigantycznym rozbłysku SGR 1806−20 w 2004 roku w ogonie rentgenowskim wykryto szybkie quasi-okresowe oscylacje, m.in. około 94,5 Hz. Jedną z głównych interpretacji jest drganie skorupy lub całego magnetoelastycznego układu gwiazdy neutronowej wzbudzone przez rozbłysk. To astrosejsmologia w skrajnej postaci: podobnie jak fale sejsmiczne na Ziemi ujawniają budowę planety, częstotliwości drgań magnetara mogą zależeć od grubości skorupy, własności ultragęstej materii i sprzężenia z potężnym polem magnetycznym.
Gwiazdy neutronowe nie zawsze pozostają spokojnie w miejscu, w którym wybuchła ich gwiazda macierzysta. Część porusza się z setkami kilometrów na sekundę. Jednym z głównych mechanizmów jest asymetria eksplozji: jeśli więcej masy zostanie wyrzucone w jedną stronę, zachowanie pędu wymusza ruch zwartej pozostałości w przeciwną. W pozostałości G292.0+1.8 mapy żelaza, krzemu i siarki wskazują właśnie taki układ — cięższy wyrzut znajduje się głównie po jednej stronie, a gwiazda neutronowa została „kopnięta” w przeciwnym kierunku.
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.
W modelu collapsara długiego rozbłysku gamma relatywistyczny dżet powstaje głęboko w zapadającej się masywnej gwieździe. Samo uruchomienie dżetu nie wystarcza: musi on przewiercić się przez tysiące kilometrów gęstej materii i przebić powierzchnię, zanim silnik centralny osłabnie. Jeśli dżet zgaśnie za wcześnie, zostaje „zdławiony” wewnątrz gwiazdy i klasyczny GRB może w ogóle nie powstać. GRB 200826A — niezwykle krótki błysk związany z supernową — został zinterpretowany jako przypadek, w którym dżet ledwo zdążył przebić gwiazdę przed wyłączeniem.
W młodej pozostałości po supernowej powstają zwykle dwie fale uderzeniowe. Fala przednia biegnie w otaczający gaz, a tzw. fala wsteczna propaguje się w wyrzut supernowej. Nazwa jest myląca: materia wyrzucona przez gwiazdę może nadal poruszać się na zewnątrz, podczas gdy fala wsteczna przesuwa się ku wolniejszym, głębiej położonym warstwom w układzie związanym z rozszerzającym się wyrzutem. Ogrzewa ona wnętrze szczątków do temperatur rentgenowskich i pozwala astronomom „prześwietlać” skład materiału wyrzuconego z gwiazdy.
Niektóre wyjątkowo jasne supernowe świecą nie tylko dzięki energii zdeponowanej w samym wybuchu. Jeżeli gwiazda przed śmiercią odrzuciła gęste powłoki lub intensywny wiatr, szybki wyrzut supernowej może w nie uderzyć. Powstają wtedy fale uderzeniowe, które zamieniają znaczną część energii kinetycznej rozszerzającej się materii w promieniowanie. W supernowych typu IIn takie oddziaływanie z gęstym ośrodkiem okołogwiazdowym może dominować krzywą blasku. Oznacza to, że jasność eksplozji zapisuje również historię ostatnich lat lub dziesięcioleci życia progenitora.
Bardzo wysokoenergetyczny promień kosmiczny jest zbyt rzadki, by budować detektor wystarczająco duży do bezpośredniego łapania wielu takich cząstek w przestrzeni. Na szczęście atmosfera wykonuje część eksperymentu za nas. Gdy proton lub jądro atomowe uderza w cząsteczkę powietrza, powstają nowe cząstki, które zderzają się ponownie i tworzą rozległy pęk atmosferyczny. Na powierzchnię docierają m.in. miony, elektrony i fotony. Rozstawiając detektory na wielu kilometrach kwadratowych, astronomowie rekonstruują energię i kierunek jednej pierwotnej cząstki, której często w ogóle nie zobaczyli bezpośrednio.
W pulsacyjnej niestabilności par bardzo masywna gwiazda nie musi od razu zostać całkowicie rozerwana. Produkcja par elektron–pozyton osłabia ciśnienie promieniowania, rdzeń kurczy się, a gwałtowne spalanie termojądrowe wywołuje potężny puls. Puls może wyrzucić wiele materii, lecz pozostawić rdzeń przy życiu. Po czasie gwiazda może ponownie się skurczyć i wyrzucić następną powłokę. Gdy późniejsze, szybsze powłoki doganiają wcześniejsze, energia ich zderzenia może zostać zamieniona w wyjątkowo jasny sygnał przypominający supernową.
GW170817 nie było jednym „sygnałem”, lecz całym ciągiem różnych komunikatów z tej samej katastrofy. LIGO i Virgo wykryły fale grawitacyjne z inspiralu dwóch gwiazd neutronowych. Po 1,7 s pojawił się krótki błysk gamma. Po kilkunastu godzinach odnaleziono optyczną kilonową w NGC 4993, a w kolejnych dniach i miesiącach rosła emisja rentgenowska i radiowa związana z relatywistycznym wypływem uderzającym w otoczenie. Każdy kanał mierzył inny fragment mechanizmu. To jeden z najczystszych przykładów, dlaczego astronomia wieloaspektowa daje więcej niż dowolny pojedynczy teleskop.
Gigantyczny rozbłysk magnetara SGR 1806−20 z 2004 roku pozostawił po sobie coś więcej niż impuls gamma. Kilka dni później radioteleskopy zobaczyły jasną, rozszerzającą się mgławicę radiową. Pomiary wykazały ekspansję rzędu 0,3 prędkości światła w pierwszych obserwowanych etapach i silną polaryzację, co wskazywało na wyrzut namagnesowanej plazmy i relatywistycznych cząstek. To ważne, bo pokazuje, że gigantyczny flare jest nie tylko gwałtowną zmianą promieniowania: pole magnetyczne może wykonać mechaniczną pracę i fizycznie wyrzucić materię w otoczenie gwiazdy neutronowej.
Kolaps masywnej gwiazdy nie zawsze musi dawać jasną, klasyczną supernową. Jeżeli fala uderzeniowa nie otrzyma dość energii, znaczna część materii może opaść do środka i zasilić tworzącą się czarną dziurę. Astronomowie szukają takich „failed supernovae” w przewrotny sposób: fotografują galaktyki przez lata i sprawdzają, czy któraś jasna gwiazda po prostu zniknęła. N6946-BH1 stała się znanym kandydatem, a w 2026 roku analiza M31-2014-DS1 w Andromedzie dostarczyła kolejnego szczegółowego przypadku gwiazdy, która po przejściowym rozjaśnieniu dramatycznie przygasła.
Światło dawnej supernowej może zostać rozproszone przez odległy obłok pyłu i dotrzeć do Ziemi znacznie dłuższą drogą niż światło bezpośrednie. Takie echo świetlne działa jak opóźniona kopia historycznego wybuchu. W 2008 roku astronomowie uzyskali widmo echa supernowej Tycho z 1572 roku i wykazali, że była normalną supernową typu Ia. To niezwykła forma „astronomicznej powtórki”: teleskop w XXI wieku może analizować światło eksplozji, którą ludzie widzieli gołym okiem ponad cztery stulecia wcześniej.
W supernowej zapadnięcia jądra sygnał neutrinowy może dotrzeć do Ziemi wcześniej niż pierwsze widzialne światło eksplozji. Nie dlatego, że neutrina poruszają się szybciej od światła, lecz dlatego, że bardzo słabo oddziałują z materią i wydostają się z głębokiego wnętrza gwiazdy, podczas gdy fotony są długo uwięzione. W 1987 roku detektory Kamiokande II i IMB zarejestrowały krótkie serie neutrin związane z SN 1987A na kilka godzin przed odkryciem jej optycznego rozjaśnienia. Był to pierwszy bezpośredni neutrinowy wgląd w śmierć gwiazdy.
Nie każda supernowa zapadnięcia jądra musi zaczynać się od klasycznego żelaznego rdzenia. Modele przewidują tzw. supernowe z wychwytem elektronów dla części gwiazd na granicy między ewolucją ku białemu karłowi a zwykłym kolapsem. W zdegenerowanym jądrze zdominowanym przez tlen, neon i magnez jądra neonu i magnezu mogą zacząć wychwytywać elektrony. Ubywa wtedy elektronów odpowiedzialnych za ciśnienie degeneracji, co sprzyja gwałtownemu zapadnięciu. SN 2018zd jest jednym z najmocniejszych obserwacyjnych kandydatów na taki mechanizm.
Promienie X z GRB 221009A zostały rozproszone na wielu warstwach pyłu w Drodze Mlecznej. Ponieważ rozproszone fotony przebyły nieco dłuższą drogę niż światło bezpośrednie, na obrazach teleskopów pojawiły się koncentryczne pierścienie, które z czasem pozornie się rozszerzały. XMM-Newton zarejestrował aż 20 takich pierścieni. Ich rozmiar i tempo wzrostu pozwalają wyznaczać odległości do obłoków pyłu — od około 1300 do dziesiątek tysięcy lat świetlnych w tym zestawie. Kosmiczna eksplozja w odległej galaktyce stała się więc tomografem struktury naszej własnej.
Krótki rozbłysk gamma nie zawsze musi oznaczać zderzenie dwóch zwartych gwiazd. Gigantyczny rozbłysk magnetara w pobliskiej galaktyce może dać bardzo krótki i twardy impuls gamma, który z dużej odległości wygląda podobnie. Zdarzenie GRB 200415A z 15 kwietnia 2020 roku zostało zlokalizowane w kierunku galaktyki NGC 253 i po analizie kilku sond uznano je za gigantyczny rozbłysk magnetara. To pokazuje, że astronomiczna klasyfikacja nie może opierać się wyłącznie na długości błysku — potrzebne są lokalizacja, widmo, kształt sygnału i informacje o galaktyce macierzystej.
Widzialne światło supernowej nie musi być bezpośrednim „blaskiem wybuchu”. W wielu typach supernowych ogromne znaczenie ma radioaktywny nikiel-56 wytworzony podczas eksplozji. Rozpada się on do kobaltu-56, a ten do stabilnego żelaza-56. Energia produktów rozpadu jest pochłaniana i przetwarzana przez rozszerzające się szczątki na promieniowanie obserwowane jako krzywa blasku. W SN 1987A wykryto charakterystyczne linie gamma kobaltu-56, potwierdzając, że nukleosynteza i późniejsze świecenie supernowej są ze sobą bezpośrednio połączone.
17 sierpnia 2017 roku detektory LIGO i Virgo zarejestrowały fale grawitacyjne GW170817 pochodzące ze zlewających się dwóch gwiazd neutronowych. Około 1,7 sekundy później satelity Fermi i INTEGRAL wykryły krótki rozbłysk gamma GRB 170817A z tego samego regionu nieba. Był to pierwszy bezpośredni dowód, że przynajmniej część krótkich rozbłysków gamma powstaje podczas mergerów gwiazd neutronowych. Różne sygnały pochodziły z innych etapów katastrofy: fale grawitacyjne ze spirali i zderzenia, a promieniowanie gamma z relatywistycznego wypływu uruchomionego po mergerze.
Fala uderzeniowa supernowej nie przyspiesza promienia kosmicznego jednym potężnym „kopnięciem”. W dyfuzyjnym przyspieszaniu na fali cząstka jest rozpraszana przez zaburzenia pola magnetycznego i wielokrotnie przechodzi z jednej strony frontu na drugą. Przy każdym cyklu statystycznie zyskuje energię. Po dziesiątkach lub setkach przejść może osiągnąć prędkość bardzo bliską prędkości światła i uciec do Galaktyki. Fermi wykrył w pozostałościach IC 443 i W44 charakterystyczny sygnał gamma rozpadu pionów, dając bezpośredni dowód, że takie obiekty przyspieszają protony promieni kosmicznych.
W bardzo gorących wnętrzach niezwykle masywnych gwiazd część wysokoenergetycznych fotonów może zamieniać się w pary elektron–pozyton. To nie „dodaje” gwieździe ciśnienia — przeciwnie, usuwa fotony, które wcześniej skutecznie podtrzymywały ją przeciw grawitacji. Rdzeń zaczyna się kurczyć i nagrzewać, co może uruchomić gwałtowne spalanie tlenu. W odpowiednim zakresie mas modele przewidują supernową niestabilności par: reakcje termojądrowe uwalniają dość energii, by całkowicie rozerwać gwiazdę, bez pozostawienia gwiazdy neutronowej ani czarnej dziury.
Ekstremalnie energetyczny proton nie może bez strat przemierzać dowolnie dużych odległości. Gdy jego energia przekracza około kilku razy 10^19 eV, nawet niskoenergetyczny foton mikrofalowego promieniowania tła w układzie protonu staje się dostatecznie energetyczny, by wywołać produkcję pionów. Proton stopniowo traci energię — to efekt Greisena–Zacepina–Kuzmina. Dla ciężkich jąder ważne są także procesy fotodezintegracji na kosmicznych polach promieniowania. Obserwowana supresja strumienia przy najwyższych energiach jest realna, lecz jej dokładne znaczenie zależy też od składu cząstek i maksymalnych energii osiąganych przez ich źródła.
Dżet GRB emituje promieniowanie silnie skupione w kierunku ruchu przez efekty relatywistyczne. Jeżeli Ziemia leży poza główną osią dżetu, początkowy błysk może wyglądać niezwykle słabo albo wcale nie zostać wykryty, choć sam wybuch jest potężny. W GW170817 Chandra początkowo nie widziała promieni X; emisja pojawiła się później, gdy dżet zwalniał i jego efektywny stożek promieniowania rozszerzał się w naszą stronę. Oznacza to, że jasność GRB nie jest tylko miarą energii źródła — zależy także od geometrii obserwacji.
9 października 2022 roku do Ziemi dotarł GRB 221009A, wyjątkowo jasny długi rozbłysk gamma z odległej galaktyki. Jego promienie X i gamma były na tyle intensywne, że spowodowały mierzalne zmiany jonizacji w górnej atmosferze. Zakłócenia wykryto m.in. przez zmiany propagacji fal bardzo niskiej częstotliwości oraz bezpośrednie pomiary satelitarne na wysokości około 500 km. To nie oznacza katastrofy na powierzchni Ziemi — atmosfera pochłonęła promieniowanie — ale pokazuje, że kosmiczny wybuch spoza naszej Galaktyki może fizycznie oddziaływać z planetarną atmosferą po miliardach lat podróży światła.
27 grudnia 2004 roku magnetar SGR 1806−20 wyemitował gigantyczny rozbłysk promieniowania gamma i rentgenowskiego. Źródło znajdowało się dziesiątki tysięcy lat świetlnych od Ziemi, a mimo to impuls był tak intensywny, że wywołał mierzalne zaburzenia jonosfery. Magnetar to gwiazda neutronowa, której aktywność jest zasilana ekstremalnym polem magnetycznym. W gigantycznym rozbłysku gwałtowna rekonfiguracja magnetosfery i naprężeń skorupy może w ułamku sekundy uwolnić energię, która po przebyciu całej Galaktyki nadal zmienia elektryczny stan górnej atmosfery naszej planety.
Samotna masywna czarna dziura, która prawie niczego nie akreuje, może być niezwykle trudna do wykrycia. Tidal disruption event dostarcza jej nagle ogromnej porcji gazu i na miesiące lub lata zamienia ciemny obiekt w jasne źródło. Swift J1644+57 w 2011 roku ujawnił jeszcze bardziej ekstremalną odmianę: rozerwanie gwiazdy uruchomiło relatywistyczny dżet skierowany blisko Ziemi. W 2025–2026 TDE AT2024tvd i podobne poszukiwania pokazały dodatkowo, że takie rozbłyski mogą ujawniać masywne czarne dziury znajdujące się daleko od centrum galaktyki, gdzie wcześniej trudno byłoby je znaleźć.
Gdy fala uderzeniowa powstała podczas eksplozji dociera wreszcie do powierzchni gwiazdy, uwięzione za nią promieniowanie może nagle się wydostać. To tzw. shock breakout — krótki, bardzo gorący impuls poprzedzający zwykłe rozjaśnianie supernowej. 9 stycznia 2008 roku satelita Swift przypadkiem zarejestrował około pięciominutowy impuls rentgenowski w galaktyce NGC 2770. Wkrótce w tym samym miejscu pojawiła się supernowa SN 2008D. Tak wczesny sygnał pozwala zajrzeć w moment, który zwykle umyka obserwacjom.
Gdy jądro masywnej gwiazdy zapada się do gęstości materii jądrowej, centralna część gwałtownie hamuje i powstaje fala uderzeniowa. Intuicyjnie można oczekiwać, że to wystarczy do rozerwania gwiazdy. W realistycznych modelach fala szybko jednak traci energię na rozbijanie jąder atomowych i emisję neutrin, po czym zatrzymuje się setki kilometrów od centrum. Dla większości wolno rotujących gwiazd kluczowym mechanizmem ponownego uruchomienia fali jest ogrzewanie materii przez neutrina wypływające z protogwiazdy neutronowej, wspomagane przez wielowymiarowe ruchy i turbulencję.
Materia wyrzucona ze zderzających się gwiazd neutronowych jest niezwykle bogata w neutrony. W takich warunkach jądro atomowe może chwytać kolejne neutrony szybciej, niż zdąży się rozpaść beta — to proces r, czyli szybki wychwyt neutronów. Powstają dzięki temu bardzo ciężkie, niestabilne jądra, które później rozpadają się ku trwałym izotopom. Radioaktywność świeżo utworzonych jąder ogrzewa wyrzut i zasila kilonową. Obserwacje GW170817 po raz pierwszy pokazały rozległy optyczno-podczerwony sygnał zgodny z takim procesem i potwierdziły, że mergery są ważnym miejscem kosmicznej produkcji ciężkich pierwiastków.
