gammaglimt

Man har lenge visst at det finnes to typer gammaglimt. Flesteparten av de utbruddene som registreres, er såkalt lange utbrudd med en varighet på 2 sekunder eller mer. Utbrudd med en varighet under 2 sekunder defineres ofte som et kort utbrudd.

Man har antatt at de to typene utbrudd forårsakes av ulike fenomener, men dette har vært vanskelig å påvise etter som de korte gammaglimtene også er vanskeligere å lokalisere. Fra observasjoner av lange utbrudd som opptrer i nære galakser, hvor flere detaljer kan sees, kan man påvise at de ofte finnes i stjernedannende områder av galaksen. Siden slike utbrudd er relativt nær oss, er lyssignalet sterkere, og det gjør det betydelig lettere å følge utviklingen etter utbruddet. Det har faktisk vist seg at disse utbruddene etterfølges av en midlertidig økning i lysstyrke, helt identisk med en supernova type-Ic lyskurve. Dette ble først observert i 1998 og senere i 2003 og knytter dermed lange gammaglimt sammen med supernova type-Ic og den såkalte kollapsarmodellen. For å forstå denne modellen kan det være nyttig å se på hvordan stjerner utvikler seg.

Stjerner dannes primært i områder hvor det finnes store mengder gass, hovedsakelig hydrogen og helium (som i hovedsak er «drivstoffet» til stjerner). På grunn av gravitasjon vil gasser klumpe seg. I slike områder får man gjerne en meget stor mengde med nylig dannede stjerner i alle masseskalaer. Stjerner produserer sin energi ved fusjonsprossesser og «forbrenner» hydrogen, helium, karbon, oksygen, osv. etter økende atomnummer, helt opp til jern. Forbrenningen gir ett strålingstrykk (utover) som motvirker gravitasjonskreftene (som virker innover) og opprettholder dermed stabilitet. Forbrenning av jern, derimot, gir ikke energigevinst, og stjernen kan ikke lenger opprettholde strålingstrykket. De tyngste stjernene forbrenner gassen langt hurtigere enn i de mindre stjernene, og det fører til at deres levetid blir meget kort (noen millioner år). I motsetning til disse supermassive stjernene forbrenner vanlige stjerner sine gasser i langt roligere tempo. Et eksempel er Solen som har en levetid på omtrent 10 milliarder år.

Kollapsarmodellen beskriver hvordan jernkjernen i en massiv stjerne kollapser umiddelbart under gravitasjonskreftene og skaper et sort hull. Ettersom spinn og moment bevares, må følgelig den opprinnelige rotasjonen av kjernen øke kraftig siden dens utstrekning etter kollapsen er vesentlig mindre. De omkringliggende gasslagene klemmes dermed inn til en skive i ekvatorplanet og trekkes inn mot det sorte hullet. Man tenker seg så at noe av denne gassen unnslipper langs polaksene hvor motstanden er minst, og man får dannet såkalte «jets», som så presser seg gjennom de ytre lagene av den nå oppløste stjernen.

Dette bringer oss til en annen teori, the fireball model eller ildkulemodellen, som forsøker å beskrive prosessene i slike jets og er den regjerende modell for å beskrive gammaglimt. Man tenker seg altså at gassen i slike fokuserte jets langs polaksene blir akselerert til ultrarelativistiske hastigheter (meget nær lyshastigheten) og danner sjokkfronter, som så kolliderer med hverandre. Det er disse kollisjonene man tenker seg kan produsere den observerte gammastrålingen i utbruddsfasen av gammaglimtet. Senere treffer sjokkfrontene gass og støv omkring den eksploderte stjernen, og det er trolig årsaken til den observerte ettergløden.

Hittil har vi beskrevet prosessene bak de lange gammaglimtene, men ildkulemodellen kan trolig anvendes på både lange og korte glimt.

De korte gammaglimtene er langt vanskeligere å oppdage, og det er færre av dem. I de siste årene har man tenkt seg at de korte glimtene kan skyldes kolliderende kompakte stjerner. Når energiproduksjonen i mindre massive stjerner opphører, kan man få dannet en nøytronstjerne, en inkompressibel stjerne som opprettholdes av et kvantemekanisk trykk. Slike stjerner dannes over mye lengre tidsrom enn de supermassive stjernene, og kan opptre i dobbeltstjernesystemer. Slike systemer utveksler masse og avgir en såkalt gravitasjonsstråling, som får dem til å miste energi og dermed til slutt kollidere. Kollisjonen utløser en energi på størrelse med deres bindingsenergi, og dette passer godt overens med den observerte strålingen fra korte gammaglimt, som er vel 1000 ganger svakere enn lange glimt.

En gruppe danske astronomer lokaliserte for første gang et kort gammaglimt da de observerte ettergløden til et slikt glimt den 9. juli 2005. Dette gjorde det for første gang mulig å bestemme avstanden til et kort glimt, og markerte nok et gjennombrudd i utforskningen av gammaglimt og deres opprinnelse.

Den 28. februar 1997 oppdaget den italiensk-nederlandske satellitten BeppoSAX et utbrudd på vel 80 sekunder med et vidvinkelkamera, og man kunne bestemme posisjonen til utbruddet med en nøyaktighet på 3 bueminutter (som tilsvarer en tiendedel av fullmånediameteren). Det er tilstrekkelig nøyaktig for å sette i gang et søk for å lokalisere utbruddet.

Ved å benytte to interplanetariske observatorier som også har gammastråledetektorer om bord (Ulysses og WIND), kunne man i etterkant redusere usikkerheten ytterligere til en sjettedel ved hjelp av trianguleringsmetoden. Oppfølging fra bakkebaserte teleskoper gav resultater, og ved det fire meter store William Hershel-teleskopet på La Palma, Kanariøyene, kunne man 21 timer senere registrere et nytt objekt som gradvis ble svakere og svakere. For første gang hadde man registrert en optisk etterglød av et gammaglimt. Noen uker senere, da ettergløden hadde svunnet hen, kunne man se at posisjonen var sammenfallende med en fjern og langt svakere galakse.

Denne første oppdagelsen av ettergløden til et gammaglimt slo dermed entydig fast at fenomenet har sin opprinnelse i fjerne galakser, og et 30 år gammelt mysterium var dermed løst.