Gammaglimt – eksotiske stjerners undergang

Gammaglimt er kortvarige utbrudd av gammastråling og skyldes kollapserende eller kolliderende stjerner som har nådd slutten på sitt liv.

I oktober 1963, like etter at en internasjonal avtale om å stoppe atombombesprengninger trådte i kraft, skjøt USA opp den første av i alt seks Vela-satellittpar for å overvåke at avtalen ble overholdt. Vela-satellittene (av sp. 'overvåker') var utstyrt med detektorer for gamma- og røntgenstråling; senere også for optisk stråling, og kunne registrere atombombesprengninger i rommet og senere også i atmosfæren. Den 2. juli 1967 registrerte en av satellittene, Vela-4, et ukarakteristisk prøvesprengningssignal med gammastrålingsdetektoren. Signalet bestod av et kort glimt på omtrent ett sekund etterfulgt av et noe svakere signal på vel 5 sekunder. Dette og 15 andre lignende deteksjoner ble publisert i 1973, og gammaglimtene var karakterisert ved en varighet på 0,1–30 sekunder. Man kunne utelukke Jorden og Solen som opphavet til strålingen, og man antydet tidlig at strålingen kunne være knyttet til fjerne supernova-eksplosjoner.

Uten hell prøvde man å finne samsvar mellom de grove posisjonene til gammaglimtene og supernova-eksplosjoner i samme tidsrom. Ettersom man ikke kunne identifisere kildene til gammaglimtene, var det heller ikke mulig å fastslå om de stammet fra vår egen galakse eller det fjerne univers (ekstragalaktiske).

Den 28. februar 1997 oppdaget den italiensk-nederlandske satellitten BeppoSAX et utbrudd på vel 80 sekunder med et vidvinkelkamera (WFC), 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 triangulasjonsmetoden. 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.

Selv om denne første oppdagelsen av et gammaglimt og bestemmelsen av dets opphav var et gjennombrudd, meldte det seg nå en rekke spørsmål. Hvilke prosesser kan forårsake slike kraftige eksplosjoner, og i hvilke type objekter opptrer dette fenomenet? Det at utbruddene kommer fra fjerne galakser og at lyset kan registreres her på Jorden, betyr at de er forbundet med meget store energimengder. Antar man at lyset fra eksplosjonen sendes ut i alle retninger (sfærisksymmetrisk) finner man at mange av gammaglimtene sender ut mer lys enn resten av universet i samme øyeblikk. Teoretikerne fikk dermed en rekke nye utfordringer, og observatørene satte i gang programmer ved de fleste observatoriene i verden for å lokalisere nye utbrudd så tidlig som mulig.

Et avgjørende ledd i observasjonene er tidlige varsler fra gammastråleobservatoriene, som går i bane rundt Jorden. Gammastråler trenger ikke gjennom atmosfæren og må derfor observeres fra rombaserte instrumenter. I dag finnes det tre gammaglimtobservatorier, Integral, HETE og Swift – hvorav sistnevnte er det nyeste og mest avanserte. Swift drives av NASA sammen med en rekke internasjonale partnere og ble skutt opp i november 2004. Det har vært i normal drift fra mai 2005. Swift inneholder tre hovedinstrumenter for gammastråle- (BAT), røntgen- (XRT) og optisk (UVOT) deteksjon – og er det første observatoriet med et instrument for automatisk oppfølging i synlig lys. Oppdagelser av nye gammastråleutbrudd formidles umiddelbart og automatisk til et jordomspennende nettverk som gjør det mulig å stille inn bakkebaserte teleskop for videre observasjoner i synlig lys, i infrarødt eller på radiobølgelengder. Dette har ført til at mer enn 100 utbrudd er blitt lokalisert, og avstanden er bestemt for omtrent 60 av dem. Avstanden bestemmes vanligvis ved å studere spekteret til objektet og måle den såkalte kosmologiske rødforskyvningen.

Nordisk Optisk Teleskop (NOT) (eies av Danmark, Finland, Island, Sverige og Norge) på La Palma, Kanariøyene, er et av de mest aktive bakkebaserte teleskop som brukes i letingen etter etterglød fra nye gammaglimt. En rekke mindre kameraer er satt opp i forskjellige deler av verden for umiddelbart og helt automatisk avbilde områdene hvor det meldes om nye utbrudd. Håpet er at man kan registrere lyset fra utbruddet mens det fortsatt pågår og dermed få ny viten om mekanismene som skaper og driver utbruddene.

Fra observasjoner kan vi slå fast at gammastråleutbrudd består av et utbrudd av meget høyenergetisk stråling (gamma- og røntgenstråling). Varigheten av disse utbruddene er fra noen millisekunder til noen minutter. Utbruddene følges av en etterglød som kan observeres i røntgen, synlig, infrarødt og radiobølgeområdet. Ettergløden er eksponentielt avtagende med en karakteristisk knekk som typisk opptrer etter omtrent et døgn.

Man har lenge visst at det finnes to typer gammaglimt. Flesteparten av de utbruddene som registreres, er 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 utbruddsklassene 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, som nevnt, 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 nylig for første gang et kort gammaglimt da de observerte ettergløden til et slikt glimt fra 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.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.