GAMMAGLIMT

Gammaglimt er intense blink i gamma-området av spekteret, der fotonene har energi mellom 10keV og 1MeV, med varighet fra ca. et hundredels sekund til en time. De ble først observert ved hjelp av en Vela-satellitt i 1967. Men observasjonene var sporadiske og ga ingen hint om kildenes posisjon og natur.

I 1991 sendte NASA opp en satellitt, Compton Gamma-Ray Observatory, med spesialoppgave å registrere gammaglimtene. Ombord i satellitten er 8 detektorer som utgjør observasjonsutstyret i Burst and Transient Source Experiment (BATSE). BATSE har i en årrekke observert omtrent ett gammaglimt pr. dag, og disse fordeler seg jevnt på himmelen som vist i figuren. Dette, samt nyere observasjoner omtalt nedenfor, har klarlagt at kildene til glimtene er langt borte - noen mer enn ti milliarder lysår.

Gammaglimtene kan grovt inndeles i to klasser: type I med varighet under 2 sekunder – midlere varighet 0,3 sek – og harde spektra; type II med varighet over 2 sekunder – midlere varighet 20 sek – og mykere spektra.

24. september 1996 ble et usedvanlig kraftig glimt observert. Glimtets lyskurve, dvs. den observerte styrken av gammastrålingen som funksjon av tiden er vist på figuren.

Observasjoner av optiske kilder til gammaglimt

Våren 1998 kunne nyhetstjenesten til NASA skrive: ”Etter 30 år med intens debatt og vitenskapelige undersøkelser vet forskerne endelig svaret på spørsmålet: Hvor kommer gammaglimtene fra?” Det første hintet lå i å lokalisere kilden til et gammaglimt, og så observere kilden i det optiske området .

Det første gammaglimtet man lyktes å finne den optiske kilden til, ble registrert 28.februar 1997. Gammaglimtet kom fra et område i stjernebildet Orion, innenfor en sirkel med diameter 6 bueminutter (1/5 av månens diameter). 21 timer etter at glimtet ble observert, ble dette området fotografert i den optiske delen av spekteret. En uke etter ble det fotografert på nytt. Da bildene ble sammenliknet, viste det seg at en av stjernene som var tilstede på bildet 28.februar, var forsvunnet uken etter. Samtidig var området blitt fotografert i røntgendelen av spekteret ved hjelp av utstyr i Beppo-SAX satellitten.

Bildet til venstre ble tatt 28. februar, og det til høyre 3. mars. Bildene viser at det var en røntgenkilde med avtagende intensitet i posisjonen til den optiske lyskilden. Dermed hadde den optiske- og røntgen-ettergløden til et gammaglimt blitt observert for første gang. Man fulgte nå opp med å ta optiske bilder av kilden med teleskoper på jordoverflaten. Et par uker senere ble det tatt mer detaljerte optiske bilder av kilden med Hubble-teleskopet (se nedenfor). Disse viste at kilden befinner seg i et svakt lysende område.

Det diffust lysende området tolkes som bildet av en fjern galakse. Dette var den første indikasjonen på at gammaglimtene kommer fra fjerne områder i universet.

Neste gjennombrudd kom med et gammaglimt som ble registrert 8.mai 1997 og varte i 15 sekunder. Igjen ble det registrert en optisk kilde i posisjonen gammaglimtet kom fra. Lysstyrken hadde maksimum omtrent to dager etter gammaglimtet. Denne gangen greide man også å ta et spektrum av lyset fra kilden. Det viste seg at spektrallinjene hadde en rødforskyvning på z = 0,83 (NB-98 s.61-65).

For legemer som er nær oss i kosmisk forstand, dvs. som har z << 1, kan avstanden til kilden finnes ved å bruke Hubbles lov (NB-98), d = z d_H, der d_H = c/H er universets Hubble-avstand, dvs. den avstanden lyset har beveget seg siden Big Bang i et univers som ekspanderer med konstant hastighet. Ved å sette inn verdien H = 20km/s pr. million lysår for Hubble parameteren fås d_H = 15 milliarder lysår.

Når verdien av z nærmer seg 1, eller er større enn 1, må vi benytte et eksakt uttrykk for avstanden. Ved å bruke likningene for Friedmanns universmodeller finnes at i et univers uten vakuumenergi og med kritisk massetetthet, det såkalte Einstein-De Sitter universet, har et legeme med rødforskyvning z en nåværende avstand fra solen, d = 30(1 – 1/Ö1 + z) milliarder lysår. For z = 0,83 fås avstanden d = 8 milliarder lysår.

Avstandsbestemmelsen av kilden til et nytt gammaglimt, denne gangen registrert 14. desember 1997, viste seg å være meget interessant. Den optiske kilden hadde en kosmisk rødforskyvning på hele z = 3,4. Det svarer til at kilden er ca. 15 milliarder lysår fra solen. Lyset ble sendt ut da universets alder bare var 10-15% av dets nåværende alder. Dette er blant de fjerneste objekter som er registrert i universet, og innebærer at den utsendte effekten til slike gammaglimt er enorm. I løpet av 10 sekunder sendte kilden ut like mye energi som solen sender ut i løpet av hele sin 10 milliarder år lange levetid, dvs. omtrent som energien fra 100 supernovaer. Den maksimale effekten var like stor som den samlete effekten til alle stjernene i universet. Gammaglimtet lyste over en milliard ganger så sterkt som en supernova.

Sjokkbølge-modellen for kilder til gammaglimt

De siste ti årene er det utarbeidet detaljerte modeller for kildene til gammaglimt. Egenskapene til disse modellene er grundig gjennomgått i en artikkel av Tsvi Piran publisert i Physics Reports vinteren 1999. (preprint 16. oktober 1998, astro-ph/9810256 Internett: xxx.lanl.gov).

Man mener strålingen kommer fra sjokkbølger dannet når enormt energirike ”flammeskall”, dvs. skall med energirike fotoner, ultrarelativistiske elektron-positron par og baryoner, kolliderer med hverandre eller med materie utenfor eksploderende stjerner.

Uansett hva som forårsaker stjerne-eksplosjonen, er resultatet en voldsom "ildkule" eller "ildsøyle" med utstrekning mellom 100 og 1000 km, av energirike fotoner. Disse danner raskt en mengde elektron-positron par, som stenger for fotonene. Et enormt strålingstrykk vil da få hele ild-infernoet til å ekspandere med nær lyshastigheten. Prosessen minner om det som skjedde under Big Bang ved starten av universets historie. Men her er det nesten som å se et Big Bang utenfra. Under ekspansjonen synker temperaturen. Når radien er ca. 10.000 km har fotonene så lav energi at de ikke lengre kan danne elektron-positron par. Dermed vil annihileringen av elektroner og positroner få parene til å forsvinne. Da blir plasmaet gjennomsiktig, og fotonene beveger seg ut av ildkulen. Den går over fra å være strålingsdominert til å bli materiedominert. Trykket blir borte, og ekspansjonen fortsetter med konstant hastighet, inntil fronten enten kolliderer med en annen front eller bremses når den beveger seg inn i materien utenfor stjernen.

"Ildkulene" har som regel spinn siden de vanligvis er dannet av stjerner som roterer. Dermed dannes sterke magnetfelter, som gjør at ekspansjonen vanligvis ikke er lik i alle retninger. Det kan dannes jetstrømmer av stråling og ultrarelativistiske partikler som beveger seg i akseretningen.

Eksplosjoner av stjerner kan skje i form av en rekke gigantiske og meget hurtige utbrudd, som en enorm fyrverkeri-fontene, og det dannes flere flammeskall. Disse er optisk tykke, dvs. mye tykkere enn den frie veglengden til fotonene. Slike flammeskall akselereres i den strålings-dominerte startfasen, slik at Lorentz-faktoren =(1-v²/c²)^-1/2 vokser proporsjonalt med skallets radius. Ved overgangen til den massedominerte ekspansjonen, der farten er konstant, er g>100 og skallet har praktisk talt lyshastighet. (For g=100 er v=0,99995c.) Selv om skallene er tykke observert av en som følger dem, er de Lorentz-kontraktert med en faktor større enn 100, og er tynne observert fra jorden.

Partiklene i flammeskallet har kinetisk energi E_KIN=(-1)m₀c² der m₀ er partiklenes hvilemasse. Den kinetiske energien er over hundre ganger så stor som hvilemasse-energien. Eksplosjonen vil sende ut skall med litt forskjellig hastighet, for eksempel med g₁=100 og g₂=101. Hastighetsforskjellen observert fra jorden er liten, Dv»(Dg/g³)c=0,3km/s der Dg=g₂-g₁. Men hastigheten til det ene skallet observert i hvilesystemet til det andre er ti tusen ganger så stor, Dv’»(Dg/g)c=g²Dv=3000km/s. Skallene vil derfor kollidere med hverandre. Ved slike kollisjoner dannes såkalte ”indre sjokkbølger”, og det produseres synkrotronstråling. Mellom 2 og 20% av skallenes kinetiske energi går over til stråling med typisk fotonenergi proporsjonal med (g-1)⁴. Hvis g=100 er fotonenergien 160keV. Det er ved slike kollisjoner at toppene i lyskurvene til gammaglimtene oppstår.

Ultrarelativistisk ekspansjon av lysende kuleskall

I en modell av kildene til gammaglimt foreslått av Martin Rees og medarbeidere, kommer en vesentlig del av strålingen fra et kuleskall som ekspanderer med praktisk talt lyshastigheten. E. Eriksen og Ø. Grøn har beskrevet noen relativistiske effekter for denne modellen.

Når en lyskilde beveger seg får lyset en hastighetskomponent i bevegelses-retningen. Siden lyshastigheten er like stor uansett hvor raskt kilden beveger seg, blir hastighetskomonenten vinkeltrett på bevegelsen mindre. Jo raskere kilden beveger seg desto mer foroverrettet er lysstrålene. Dette fenomenet kalles abberasjon, og gjør at vi bare observerer en liten del av kuleflaten.

Betrakt et lysende flateelement dA med hastighet som vist på figuren.

Fotoner som sendes ut i en retning n' i dA sitt hvilesystem F', har retningen n i laboratoriesystemet F.

Ved å bruke den relativistiske formelen for hastighetsaddisjon,

med og finnes sammenhengen mellom retningene i R' og i F,

som kalles abberasjonsformelen. Siden lyset sendt ut fra flaten er begrenset til i F', vil lyset observeres innenfor en kjegle med åpningsvinkel

i F, der .

For eksempel gir dvs. en åpningsvinkel . Dette betyr at bare en svært liten del av kuleflaten som vender mot oss, er synlig.

Dopplereffekten

Anta skallet sender ut monokromatisk lys med frekvens i F'. Siden hastigheten til et flate-element i forhold til observatøren avhenger av vinkelen , observeres en vinkelavhengig frekvens,

Observert frekvens til lyset fra M og Q (se figuren) er henholdsvis

og

Ekspansjonshastigheten til skallet kan finnes ved å måle den minimale og maksimale frekvensen,

b = (n_M - n_Q)/n_Q

Varighet og tidsutvikling for et idealisert gammaglimt.

Vi antar at skallet utvider seg med konstant fart fra en radius til en radius og at det stråler monokromatisk med konstant intensitet under denne bevegelsen. De tilsvarende tidspunkter er og . Eksplosjonens varighet er

.

Vi skal først betrakte et signal fra M. Observatøren er i en avstand fra stjernen. Signalene sendt ut fra og ankommer observatøren ved tidspunktene

og

Den observerte varigheten til glimtet er

Med dvs. fås . Den observerte intensiteten til glimtet som funksjon av tiden med er vist nedenfor .

Ved et tidspunkt merket (1) ankommer det første signalet fra M. Dersom man kunne se skallet som en skive, ville man ha observert et lysende område bre seg fra M til Q mellom tidspunktene (1) og (2). Dermed vokser den observerte intensiteten raskt. L₂ er den observerte intensiteten idet lyset fra Q ankommer observatøren. Videre utvider skallet seg og sender ut stråling hele tiden mellom (1) og (3). Siden skallets areal vokser, øker den observerte strålingsintensiteten. Ved tidspunktet (3) ankommer den siste strålingen fra skallet før det stopper og slukkes. L₃ er den observerte intensiteten ved dette tidspunktet. Hvis man kunne se skallet, ville man deretter sett et mørkt område bre seg fra M og utover, og nå Q ved (4).

Høsten 1999 ble det publisert nye analyser av et kraftig gammaglimt GRP 980923 som ble observert 23. september 1998. Lyskurven er vist i figuren nedenfor

Selve glimtet varte i 40 sekunder med raske fluktuasjoner av intensiteten. Dette tyder på at strålingen kom fra en rekke skall som ble sendt ut fra en sentral kilde med liten utstrekning. Kollisjoner mellom skallene har ført til intensitetstopper med varighet ned mot et millisekund. Kolliderende skall har beveget seg mot oss med praktisk talt lyshastighet. De har så å si holdt følge med fotonene de sendte ut. Glimtet blir dermed som en "film" av kollisjonene som kjøres alt for hurtig. Hvis g=100, kjøres "filmen" 10.000 ganger for fort. En kollisjon som varer i 10 sekunder, vil observeres som en intensitetstopp med varighet på et millisekund.

Etter 40 sekunder kom ettergløden til syne. Den avtok i styrke og kunne registreres med BATSE-detektoren i 400 sekunder. Ettergløden var uvanlig energirik og ble også observert i gamma-området av spekteret, men med lavere frekvens enn selve gammaglimtet. En grundig analyse viste at ettergløden besto av synkrotronstråling fra elektroner i et plasma med synkende temperatur.

Observasjonene ble tolket som en støtte til sjokkbølgemodellen for kildene til gammaglimt. Man mener at selve glimtet skyldes kollisjoner mellom ulike sjokkbølger, mens ettergløden oppstår idet en sjokkbølge måker inn i plasmaet som omgir eksplosjonsområdet. Dermed avtar farten til skallet, dvs. g får mindre verdi. Vi så i boksen at den observerte varigheten til et glimt er omvendt proporsjonal med g ². Dvs. varigheten øker når g blir mindre. Den maksimale intensiteten avtar med minskende energi i flammeskallet, dvs. med avtagende verdi av g. Ettergløden vil derfor vare lengre, men ha mindre intensitet enn selve gammaglimtet. Dette er illustrert i figuren på neste side.

To typer prosesser har vært diskutert som årsak til de ultrarelativistiske sjokkbølgene.

Kolliderende kompakte stjerner

Det kan dreie seg om kollisjoner mellom to kompakte stjerner i et dobbeltstjernesystem - enten kollisjon mellom to nøytronstjerner eller mellom en nøytronstjerne og et sort hull. Slike prosesser har vært undersøkt ved hjelp av numeriske beregninger. Resultatet av en simulering utført av M. Ruffert og T. Janka er vist nedenfor.

To nøytronstjerner, som kan være dannet etter en supernovaeksplosjon i et røntgen binært system med en hovedserie-stjerne og en nøytronstjerne, smelter sammen, og det dannes et sort hull med en oppsamlingsskive. Kollisjonene kan frigjøre 10⁴⁶J, som passer godt med den estimerte energien til gammaglimtene, og det kan dannes jetstrømmer.

Simuleringer har vist at kollisjoner mellom nøytronstjerner og sorte hull gir 10-30 ganger mer energi enn kollisjoner mellom to nøytronstjerner med like store masser. Man har estimert at slike kollisjoner vil skje omtrent en gang pr. million år pr. galakse. Det er ca. en milliard galakser i området observert av BATSE. Følgelig skulle BATSE observere omtrent 1000 gammaglimt pr. år, og det stemmer godt med observasjonene.

Kollaps av massive stjerner

Man har også diskutert den eksplosive sluttfasen til enslige massive stjerner med over 30 solmasser. Eksplosjoner av så massive stjerner kan produsere den enorme energien som er observert i sammenheng med gammaglimtene og deres etterglød. Massive stjerner forbrenner hydrogen raskt, og har kort levetid. Denne typen kilder forklarer derfor at gammaglimt med stor rødforskyvning er overrepresentert blant glimtene, dvs. at det var flere gammaglimt da universet var ungt. Eksplosjonene som forårsaket gamma-glimtene, hadde også en viktig rolle ved at de dannet tyngre grunnstoffer under selve eksplosjonen, og spredte disse i den interstellare materien som de nyere generasjoner av stjerner og planeter ble dannet fra.

Modeller av denne typen kalles kollapsar-modeller og deres utvikling er blitt simulert blant annet av A. MacFadyen og S.E.Woosley (preprint 19. oktober 1998, astro-ph/9810274, Internett: http://xxx.lanl.gov/). Modellen som er blitt undersøkt i størst detalj, er kollaps av en roterende stjerne med 35 solmasser som har en heliumkjerne med 14 solmasser og en jernkjerne med 2 solmasser innerst.

Beregningene startes idet jernkjernen kollapser til et svart hull i sentrum av stjernen. Stjernens masse beveger seg til å begynne med hurtig innover langs rotasjonsaksen, uhindret av sentrifugalbarrieren. Dermed vil størstedelen av massen som er igjen, befinne seg i en smultringformet oppsamligsskive. Det sorte hullet absorberer omtrent en million jordmasser i sekundet. Under den enorme oppvarmingen på grunn av frigivelse av gravitasjonsenergi og kollisjoner mellom partikler under kollapsen, oppstår en voldsom eksplosjon. Det sendes i denne fasen ut materie og stråling innenfor et kjegleformet område rundt aksen med åpningsvinkel mellom 30 og 45 grader. Dette er et kortvarig utbrudd som sender ut omtrent en solmasse.

I løpet av ca. 20 sekunder sluker det svarte hullet størsteparten av massen i oppsamlingsskiven. Under denne prosessen oppstår enormt energirike jetstrømmer langs aksen, som stråler ut i omtrent 1,5% av alle himmelretningene. Det er som om kolossale kosmiske lyn skytes ut fra polområdene til den roterende stjernen. Materien i disse jetstrømmene har Lorentz-faktor større enn 100, og det dannes flammeskall som omtalt ovenfor.

I figuren til venstre på neste side er vist resultatet av MacFadyens og Woosleys simulering 7,6 s etter at jernkjernen kollapset til et sort hull. Det er dannet en oppsamlingsskive med tetthet 10⁹ g/cm³ og radius 400 km. Den svarte skiven på figuren representerer et område med radius 50 km som er større enn det sentrale svarte hullet. Simuleringen ble utført utenfor dette området. Ved tidspunktet 7,6 s ble området ved aksen tilført en energi lik en solmasse pr. sekund (frigitt gravitasjonsenergi omdannet til indre energi p.g.a. viskositet). Dette påvirker strømmen av masse ved stjernen, slik at det 0,6 s senere har utviklet seg en strøm utover i et kjegleformet område omkring aksen med åpningsvinkel ca. 10^o. Det er starten på en jetstrøm. Den presser seg utover med en sjokkflate i fronten. Ytterligere 0,2 s senere, dvs. 8,4 s etter at jernkjernen i sentrum kollapset til et sort hull, har sjokkfronten beveget seg 7000 km utover. Situasjonen ved dette tidspunktet er vist i den høyre figuren på neste side.

Gammaglimt og supernovaer

I tre artikler i Nature 15. oktober 1998 ble det rapportert om observasjoner som tyder på at det kan være en sammenheng mellom supernovaer og gammaglimt. Et gammaglimt som var mindre energirikt enn vanlig, bare 1/100.000 av utbruddet 14. desember 1997, ble observert 25.april 1998. I samme posisjon ble det 7. mai observert en supernova som hadde rekordstor luminositet i radiobølgeområdet. Den befant seg i en spiralgalakse 140 millioner lysår fra jorden. Supernovaen, som er betegnet med SN 1998 bw, var av type 1c, dvs. uten spektrallinjer fra hydrogen og helium. Man mener at slike supernovaer skyldes eksplosjon av stjerner som befinner seg i dobbeltstjernesystemer. De har mistet sin opprinnelige hydrogen og heliumrike atmosfære enten på grunn av en sterk stjernevind eller fordi den er fanget opp av medstjernen i systemet.

Den optiske lyskurven og spekteret til SN 1998 bw tyder på at den eksploderende stjernen har hatt omtrent 10 solmasser. Eksplosjonen startet med at kjernen kollapset, og det ble antakelig dannet et sort hull, mens det oppsto en hurtig ekspanderende ildkule fra de ytre delene. Målingene tyder på at det ble dannet omtrent ¾ solmasse av den radioaktive nikkelisotopen ⁵⁶Ni ved fusjon under kollapsen umiddelbart før eksplosjonen. Dette er ca. 10 ganger mer enn i en gjennomsnittlig supernova av type 1c. Eksplosjonsenergien har vært på over 10⁴⁵ J.

Ifølge Woosley var timingen var perfekt ± en dag (privat kommunikasjon). Gammaglimtet kommer fra en jetstrøm rettet mot oss. Den dannes når en stor del av den roterende stjernens masse beveger seg inn mot det sorte hullet og får en enorm oppvarming. Denne fasen varer bare 10-20 sekunder. Mens supernovaen bruker litt over to uker på å nå sitt maksimum.

MacFadyen og Woosley mener at supernovaer lik den 25. april 1998 er typiske for alle gammaglimt, men at man i de fleste tilfeller ikke har observert dem fordi gammaglimtene kommer så langt bortefra, og den relativistiske jetstrømmen i vår retning er så lyssterk at supernovaene forsvinner i den optiske ettergløden til gammaglimtet.

Bilder av den eksploderende stjernen en måned etter supernova-eksplosjonen SN 1987A er nå blitt analysert på nytt med bedre billedbehandlingsteknikk enn tidligere. De nye analysene indikerer at supernovaen har sendt ut en jetstrøm med relativistisk hastghet. Dette støtter de modellene som innebærer en sammenheng mellom gammaglimt og supernovaer. Det ser dermed ut til at gammaglimt av type II har samme typen kilder som supernovaer av type Ib, nemlig døende massive stjerner uten hydrogen i de ytre delene. Forskjellen er at stjerner som lager både gammaglimt og supernovaer, er mer massive enn de som bare lager supernovaer. Gammaglimt av type I forklares derimot best ved kollisjoner mellom nøytronstjerner og svarte hull.

30. september 1999 ble det i Nature offentliggjort nye analyser av et gammaglimt 26. Mars 1998, GRB 980326, av type II (med varighet 5 sekunder). Den optiske ettergløden hadde et lysmaksimum 3 uker etter gammaglimtet. Samtidig endret spekteret seg dramatisk og ble meget rødt. Den enkleste forklaringen på disse observasjonene, er at kilden til gammaglimtet også har produsert en supernova, og at den kom tilsyne tre uker etter gammaglimtet. Spektroskopiske data viste at supernovaen har en kosmisk frekvensforskyvning z≈1, som svarer til en avstand på omtrent 8 milliarder lysår. Dette er de første observasjoner som har indikert en sammenheng mellom supernovaer og gammaglimt i kosmiske avstander. Observasjonene gir støtte til kollapsar-modellen.

Tilsvarende analyser av lyskurven og den spektrale energifordelingen for ettergløden til gammaglimtet 28. Februar 1997 har vist at også kilden til dette glimtet sannsynligvis har produsert en supernova.

Gammaglimt og hypernovaer

I 1997 foreslo Bohdan Paczyński en ny modell for kildene til gammaglimt av type II med langvarig etterglød. Han undersøkte det eksplosive sluttstadiet av raskt roterende, massive stjerner i dobbeltstjernesystemer, og kalte slike eksplosjoner for hypernovaer. Paczyński skisserer følgende utviklingsforløp av en hypernova-eksplosjon.

To massive stjerner som har brukt opp sitt hydrogenforråd, beveger seg rundt hverandre i et tett dobbeltstjernesystem. Banebevegelsen har en periode på bare noen timer. Tilstedeværelsen av medstjernen er nødvendig for å opprettholde en rask rotasjon for stjernene. Dette skjer ved at tidekrefter får stjernene til bevege seg med bundet rotasjon rundt hverandre. Den mest massive stjernen kollapser, og dens videre utvikling er som i Woosleys kollapsar modell.

Hypernovamodellen innebærer at de fleste gammaglimt av type II skjer for stjerner med kort levetid, og derfor i aktive stjernedanningsområder. En annen test på hypernovateorien, er å lete etter "hypernovarester" analoge med supernovarester, men med minst 10 ganger så stor energi.

I den store spiralgalaksen M101 har Q.D.Wang nylig detektert 2 røntgenkilder med samme posisjon som tidligere observerte supernovarester, NGC 5471B og MF83.

MF83 har en radius på nesten 900 lysår og er en av de største kjente supernovarestene. (1pc på figuren står for 1 parsek = 3,26 lysår.) NGC 5471B har en utstrekning på ca. 200 lysår, lyser uvanlig sterkt både i radio-området og det optiske området, og ekspanderer med en hastighet på minst 350 km/s. Begge disse supernovarestene har karakter av ekspanderende skall. Røntgen-luminositeten til disse skallene er henholdsvis 1 og 3×10³¹J/s. De lyser omtrent 10 ganger så sterkt som de mest lyssterke supernovarestene i Melkeveien og i den Magellanske sky. Den beregnete eksplosjonenergien for disse kildene er henholdsvis 3×10⁴⁶J og 3×10⁴⁵J, som er 100 og 10 ganger så stor som energien sendt ut av en typisk supernova. Eksplosjonene som dannet disse lysende skallene, var derfor sannsynligvis hypernovaer.

Gammaglimtet 23. januar 1999

Et nytt gjennombruddet kom da man registrerte et gammaglimt 23. januar 1999 (betegnet med GRB 990123). Figuren nedenfor viser hvordan intensiteten til gammastrålingen varierte med tiden.

Denne gangen greide man for første gang å observere kilden til et gammaglimt i det optiske området under selve utbruddet av gammastråling.

Ved hjelp av to satellitter, et bakkebasert teleskop, samt bruk av Internet, ble den optiske observasjonen påbegynt 22 sekunder etter at gammaglimtet begynte.

Disse negativene viser kilden til gammaglimtet i det optiske området. De tre øverste bildene ble tatt under gammastrålingsutbruddet, og de tre nederste like etter utbruddet. Den maksimale lysstyrken i det optiske området var ca. 1/15 av lysstyrken som kan sees med det blotte øye. Om man var heldig og så i den riktige retningen i det rette øyeblikk, kunne man sett glimtet i en vanlig prismekikkert.

Målinger viste at det synlige lyset var rødforskjøvet med z = 1,6 som svarer til at kilden er i en avstand på omtrent 10 milliarder lysår fra Solen. Da det synlige lyset var på det sterkeste var den utstrålte effekten 10¹⁶ ganger effekten til Solen. Hvis gammaglimtet hadde skjedd i vår galakse i en avstand på 2000 lysår, ville lysstyrken på Jorden vært dobbelt så sterk som den til Solen.

Den totale utstrålingen i gammaområdet var på minst 2,3 × 10⁴⁷ J. Det svarer til energien i 1,3 solmasser. I løpet av noen sekunder ble over en solmasse gjort om til gammastråling.

Den 9. februar 1999 ble det tatt et bilde av kilden til GBR 990123 med Hubble-teleskopet. Nå var den optiske kilden 4 millioner ganger svakere enn da den var på sitt sterkeste. Det diffuse objektet ved kilden var tydeligere, og antas nå å være vertsgalaksen til gammaglimtets kilde. Den uregelmessige formen til galaksen kan tyde på at det dreier seg om en ung galakse. Dette passer godt med at kildene til slike gammaglimt er meget massive stjerner som eksploderer. Massive stjerner har kort levetid, og kildene til gammaglimtene ventes derfor å befinne seg i aktive stjernedanningsområder.

Observasjonene av gammaglimtet 23.januar 1999 har stimulert til hektisk aktivitet blant astrofysikere. Allerede 26. mars ble det publisert tre forskningsartikler om glimtet i Science og 1. april tre til i Nature.

Det ble fastslått at GRB 990123 er unik på fire måter:

I. GRB 990123 er det første gammaglimtet som ble observert optisk allerede under glimtet. (Som omtalt ovenfor har ettergløden vært observert i det optiske området tidligere.)

II. Dersom kilden sender ut like mye stråling i alle retninger, er dette gammaglimtet det mest energirike som noengang er observert.

III. GRB 990123 er det første gammaglimtet med klare indikasjoner på at strålingen ikke er isotrop, men sendt ut i avgrensete jetstrømmer.

IV. Det er første gammaglimt med en kortvarig etterglød av radiostråling. Radiostrålingen kunne observeres en dag etter glimtet og forsvant den neste dagen.

De optiske glimtene detektert av ROTSE innbærer en maksimal lysstyrke fra kilden som er en million ganger større enn den samlete lysstyrken fra en hel galakse. Lyset er tusen ganger sterkere enn fra den mest lyssterke kvasar som er observert.

Analysene av glimtet har bekreftet hovedtrekkene i sjokkbølge-teorien, og ført til en enda mer detaljert forståelse av kildens egenskaper. Ved kollisjon mellom to kompakte stjerner, eller eksplosjon av en massiv stjerne, oppstår flammeskall med radius av størrelsesorden 100km som ekspanderer med ultrarelativistisk hastighet. For eksempel har analyser av lyskurven til GBR 990123 vist at verdien til Lorentz-faktoren før skallet bremses ned er g»200. Som omtalt ovenfor mener man at gammastrålingen kommer fra sjokkbølger som oppstår når flammeskall kolliderer. Dette skjer når radiene er omkring 10⁸km Ved slike kollisjoner kan over en solmasse omdannes til strålingsenergi. Flammeskallene beveger seg med nær lyshastighet inn i plasmaet som omgir stjernen. Da oppstår både en reflektert sjokkbølge og en bølge som beveger seg videre. Når en sjokkbølge beveger seg utover i plasmaet bremses den ned, og det produseres en etterglød som langsomt avtar i intensitet, samtidig som hovedbidraget til strålingen flytter seg i spekteret mot lavere energi, dvs. lavere frekvens, fra gammastråling, gjennom røntgenstråling, ultrafiolett, synlig, infrarød og til radiostråling. Denne utstrålingen skjer for radier større enn 10¹¹km. Mens selve gammaglimtet bare varer opp til ca. 100 sekunder, kan ettergløden observeres i flere uker.

Når den reflekterte bølgen, som beveger seg innover, treffer masse som beveger seg utover i jetstrømmen, oppstår det optiske glimtet. Grundige undersøkelser har vist at også radiostrålingen observert dagen etter gammaglimtet, kan forklares som resultat av vekselvirkning mellom den reflekterte sjokkbølgen og materie som beveger seg utover i jetstrømmen.

GRB 990123 er det første gammaglimt der man har sett alle de tre områdene: indre sjokkbølger som forårsaker selve gammaglimtet, en reflektert sjokkbølge som beveger seg innover og forårsaker det optiske glimtet, og sjokkbølgen som forårsaker ettergløden når den beveger seg videre utover i plasmaet og bremses ned.

Hvis det sendes ut like mye stråling i alle retninger, viser målingene og beregningene at gammaglimtet inneholder en energi på 4×10⁴⁷J, som svarer til energien inneholdt i to solmasser. Dette er mer enn noen kjente prosesser kan forårsake. Selv når stjerner kolliderer eller eksploderer så kraftig at de ender som svarte hull, omdannes bare omtrent en hundredel av denne energien til stråling.

Observasjoner og analyser av ettergløden til gammaglimtet har trolig gitt løsningen på dette problemet. Intensiteten til strålingen i ettergløden begynte å avta raskere etter tre dager. Et slikt strålingsforløp er forutsagt med utgangspunkt i modeller av kilden der strålingen sendes ut i to motsatt rettede jetstrømmer. Ifølge denne teorien befinner vi oss i retning av en jetstrøm formet som en kjegle med en åpningsvinkel q_j. Strålingen kommer fra sjokkbølger som dannes når flammeskall innenfor jetstrømmen kolliderer eller bremses. Disse sjokkbølgene beveger seg med praktisk talt lyshastighet mot oss.

I en slik situasjon er det to vinkler som må tas i betraktning, både åpningsvinkelen til jetstrømmen, og åpningsvinkelen q_a»1/g til kjeglen som lyset beveger seg innenfor. At en kilde som stråler isotropt i sitt eget hvilesystem, sender ut lyset innenfor en kjegle i bevegelsesretningen når kilden beveger seg relativistisk, kalles iblant ”headlighteffekten”, og er en virkning av abberasjon. Det er knyttet en økt reduksjon av strålingsintensiteten med tiden – en knekk i strålinskurven - til disse vinklene.

Så lenge g>q^-1 er lyskjeglen smalere enn jetstrømmen. Observasjonene vil under denne delen av glimtet ikke kunne avsløre om flammeskallet ekspanderer isotropt eller danner to jetstrømmer. Men når hastigheten til flammeskallet avtar, blir åpningsvinkelen til lyskjeglen større, og når g blir mindre enn q_j^-1 begynner vi å kunne se kanten av jetstrømmen. Dette fører til en knekk på lyskurven.

Fortsatt er bevegelsen av materien i jetstrømmen for raskt til at jetstrømmen utvider seg sidelengs. Men når bevegelsen er bremset ned slik at hastigheten ikke lengre er relativistisk, begynner jetstrømmen å ekspandere i sideretningen. Dermed bremses den raskere. Det fører til at strålingsintensiteten avtar ytterligere, og det blir en ny knekk på strålingskurven.

I ettergløden til GRB 990123 ble den første knekken på lyskurven observert. Dette tyder på at vi har observert kanten av en jetststrøm som gammaglimtet kom fra.

Dermed er det klart at kilden ikke sender like mye stråling ut i andre retninger. Beregninger viser at strålingsenergien fra en slik kilde, der mesteparten av strålingen sendes ut i to jetstrømmer, bare er ca. 1/100 av utstrålt energi fra en kilde som stråler isotropt. Dette løser energiproblemet. En utstrålt energi som svarer til ca. 1/100 solmasser, kan forklares som resultat av f.eks. kollisjon mellom to nøytronstjerner.

Hvis de fleste kildene til gammaglimt sender ut gammastråling bare langs to motsatt rettede jetstrømmer, vil størsteparten av gammaglimtene være usynlige for oss, fordi vi ikke befinner oss i retningen til en av jetstrømmene. Men teorien viser at ettergløden alltid er isotrop. Dette leder til en mulig test på om det er korrekt at de fleste kildene til gammaglimt sender ut gammastråling bare langs to jetstrømmer. I så fall skulle man iblant observere en etterglød uten noe forutgående gammaglimt.

Ved det femte gammaglimtsymposiet i Huntsville 19-22 oktober 1999 rapporterte John Heise at han hadde gått gjennom observasjonsdataene til Beppo Sax satellitten og funnet 9 røntgenglimt av samme karakter som gammaglimtene, men uten noe tilhørende gammaglimt. En mulighet er at dette kan være isotrope røntgen-ettergløder fra kilder som har sendt ut gammaglimt i jetstrømmer som ikke har truffet Jorden.

En annen mulighet er at det dreier seg om jetstrømmer med mindre verdi av Lorentz-faktoren enn de som produserer gammaglimt. Dette kan skyldes at kilden befinner seg i et område med forholdsvis tett gass som absorberer gammastrålingen, men slipper røntgenstrålingen lettere gjennom. Man skjelner mellom "rene" og "skitne" flammeskall. Den maksimale verdien til Lorentz-faktoren avhenger av mengden av protoner og nøytroner i flammeskallet. Dersom flammeskallet raskt forurenses av gass det beveger seg inn i, slik at den maksimale Lorentz-faktoren blir mindre enn 30, sies skallet å være skittent. Et slikt flammeskall forårsaker et røntgenglimt istedenfor et gammaglimt.

Ved samme møte rapporterte Enrico Ramirez-Ruiz og Ed Fenimore en ny interessant mulighet. Da de undersøkte de 6 glimtene som man har observert optiske ettergøder til, og som man derfor har greid å bestemme avstandene til, fant de en korrelasjon mellom graden av variasjon i lysstyrken til et glimt og luminositeten til kilden. Hvis korrelasjonen overlever observasjoner av nye gammaglimt med optiske ettergløder, har man funnet et nytt avstandsmål for kildene til gammaglimt. For hvis man kan finne luminositeten til kilden ved å observere hvordan lysstyrken til et gammaglimt endres, så kan man enkelt beregne avstanden ut fra den observerte gjennomsnittlige lysstyrken.

Gammaglimtet 10. mai 1999

10. mai 1999 registrerte detektorutstyret i BATSE og i BeppoSAX satellitten et gammaglimt, GRB 990510, med tilstrekkelig nøyaktig posisjon til at man 8,5 timer senere kunne observere den optiske ettergløden fra flere bakkebaserte teleskoper. Gammaglimtet varte i ca 100 sekunder .

Den optiske ettergløden til gammaglimtet (merket OT: ”optical transient”) og de nærmeste objektene er vist nedenfor.

Dette bildet er tatt 18. mai, og de nærmeste objektene antas å være stjerner i forgrunnen. Spektrallinjer i det optiske spekteret viser at kilden har en kosmisk rødforskyvning z=1,6 som svarer til at den er ca. 11 milliarder lysår fra jorden.

Hvis man antar at kilden sender ut stråling isotropt, er den totale energien sendt ut fra kilden i løpet av de 100 sekundene glimtet varte, 1,6 ·10⁴⁶J, som svarer til den energien solen ville ha sendt ut med sin nåværende lysstyrke i løpet av 1,3·10¹²år – omkring 88 ganger universets alder. Igjen har man imidlertid målt en knekk i lyskurven til ettergløden, noe som indikerer at strålingen er sendt ut i en jetstrøm rettet mot jorden, og som kan redusere den utsendte energien med en faktor av størrelsesorden 100.

Gruppen til Jens Hjorth ved det nordiske optiske teleskopet gjorde polarisasjonsmålinger i den optiske ettergløden til GRB990123, men fant ingen polarisasjon. I ettergløden til GRB 990510 har man for første gang detektert polarisert stråling fra kilden til et gammaglimt. Det viser at en del av strålingen er synkrotronstråling, som kommer fra elektroner akselerert i magnetiske felter.

Observasjonsprogrammet fortsetter for fullt. Spesielt interessant ville det være å ha målinger av rødforskyvningen til minst 100 verstgalakser for kilder til gammaglimt. Man kunne da lage et plott med sammenhengen mellom observert lysstyrke og rødforskyvning for gammaglimtene, svarende til størrelse-rødforskyvnings diagrammet som brukes for stjerner. Dette kunne gi en ny bestemmelse av tettheten til kosmisk materie, inkludert alle former for energi, og ville kaste lys over spørsmålet om universet vil kollapse en gang, eller fortsette å ekspandere i all evighet.