’n Kunstenaarsvoorstelling van die evolusie van ’n swaar ster terwyl kernfusie ligte elemente in swaarder elemente omskakel. Wanneer fusie nie meer genoeg druk veroorsaak om swaartekrag teen te werk nie, plof die ster vinnig in en vorm ’n swartkolk. Teoreties kan energie tydens die inploffing al met die rotasie-as langs vrygestel word en gammaflitse veroorsaak.
Die intense uitstraling van die meeste gammaflitse vind vermoedelik plaas tydens ’n supernova of hipernova wanneer ’n vinnig roterende, swaar ster inplof en ’n neutronster, kwarkster of swartkolk vorm. ’n Ander, korter soort gammaflits word blykbaar deur ’n ander proses geskep: die samesmelting van dubbele neutronsterre. Die oorsaak van ’n voorafgaande flits wat in sommige van hierdie kort verskynsels waargeneem word, is moontlik die ontwikkeling van ’n resonansie tussen die kors en kern van sulke sterre vanweë die enorme getykragte wat in die sekondes voor die botsing ondervind word en veroorsaak dat die hele kors van die ster versplinter.[6]
Die bron van die meeste gammaflitse is miljarde ligjare van die Aarde af, wat daarop dui die flitse is beide uiters energiek (’n tipiese flits stel omtrent soveel energie vry as die Son in die hele 10 miljard jaar van sy bestaan) en uiters skaars (’n paar per miljoen jaar per sterrestelsel).[7] Alle waargenome gammaflitse het buite die Melkweg plaasgevind. Daar is ’n hipotese dat ’n gammaflits in die Melkweg wat direk na die Aarde gerig is, ’n massa-uitwissing van lewe sal kan veroorsaak.[8]
Gammaflitse is in 1967 die eerste keer deur die Vela-satelliete waargeneem wat ontwerp is om geheime kernwapentoetse op te spoor. Ná hul ontdekking is honderde teoretiese modelle voorgestel om dié flitse te verklaar, soos die botsing tussen komete en neutronsterre.[9] Min inligting was beskikbaar om dié modelle te bewys, totdat die eerste X-straal- en optiese nagloede in 1997 waargeneem is en hul rooiverskuiwing gemeet is om hul afstand en die omvang van hul energievrystelling te bepaal. Hierdie ontdekkings en die daaropvolgende bestudering van die sterrestelsels en supernovas wat met hulle verbind word, het gelei tot die slotsom dat hulle in verafgeleë sterrestelsels voorgekom het.
Klassifikasie
Die ligkurwes van verskillende gammaflitse.
Die ligkurwes van gammaflitse is uiters uiteenlopend en ingewikkeld.[10] Geen twee gammaflitse se ligkurwes is identies nie.[11] Groot variasies kan gesien word in feitlik alle eienskappe: die duur van die flitse kan van 10 millisekondes tot verskeie ure wees, daar kan ’n enkele hoogtepunt of verskeie kleiner pulse wees, en individuele hoogtepunte kan óf simmetries wees óf vinnig helderder en dan stadig dowwer word. Sommige flitse word voorafgegaan deur ’n dowwe flits, wat dan (ná sekondes of minute van geen aktiwiteit nie) gevolg word deur die veel intenser, "ware" flits.[12] Die ligkurwes van sommige flitse het ’n uiters chaotiese en ingewikkelde profiel met feitlik geen waarneembare patrone nie.[13]
Hoewel sommige ligkurwes deur middel van sekere eenvoudige modelle nagemaak kan word,[14] is min vordering gemaak om hul volle uiteenlopendheid te verstaan.
Kort gammaflitse
Hubble se foto van die infrarooi nagloed van ’n flits wat veroorsaak is deur die samesmelting van twee kompakte voorwerpe.[15]
Flitse van korter as twee sekondes word geklassifiseer as kort gammaflitse. Hulle maak sowat 30% van alle flitse uit. Tot 2005 is geen nagloede by sulke kort flitse waargeneem nie en min was bekend oor hul oorsprong.[16] Sedertdien is die nagloede van tientalle kort gammaflitse waargeneem en die flitse se oorsprong nagespeur; verskeie is verbind met streke met min of geen stervorming nie, soos groot elliptiese sterrestelsels en die sentrale dele van groot sterrestelselswerms.[17][18][19][20] Dit sluit enige verbintenis met swaar sterre uit en bevestig dat kort gammaflitse verskil van lang flitse. Daar was ook geen verband met supernovas nie.[21]
Die ware aard van hierdie verskynsels (en selfs of die klassifikasie noukeurig is) is steeds onbekend, hoewel die algemene hipotese is dat hulle ontstaan tydens die samesmelting van twee kompakte voorwerpe: óf dubbele neutronsterre[22] óf ’n neutronster en ’n swartkolk. Die kort duur van hierdie verskynsels dui op ’n bron met ’n baie klein deursnee in ruimteterme – minder as 0,2 ligsekondes (sowat 60 000 km, of vier keer so groot soos die Aarde). Dit dui ook op ’n baie kompakte voorwerp. Die waarneming van minute tot ure van X-straalflitse ná ’n kort gammaflits stem verder ooreen met klein deeltjies van ’n primêre voorwerp soos ’n neutronster wat aanvanklik binne twee sekondes of minder deur ’n swartkolk ingesluk word, gevolg deur ’n paar uur van kleiner energieverskynsels, soos oorblywende deeltjies van gety-ontwrigte neutronstermateriaal (nie meer neutronium nie) wat in ’n wentelbaan agterbly en oor ’n langer tydperk in die swartkolk verdwyn.[16]
Lang gammaflitse
Die meeste waargenome flitse (70%) het langer as twee sekondes geduur en word geklassifiseer as lang gammaflitse. Omdat hulle die meeste is en geneig is om helderder nagloede te hê, is hulle in fyner besonderhede bestudeer as kort flitse. Feitlik elke goed bestudeerde lang gammaflits is verbind met ’n sterrestelsel met vinnige stervorming, en in baie gevalle met ’n supernova – dit verbind hulle onteenseglik met die inploffing van baie swaar sterre.[23] Lang nagloede by ’n hoë rooiverskuiwing stem ook ooreen met die feit dat die flitse in stervormingstreke ontstaan het.[24]
Ultralang gammaflitse
Dié verskynsels lê aan die eindpunt van die lang-gammaflits-verspreiding; hulle duur langer as 10 000 sekondes. Daar is voorgestel hulle hoort in ’n ander klas, moontlik veroorsaak deur die inploffing van ’n blou superreus.[25] Net ’n paar is nog waargeneem en hul mees uitstaande kenmerk is die duur van die flitse. Tot dusver is die bekendste ultralang gammaflitse GRB 091024A, GRB 101225A en GRB 111209A.[26][27] ’n Onlangse studie[28] toon egter die bestaande bewyse dat dié flitse ’n ander bron het, is onoortuigend en dat verdere waarnemings oor verskeie golflengtes nodig is om tot ’n beter gevolgtrekking te kom.
Energie-uitstraling
’n Kunstenaarsvoorstelling van ’n helder gammaflits in ’n stervormende gebied. Die energie van die ontploffing word in twee smal strale in teenoorgestelde rigtings uitgestuur.
Gammaflitse is baie helder van die Aarde af gesien ondanks hul enorme afstand. ’n Gemiddelde lang gammaflits se magnitude kan vergelyk word met dié van ’n helder ster in die Melkweg al is dit miljarde ligjare ver (in vergelyking met die tientalle ligjare van die meeste sigbare sterre). Die meeste van die energie word in gammastrale vrygestel, hoewel baie gammaflitse ook optiese uitstralings het. So het GRB 080319B ’n optiese uitstraling gehad wat op sy hoogtepunt ’n skynbare magnitude van 5,8 gehad het;[29] dit kan vergelyk word met dié van die dofste ster wat met die blote oog gesien kan word – al was hy 7,5 miljard ligjare van die Aarde af. Hierdie kombinasie van ligsterkte en afstand dui op ’n uiters energieke bron. As ’n mens aanneem die gammastraalontploffing was sferies, was die energie-uitset van GRB 080319B binne ’n faktor van twee van die resmassa-energie van die Son (die energie wat uitgestraal sou word as die Son geheel en al in bestraling omskep sou word).[17]
Geen bekende proses in die heelal kan soveel energie in so ’n kort tyd uitstraal nie. Daar word geglo gammaflitse is hoogs gefokusde ontploffings, met die meeste van die ontploffingsenergie wat in ’n smal straal uitgeskiet word wat feitlik teen die spoed van lig beweeg.[30][31] Omdat die energie so gefokus is, word verwag die meeste gammaflitse sal die Aarde mis en nie waargeneem word nie. Wanneer ’n flits reg na die Aarde toe wys, veroorsaak die kompaktheid van die straal dat die flits baie helderder vertoon as wanneer die energie sferies uitgestraal sou word. As hierdie effek in aanmerking geneem word, het tipiese gammaflitse wat al waargeneem is ’n ware energievrystelling van sowat 1044 J, of sowat 1/2000 van ’n sonmassa-energie-ekwivalent.[32] Dit kan vergelyk word met die energie wat vrygestel word in ’n helder tipe Ib/c-supernova en binne die omvang van teoretiese modelle. Baie helder supernovas het gelyktydig met verskeie van die naaste gammaflitse plaasgevind.[33]
Omdat die meeste gammaflitse so uiters ver van die Aarde af is, is dit moeilik om die bronne daarvan te identifiseer. Die verbintenis van sommige lang gammaflitse met supernovas en die feit dat die sterrestelsels waarin hulle voorkom vinnige stervorming ondervind, is ’n sterk bewys dat lang flitse met baie swaar sterre verband hou. Die algemeen aanvaarde meganisme vir lang gammaflitse is die kollapser-model,[34] waar die kern van ’n uiters swaar, vinnige roterende ster met ’n lae metaalinhoud aan die einde van sy leeftyd inplof en ’n swartkolk word. Materiaal naby die kern val in op die swartkolk en draai in ’n akkresieskyf met ’n hoë digtheid om die swartkolk. Dit veroorsaak dat twee relativistiese strale al met die rotasie-as langs gevorm word; dit breek deur die omringende newel en word as gammastrale uitgestraal.
Die soort sterre in die Melkweg wat die naaste aan sulke bronne van lang gammaflitse is, is moontlik die Wolf-Rayetsterre, uiters warm en swaar sterre wat die meeste van hul waterstof verloor het weens stralingsdruk. Eta Carinae en WR 104 is al genoem as moontlike bronne van toekomstige gammaflitse.[35] Dit is egter onduidelik of enige sterre in die Melkweg die regte eienskappe het om gammaflitse voort te bring.[36]
Bogenoemde model verduidelik nie alle gammaflitse nie. Daar is sterk bewyse dat sommige kort gammaflitse voorkom in stelsels waar daar geen stervorming en swaar sterre is nie.[37] Die gewildste teorie vir dié strale se oorsprong is die samesmelting van twee neutronsterre in ’n dubbelsterstelsel. Volgens dié model beweeg die neutronsterre al hoe nader aan mekaar vanweë die vrystelling van swaartekraguitstralingsenergie[38][39] totdat getykragte hulle skielik uitmekaarruk en hulle ’n enkele swartkolk word. Die invallende materiaal skep ’n akkresieskyf en bring ’n flits van energie voort, nes in die kollapser-model.
↑Gendre, B.; Stratta, G.; Atteia, J. L.; Basa, S.; Boër, M.; Coward, D. M.; Cutini, S.; d'Elia, V.; Howell, E. J; Klotz, A.; Piro, L. (2013). "The Ultra-Long Gamma-Ray Burst 111209A: The Collapse of a Blue Supergiant?". The Astrophysical Journal. 766: 30. arXiv:1212.2392. Bibcode:2013ApJ...766...30G. doi:10.1088/0004-637X/766/1/30.
↑Gendre, B.; Stratta, G.; Atteia, J. L.; Basa, S.; Boër, M.; Coward, D. M.; Cutini, S.; d'Elia, V.; Howell, E. J; Klotz, A.; Piro, L. (2013). "The Ultra-Long Gamma-Ray Burst 111209A: The Collapse of a Blue Supergiant?". The Astrophysical Journal. 766: 30. arXiv:1212.2392. Bibcode:2013ApJ...766...30G. doi:10.1088/0004-637X/766/1/30.
Simić, S. (2005). "A model for temporal variability of the GRB light curve". Bulik, T. Astrophysical Sources of High Energy Particles and Radiation801: 139–140. doi:10.1063/1.2141849.
Virgili, F.J.; Liang, E.-W.; Zhang, B. (2009). "Low-luminosity gamma-ray bursts as a distinct GRB population: a firmer case from multiple criteria constraints". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 392: 91–103. arXiv:0801.4751. Bibcode:2009MNRAS.392...91V. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14063.x.
