Lyhyet purkaukset
Lyhyiden purkausten luonne poikkeaa pitkistä purkauksista. Ne ovat alle sekunnin kestoisia ja niiden spektrit ovat 'kovempia' kuin pitkien purkausten spektrit. Lyhyiden purkausten kohdalla jälkihehkuja on havaittu vasta aivan viime vuosina, ja ne näyttävät poikkeavan pitkien purkausten jälkihehkuista. Ne ovat pitkien purkausten jälkihehkuja himmeämpiä ja ne myös himmenevät nopeammin. Tämän takia niitä on vaikeampi havaita verrattuna pitkien purkausten jälkihehkuihin. Nämä jälkihehkujen ja purkausten kestojen eroavaisuudet näiden kahden purkaustyypin välillä antavat selkeän viitteen siitä, että lyhyiden- ja pitkien purkausten synnyttämät prosessit ovat erilaisia.
Johtavan lyhyiden purkausten selittävän mallin mukaan purkaus syntyy neutronitähden ja mustan aukon (tai kahden neutronitähden) törmätessä toisiinsa. Tällainen neutronitähdestä ja mustasta aukosta muodostuva kaksoistähtijärjestelmä voi syntyä tapauksessa, jossa molemmat alunperin massiiviset tähdet ovat saavuttaneet evoluutionsa päätepisteet. Ajan kuluessa tähtijärjestelmän komponenttien välimatka pienenee ja neutronitähti ja mustaa aukko ajautuvat yhä lähemmäs toisiaan. Lopuksi neutronitähti 'törmää' mustaan aukkoon prosessissa jossa lyhyessä ajassa vapautuu suuri määrä energeettistä gammasäteilyä.
Animaatio 2: Vasemmalla, Animaatio pitkän purkauksen synnystä massiivisen tähden ytimen romahtamisen yhteydessä ; Oikealla, Animaatio lyhyen purkauksen synnystä neutronitähtien 'törmäämisen' seurauksena (Credits; Left NASA/Dana Berry/SkyWorks Digital, Right NASA/Dana Berry)
Lyhyitä purkauksia näyttää tapahtuvat kaiken typpisissä galakseissa toisin kuin pitkiä purkauksia, jotka liittyvät oleellisesti tähtienmuodostusalueisiin eli nuoriin tähtiin. Pitkien purkausten mallissa oleellisena osana olevat Wolf-Rayet tähdethän ovat nuoria massiivisia tähtiä. Näin on loogista, että purkaukset tapahtuvat juuri alueilla, jossa on paljon nuoria tähtiä. Lyhyiden purkausten mallissa taas neutronitähden ja mustan aukon muodostama kaksoistähtijärjestelmä voi olla miljardien vuosien ikäinen. Näin ollen niitä voi löytyä erityyppisistä galakseista, joissa ei tällä hetkellä ole minkäänlaista tähtienmuodostusta. Näiden kahden yksinkertaisen päätelmän avulla siis mallit näyttäisivät olevan ainakin oikeansuuntaisia.
Koska gammasädepurkaukset ovat hetkellisesti emogalaksiaan kirkkaampia, voidaan niitä käyttää eräänlaisina etäisyysmittareina kvasaarien tapaan. Toisin kuin kvasaarien tapauksessa, gammasädepurkaukset ovat kirkkaita myös erittäin suurilla punasiirtymän arvoilla. Näin ollen niitä voisi käyttää maailmankaikkeuden alkuaikojen tutkimiseen ja nykyisten kosmologisten mallien parantamiseen. Tämä ei ole vielä mahdollista havaintoaineiston puutteellisuuden vuoksi, mutta tulevaisuuden gammasädeobservatoriot voivat hyvinkin tuoda erittäin mullistavia havaintoja maailmankaikkeuden alkuajoista ja sen rakenteesta.
Animaatio 3: Vasemmalla, Animaatio gammasädepurkauksen jälkihehkun havaitsemisesta eri havaintolaiteilla ; Oikealla, Animaatio jälkihehkun himmenemisestä (Credits; Left NASA, Cark Cosmology Centre, Mike McClare, GSFC, Right NASA, Penn State University, Derek Fox, Mike McClare)
Lähteet (D.B Fox et al. 2005: The afterglow of GRB 050709 and the nature of the short-hard gamma-ray bursts), (Zhang B. , Mészáros P. ; Gamma-ray bursts: Progress, problems & prospects)
|
