Kosmische gammaflitsen: de zwaarste explosies in het heelal John Heise SRON Utrecht
Artist’s impression van een gammaflits. (Tekening: Lynette Cook) 246
ZENIT MEI 2001
Explosies van gammastraling uit het heelal worden gammaflitsen (gamma-ray bursts) genoemd. Het zijn kortdurende, zeer sterke uitbarstingen van gammastraling, die seconden tot minuten lang de helderste bronnen aan de hemel zijn. Gammastraling is de meest energetische elektromagnetische straling die wij kennen. Over de totale energie van de explosies was tot voor kort weinig bekend, omdat men aanvankelijk de afstand van de explosies niet kende: een vuurvliegje in een donkere tuin kan even helder lijken als een vliegtuig in de lucht of een ster in de ruimte. Gammaflitsen waren de eerst (in 1967) ontdekte kosmische bronnen van hoogenergetische straling, maar hebben het langst op een verklaring moeten wachten.
P
as in 1997 kwam aan alle onzekerheid een einde door de nauwkeurige plaatsbepalingen met behulp van de Utrechtse groothoekcamera voor röntgenstraling aan boord van de ItaliaansNederlandse BeppoSAX-satelliet. Doordat die plaatsbepalingen binnen enkele uren na de gammaflits beschikbaar waren, kon men snel met andere telescopen en in andere golflengtegebieden op die plaatsen gaan kijken. Op de plek van de explosies werden de gloeiende restanten van het kosmische vuurwerk als snel verdwijnende sterachtige objecten in zeer verre sterrenstelsels gezien. Gammaflitsen blijken heel ver weg op te treden, tot aan de rand van het waarneembare heelal. De explosies zijn dus gigantisch: de zwaarste na de Oerknal zelf. Binnen enkele seconden wordt meer energie uitgestraald dan de zon in vijf miljard jaar heeft gedaan.
Kernexplosies in de ruimte
Gammastraling wordt door de aardatmosfeer tegengehouden. Astronomische waarnemingen van bronnen van gammastraling zijn dus afhankelijk van metingen die met behulp van ballonnen en satellieten worden gedaan. De voorgeschiedenis van het onderzoek hangt dan ook nauw samen met het begin van het ruimteonderzoek, dat een opmerkelijke vliegende start kreeg met de succesvolle lancering van de eerste Spoetnik in1957. Binnen een jaar of vijf waren meer dan honderd Amerikaanse satellieten gelanceerd, onder meer in de wetenschappelijke Explorer-serie. Maar wellicht nog opmerkelijker is dat er binnen een jaar na die eerste Spoetnik drie Amerikaanse atoombommen hoog boven de atmosfeer tot explosie werden gebracht (het zgn. Argusproject), in 1962 gevolgd door eerst een Amerikaanse waterstofbom (het Starfish-project) en daarna een paar Russische.
De waanzin hiervan werd gelukkig al snel onderkend en in 1963 werd het beperkte kernstopverdrag (Nuclear Test Ban Treaty) gesloten, waarbij kernproeven in de atmosfeer en in de ruimte verboden werden. Een serie Amerikaanse militaire spionagesatellieten, de z.g. Vela- of ‘Wachter’- kunstmanen, was bedoeld om nakoming van dat verdrag te controleren. Deze satellieten bevatten onder meer detectoren voor de registratie van de korte flits van gammastraling die tijdens een kernexplosie boven de dampkring zou moeten vrijkomen. In verband met de preventieve werking van de ‘Wachters’ deed men niet al te geheimzinnig over dit militaire project. En opeens vond men iets opmerkelijks. Er werden inderdaad gammaflitsen geregistreerd, maar deze kwamen niet van de aarde of zijn omgeving maar uit het heelal. Deze eerst ontdekte kosmische hoge-energiebron zou het langst van allemaal op een verklaring moeten wachten. Sinds de eerste gammaflits is met behulp van satellietexperimenten veel onderzoek aan deze explosies verricht. Het belangrijkste instrument is wellicht BATSE (Burst And Transient Sources Experiment) aan boord van de grootste en zwaarste wetenschappelijke satelliet ooit gebouwd: het Compton Gamma Ray Observatory. Metingen hiermee in de afgelopen tien jaar hebben aangetoond dat gammaflitsen een dagelijks gebeuren zijn. Gemiddeld wordt er iedere dag een flits gedetecteerd. Uit de eigenschappen van de afzonderlijke gammaflitsen is niet erg veel af te leiden over hun oorsprong. De gammaflux stijgt veelal binnen een fractie van een seconde naar een maximale waarde, soms zelfs binnen milliseconden. Dit betekent dat het gebied van oorsprong niet groter kan zijn dan een duizendste lichtseconde, ofwel slechts enkele honderden kilometers. Een gammafoton is tenminste 100.000 maal zo energie-
rijk als een foton van zichtbaar licht (een rood foton heeft een energie van een elektronvolt). Gammafotonen in de flitsen worden gezien tot een energie van 10 miljard keer die van een rood foton, ofwel 10 GeV. Gammaflitsen duiden daarom op zeer hoogenergetische fysische processen, die plaatsvinden in een heel klein gebiedje. Gammafotonen boven de 500 MeV reageren met elkaar tot de vorming van zogeheten deeltjesparen: een elektron en een positron. Dit proces zou alle straling boven de 500 MeV moeten absorberen. We zien boven deze energie echter wel straling en daaruit leidt men af dat de straling ten opzichte van de expanderende vuurbal een lagere energie moet hebben. De expansie moet met bijna de lichtsnelheid plaatsvinden. Het gedeelte van de explosie dat naar ons toe beweegt ondergaat een extreem grote ‘blauwverschoven’ dopplerverschuiving. Dit scenario van een met relativistische snelheden expanderende ‘kosmische vuurbal’ werd aanvankelijk door velen als realistisch beschouwd, maar de bewijzen er voor ontbraken toen nog.
Een isotrope maar niet-homogene verdeling Bij gebrek aan voldoende informatie over iedere gammaflits afzonderlijk was de hoop gevestigd op de eigenschappen van de groep als geheel: de verdeling van hun posities en intensiteiten. De positiebepalingen aan de hand van de waargenomen gammastraling waren dan wel niet erg nauwkeurig (met onzekerheden van enkele graden), maar leverden toch een interessant resultaat op (fig. 1). Gammaflitsen bereiken ons vanuit alle richtingen in de ruimte: hun ver-
1. De verdeling van 2512 gammaflitsen, waargenomen met het BATSE- experiment van het Compton Gamma Ray Observatory, aan de hemel. De posities zijn uitgezet in galactische coördinaten. Het midden komt overeen met de richting van het centrum van het melkwegstelsel. Er treedt geen concentratie naar het melkwegvlak op: de verdeling is isotroop. ZENITMEI 2001
247
2. De verdeling van het aantal gammaflitsen met een maximum flux boven een gegeven waarde. Een homogene verspreiding in een eenvoudige (Newtoniaanse) ruimte zou een verdeling geven volgens de stippellijn. Hiervan uitgaande worden er dus te weinig zwakke flitsen gezien.
deling is isotroop. Gammaflitsen zijn dus anders verdeeld dan de sterren in ons melkwegstelsel, die immers sterk geconcentreerd zijn in de band aan de hemel die de melkweg wordt genoemd. De verdeling van de intensiteit van de gammaflitsen leverde ook een verrassing op (fig. 2). Het aantal objecten dat op grotere afstand staat, neemt snel met de afstand toe: het volume dat we waarnemen neemt immers met de derde macht van de afstand toe. Als de flitsen intrinsiek allemaal ongeveer even helder zijn, zijn de
3. Een stukje van de hemel in de richting van de gammaflits van 28 februari 1997 (GRB970228). De bronpositie werd binnen enkele uren bepaald met de groothoek-röntgencamera (WFC) van de Italiaans-Nederlandse satelliet BeppoSax en lag binnen de cirkel gemerkt met ‘WFC preliminary’. Daarna werd dit gebied verkleind tot binnen de lijn gemerkt met ‘WFC final’. 248
ZENIT MEI 2001
verder weg gelegen objecten zwakker (hun intensiteit neemt met het kwadraat van de afstand af). Als het heelal een homogene verdeling van gammaflitsen zou hebben, dus overal in dezelfde mate met dergelijke objecten is gevuld, verwachten we een verdeling zoals aangegeven met de stippellijn in figuur 2. De metingen wezen in dit geval echter op een schijnbaar ‘tekort’ aan zwakke gammaflitsen. Velen hebben lange tijd gedacht dat de bronnen van de flitsen uitgedoofde neutronensterren waren, die zich in een grote halo rond ons melkwegstelsel zouden moeten bevinden. De afname van het aantal zwakke bronnen zou dan de grens van die halo weerspiegelen: op een afstand van zo’n 100.000 parsec, net niet ver genoeg om de aanwezigheid van gammaflitsen rond de meest nabije sterrenstelsels te kunnen zien. Op dergelijke afstanden zou de helderheid van de gammaflitsen zo’n 100.000 maal de helderheid van de zon moeten bedragen, vergelijkbaar met de helderste sterren en de helderste röntgenbronnen in ons melkwegstelsel. Dat is veel, maar potentieel nog wel te verklaren als de flitsen inderdaad zouden samenhangen met neutronensterren. Men wist echter niet of er in de halo rond het melkwegstelsel zo’n nieuwe klasse van objecten zou bestaan en dat maakte de theorieën die dit suggereerden onzeker. Op grote schaal beschouwd is het heelal isotroop. Als de waargenomen gammaflitsen overal in het heelal zouden ontstaan, was hun isotrope verdeling op een natuurlijke wijze te verklaren. Met noemde dit de ‘kosmologische hypothese’ voor de verklaring van gammaflitsen. Als er een keer per miljoen jaar in een sterrenstelsel een kosmische vuurbal met een gigantische hoeveelheid energie explodeert en een gammaflits veroorzaakt, kan het gemeten aantal flitsen en hun gemeten verdelingen begrepen worden. Het schijnbare ‘tekort’ aan zwakke flitsen wordt dan veroorzaakt door de geometrie van het heelal op grote schaal. De intensiteit neemt dan niet meer op de gebruikelijke manier (met het kwadraat van de afstand) af, maar is afhankelijk van het juiste heelalmodel. Bovendien veroorzaakt de expansie van het heelal een tijddilatatie, waardoor de waargenomen frequentie van de flitsen op grote afstand afneemt. Maar hoe bewijzen we dat een dergelijk kosmisch geweld daadwerkelijk ook op zulke grote afstanden plaatsvindt?
Videobewaking voor het geweld in de ruimte Constante videobewaking is de enige manier om meer inzicht in dat geweld in het heelal te krijgen. Aan de röntgen- en gammahemel zijn onverwachte verschijnselen eerder regel dan uitzondering. Waar en wanneer het tot een uitbarsting komt, is niet van te voren te voorspellen. Camera’s in de ruimte moeten deze altijd weer onverwachte verschijnselen in het heelal registreren en vooral lokaliseren. Vanaf 1978 hebben we voor dat doel bij SRON, de Stichting Ruimteonderzoek Nederland, groothoek-röntgencamera’s ontwikkeld die ooit waren bedoeld voor een derde astronomische Nederlandse satelliet. Dergelijke camera’s zijn uitkijkposten voor nieuwe röntgenbronnen. Zo’n camera met een nog wat beperkt gezichtsveld heeft ooit aan boord van het Russische ruimtestation Mir gewerkt. Twee echte groothoekcamera’s gingen mee met de ItaliaansNederlandse satelliet BeppoSAX, die in 1996 werd gelanceerd. Ze werken nu al vijf jaar met succes en hebben de geheimzinnige gammaflitsen op heterdaad kunnen betrappen. De gammaflitsen verraden zich doordat ze gelijktijdig röntgenstraling uitzenden. De röntgenopnamen van BeppoSAX zouden scherp genoeg moeten zijn om voor het eerst snel en nauwkeurig de positie aan de hemel vast te stellen, zo was de verwachting. Voor de lancering verwachtten we per jaar zo’n zes röntgentegenhangers van gammaflitsen te zullen registreren en dat aantal is vrij nauwkeurig uitgekomen. De eerste gammaflits waarmee deze identificatie lukte was die van 28 februari 1997 (die flits heet daarom GRB970228). De uitbarsting duurde een minuut. Een stukje aan de hemel in de richting van de gammaflits (in het sterrenbeeld Orion) is weergegeven in figuur 3. De bronpositie werd binnen enkele uren bepaald met de groothoek-röntgencamera (WFC) en lag binnen de cirkel gemerkt ‘WFC preliminary’. Daarna werd dat zoek gebied verkleind tot binnen de lijn gemerkt met ‘WFC final’. De positie werd snel wereldkundig gemaakt. Binnen acht uur richtte BeppoSAX zijn gevoelige röntgentelescopen (de Narrow Field Instruments, NFI) op de positie: een ongeëvenaarde technische prestatie. Op de plaats van de explosie werd toen een heldere, puntvormige röntgenbron ontdekt: de nagloeiende restanten van de ex-
4. Twee opnamen gemaakt in het röntgengebied (2-10 keV) met de Narrow Field Instruments (NFI) van BeppoSAX die op de plek gericht waren die de Wide Field Camera’s aangaven. De linker opname werd 8 uur na de flits gemaakt. De kleuren (die hier intensiteiten aangeven) laten een nieuwe, heldere röntgenbron zien. Op een tweede opname drie dagen later (foto rechts) blijkt die bron sterk afgezwakt te zijn. Op deze manier werd de eerste tegenhanger van een gammaflits ontdekt als een nagloeiende, snel zwakker wordende röntgenbron.
plosie (linker foto van fig. 4). Drie dagen later, op een tweede opname (rechter foto van fig. 4), bleek die bron sterk afgezwakt te zijn. Op deze manier werd de eerste tegenhanger van een gammaflits als een nagloeiende, snel zwakker wordende röntgenbron ontdekt. Jarenlang was er gezocht naar de ‘smoking gun’, het op heterdaad betrappen van de dader, en dat was nu bijna letterlijk gebeurd. Deze ontdekking leidde tot een speurtocht naar de restanten van de explosie met optische telescopen en radiotelescopen (waaronder de Westerbork Synthese Radio Telescoop) en astronomische satellieten. Paul Groot had daarbij, onder leiding van Jan van Paradijs van het Sterrenkundig Instituut van de Universiteit van Amsterdam, al na een week de eerste optische tegenhanger gevonden. Tijdens een waarneming met de William Herschel Telescope op La Palma, 24 uur na de flits, zag hij een nieuw zwak sterachtig object dat een week later verdwenen was. Het verdwijnende sterretje viel samen met een ver verwijderd sterrenstelsel, waarvan later werd aangetoond dat het op zeer grote afstand in het heelal staat. Deze ontdekking leidde in 1997 tot een ware revolutie in de hogeenergie astrofysica op het gebied van gammaflitsen. Ook op andere door de Utrechtse groothoekcamera’s aangewezen plaatsen werd een nagloeiend object ontdekt. En ook in die gevallen waren de gevolgen van de explosie te zien als een verdwijnende ‘ster’, die in zowel röntgen- en radiotelescopen als opti-
sche telescopen nog dagen zichtbaar bleef. Eindelijk, dertig jaar na de eerste ontdekking, kregen astrofysici meer inzicht in het gebeuren. Met de grootste optische telescopen op aarde kon men eindelijk ook de roodverschuiving, een maat voor de afstand, vaststellen. Gammaflitsen bleken inderdaad heel ver weg te staan, tot bijna de ‘rand’ van het waarneembare heelal, dus op afstanden die wel 100.000 maal groter zijn dan die van de ‘halo’ rond ons melkwegstelsel. Dit betekende dat de totale energie van de explosie tien miljard maal zo groot was: het vuurvliegje bleek een ster te zijn.
De supernovaconnectie Sinds we hun afstanden kennen, weten we dat gammaflitsen de helderste objecten in het heelal zijn. Ze stralen bijvoorbeeld honderden malen intenser dan de helderste hemellichamen die men tot nu toe kent: de quasars. Als ze alle richtingen uit stralen, wordt er in de luttele seconden van een gammaflits meer energie uitgestraald dan de zon gedurende de 5 miljard jaar van zijn bestaan heeft gedaan. In termen van rustmassa-energie komt de energieproductie, als deze in alle richtingen wordt uitgestraald, overeen met de annihilatie, ofwel vernietiging, van een tiende tot soms meer dan een maal de totale massa van de zon. Waar komt die energie vandaan? Wat is de eigenlijke bron van al die energie? Omdat al deze energie ook nog eens uit een heel klein gebiedje moet komen, hebben eigenlijk alle in aanmerking komende modellen te
maken met zwarte gaten. Zwarte gaten, zo denkt men, worden gevormd wanneer de binnenste delen van een zeer zware ster onder invloed van hun eigen zwaartekracht instorten. Zware sterren verbruiken waterstof en lichtere elementen en vormen tijdens kernfusieprocessen ijzer en andere zware elementen. Ze stralen veel energie uit en raken al hun beschikbare energie snel kwijt. De laatste stadia van de catastrofale ineenstorting van de kern van de ster kunnen in luttele seconden plaatsvinden, waarbij de buitenlagen van de ster weggeslingerd worden. We kennen dit proces in de sterrenkunde als supernova-explosies. Gammaflitsen lijken ook inderdaad samen te hangen met supernova- of misschien wel hypernova-explosies. In het tweede geval betreft het de implosie van nog veel zwaardere sterren. Titus Galama (toen bij het Sterrenkundig Instituut van de Universiteit van Amsterdam) ontdekte dat er binnen een dag op ongeveer dezelfde positie als die van de gammaflits GRB980425 een supernova-explosie had plaatsgevonden. Sindsdien denkt men – op grond van de afname van de helderheid – dat ook bij sommige andere gammaflitsen min of meer tegelijkertijd of wellicht juist voorafgaande aan de flits een supernova heeft plaatsgevonden. De meest recente waarnemingen van het röntgenspectrum door zowel BeppoSAX als de veel gevoeliger Chandra-röntgensatelliet laten zien dat er erg veel ijzer in de directe omgeving van de explosie aanwezig is. Dat is alleen te verklaren als er kort voor de gammaflits materie de ruimte in is geslingerd. Dit zijn aanwijzingen dat er tijdens de supernova een (roterend) zwart gat wordt gevormd, dat enkele uren daarna wordt ‘gevoed’ met delen van de iets trager ineenstortende en meer naar buiten gelegen delen van de ster. Deze opvang van materie door een zwart gat kan dan de benodigde grote hoeveelheid energie produceren en de materie in de vorm van een expanderende schokgolf met snelheden tot bijna die van de lichtsnelheid wegslingeren. Omdat de allerbuitenste delen van een zeer zware ster in de loop van zijn evolutie middels zijn sterrenwind al zijn weggeblazen, loopt die schokgolf niet vast in het steromhulsel, maar wordt hij waarneembaar als gammaflits en röntgenflits. Het onderscheid tussen een hypernova en een supernova wordt dus waarneembaar door ZENIT MEI 2001
249
5. In het spectrum van de gammaflits van 16 december 1999 (GRB991216) heeft de Amerikaanse röntgensatelliet Chandra (inzet) aanwijzingen gevonden voor de aanwezigheid van ijzer. (Foto: NASA)
de afwezigheid van dempende buitenlagen in de eerste soort. Mogelijke gammaflitsen in gewone supernovae worden als het ware in de buitenste lagen van de ster ‘gesmoord’.
Elke dag een zwart gat
Elke dag zijn wij dus – via de detec-
tie van een gammaflits – getuige van de vorming van een zwart gat ergens in de uithoeken van het heelal. Gammaflitsen zijn in verschillend opzicht interessant. We kunnen er natuurlijk het fysische verschijnsel zelf meer in detail door gaan begrijpen, maar een gammaflits markeert ook het eindpunt van de evolutie van een zware ster. We kunnen gammaflitsen dan ook gebruiken als ‘standaardkaarsen’ die de rest van het heelal verlichten. Het plotselinge vrijkomen van een zeer grote hoeveelheid energie kan worden verklaard met een model dat de ‘relativistisch expanderende schokgolf’ wordt genoemd. Alles expandeert met bijna de lichtsnelheid, zoals direct gemeten op radiogolflengten. Het echte beginmoment van de explosie is niet direct waarneembaar, maar ligt verhuld in de mist van de initiële explosie. Mogelijk worden in de toekomst neutrinoflitsen gemeten die verder uitsluitsel geven over de fysische omstandigheden in dat eerste moment. De gammaflitsen die wij tot nu toe hebben gezien, vinden plaats in gebieden waarin veel sterren ontstaan. Vanwege hun grote helderheid kunnen we dus nagaan in welk tijdperk de eerste stervorming optrad. Dat onderzoek zal in de komende tijd
een belangrijke plaats innemen. We kijken tegenwoordig met de grootste telescopen terug in de tijd tot voor de vorming van de meeste sterren, maar nog niet voorbij de vorming van de allereerste sterren. Er worden steeds nieuwe afstandsrecords gebroken en dat is nog maar het begin van een nieuwe ontwikkeling. Het verste superzware zwarte gat, een quasar, staat nu op een afstand die samenhangt met een roodverschuiving van 5,8 en verslaat daarmee het verst verwijderde sterrenstelsel. De roodverschuiving is ook een maat voor de leeftijd van het waargenomen hemellichaam. Het gaat hier dan over de eerste paar procent van de leeftijd van het heelal, pakweg ergens in het eerste miljard jaar. We staan aan het begin van een ontwikkeling waarop wij het universum zelf als een gigantische zwaartekrachtslens gebruiken om nog dieper in het heelal door te dringen. We kunnen bij wijze van spreken dank zij de bomen juist dieper het bos in zien. Maar het helpt enorm dat er af en toe diep in dat woud van sterrenstelsels ‘standaardkaarsen’ – gammaflitsen – oplichten, waarvan wij de eigenschappen leren kennen en die voldoende intens zijn om tot in de verste uithoeken van het heelal te kunnen worden gezien.
Op vakantie? en de telescoop mee? Makkelijk transporteerbare, ideale reistelescopen zijn: Meade ETX 70 AT nu nog ƒ 999,– inclusief Autostar
ETX 70
Meade ETX 90 EC Maksutov ƒ 1775,– Meade ETX 125 EC Maksutov ƒ 3620,– Autostar voor ETX 90/125 ƒ 440,–
ETX 90
ETX 125 POLARIS OPTISCHE INSTRUMENTEN Nachtegaalstraat 76; 3581 AM Utrecht tel/fax: 030- 2322569 e-mail:
[email protected] 250
ZENIT MEI 2001
