Universet: Utvidelse og avstander Aktive galakser

Presentasjon om: "Universet: Utvidelse og avstander Aktive galakser"— Utskrift av presentasjonen:

1 Universet: Utvidelse og avstander Aktive galakser
Forelesning 19 – AST1010 Universets ekspansjon og Hubbles lov Avstandsmålinger og avstandsstigen Radiogalakser og kvasarer Enhetsmodell for aktive galakser At galaksehopene i universet ser ut til å bevege seg raskt bort fra hverandre er en av de største oppdagelser som er gjort i astronomien. Vi skal gjøre rede for hvordan vi påviser denne stadige utvidelsen av universet og forklare hva observasjonen bygger på, nemlig målinger av avstand. Da ser vi på de forskjellige måtene for avstandsmåling og hvordan man har bygget opp en ”avstandsstige” hvor de ulike måtene føyes sammen alt etter det område i avstand de er anvendelige for. Det finnes nemlig ikke én metode som kan brukes til å måle alle avstander i universet, korte så vel som lange. Deretter ser vi på aktive galakser og starter med de så kalte radiogalaksene, som ble oppdaget da man begynte å observere radiostråling fra himmelrommet. Vi fortsetter med å berette om oppdagelsen av og egenskapene til kvasistellare radiokilder, kvasarer. Til slutt diskuteres en enhetlig fysisk modell som forklarer alle typer av aktive galakser. Etter enden av den forelesningen som gis har jeg her hengt på noen sider om gammaglimt.

2 og universets utvidelse.
Rødforskyvning og universets utvidelse. Vi ser hvordan forskyvningen av bølgelengden til spektrallinjene øker med økende avstand til de galakser som sender ut strålingen. Ser man på spektra fra galakser så viser det seg at spektrallinjene ikke har de vanlige bølgelengdene de skal ha, men er forskjøvet mot lengre bølgelengder, mot rødt. Dette kalles redshift - rødforskyvning. Rødforskyvningen til galaksene ble oppdaget av Vesto Slipher i 1914, men han dro ikke slutningen av det han så. Det gjorde imidlertid Edwin Hubble, som studerte fenomenet systematisk i 1920 årene og som offentliggjorde resultatet i Vi husker at Hubble også var den som med sikkerhet kunne slå fast at galaksene ikke tilhørte vår Melkevei, men var egne melkevei systemer. Det skjedde ved at han målte avstanden til M31 – Andromedagalaksen – ved hjelp av relasjonen mellom periode og lysstyrke for Cepheider. Hubbles videre målinger kartla en systematisk økning i rødforskyvningen med avstand til galaksene. Dette er vist her. Vi ser hvordan bølgelengden til et bestemt absorpsjonstrekk i spektrene fra galakser kan ligge på forskjellige bølgelengder for ulike galakser. Fra den målte rødforskyvningen i spektrene kan vi regne ut farten som galaksene synes å fjerne seg med. Denne farten er oppgitt på bildene, og vi ser at det dreier seg om betydelige verdier sammenlignet med lyshastigheten på 300,000 km/s. Det viser seg at det ikke er individuelle galakser, men hele galaksehoper eller superhoper som beveger seg sammen. Naturligvis har galaksene inne i hopen litt forskjellige hastigheter, men siden galaksene i hopene er bundet til hverandre av gravitasjonen, beveger hele hopen seg sammen.

3 Hubble, som var vel kjent med bruken av Cepheider for måling av avstander i universet, kunne kombinere avstandene og målingene av rødforskyvning. Han fant da at det var en rettlinjet sammenheng (lineær sammenheng) mellom avstand og hastighet bort fra oss. Som figuren viser, finner vi ingen merkbare avvik fra den rette linjen for galaksehoper som ligger nærmere enn 300 million parsec, eller 1 milliard lysår. Ut fra sine målinger kunne Hubble slå fast at hastigheten av galaksene bort fra oss er proporsjonal med deres avstand fra oss. De ”flyter” bort fra oss, som på en strøm som beveger seg stadig raskere jo lenger bort vi kommer. Dette fenomenet er blitt kalt Hubble flow. AST Universet

4 Hubbles lov Hubbles lov er: v = H0 x d
der v er den målte hastigheten bort fra oss og d er avstanden til galaksehopen. Galaksene beveger seg bort fra oss i alle retninger fordi selve rommet utvider seg. Ikke hastigheter i vanlig forstand, men rommet utvider seg og ”strekker” ut lysets bølgelengde. Proporsjonalitetsfaktoren mellom hastighetene Hubble målte og avstanden til galaksene kaller vi i dag Hubbles konstant og skriver den som H0. Det er imidlertid ikke snakk om bevegelse i vanlig forstand. At galaksene fjerner seg fra oss med samme fart i alle retninger kommer av at selve rommet utvider seg. Utvidelsen av rommet strekker ut bølgelengden til lyset. Dette betyr at dersom vi var et annet sted, for eksempel i en fjern galakse, ville vi se akkurat det samme som vi gjør fra vår egen Melkevei, nemlig at de andre galaksene beveger seg vekk fra oss i alle retninger. Og denne utvidelseshastigheten vil øke med avstanden slik vi ser at den gjør, idet et punkt langt borte vil fjerne seg med en tilsynelatende hastighet som summerer opp alle utvidelsene mellom punktet og oss. Illustrasjoner har vært brukt for å forstå dette. I en todimensjonal lignelse blåser vi opp en ballong med prikker og ser hvordan alle prikkene fjerner seg fra hverandre og hvordan avstanden øker raskest for prikker som er langt fra hverandre. En tilsvarende tredimensjonal illustrasjon sammenligner galaksene med rosiner i en deig som hever seg. Da fjerner rosinene seg fra hverandre på tilsvarende vis. Men man kan godt greie seg uten disse illustrasjonene. Situasjonen er enkel og logisk, selv om den ved første inntrykk kan synes kontra-intuitiv. Vi kan betrakte de elektromagnetiske bølgene som uatskillelige fra rommet, innestøpt i rommet så og si. Når rommet som bølgen er i utvider seg, strekkes bølgen tilsvarende og bølgelengden øker, strålingen blir ”rødere”. Husker vi så at bølger som kommer langt borte fra er sendt ut for tilsvarende lang tid siden så blir forlengelsen av bølgelengden størst for de bølgene som kommer fra stedene lengst borte. De har opplevd den største utvidelsen av rommet på veien mot oss. At rommet utvider seg er for øvrig i full overensstemmelse med den generelle relativitetsteorien, men er ingen nødvendig konsekvens av den. AST Universet

5 Endelig eller uendelig univers?
Vil universet alltid utvide seg eller vil det etter en tid begynne å trekke seg sammen igjen? Er rommet endelig eller uendelig? Svaret kan ha sammenheng med hvor mye masse vi har i universet som gjennom gravitasjon vil bremse utvidelsen. Hva om vi også har en frastøtningskraft? Spørsmålet er blitt aktuelt de siste 8-10 år. Svar på spørsmålet kan vi få ved å studere galaksenes bevegelser på store avstander. Spørsmålene som reises her hører inn under emnet kosmologi og tas opp igjen i neste forelesning. Vi kunne tenke oss at dersom universet hadde nok masse så ville denne massen gjennom sin gravitasjonsvirkning gjøre at utvidelsen av universet bremses. Da kan den en gang komme til å stoppe helt opp og reverseres til en sammentrekning. Å stille dette spørsmålet er det samme som å spørre om universet er endelig eller uendelig. Observasjoner siden slutten av 1990-årene har imidlertid åpnet for en annen og overraskende mulighet. Det synes som om universet ikke utvider seg stadig langsommere, men at utvidelsesfarten tvert imot øker med økende avstand. Dette vil bli omtalt nærmere under forelesningene om kosmologi, men det synes som om universet i tillegg til mørk masse også inneholder en mørk energi, som er betydelig større enn den ekvivalente energien vi finner i synlig og mørk materie til sammen. Denne mørke energien skyver universet fra hverandre. Igjen avdekker nye astronomiske funn de store mangler ved vår tidligere oppfatning av den fysiske virkelighet. En måte å få kunnskap om disse fundamentale sidene av virkeligheten er å bestemme Hubble relasjonen for områder svært langt borte. Det betyr at vi må gjøre nøyaktige målinger av avstander ut til flere milliarder parsec. Først der ser vi de eventuelle avvikene fra en lineær Hubble lov. AST Universet

6 Hubbles lov og universets alder
Kan bruke Hubbles lov til å estimere universets alder. t er tiden som har gått siden en galakse som nå er i avstand d var svært nær oss. Denne galaksen beveger seg nå med hastighet v bort fra oss. Da er: d = v t, som med Hubbles lov gir: v = H0 v t  t = 1/H0. Det er forutsatt at hastigheten, v, ikke er endret siden bevegelsen startet. Nedbremsing pga. gravitasjon gir t = 2/3 1/H0. Her ser vi hvordan Hubbles lov kan brukes til et raskt anslag av alderen til universet. Denne alderen, som gjerne kalles Hubble alderen, er lik den inverse verdi av Hubblekonstanten. Utledningen beskrevet ovenfor, er rett fram bortsett fra det siste punktet som krever litt mer regning. Det er imidlertid ikke vanskelig å se at dersom hastigheten avtar ved at utvidelsen bremses opp så er konsekvensen at universets alder er lavere enn Hubble alderen. At hastigheten avtar betyr jo at den var større tidligere. Dermed har galaksene nådd sine målte avstander fra oss på kortere tid enn dagens hastighet skulle tilsi. Hubble konstanten gir altså en bestemmelse av universets alder, og det er en annen god grunn til å finne en så god verdi som mulig. Nå må det også sies at dersom utvidelsen av universet akselererer, så har dette motsatt effekt. Da blir den virkelige alderen for universet større enn den vi enkelt utleder fra Hubble parameteren. AST Universet

7 Bestemmelse av H0 Rødforskyvning er vel definert og lett å måle: z = (l – l0)/l0. Rødforskyvning relaterer til hastighet gjennom z = [(c + v)/(c-v)]1/2 – 1  z ~ v/c bare for v<<c. Kritisk med gode målinger av avstand. Avstand til svært fjerne objekter må måles, fordi avviket fra en lineær kurve først viser seg langt borte. Må benytte flere metoder som til sammen utgjør en trappestige for avstandsmåling (en ”distance ladder”). Vi er interessert i en god verdi av Hubbles konstant, både for å gjøre et sikkert estimat av universets alder, og fordi det er avviket fra en lineær Hubble lov som forteller oss om universet endelige skjebne, hvorvidt det er åpent eller lukket, har en avslutning eller vil vare i uendelig lang tid, om utvidelsen akselereres eller bremses opp. Uttrykket for relasjonen mellom rødforskyvning og hastighet langs synslinjen kommer fra den spesielle relativitetsteorien. Det forenkles til det uttrykket vi hadde for Dopplerforskyvning bare dersom hastigheten, v, er mye mindre enn lyshastigheten, c. Men det korrekte uttrykket har en annen konsekvens. Det innebærer at vi kan ha rødforskyvninger større enn 1, noe som faktisk måles, men som ikke er mulig med det enkle uttrykket fra Dopplerhastigheten. For å lage en god verdi av Hubbles konstant trengs målinger av både hastighet og avstand. Hastigheten er grei å utlede. Den får vi fra måling av rødforskyvningen av spektrallinjene. Men avstandsmålingen er komplisert og usikker. For en ting må vi måle en nøyaktig avstand til de fjerneste objekter. Det er jo avvikene fra en lineær Hubble relasjon som forteller oss om universet er åpent eller lukket og om ekspansjonsfarten minker eller øker med avstanden. Disse avvikene viser seg først tilstrekkelig tydelig på de store avstandene. Det finnes ikke en enkelt metode for måling av avstander til galakser som kan brukes på alle avstander og galakser. Vi trenger å bygge opp avstandsskalaen trinnvis gjennom metoder som overlapper i områdene de kan anvendes. Da får vi en trappestige for avstandsmåling. Dette skal vi nå se på. AST Universet

8 Avstandsstigen AST1010 - Universet
Her viser vi trinnene i avstandstigen. Det finnes andre mulige måter å måle avstand på i tillegg til de som er vist her, men dette er de viktigste metodene med to unntak som vi nevner nedenfor under punktene 4 og 5. Parallaksemetoden er en direkte triangulering. Tidligere kunne dette gjøres til 100 parsec, men metoden var ikke så nøyaktig for avstander over 50 parsec. Det var da vanskeligere å få overlapping med det neste trinnet og hele stigen ble mer usikker. Dette er grunnen til at Hipparchos satellitten som vi nevnte i forelesning 13 var så viktig. Den etablerte en pålitelig avstandskala til 150 parsec og økte antallet stjerner man kunne måle avstanden til med minst en faktor 10. Spektroskopisk parallakse består i å bestemme hovedserien i et Hertzsprung-Russell diagram, for eksempel for en stjernehop. Siden avstanden til hopen er ukjent må man benytte tilsynelatende magnituder i stedet for absolutte magnituder for stjernene. Tilpasser vi nå denne hovedserien til et Hertzsprung-Russell diagram med absolutte størrelsesklasser bestemt for stjerner hvor vi har målt avstanden ved bruk av parallaksemålinger, så finner vi avstandsmodulen, m – M, for stjernehopen. At vi bruker mange stjerner øker påliteligheten. Denne metoden er et nødvendig mellomtrinn inntil vi kan måle parallakser til Cepheidene medsatellitten Gaia (se forelesning 13). Cepheider og RR Lyrae variable baserer seg på periode-lysstyrke relasjoner. Vi har omtalt disse tidligere. RR Lyrae variable har alle omtrent samme lysstyrke, og skiller seg fra Cepheidene ved sin korte periode, kortere enn 1 dag. Cepheidene har et vidt anvendelsesområde fordi de er lyssterke kjemper og superkjemper. Med Cepheidene når vi avstander ut til vel 150 million lysår, altså 50 Mpc. RR Lyrae variable er fine for måling av avstand til kulehoper. De er sterke nok til at man kan se dem alle steder i vår galakse og det finnes mange av dem i hopene siden de er populasjon II stjerner. Vi kjenner atskillig flere RR Lyrae stjerner enn Cepheider. På dette punktet har vi hoppet over statistisk parallakse. Metoden har mest historisk interesse, fordi den ble brukt alt i 1913 til å sette skalaen for periode-lysstyrke relasjonen for Cepheider. Den bygger på målinger av hastigheter, hvor en stjernes hastighet langs synslinjen finnes fra Dopplerforskyvningen av spektrallinjene mens hastigheter på tvers av synslinjen bestemmes fra stjernens forflytning på himmelen. Forflytninger i posisjon skjer langsomt, særlig dersom stjernen er langt bort. Ofte må man sammenligne posisjoner observert over meget lang tid, kanskje flere 10-år. Ved i middel å sette de to hastighetene lik hverandre kan avstander bestemmes. Avstanden til en enkelt stjerne blir helt upålitelig, men med et stort utvalg av stjerner kan man få en rimelig nøyaktig bestemmelse av absolutte størrelesesklasser for kalibrering av hovedserien i Hertzsprung-Russell diagrammet Cepheidemetoden er brukbar til mange fjerne galakser, men kan ikke brukes særlig langt utenfor den lokale superhop. Men her har man også andre metoder. For eksempel er den gjennomsnittlige lysstyrken til kulehopene i en galakse en mulig avstands indikator, siden verdien synes å endre seg lite fra galakse til galakse. Størrelsen av H II områder er en annen indikasjon Størrelsen av disse avhenger av hvor langt ut O-stjernen i sentrum greier å ionisere hydrogengassen i skyen den er dannet fra. Det avhenger mest av stjernens intensitet i ultrafiolett, og H II områdets størrelse blir dermed det samme fra galakse til galakse. Angående Tully-Fisher metoden og metoder og metoden med supernovaer av type Ia som standard lyskilder som dekker enda større avstander  se de to neste slides. AST Universet

9 Tully Fisher metoden AST1010 - Universet
Tully-Fisher metoden er en rent empirisk sammenheng funnet av Tully og Fisher. De påviste at bredden av spektrallinjen på 21 cm fra nøytralt hydrogen er et mål på galaksens sanne lysstyrke. Bredden av 21 cm linjen forteller hvor raskt galaksen roterer. Vi ser her hvordan sammenhengen mellom galakserotasjon og linjebredde fungerer. Dopplerforskyvningene fra de ulike deler av galaksen setter seg sammen til ett forbredet linjeprofil. Man behøver bare å måle spekteret fra hele galaksen. Det betyr at man har små krav til vinkeloppløsning og heller ingen vanskelige krav til spektraloppløsning idet rotasjonshastighetene er rimelig store. Dermed kan metoden anvendes på objekter langt borte. Sammenhengen er plausibel. Det er å vente at massive galakser roterer raskere enn galakser med mindre masse. Dette ser vi dersom vi setter inn i Keplers 3dje lov i Newtons formulering og uttrykker omløpsperioden for rotasjonen ved rotasjonshastigheten, v. En massiv galakse vil på sin side lyse sterkere enn en mindre massiv galakse. Det er lite trolig at den ekstra massen utelukkende skulle være i form av mørk masse. Mer sannsynlig er det at mørk og lysende masse finnes i omtrent samme forhold i galakser som ellers ligner på hverandre, noe som er verifisert. Selv om Tully-Fisher metoden ikke kan forklares og modelleres i alle detaljer så regnes den som pålitelig og enkel å bruke. Vi kan betrakte den som en rent empirisk sammenheng. Trolig er metoden den mest anvendelige i sitt brukbarhetsområde, ut til 150 million parsec, altså 3 ganger så langt ut som man når med Cepheidemetoden. Det er videre en fordel at man ikke trenger å se bestemte typer stjerner i galaksen, som Cepheider eller supernovaer. AST Universet

10 Metoden med å bruke en viss type supernovaer, SN Ia, som standard lyskilder er så vidt nevnt tidligere. Denne metoden bygger på antagelsen om at alle slike supernovaer har samme maksimale lysstyrke, svarende til en absolutt magnitude M= Dette er funnet empirisk ved å observere supernovaer av type Ia i galakser som er nær nok til at avstanden kan måles ved hjelp av cepheider. Likevel er den nøyaktige lysstyrken til disse supernovaene fortsatt usikker. Antagelsen om at alle supernovaer av type SN Ia er like sterke lar seg sannsynliggjøre ut fra overlegninger om hvor my energi en slik supernova kan lage. Det dreier seg om kjernefysisk fusjon av en masse på ~1.35 solmasser fra karbon til jern. Dette bildet er tatt med for å dokumentere at man ser supernovaer i svært fjerne galakser. I denne galaksen, NGC million lysår borte, ser vi til og med to supernovaer samtidig. Med supernova metoden kan man måle rødforskyvning til galakser som er 8 milliarder lysår borte Det er især denne metoden som er brukt når man skal finne eventuelle avvik fra den lineære Hubbles lov for svært høye rødforskyvninger. AST Universet

11 Avstandsstigen AST1010 - Universet
Supernovametoden er gyldig til store avstander, men enda en metode finnes, som kan være anvendelig like langt av gårde og som ikke avhenger av om vi oppdager en supernova i den galaksehopen man måler avstanden til. Den går ut på å observere lysstyrken for de sterkeste elliptiske galakser i sentrum av store galaksehoper. Disse kjempestore elliptiske galaksene synes å ha en standard, fast lysstyrke. Kanskje er de så store som de kan få blitt? Man kan tenke seg muligheten for systematiske feil ved metoden på grunn av at galaksene utvikler seg med tida. Likevel synes man å regne med at man ved å bruke disse galaksene som standard kilder kan nå ut til 5000 millioner parsec. AST Universet

12 Verdien av H0 H0 = 74.2 +/- 3.6 km s-1 Mpc-1
Den beste bestemmelsen gir H0 = /- 3.6 km s-1 Mpc-1 Regner vi ut antall kilometer i en million parsec (Mpc) så har vi: 1 Mpc = km H0 = s-1 t = s = år Hubble konstanten har til nylig vært gitt som H0 = 77+/-8 km/s/million parsec (kilometer per sekund per megaparsec), bestemt i Den relativt store usikkerheten skyldes av at avstandene er meget vanskelig å måle. Fra 2009 foreligger en forbedret måling hvor alle trinn på avstansstigen ble evaluert fra målinger med Hubble Space Telescope. Man fant verdien H0 = /- 3.6 km/s/million parsec Usikkerheten er nå redusert med mer enn en faktor 2. Dette gir en verdi for Hubble alderen på 13.2 milliarder år. Fra usikkerheten finner vi at Hubble alderen ligger mellom 12.5 milliarder og 13.9 milliarder år. Det må naturligvis være slik at universets alder er større enn alderen for de eldste stjernene. Dette kravet er oppfylt ,men kanskje bare så vidt. De eldste kulehopene i vår Melkevei regnes å være 12 milliarder år gamle. AST Universet

13 Very early galaxies z ~ 6-7, ~700 millioner år etter Big Bang
Bildet viser typiske utseender av galakser bare 700 millioner år etter Big Bang (z=6-7). Vi ser galaktiske strukturer selv så tidlig, med rudimentære spiralarmer klart tydelig. (Observasjonene er gjort med en spesiell teknikk: Lyman-break teknikk.) Det er likevel klart at disse strukturene blir bedre utviklet etter som tiden går. Blant annet får vi en klarere definisjon av spiralarmer i spiralgalakser. Men det er overraskende at fullt utviklede galakser dannes så tidlig som de gjør. AST Universet

14 Aktive galakser – radiogalakser, kvasarer, Seyfert galakser
AST Universet

15 Den første radiogalaksen
Radioastronomiens far var amerikaneren Grote Reber. han var den første som observerte radiobølger fra kosmos i 1936. Reber fastla tre radiokilder: Sagittarius A (i Melkeveiens sentrum), Cassiopeia A (en SNR) og Cygnus A (en radiogalakse). Cygnus A identifisert i 1950 med en galakse som har rødforskyvning: v = 14,000 km s-1. Radiostråling fra Cygnus A er 107 ganger så sterk som radiostrålingen fra Andromeda- galaksen, selv om den er 635 million lysår unna! De tre første radiokildene som ble observert var de som senere er kalt Sagittarius A, Cassiopeia A og Cygnus A. Vi ser at de har navn etter stjernebildet de befinner seg i samt bokstaven A. Dette er en måte å gi navn på som ble tatt i bruk etter hvert som man skulle katalogisere radiokildene. A var den sterkeste kilden i et stjernebilde, B den nest sterkeste osv. Senere kom andre kataloger. Den mest kjente er den tredje Cambridge katalogen, der kildene er angitt som eksempelvis 3C 379 som er kilde nummer 379 i den tredje Cambridge katalog (3C). Grote Reber må regnes som radioastronomiens far. Rebers to første kilder var greie å identifisere, men for den tredje kilden, Cygnus A, var det ikke så lett å finne et objekt i synlig lys som strålingen kunne komme fra. Man fant likevel en merkelig galakse i det aktuelle området i Avstanden til denne galaksen ble bestemt fra dens rødforskyvning og det ble klart at denne galaksen strålte ut enorme mengder energi i radioområdet, langt, lang mer en normale galakser. Vi observerer 10 millioner ganger sterkere radiostråling fra Cygnus A enn fra Andromeda galaksen, selv om Cygnus galaksen er 635 million lysår unna mot Andromeda galaksens avstand på ~2.5 millioner lysår. AST Universet

16 Bilde av radiostrålingen fra Cygnus A
Radiostrålingen kommer fra lobene som ligger 160,000 Ly fra hverandre. Tatt med VLA. Her ser vi et moderne bilde av Cygnus A tatt i radiobølgeområdet. Den lille lysende prikken ligger midt i en galakse. Registrert i radio bølgelengder ser vi en liten punktkilde. I synlig lys ser vi en galakse med et merkelig utseende. Største delen av radiostrålingen kommer i dette tilfellet fra to store områder langt fra punktkilden, de så kalte radio lobene. Man ser en jetstråle av ladede partikler (f.eks. elektroner), som skyter ut til begge sider fra en kilde i sentrum i galaksen. Disse partiklene bremses til slutt opp i den intergalaktisk gassen. Strålingen kommer da fra disse oppbremsingsområdene, hvor elektroner trolig virvles rundt i magnetiske felter. Lobene har for øvrig mye finstruktur. Bildet er tatt med VLA, Very Large Array, det store radioobservatoriet i New Mexico, som er et radio interferometer og som ble omtalt under forelesningen om teleskoper (forelesning 4). Bølgelengden er i millimeter området. Vinkeloppløsningen, ca ~ 10-7 radianer eller buesekund, er utmerket, og mye bedre enn den oppløsning vi får med teleskoper i synlig lys. AST Universet

17 Her er enda et bilde av en radiokilde, radiogalaksen Centaurus A
Her er enda et bilde av en radiokilde, radiogalaksen Centaurus A. Det er en kjempestor spiralgalakse. Vi ser skiva med absorberende støv. Det støvete senteret i Centaurus A galaksen og sterkt lysende områder galakseskiva vises godt. I de sterkt lysende områdene finner vi O og B stjerner og det foregår sterk stjernedannelse. Sterk stjernedannelse er en annen grunn til å kalle denne galaksen for aktiv. Dersom vi tegner områdene med radiostråling inn i det optiske bildet av Centaurus A ser vi at radio lobene stikker ut mer eller mindre loddrett på galakseskiva. Vi ville vente å finne et objekt som svarer til en kvasar i eller nær sentrum for galaksen. AST Universet

18 Hva var radiokildene? Radiogalaksene ble først katalogisert.
Det var viktig å identifisere dem med synlige objekter. Vanskelig å finne motsvarige objekter i synlig lys. de tidlige radiomålingene hadde dårlig vinkeloppløsning. Man fant gjerne stjerner med merkelige spektra. Det var til å begynne med vanskelig å identifisere radiokilder med andre objekter. Spørsmål ble stilt om hva radiokildene egentlig var og om hvordan strålingen blir laget. For å svare på disse spørsmålene startet man med å lage kataloger over radioobjektene for å finne motsvarende synlige objekter. Systematiske kataloger over kildestyrker og posisjoner ble utarbeidet, ikke minst i England og i Australia. Men dette var før de virkelig store radio-interferometrenes tid. At posisjonene var dårlig bestemt gjorde det vanskelig å identifisere radiokildene med synlige objekter. Etter hvert ble slike objekter funnet om enn ikke med 100% sikkerhet i første omgang. Det viste seg at mange var galakser, men et antall av dem så ut som stjerner med merkelige spektra. AST Universet

19 3C 48 – ser fullstendig ut som en stjerne.  3C 273 – en stjerne
med en lang jet ut til siden  3C 48 som ble identifisert i 1960, ser helt ut som en stjerne, men spekteret av denne stjernen passet ikke sammen med noe kjent stjernespektrum. 3C 273 viste seg i 1962 som en annen stjerne med et rart spektrum og dessuten med en jet som skjøt ut fra stjernen og som lyste med sterke emisjonslinjer som ikke svarte til kjente linjer fra noe grunnstoff. Gjennombruddet kom i 1963 da Maarten Schmidt identifiserte linjene.

20 Maarten Schmidt fant at spekteret for 3C 273 var dominert av 4 sterke linjer. Ut fra forholdet mellom bølgelengdene fant han at de måtte være de synlige linjene fra nøytralt hydrogen, men sterkt rødforskjøvet. 3C 273 var altså ingen vanlig stjerne, men en galakse eller en del av en galakse. Den var også langt unna, så mye som 2 milliarder lysår. Det betydde igjen at den strålte sterkt. Nå var nøkkelen kjent. Det ble raskt klart at 3C 48 også befant seg utenfor Melkeveien og faktisk var dobbelt så langt borte som 3C 273. AST Universet

21 Radiogalakser og kvasarer
Radiogalakser sendte ut stråling fra store ”lober” langt borte fra et sentral objekt. Det sentrale objektet var stjernelignende med svært høy rødforskyvning. Fant etter hvert andre stjernelignende objekter med stor rødforskyvning, som ikke sendte ut radiostråling. Alle ble kalt kvasi-stellare objekter, Quasi Stellar Objects, forkortet til kvasarer. 90% av alle QSO stråler bare i synlig lys. La oss summere det som etter hvert ble klart. Radiogalaksene sendte ut stråling fra store ”lober” langt borte fra et sentral objekt. Det sentrale objektet var stjernelignende og hadde svært høy rødforskyvning. Men så fant man etter hvert andre stjernelignende objekter med stor rødforskyvning, som ikke sendte ut radiostråling. Alle de stjernelignede objektene ble kalt kvasistellare objekter (Quasi Stellar Objects) eller kort og godt kvasarer. Det viste seg etter hvert at 90% av alle de kvasistellare objektene ikke strålte i radioområdet. Betegnelsen kvasi-stellar kommer av at de objektene man ser, ligner på svake stjerner, men det er de opplagt ikke siden den store rødforskyvningen viser at de er i galaktiske avstand. AST Universet

22 Kvasarene har galakser rundt seg
Det var i utgangspunktet ikke opplagt at kvasarene var deler av galakser. Kvasarene er så langt unna at galaksene som omgir dem lyser svakt og er ikke så lett synlige. Dette bildet av et utvalg kvasarer tatt med Hubble teleskopet viser likevel klart at de har galakser rundt seg. Vi ser her kvasarene som sterkt lysende punkter i fjerne galakser. Vi ser også hvordan disse galaksen synes å være forstyrret, og ofte i kollisjon med andre galakser. AST Universet

23 Kvasarer: ”In a galaxy far away and long ago”
Figuren viser antallet kvasarer som funksjon av deres rødforskyvning. Fra den store rødforskyvningen er det klart at alle kvasarer er langt borte. Midlere rødforskyvning ligger rundt 3. Det betyr også at strålingen vi mottar fra dem ble sendt ut for lang tid siden. Hvis universets alder, tiden siden Big Bang, er 14 milliarder år så var de fleste kvasarene aktive for milliarder år siden. De oppsto altså i en tid da galaksene var unge og selve universet var ungt. AST Universet

24 Styrke av strålingen fra ulike typer aktive galakser
Denne tabellen summerer opp lysstyrkene for de forskjellige typer aktive galakser. Kvasarene stråler gjerne med en intensitet som ligger mellom 10 og 100,000 ganger utstrålingen fra alle stjernene i hele Melkeveien. Videre må vi huske at denne sterke strålingen kommer fra et område som er mye mindre enn en galakse. Her har vi også ført opp enda en type aktiv galakse, Seyfert galaksene. De ble faktisk oppdaget lenge før radiogalakser og kvasarer. De er spiralgalakser hvor kjerneområdene stråler svært sterkt, mens armene ser normale ut. AST Universet

25 Strålingen fra kvasarer kan variere raskt
Strålingen fra en kvasar er langt fra konstant. Her vises variasjonen med tiden av den synlige strålingen til kvasaren 3C 279. Man har gått tilbake i arkivene og hentet fram observasjoner av kvasaren som ser ut som en stjerne, fra en tid lenge før man visste at det var en galaksekjerne man hadde med å gjøre. Vi ser at strålingen varierer på tidsskalaer fra uker til dager. Dette er ikke mulig med mindre utstrekningen av kvasaren er på størrelse med eller mindre enn den tid det tar for lyset å krysse kvasaren. Man får ikke en rask, sterk variasjon med mindre dette kravet er oppfylt. Den utstrålte energien er enorm i utbruddene og øker så med en faktor 100 og i noen tilfeller opp til 10,000 ganger den samlede utstrålingen fra Melkeveien. Raske variasjoner (uker/dager) betyr at kilden for strålingen er liten.

26 Drivkraft for kvasarer
Kilden for kvasarers energi: er liten i utstrekning, er langt borte, stråler tilsvarende sterkt – 100 til ganger utstrålingen fra Melkeveien. Kandidat for energimekanisme: gravitasjonsenergi frigjort fra masse som faller inn i et stort sort hull. Ingen annen kjent mekanisme, frigjør energi så raskt og effektivt! forklarer rask variasjon i strålingen. Det er kvasarens målte stråling sammen med dens avstand som forteller oss at den stråler så enormt sterkt, typisk som 100 galakser eller mer. At kvasarens kilde er liten vet vi på grunn av tidsvariasjonene. Noen ganger skjer disse så raskt som med 3 timers karakteristisk tid. Det betyr at områder som stråler mer enn 100 galakser, er mindre enn ~1010 km, eller 70 AU, i utstrekning. Det ”noe” som produsere strålingen må derfor være sammenlignbart i utstrekning med vårt solsystem. Her skal vi foregripe konklusjonen og gi svaret. Energikilden er frigjort gravitasjonsenergi fra masse som faller inn i et kjempestort sort hull. Det finnes ingen annen kjent mekanisme som er like effektiv, for i denne prosessen blir opp til 30 % av masse-energien omvandlet til stråling. (Husk at masse og energi er ekvivalente: E=mc2.) Til sammenligning omsetter fusjon av hydrogen til helium bare 0.7 % av massen til energi. Fusjon er derfor en mye mindre effektiv måte å lage energi på. Frigjøringen av energien skjer videre raskt, idet falltider kan bli korte. De sorte hullene det er snakk om, kan ha noen milliarder solmasser og likevel være små nok til at den hurtige variabiliteten blir tatt vare på. Vi husker at i følge formelen for Schwarzschild radien av eventhorisonten, vil et sort hull med 3 milliarder solmasser ha en radius på 10 milliarder km som svarer til ett lysdøgn (se forelesning 16, slide 40). Strålingen fra en akresjonsskive med indre kant like ned mot det sorte hullet vil derfor kunne variere på en slik tidsskala. AST Universet

27 Flere typer aktive galakser
Kvasarer Stjernelignende. Spiral-galakser. Radio&optisk eller bare optisk stråling. Stor rødforskyvning. Radiogalakser Radio, store lober. Elliptiske galakser. Seyfert galakser Optisk, brede/smale linjer. Sterkt variable. Spiralgalakser. BL Lac objekter ”Blazars” Synkrotronstråling. Sterkt variable. Til nå har vi nevnt kvasarer og radiogalakser. Men det finnes andre typer galakser som stråler så unormalt sterkt at de også må betegnes som aktive galakser. Disse omfatter to typer av så kalte Seyfert galakser samt BL Lacertae objekter. Kvasarene (og trolig også ”blazarene”) er de som absolutt stråler sterkest. Kvasarene har spektrallinjer. Det betyr at de inneholder gass som sender ut stråling fordi den er varm – såkalt termisk stråling eller temperaturstråling. Spektrallinjene gjør at det også er mulig å finne avstanden til kvasarene fra rødforskyvningen av linjene. De stråler både i radioområdet og i synlig lys, men de fleste av dem stråler bare synlig lys, de er radiostille. Av utseende er de stjernelignende, men man kan ofte se galaksen som ligger rundt kvasaren og som viser at man har med en galaksekjerne å gjøre. Kvasarenes stråling varierer med tiden. Kvasarer kan ha jetstråler ut fra kjernen. Disse stråler ikke-termisk og ligner på jetstrålene fra radiogalaksene. Partiklenes hastigheter er nær lysets hastighet. Radiogalaksenes stråling kommer både fra de store lobene, fra jetstrålene og fra det lille kjerneområdet partikkelstrålene sendes ut fra. Dette er avgjort ikke-termisk stråling. I stedet dreier det seg om stråling fra ladede partikler som endrer hastighet – akselereres – mens de beveger seg. I sentrum for radiobildet ligger en elliptisk galakse som jetstrålene strømmer ut fra. Seyfertgalakser, som først ble beskrevet i 1943, er spiralgalakser med små, stjernelignende (punktformede), sterkt lysende kjerner. De viser spektrallinjer. Seyfert 1 galakser har brede emisjonslinjer, mens Seyfert 2 galakser har smale emisjonslinjer. Dette forteller at gasspartiklene har høy hastighet i Seyfert 1 galaksene og lavere hastighet i Seyfert 2 galaksene. Tolkningen er at i Seyfert 1 galaksene kommer strålingen fra varme skyer av gass, mens den gassen som stråler i Seyfert 2 galaksene befinner seg i kalde skyer. Seyfertgalaksene er sterkt variable og til forskjell fra kvasarene, har de sterke kontinuerlige spektra, ikke bare sterke linjer. BL Lacertae objektene, også kalt blazarer har ikke spektrallinjer, men et kontinuerlig spektrum av en type som det vi venter å finne fra elektroner som svirrer rundt magnetisk feltlinjer med en hastighet meget nær opp til lysets hastighet. Slik stråling kalles synkrotronstråling fordi vi også finner den i maskiner som vi kaller cyklotroner og som er bygget for å akselerere partikler til høye hastigheter. Blazarene finner vi sentralområdene til store elliptiske galakser. Det er når vi kan skimte disse galaksene at vi kan måle rødforskyvninger og finne at blazarene er langt borte. Vi kan nå summere opp. Kvasarer og Seyfert galakser er knyttet til spiralgalakser og viser spektrallinjer. Vi har med stråling fra en varm gass å gjøre. Radiogalakser og BL Lacertae objekter er knyttet til elliptiske galakser. Her er det stråling fra akselererte partikler med elektrisk ladning som lager strålingen. Akselerert betyr at partiklene endrer hastighet (inkludert retning) mens de strømmer.

28 Synkrotronstråling og temperatur stråling
Vi har nevnt at elektroner vil sende utstråling dersom de beveger seg raskt eller farten eller fartsretningen endres. Figuren illustrerer forskjellen mellom termisk stråling, som er det samme som sort stråling som vi får når det som stråler er varmt, og synkrotronstråling, som kommer fra elektroner som svirrer i spiralformede baner rundt magnetisk feltlinjer med hastigheter som nærmer seg lyshastigheten. Merk at x-aksen er frekvens som øker mot høyre. Det vil si at bølgelengden øker mot venstre og at synkrotronstrålingen er sterkest i radiobølgeområdet. Vi ser også at intensiteten av synkrotronstrålingen varierer med bølgelengde eller frekvens på en helt annen måte enn den termiske strålingen som sendes ut fra en kropp med høy temperatur. Det er ikke vanskeig å skille mellom de to strålingsmekanismene. AST Universet

29 Ensartet modell for alle AGN AGN – Active Galactic Nuclei
Drivkraften i alle typer aktive galaksekjerner – AGN - er et supermassivt sort hull med masse i området milliarder av solmasser. Hullet er omgitt av en skive med gass – en akresjonsskive – og gassen i skiven faller inn i det sorte hullet. Strålingen fra alle typer av aktive galakser kan forklares med én modell et fysisk bilde. Vi nevnte at drivkraften – energien for de aktive galaksene – må komme fra masse som faller inn i et supermassivt sort hull med milliarder av solmasser. Argumentet for dette kommer fra den høye verdien for den utstrålte energien samt fra de raske variasjonene i strålingen fra kvasarer. Rundt det supermassive sorte hullet finner vi en skive av gass i bane rundt hullet. Friksjon i skiven mellom områder som ligger inntil hverandre, men hvor gassen strømmer med litt forskjellig fart, gjør at gassen varmes opp samtidig som den bremses og faller ned mot hullet. . AST Universet

30 En akresjonsskive rundt et sort hull
Akresjonsskiven er illustrert i denne figuren. Masse som faller mot det sorte hullet, vil gå i bane rundt det fordi den innfallende massen har en rotasjonsbevegelse – et angulært moment. Den faller i praksis aldri rett ned på hullet. Friksjonen varmer opp akresjonsskiven og energikilden er fallenergien. Gassen i slike akresjonsskiver kan bli svært varm slik at den stråler sterkest i røntgenområdet. AST Universet

31 Modell for alle AGN (forts.)
Drivkraften ….. et sort hull …omgitt av akresjonsskive. Rundt hullet og akresjonsskiva har man en stor smultring (en torus) av støv. Arten av aktiv galakse avhenger av synsvinkelen inn mot akresjons-skiven og det sorte hullet. I tillegg til et sort hull og en akresjonsskive inneholder enhetsmodellen for aktive galaksekjerner også en støvtorus, en smultringformet sky av støv som ligger utenfor akresjonsskiven. Videre kan det forekomme jetstråler av ladede partikler som skyter ut i en retning loddrett på akresjonsskiva. Man mener så å kunne forklare alle typer av aktive galaksekjerner ved å betrakte denne konfigurasjonen under ulike synsvinkler. Modellen ble satt fram for mange år siden. Som vi skal se er den nylig styrket av observasjoner. Selv om den ikke skulle vise seg å være riktig i alle henseender synes den å ha mye for seg. Dette skal vi demonstrere ved observasjoner av jetstråler og støv toruser i aktive galakser, AST Universet

32 Kjernen i den aktive galaksen NGC 4261
T.v.: Radiobildet av jets – optisk bilde av kjernen T.h.: Gass- og støvtorus i kjernen, F ~ 800 Ly At støvtorusen ikke er grepet ut av luften utelukkende som en hendig forklaring er demonstrert gjennom observasjon. Her ser vi en radiogalakse hvor vi i kjernen nettopp finner en torusformet gass- og støvstruktur med diameter på 800 lysår. Til venstre er et bilde av radiostrålingen sammen med et bilde av galaksen i synlig lys (hvitt). Til høyre, i et bilde tatt med Hubble Space Telescope, ser vi en ring av gass og støv inne i sentrum av galaksen. Radiogalaksen er 30 million parsec borte. Med HST løser man med letthet opp bildet av torusen idet oppløsningsevnen til teleskopet svarer til 25 lysår og er en faktor 30 bedre enn utstrekningen av strukturen. Torusen er dermed klart observert og det er påvist uten tvil at slike toruser eksisterer. Toruser av denne typen finner vi også i andre aktive galakser. Det er foreslått at de er rester av en liten galakse som har kolliderte med den større, elliptiske galaksen. AST Universet

33 Stjerner fra området rundt galaksesenteret faller altså ned mot det sorte hullet i sentrum. Men først ender massen fra disse stjernen i akresjonsskiva. Siden de opprinnelige stjernene var i omløp rundt det sorte hullet vil massen i skiva gå i spiralbaner inn mot det sorte hullet. Den høye temperaturen river løs elektroner fra atomene og gassen i skiva eksisterer i form av ladede atomkjerner og elektroner, det vi kaller et plasma. Samtidig har akresjonsskiva et magnetfelt som dels har opphav i stjernene som har falt inn i skiva og dels lages av de virvlende elektriske strømmene. Dette feltet følger med i rotasjonen og tvinnes opp i form av en helix. Ladede partikler kan bli akselerert til store hastigheter av elektriske felter som også dannes. Partikkelhastighetene kan nærme seg lysets hastighet. Noen av de ladede partiklene vil flyte ut av skiva langs det opptvinnede magnetfeltet. Strømmen av raske partikler går i mange retninger når de er nær skiva, men blir kanalisert i smale stråler lenger ute, i avstand om lag 1 lysår fra skiva. Grunnen til at strålen av partikler holder seg smal er at den elektriske strømmen som partiklene representerer lager sitt eget magnetfelt i en ringform rundt strålen og fokuserer den. AST Universet

34 Fellesmodellen for alle typer aktive galaksekjerner ser da ut som vist ovenfor.
En stor torus – smultring – av gass og støv ligger ytterst. Vi så at den kunne ha en diameter på flere hundre lysår. Den er ugjennomsiktig i synlig lys. Vi kan ikke se inn i den unntatt når vi ser ned gjennom hullet i midten Inne i torusen finnes en akresjonsskive av gass som virvler rundt det sorte hullet i midten. Denne varmes opp til høye temperaturer ved friksjonsoppvarming i gassene som svirrer rundt i den. Energikilden er omsetning av fallenergi til bevegelsesenergi og videre til varme. Akresjonsskiva har sterke magnetiske felter som tvinnes opp i et langt rør loddrett på skiva. Bevegelsene i skiva setter opp strømmer som induserer elektriske felter. Disse vil akselerere elektriske ladninger – elektroner - til hastigheter nær lyshastigheten. Elektronene må bevege seg langs magnetfeltene ikke på tvers av disse. Det betyr at de går i spiralbaner rundt de magnetiske feltlinjene og er bundet fast til disse. De strømmer dermed ut langs det smale magnetfeltrøret loddrett på skiva. Den elektriske strømmen i dette røret er for øvrig med på å klemme røret sammen – gjøre det smalt – idet strømmene setter opp sirkulære magnetfelter rundt røret som ytterligere klemmer det sammen. AST Universet

35 Radiogalakser, kvasarer og BL Lacertae objekter er alle knyttet til hvordan man ser akresjonsskiva og strålen av ladninger som sendes ut fra denne. Ser vi inn fra sida er akresjonsskiva, som stråler termisk i synlig og ultrafiolett lys, ikke synlig fordi torusen ugjennomsiktig. Derimot kan vi se synkrotronstråling fra ladningene som strømmer i jetstrålen og vi ser naturligvis områdene langt borte hvor de bremses ned idet de kolliderer med det interstellare mediet. Dette er situasjonen for en radiogalakse. Inn gjennom ringen i smultringens åpning betrakter vi direkte den varme akresjonsskiva. Da dominerer strålingen fra skiva, som er meget varm, og man har en kvasar. En stor del av denne strålingen kommer trolig fra den indre kanten av akresjonsskiva, like utenfor det sorte hullet. Radius ut til denne indre kanten kan settes tilnærmet lik radius for eventhorisonten til det sorte hullet i sentrum av galaksen. Det betyr at området for kvasaren kan bli sammenlignbar med radius til eventhorisonten for det sorte hullet. For et sort hull med 1 milliard solmasser svarer dette til 3 milliarder kilometer eller lyssekunder som er om lag 3 lystimer. Dette er sammenlignbart med de raskeste variasjoner man observerer for kvasarer. BL Lacertae objekter har vi når vi ser rett inn langs aksen i jetstrålen. Da dominerer synkrotronstrålingen fra de raske relativistiske elektronene og denne strålingen sendes rett forover langs bevegelsesretningen for elektronene. AST Universet

36 Modell av Seyfert galakser typer 1 og 2
Seyfertgalaksene kan også passes inn i det bildet vi har skissert for aktive galakser. Her tenker man seg at skyer av gass svever rundt inne i og utafor smultringhullet i støvtorusen. Strålingen fra den aktive kjernen kommer fra disse gass-skyene. Skyer som er inne i smultringhullet varmes opp av akresjonsskiva rundt det sorte hullet (ikke egentlig vist i figuren, men symbolisert ved en altfor stor gul runding). Når vi ser inn i hullet får vi stråling fra disse varme skyene. Siden de har høy temperatur sender de ut brede spektrallinjer fordi atomene ved høy temperatur beveger seg raskt mens de stråler. Det brede linjeprofilet er satt sammen av mange smale, Dopplerforskyvde linjeprofiler fra hvert enkelt atom. Dette stemmer med spektrene fra Seyfert type 1 galakser. Betrakter man smultringen fra siden ser man bare de mye kaldere skyene som svever rundt utenfor smultringhullet og derfor ikke kan bli oppvarmet av stråling fra akresjonsskiva. De lave temperaturene gjør at spektrallinjene som sendes ut blir smale fordi de kommer fra atomer som beveger seg langsomt. Dette er modellen for Seyfert 2 galakser. AST Universet

37 Dopplerbilde av rotasjon i kjernen til M84
Finnes det virkelig supermassive sorte hull i sentrum av aktive galakser? Bildet viser en spektrallinje nær senteret i M 84, en av to store S0 galakser nær sentrum av Virgo hopen. Spektrografspalten er plassert over galaksen slik at strålingen fra de sentrale delene blir registrert. Vi ser at bølgelengden til linjen varierer sterkt og er forskjøvet mot henholdsvis korte og lange bølgelengder (blått og rødt) på motsatte sider av galaksekjernen. Vi tolker dette som Dopplerforskyvninger som skyldes at gassen roterer rundt sentrum av galaksen og finner en rotasjonshastighet på 385 km/s bare 26 lysårs fra sentrum av galaksen. Vi bruker Keplers tredje lov i Newtons formulering til å finne massen i sentrum av galaksen: a3/P2 = M, der a er avstanden fra senteret, 26 lysår uttrykt i i astronomiske enheter, P er omløpstiden rundt senteret uttrykt i år og M er massen målt i solmasser. Samtidig husker vi at relasjonen mellom avstanden fra sentrum og omløpstiden gir a = (2 p)-1 v P. Rotasjonshastigheten og avstanden gir da at massen i sentrum av galaksen er om lag 300 million solmasser. Dette er noe mindre enn 1 milliard solmasser, men verdien er høy nok til å overbevise om at enda større sorte hull eksisterer. AST Universet

38 Konklusjon om modellen
Vi har observert både torus og høy rotasjon i senter for flere AGN  Gir tillit til at modellen er i store trekk korrekt AST Universet

39 Slutt på forelesning 19 Slutt på forelesning 2 Neste gang: Kosmologi
AST Universet

40 Stoff om gammaglimt En utmerket artikkel på norsk av Øyvind Grøn
finnes på webadresse: Dette blir ikke forelest og er ikke å regne som pensum En utmerket artikkel på norsk er skrevet om gammaglimt av Øyvind Grøn og finnes på ovenstående web adresse. AST Universet

41 Gammabursts eller gammaglimt
Gammaglimt er sterke - sender på 10 sekund ut like mye energi som sola stråler ut i løpet av milliarder år Glimtene kommer langt borte fra – avstander i milliarder lysår Glimtene kommer i like stor grad fra alle retninger på himmelen Omtrent ett utbrudd er registrert per dag Utbruddene er kortvarige – to typer med varighet henholdsvis på t ~ 0.3 s og 20 s Teorier: a) kollisjon mellom nøytronstjerner og b) kollaps av massive stjerner Opprinnelig ble gammaglimt observert med spionsatellitter som skulle overvåke mulige sprengninger av kjernefysiske bomber på jorda. Det ble imidlertid klart at man også hadde sterke og kortvarige utbrudd av gammastråling fra himmelrommet. Her gis en oppsummering av egenskapene ved disse gammaglimt eller gammabursts slik de etter hvert er blitt kartlagt. Vi skal illustrere disse egenskapene i følgende figurer. AST Universet

42 Lokale eller kosmiske? AST1010 - Universet
Dette er fordelingen av gammaglimt på himmelkula observert med Batse instrumentet på Compton Gamma Ray Observatory. Den isotrope fordelingen gjorde at to muligheter ble diskuter: Utbruddene var lokale og befant seg meget nær sola, eller De kom fra kosmiske avstander. Noen ”mellom” løsning fra kilder i Melkeveien var ikke tenkbar. Dette ville gitt en klar fordeling som reflekterer Melkeveiens skivestruktur. Den ser vi ikke noe spor av. AST Universet

43 Her vises eksempler på utbrudd med lange (øverst) og korte (nederst) varigheter.
AST Universet

44 Gamma burstenes energiutfoldelse: De stråler en faktor 3 x 1017
mer enn sola. Det betyr at de på ett sekund stråler like mye som sola gjør i løpet av hele sin levetid på 1010 år. Dette er en levende illustrasjon av hvor mye energi som løses ut i et gammaglimt. Og ikke bare er energien høy, men den stråles også ut svært fort. Det er vanskelig å finne en mekanisme som kan klare dette. AST Universet

45 Man ville nok gjerne tro at gammaglimtene kom fra kilder langt unna, altså i kosmiske avstander. Hvis de ble dannet nær oss. for eksempel i det ytre solsystem blant kometene, så ville de ikke være så sterke og dermed synes mindre interessante. Men i 1997 ble saken avgjort idet man observerte en etterglød i røntgenområde fra et gammaglimt og denne ettergløden kom fra et område i fjern galakse som man kunne måle avstanden til fra dens rødforskyvning. Dermed kunne man slå fast at burstene var på stor avstand fordi vertsgalaksene til ettergløden hadde høy rødforskyvning. Videre støttet observasjonene av etterglød noen av de modeller man hadde for gammaglimt fra kosmiske objekter. AST Universet

46 Stråling fra ultrarelativistiske partikler i (flere) kuleskall
Skall av gass skyter ut fra en eksplosjon med hastigheter over c Skallene holder nesten følge med fotonene som sendes ut – kort varighet av glimtet selv om kollisjonen varer mye lengre Glimtet – kollisjon mellom skallene Eksplosjonsårsaken ? AST Universet

47 Roterende kolliderende nøytronstjerner
En modell har vær kollisjon mellom to nøytronstjerner som går i baner rundt hverandre. I en slik situasjon vil stjernene tape energi og komme nærmere hverandre inntil de smelter sammen. Et slikt arrangement kan gi en kort og energirik eksplosjon. AST Universet

48 Supernovaer og hypernovaer. Gjerne objekter med masse over 25 Msol
Etterlater diffus sky av gass En jet skyter ut til begge sider. Den må peke mot oss dersom vi skal se et glimt. En annen modell dreier seg om den totale kollaps av en stor stjerne til et sort hull, en såkalt hypernova. Da vil strålingen unnslippe i en smal stråle som må treffe oss for at vi skal registrere gammaglimtet. Kravene til hvor stor mengde energi som blir frigjort blir da mindre, men strålen må altså peke i vår retning for at vi skal registrere fenomenet. Det er ting som tyder på at en slik modell kan være riktig, men ennå er ikke noe avgjort. AST Universet

49 Stoff om gammaglimt En utmerket artikkel på norsk av Øyvind Grøn
finnes på webadresse: En utmerket artikkel på norsk er skrevet om gammaglimt av Øyvind Grøn og finnes på ovenstående web adresse. AST Universet