Gamma-Ray Bursts - ein aktueller Forschungsschwerpunkt der Astrophysik

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Im Jahre 1934 spekulierten Walter Baade und Fritz Zwicky, ob nicht jene zur damaligen Zeit rätselhaften, extrem leuchtkräftigen Supernovae den übergang eines gewöhnlichen Sterns zu einem Neutronenstern darstellen könnten, wobei als Energiequelle die bei einem Sternkollaps freiwerdende Gravitationsenergie dient. Nachdem man nämlich damals zu der Ansicht gelangt war, daß der am nördlichen Sternhimmel sichtbare Andromedanebel eine Galaxie wie die unsrige ist, deren Entfernung sich in der Größenordnung von 10⁶ Lichtjahren bewegt, so mußte der dort im Jahre 1885 aufgeleuchtete "neue Stern" (lateinisch "Nova") die milliarden-fache Leuchtkraft unserer Sonne entwickelt haben. Bis Mitte der 30er Jahre hatte man rund 20 solcher Supernovae auch in anderen Galaxien entdeckt.

Wie wir heute wissen, können Supernovae auch auf andere Szenarien zurückgehen und insbesondere SN 1885 war ein solcher Fall (die Explosion eines Weißen Zwerges). Die Grundvorstellungen obiger Ideen haben sich aber als richtig erwiesen. Neutronensterne können entstehen, wenn ein massereicher Stern (mehr als ca. 8 Sonnenmassen) am Ende seiner Entwicklung in seinem Zentralgebiet seinen über Kernfusion verfügbaren Brennstoffvorrat erschöpft und das Zentralgebiet kollabiert. Bei der Bildung eines Neutronensterns von einer Sonnenmasse beträgt die freiwerdende Gravitationsenergie rund 2 x 10⁴⁶ Ws. Rund 99% davon werden von Neutrinos abtransportiert, rund 1% geht in die kinetische Energie der abgestoßenen Supernovahülle und nur etwa 10⁴² Ws werden als Supernova-Licht abgestrahlt. Heute weiß man, daß ein solches Ereignis in unserer Galaxis im Mittel etwa alle 100 Jahre auftritt.

Für Neutronensterne gibt es eine Grenzmasse oberhalb derer der Entartungsdruck der Sternmaterie dem eigenen Gravitationsdruck nicht mehr standhalten kann. Theoretisch liegt diese je nach angesetzter Zustandsgleichung der Materie im Neutronensterninneren um 2 Sonnenmassen. Ein solcher Wert wird auch durch die Messung der Massen von Neutronensternen in Doppelsternsystemen nahegelegt. Gravitationsinstabile Zentralgebiete massereicher Sterne sollten demnach unvermeidlich direkt zu einem Schwarzen Loch kollabieren, wenn sie diese Grenzmasse überschreiten. In der Tat sind allein in unserer Galaxis bisher rund ein Dutzend kompakte Objekte als Mitglieder in Doppelsternsystemen gefunden worden, deren aus der Bahndynamik abgeleiteten Massen oberhalb rund drei Sonnenmassen liegen und die daher als Kandidaten für stellare Schwarze Löcher gelten.

Da es die Natur offenbar nicht verhindern kann, daß stellare Schwarze Löcher entstehen, so wirft dies die Frage auf, ob ihre Geburt ebenso erfolgt wie jene der Neutronensterne. Es scheint heute, als hätten die kosmischen Gammastrahlungsausbrüche diesen noch fehlenden Baustein in unserem Wissen enthüllt. Obgleich unser Kenntnisstand in dieser Hinsicht noch mangelhaft ist, so sind diese Bursts in den letzten Jahren zu einem Paradebeispiel des Fortschritts in der astronomischen Forschung geworden.

Als kosmische Gammastrahlungsausbrüche (engl.: Gamma-Ray Bursts, kurz GRBs) werden temporär am Himmel aufleuchtende, sehr helle Strahlungsquellen bezeichnet. Die Burstdauer kann zwischen rund 0.01 und 1000 Sekunden liegen (Abb. 1). In diesem Zeitraum ist die Strahlungsquelle im Gammaband das hellste Objekt am Himmel. Die Bursts wurden erstmals in den 60er Jahren mit zur überprüfung des Atomwaffenteststop-Abkommens gestarteten Satelliten entdeckt. Mit dem bislang erfolgreichsten Satellitenexperiment zum Studium dieser Erscheinungen, dem Burst And Transient Source Experiment (BATSE) auf dem Compton Gamma-Ray Observatory, konnte in den Jahren 1991 bis 2000 etwa täglich ein Burst detektiert werden. Die mit BATSE gemessenen Strahlungsflüsse bewegen sich zwischen 10^-7 und 10^-4 erg s^-1 cm^-2 im Energiebereich &ge 20 keV. Die stärksten Bursts können nachweislich die oberen Schichten der Ionosphäre der Erde stören. Die mit BATSE festgestellte isotrope Verteilung der Bursts am Himmel (Abb. 2) und ihre beobachtete Helligkeitsverteilung machte bis Mitte der 90er Jahre deutlich, daß die Bursts aus Entfernungen mit Rotverschiebungen um z=1 kommen müssen. Bis dahin war die Entfernungsskala der Burster weitgehend unbekannt gewesen.

Abb. 1: Beispiele für Lichtkurven von GRBs. Aufgetragen ist die Photonen-Zählrate über der Zeit mit einer Auflösung von 64 ms. Bemerkenswert sind die Vielfalt der Strukturen sowie der erhebliche Unterschied in der Dauer der GRBs. Die Bezeichnung der GBRs (oben links in den Diagrammen) ergibt sich aus Jahr (JJ), Monat (MM), und Tag (TT) des Ereignisses zu einer 6stelligen Ziffernfolge (Quelle: BATSE team).

Abb. 2: Die Verteilung der von BATSE im Laufe von neun Betriebsjahren bis Anfang Juni 2000 beobachteten kosmischen GRBs aufgetragen in galaktischen Koordinaten. Scheinbar sichtbare Strukturen gehen auf die ungleichmäßige Überdeckung des Himmels durch BATSE zurück. Es gibt keine Konzentration der Bursts weder zum galaktischen Zentrum (l, b = 0°, 0°), noch entlang der galaktischen Ebene, noch etwa in Richtung des Andromedanebels (l, b = 121°, -22°). Quelle: BATSE team.

Daß es bis spät in die 90er Jahre trotz erheblicher Bemühungen nicht gelang, die Bursterpopulation zu identifizieren, war höchst bemerkenswert. In den ersten drei Jahrzehnten der GRB-Forschung kulminierte dies in der Schwierigkeit der Bestimmung der charakteristischen Entfernungsskala der Burster. Die Modellerklärungen reichten von Effekten im Sonnenwind bis zu solchen zurückgehend auf hypothetische kosmische Strings bei Rotverschiebungen um z=1000. Zum Höhepunkt der Konfusion überstrich die in den verschiedensten Modellen vorgeschlagene Entfernungsskala der Burster rund 10 Größenordnungen, entsprechend variierte die vermutete Leuchtkraft der Quellen um einen Faktor 10²⁰. Es ist der größte Erfolg des BATSE-Experiments, daß es die Frage der charakteristischen Entfernungsskala der Burster bereits beantwortete, noch bevor auch nur ein einziger Burster exakt lokalisiert werden konnte.

Die Beobachtungen zeigen, daß es sich bei den Bursts um ein Phänomen handeln muß, in welchem relativistischen Effekten eine Schlüsselrolle zukommt. Beobachtete Variabilitätszeitskalen der Bursts bis herunter in den ms-Bereich führen im Rahmen der klassischen Physik zunächst zu dem Schluß, daß die charakteristische Ausdehnung eines solchen Emissionsgebietes nur einige 100 bis 1000 km betragen kann. Desweiteren läßt die charakteristische Entfernungsskala aus den o.g. Strahlungsflüssen bei isotroper Emission auf das Freisetzen von mehr als 10⁵¹ erg am Ort einer GRB-Explosion allein in Form von Gammastrahlung schließen. In einem kleinen Raumgebiet müssen demnach kurzzeitig sehr hohe Energiedichten vorliegen. Die so implizierten hohen Anzahldichten an Gammaquanten aber müssen über Paarbildungsprozesse (γγ &rarr e⁺e^-) in diesem Raumgebiet Elektronen-Positronen-Paare erzeugen. Das Wechselspiel von Paarerzeugung und Paarvernichtung macht die mittlere freie Weglänge der Gammaquanten sehr klein; die Strahlung ist wie in einem Hohlraum gefangen und ein solcher Feuerball müßte im Hochenergiebereich ein thermisches Spektrum emittieren. Die Spektren der Bursts sind aber nicht-thermisch mit nachweisbaren Flüssen bis in den MeV- und teils sogar in den GeV-Bereich.

Die Beobachtungen lassen sich am einfachsten miteinander in Einklang bringen, wenn ein solcher Feuerball mit ultra-relativistischer Geschwindigkeit expandiert. Die derart deduzierten Lorentz-Faktoren (es ist &Gamma = (1-(v/c) ²) ^-1/2) sind beachtlich; ein &Gamma=100 übersetzt sich in v=0.99995 c! Solch extrem relativistische Ausflußgeschwindigkeiten ruhemassebehafteter Materie (Elektronen/Positronen und wohl auch Baryonen) sind von keiner anderen kosmischen Population bekannt, auch die Materiejets von Mikroquasaren, Quasaren, BL Lac-Objekten und Radiogalaxien bleiben weit dahinter zurück.

Nach der heute favorisierten Vorstellung ist die Burstquelle ein kompaktes Objekt, welches einen sich mit ultra-relativistischer Geschwindigkeit ausbreitenden Materieausfluß bewirkt. Aus der Variabilitätszeitskala der Bursts und den deduzierten Lorentzfaktoren kann man schließen, daß die Gammastrahlung in Entfernungen um 10¹³ cm vom eigentlichen Explosionsort freigesetzt wird. Der Gammaburst entsteht vermutlich, wenn sich in diesem Materieausfluß verschiedene Explosionsschalen mit unterschiedlichem Lorentzfaktor ausbreiten und daraufhin miteinander kollidieren. Dies sollte geschehen können, wenn die Energiefreisetzung ähnlich einem Geysir einige Sekunden anhält. Ein Burst verkörpert demnach die Umsetzung kinetischer Energie eines ultra-relativistischen Materieausflusses in elektromagnetische Strahlung. Weniger geklärt ist bisher, wie die beobachteten Burstprofile (Abb. 1) entstehen und was der Hauptgrund für die so unterschiedliche Dauer der Bursts ist. Einen wesentlichen Fortschritt in diesen speziellen Fragen wird vermutlich erst die simultane Beobachtung von GRBs in einem breiten Spektralbereich erbringen. Dies verlangt eine neue Generation spezieller Gammastrahlensatelliten und auch automatische Teleskope der 1- bis 2-m-Klasse, welche teils bereits weltweit in Betrieb sind ( ROTSE III, Super-Lotis, u.a.). Der Fortschritt beim Verständnis der einem Burst folgenden Erscheinung hingegen ist in den letzten Jahren ganz immens gewesen.

In den 90er Jahren kristallisierte sich zunehmend die Vorstellung heraus, daß aufgrund der hohen lokalen Energiedichten am Ort einer GRB-Explosion und der damit verbundenen relativistischen Geschwindigkeiten der Explosionswolken Folgeerscheinungen sichtbar sein sollten, nämlich ein Nachglühen der Materie am Ort der Explosion (engl.: Afterglow). Diese, insbesondere durch die Arbeiten von Peter Meszaros, Pennsylvania, USA, und Martin Rees, Cambridge, England, vorangetriebenen theoretischen Vorstellungen gehen von der plausiblen Hypothese aus, daß der mit ultra-relativistischer Geschwindigkeit expandierende Feuerball aus ruhemassebehafteter Materie zwangsläufig in das den Burster umgebende Medium hineinlaufen muß. Dieses Medium könnte das tyische interstellare Medium einer Galaxie oder das zirkumstellare Medium des explodierten Sterns sein, was von seiner vorherigen Entwicklungsgeschichte geprägt wurde, z.B. durch einen Sternwind. Mit typischen räumlichen Dichten von ca. 1 bis 10³ Teilchen cm^-3 ist dieses Medium ausreichend dicht, um der Expansion des Feuerballs einen Widerstand entgegenzusetzen. Der Feuerball treibt daher in dieses Medium eine Stoßwelle hinein, in welcher Elektronen auf ultra-relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt werden. Im Feuerball-Modell wird angenommen, daß sich diese Elektronen in einem magnetischen Feld bewegen. Diese hochenergetischen Elektronen werden dann ein breitbandiges Synchrotron-Spektrum emittieren, vom Radio- bis in den Röntgenbereich. Dieses im Vergleich zur Dauer der Bursts äußerst langandauerende Afterglow-Signal ist das entscheidende physikalische Phänomen, welches GRBs derzeit überhaupt exakt lokalisierbar macht.

Wesentliche Charakteristika der vom Beobachter wahrnehmbaren Strahlung folgen aus den spektralen Eigenschaften eines Synchrotronstrahlung emittierenden Ensembles ultra-relativistischer Elektronen. So ist dieses durch ein Maximum der Strahlungsflußdichte F_&nu bei einer bestimmten Frequenz &nu_max ausgezeichnet. Diese verschiebt sich im Laufe der Zeit vom Röntgenbereich über das Optische in den Radiobereich. Dabei folgt die zeitliche Entwicklung von F_&nu einem einfachen Potenzgesetz,

Abb. 3: Links: Der Afterglow von GRB 990123, aufgenommen mit dem Hubble Space Telescope, rund zwei Wochen nach der Explosion. Zu dieser Zeit war der Afterglow bereits rund 100mal schwächer als 12 Stunden nach dem Burst. Als schwacher Fleck ist die unter der Burstquelle liegende Muttergalaxie zu erkennen (z= 1.6). Rechts: Das Leuchten der Supernova 1993J in der uns nahe gelegenen Galaxie M81 (z&asymp 0.001). Sie war die dritthellste Supernova an der nördlichen Hemisphäre im 20. Jahrhundert. Die Aufnahme erfolgte mit dem 2-m-Teleskop der Thüringer Landessternwarte um die Zeit des Strahlungsmaximums (Bildhöhe rund Monddurchmesser).

Die Voraussagen des Afterglow-Modells sind durch die Beobachtung in den letzten Jahren im wesentlichen glänzend bestätigt worden. Ein GRB-Afterglow konnte erstmals im Jahre 1997 mit dem italienisch-holländischen BeppoSAX-Satelliten im Röntgenbereich detektiert und daraufhin auch mit erdgebundenen Teleskopen gefunden werden. Im Vergleich zu einem Burst handelt es sich bei einem solchen Afterglow um ein äußerst lang-anhaltendes breitbandiges Nachglühen, daß im Optischen mitunter über Tage und sogar Wochen, im Radioband über Monate verfolgt werden kann. Im Optischen stellt es mit seiner Leuchtkraft selbst klassische Supernovae weit in den Schatten (Abb. 3).

Seit 1997 sind im Rahmen großer internationaler Beobachtungskampagnien rund 50 GRB-Afterglows im Optischen, Röntgen- und/oder Radioband detektiert worden. Die Internetseite von J. Greiner listet aktuelle GRB-Beobachtungen auf. Die daraufhin bislang in rund 30 Fällen gelungene Messung der Rotverschiebungen der Afterglows bzw. der GRB-Muttergalaxien ergab Werte zwischen z=0.1 und 4.5, im Einklang mit der statistischen Analyse der BATSE-Daten. In einem speziellen Fall erwies sich die Burstquelle sogar als in nur 38 Mpc Entfernung gelegen (z= 0.0085).

Das Interesse an der Natur der GRBs wäre vermutlich nicht so ausgeprägt, wenn nicht die beobachteten temporären Leuchtkräfte der Bursts derart herausragend wären. Dies läßt sich am besten an GRB 990123 demonstrieren, bei dem es erstmals gelang, die den Gammaburst begleitende optische Emission zu detektieren. Für GRB 990123 erreichte dieser optische Blitz rund 45 Sekunden nach dem Beginn der Emission im Gammaband für einige Sekunden im Mittel die 9. Größenklasse. Bei einer Rotverschiebung der Quelle von z=1.60 errechnet sich daraus am Ort des Bursters eine UV-Leuchtkraft während dieser Emissionsphase von rund 3 x 10¹⁶ L^bol_Sonne, isotrope Emission sowie ein Friedmann-Universum mit H₀=65 km s^-1 Mpc^-1 und q₀=0.1 angenommen. Die gemessene Fluenz des rund 100 Sekunden andauernden Bursts im Gammaband (>20 keV) betrug rund 5 x 10^-4 erg cm^-2. Bei isotroper Emission errechnet sich dann die Energiefreisetzung am Ort des Bursters zu E_&gamma= 3.4 x 10⁵⁴ erg. Das entspricht etwa der bolometrischen Energieabstrahlung des Quasars 3C273 über einen Zeitraum von einem Jahr.

Allein die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie übersetzt sich für GRB 990123 in ein Energieäquivalent von 1.9 M_Sonnec². Diese gewaltige Größe wirft die Frage auf, ob der aus der Beobachtung gefolgerte Energiebetrag der Realität entspricht, zumal dies nur eine untere Schranke an die bei der Explosion freigesetzte Energie darstellt (nämlich die in Form von elektromagnetischer Strahlung emittierte). Die favorisierte Modellvorstellung zur Reduzierung dieser Energie ist, daß die Emission während des Bursts nicht wie oben angenommen isotrop erfolgte, sondern gebündelt, in Form eines temporären und insbesondere ultra-relativistischen Jets (vermutlich inklusive eines Gegenjets). Eine solche Hypothese ist nicht unrealistisch, ist doch das Auftreten relativistischer Jets im Zusammenhang mit kompakten Objekten sowohl bei Galaxien (Abb. 4) als auch bei Röntgendoppelsternen gut bekannt.

Abb. 4: Der Jet der Radiogalaxie Virgo A in ca. 16 Mpc Entfernung kann als Beispiel eines kollimierten, relativistischen Materieauswurfs gelten (Aufnahme mit dem Hubble Space Telescope). Im Falle eines GRBs würde ein Beobachter jedoch aufgrund der hohen relativistischen Aberration den Jet nur wahrnehmen, wenn er im Jetkegel gelegen ist.

Das Besondere an einem in eine Richtung mit ultra-relativistischer Geschwindigkeit kanalisierten Materieausflusses ist, daß jegliche damit verbundene Strahlungsemission nicht für beliebig positionierte Beobachter sichtbar ist. Die Ursache hierfür liegt in der relativistischen Aberration: Trotz isotroper Strahlungsemission im mitbewegten Koordinatensystem der Strahlungsquelle kann ein äußerer Beobachter nur Strahlung gewahr werden, die aus einem Kegel mit dem Öffnungswinkel &Theta_rel um die Bewegungsrichtung der Quelle kommt. Für &Gamma >> 1 gilt

Zwar tritt dieser Effekt auch bei isotrop expandierenden relativistischen Ausflüssen auf. Aber in diesem Fall gibt es keine Vorzugsrichtungen; alle gleichweit entfernten Beobachter messen dieselben Strahlungsflüsse (sofern der leuchtende Gasball bzw. Jet homogen strahlt) und schließen daher letztlich auf dieselbe Gesamtleuchtkraft, obgleich sie nur von einem Teil des Energieausflusses Kenntnis erlangen. Liegt hingegen ein relativistischer Jet mit dem geometrischen Öffnungswinkel &Theta _jet [Radiant] vor, so wird nur derjenige Beobachter Strahlung vom Jet empfangen, welcher innerhalb des durch &Theta_rel + &Theta_jet aufgespannten Raumkegels um die Bewegungsrichtung des Jets positioniert ist. Letztere wird mit dessen Symmetrieachse zusammenfallen. Ein solcher Beobachter wird dann aber die Leuchtkraft der Strahlungsquelle (des Gammabursts) falsch einschätzen. Infolge der relativistischen Aberration gehen nämlich keine Photonen verloren. Sie werden nur in ihrer Bewegungsrichtung in die Ausbreitungsrichtung des Jets "herumgebogen", auch wenn sie im mitbewegten Bezugssystem in einem Winkel von 90 Grad dazu emittiert worden sind. Liegt nun ein Jet vor und ist &Theta_rel << &Theta_jet, so ist die in Form von elektromagnetischer Strahlung emittierte Energie, auf welche der Beobachter bei der irrtümlichen Annahme einer isotroper Emission schließt, um einen Faktor 4&pi/d&Omega zu groß, mit d&Omega = &pi &Theta_jet² (man kann hier noch einen Faktor 2 einschließen, der einen Gegenjet berücksichtigt). Wir folgen hier dem englischsprachigen Fachbegriff und nennen dies den beaming-Faktor.

Bei Entfernungen um typisch z=1 und mit Feuerballabmessungen < 1 Lichtjahr sind GRB-Afterglows räumlich nicht auflösbar; der Beobachter sieht eine Punktquelle. Von einem Jet kann er direkt nichts erkennen. In jüngster Zeit sind daher verschiedene Vorschläge ausgearbeitet worden, wie seitens der Beobachtung indirekt geprüft werden kann, ob bei einem Burst ein (temporärer) Jet vorliegt und wie groß der beaming-Faktor im gegebenen Fall ist. Dies betrifft im wesentlichen zwei vorausgesagte Phänomene, zum einen ein charakteristischer Verlauf der Lichtkurve eines Afterglows und zum anderen ein zeitlich veränderlicher Polarisationsgrad der Afterglow-Strahlung.

Im Standard-Feuerball-Modell ist &Gamma(t) ~ t^-3/8, mit t als der Zeit, die der äußere Beobachter mißt. Entsprechend wird dann &Theta_rel mit der Zeit anwachsen, weil die Stärke der relativistischen Aberration abnimmt. Ist die Explosion in einen Raumkegel (Jet) kanalisiert und ist demgemäß auch die Afterglowphase charakterisiert, so wird der Beobachter im Laufe der Zeit immer größere Teile des Jets zu sehen bekommen, d.h. in kausalen Kontakt mit ihnen geraten. Insbesondere wird er umso eher Informationen vom Rand des Jets bekommen, je kleiner dessen geometrischer Öffnungswinkel &Theta_jetist. Dies kann zu einer Zeit geschehen, wenn der Feuerball immer noch mit relativistischer Geschwindigkeit in das interstellare Medium hineinläuft. Sobald dies geschieht, wird die beobachtete Helligkeit des Afterglows mit einer anderen "Zerfallskonstante" &alpha abfallen als zuvor. Dies ist ein rein geometrischer Effekt, unabhängig von der Wellenlänge der Strahlung. Weil der Übergang zwischen den beiden Fällen kontinuierlich erfolgt, wird die Helligkeit des Afterglows entsprechend kontinuierlich von einem zum anderen Verlauf übergehen.

Eine solche (achromatische) Beschleunigung der Helligkeitsabnahme ist erstmals im optischen Afterglow von GRB 990123 beobachtet worden. Für GRB 990123 trat dieser Effekt um t=2 Tage auf, woraus sich ein beaming-Faktor von etwa 200 abschätzen läßt. Seither ist dieses Phänomen in nahezu jedem Afterglow beobachtet worden (Abb. 5). Auch hier lassen sich die Beobachtungen mit einem analog großen beaming-Faktor erklären. Berücksichtigt man diese Korrektur, so sammeln sich alle Bursts bei einem elektromagnetischen Energieausfluß im Gammaband von ca. 10⁵¹ erg.

Abb. 5: Die Helligkeits-Entwicklung des optischen/Nah-Infrarot Afterglows von GRB 030226 in den photometrischen Bändern U, B, V, R, I, J, H und K zeigt eine Beschleunigung der Helligkeitsabnahme nach etwa 0.7 Tagen infolge eines Jetcharakters der Explosion. Quelle: Basierend auf unseren Beobachtungen mit den Teleskopen der ESO auf La Silla und Paranal.

Nun kann eine Änderung im exponentiellen Verlauf der Helligkeitsentwicklung eines GRB-Afterglows jedoch auch durch andere physikalische Effekte bewirkt oder zumindest beeinflußt werden, wie eine beginnende Expansion des Jets (&Theta_jet wächst) oder eine Änderung der Energieverteilung der die Synchrotronstrahlung emittierenden Elektronen. Es bietet sich daher ein weiterer Beobachtungs-Test an, um die Ausflußgeometrie bei GRBs zu ermitteln (isotrop oder kanalisiert). Rechnungen zeigen, daß beim Vorliegen eines Jets ein charakteristisches Zeitverhalten im Grad der linearen Polarisation der Strahlung eines Afterglows zu erwarten ist. Zwar kann im Falle von Synchrotronstrahlung der Grad der linearen Polarisation 70% erreichen. Dies hängt jedoch u.a. vom Ordnungsgrad des magnetischen Feldes ab, in welchem sich die Elektronen bewegen. Im Falle des relativistisch expandierenden Feuerballs bzw. Jets ist dieser Ordnungsgrad vermutlich klein, wenn nicht sogar null. Dies bedeutet, es wird zunächst nicht erwartet, daß die Strahlung eines GRB-Afterglows in erheblichem Maße linear polarisiert ist. Dies ändert sich jedoch, wenn ein Jet vorliegt und der Beobachter mit abnehmendem Lorentz-Faktor Strahlung vom Rand des Jets zu sehen bekommt. In diesem Fall beginnt der Beobachter eine Asymmetrie zu sehen. Derart sind mögliche Polarisationsgrade von bis zu etwa 20% vorausgesagt worden, je nachdem wie der Beobachter relativ zur Jetachse gelegen ist. Der Verlauf des beobachteten Polarisationsgrades mit der Zeit sollte zudem eine Aussage über die Lage des Beobachters relativ zur Jetachse erlauben.

Messungen der linearen Polarisation eines GRB-Afterglows gelangen erstmals bei GRB 990510 mit dem ESO 8-m-Teleskop. Hier wurde rund einen und zwei Tage nach dem Burst ein Polarisationsgrad P von etwa 2% gemessen. Erste detaillierte Messungen der zeitlichen Entwicklung von P konnten jedoch erst von uns am Afterglow von GRB 030329 ausgeführt werden (Abb. 6), dem hellsten optischen Afterglow der je detektiert wurde. Aber auch hierzu waren die 8-m-Teleskope der ESO notwendig. Die Ergebnisse zeigen einen deutlich variablen Polarisationsgrad im Afterglow-Licht und gestatten insbesondere den Schluß, daß die unterliegende Explosion höchst asymmetrisch war. Von einem Verständnis der beobachteten Polarisationslichtkurve ist man aber noch weit entfernt.

Abb. 6: Der Afterglow von GRB 030329 aufgenommen mit dem Tautenburger Schmidtteleskop Anfang April 2003, wenige Tage nach der Explosion. Die Farbabbildung wurde aus Aufnahmen in B, V und R zusammengesetzt.

Ein generell eng gebündelter Materieausfluß bei den Bursts hat interessante Konsequenzen. Einerseits erhöht er die Ereignisrate im Kosmos um den (mittleren) beaming-Faktor, weil wir damit aufgrund der relativistischen Aberration nicht von allen GRBs Kenntnis erlangen. Andererseits muß es dann für uns detektierbare Afterglows geben, von denen wir keinen eigentlichen GRB als Vorläufer gesehen haben, weil die Jetachse nicht auf uns gerichtet war. Wenn nämlich in der Afterglow-Phase der Lorentzfaktor mit der Zeit abfällt, nimmt entsprechend der relativistische Öffnungswinkel mit der Zeit zu. Der Beobachter kann dann von einem GRB-Afterglow Kenntnis erlangen, obgleich er zur Zeit der Strahlungsemission im Gammaband außerhalb des relativistischen Öffnungskegels eines eng kollimierten Jets lag. Nach solchen Afterglows ohne vorher detektierten Burst hat man in archivierten Röntgendaten des Ariel V- und des ROSAT-Satelliten gesucht. Deutliche Hinweise auf solche Afterglows sind dabei nicht gefunden worden.

In die Diskussion um die Natur der Burster kam viel Bewegung, als mit BeppoSAX GRB 980425 und dessen Röntgenafterglow entdeckt wurde, und in der nur 8 Bogenminuten im Radius großen Röntgenfehlerbox eine sehr leuchtkräftige Supernova sichtbar war, die sich als eine Ic-Supernova bei einer Rotverschiebung von z=0.0085 erwies (entsprechend 38 Mpc Entfernung, bei einem Friedmann-Universum mit einer Hubble-Konstanten H₀=65 km s^-1 Mpc^-1). Modellrechnungen zeigten, daß das Explosionsdatum dieser Supernova (SN 1998bw, wie sie später katalogisiert wurde) auf ± 2 Tage mit dem Datum des Auftretens von GRB 980425 übereinstimmt und daß die Explosion eines 10 bis 20 Sonnenmassen großen Heliumsterns (der nackte Kern eines ehemals sehr massereichen Sterns) die Beobachtungen erklären kann. Die geringe Leuchtkraft von GRB 980425 könnte im Jetcharakter des Gammabursts verbunden mit unserem ungünstigen Versatz relativ zur Jetachse liegen, aber auch auf intrinsische Ursachen der Explosion zurückgehen. Daß bei Supernova-Explosionen unter gewissen Umständen hoch-relativistische Jets entlang der Rotationsachse des kollabierenden Sterns erzeugt werden können, haben aufwendige numerische Simulationen der Forschergruppen um Stan Woosley, University of California, und Ewald Müller, Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, eindrucksvoll gezeigt. Die Modellrechnungen ergeben aber auch, daß die Mehrheit der Ib/Ic-Supernovae keinen Gammastrahlenburst hervorbringen dürfte.

Angeregt durch die beobachtete physikalische Assoziation von GRB 980425 mit SN 1998bw sind eine Reihe von Studien durchgeführt worden mit dem Ziel herauszufinden, ob es generell Hinweise auf eine Verbindung von GRBs mit Supernovae gibt. Obgleich nachträglich relativ naheliegend, kam der Anschub dieser Hypothese jedoch ziemlich überraschend.

Mit GRB 980326 war einen Monat vor GRB 980425 ein Burst entdeckt und genau lokalisiert worden, dessen Afterglow ziemlich steil abfiel (&alpha=2.1). Nach rund 10 Tagen flachte die Lichtkurve bei R=25 ab, was analog anderer Fälle als das Zutagetreten der dem Burst unterliegenden Muttergalaxie interpretiert werden konnte. Spätere Nachfolgebeobachtungen von Joshua Bloom und seinen Kollegen vom California Institute of Technology mit dem Keck 10-m-Teleskop ergaben dann aber überraschenderweise keinen Hinweis auf eine solche Galaxie (diese ist bisher nicht identifiziert worden). Offenbar war die Lichtkurve des Afterglows aus ganz anderen Gründen von ihrem Verlauf mit &alpha=2.1 abgewichen. Als plausibelste Erklärung schlugen Bloom und Mitarbeiter das Zutagetreten von Supernova-Licht im GRB-Afterglow vor. Kurz darauf ist dieses Phänomen von Extralicht im späten Afterglow auch in archivierten Daten der optischen Lichtkurve von GRB 970228 gefunden worden. Diese Interpretation machte plötzlich den ersten optisch lokalisierten GRB zugleich zu einer der entferntesten je gesehenen Supernovae (z=0.695). Mittlerweile (Mitte 2004) sind in einem Dutzend Fällen solche Hinweise von Extralicht in den Afterglows gefunden worden. Der überzeugendste Nachweis, daß GRBs mit Ic-Supernovae verbunden sind, kam jedoch erst mit GRB 030329, bei dem es erstmals gelang, die dem Afterglow unterliegende SN-Komponente spektroskopisch nachzuweisen. Seither gelang dies auch bei GRB 031203 und es wachsen die Indizien, daß vermutlich alle GRBs mit einer bestimmten Klasse von Ic-Supernovae verbunden sind.

Die freigesetzten Energiemengen und die beobachteten Variabilitätszeitskalen der Bursts lassen kompakte Objekte (Neutronensterne oder Schwarze Löcher) als Burstquellen am wahrscheinlichsten erscheinen. Das hohe Energiereservoir eines rotierenden Schwarzen Lochs würde auch für die stärksten GRBs ausreichend Energie bereitstellen können. So gehen dann auch die derzeit favorisierten Vorstellungen davon aus, daß es eine kurzfristige, intensive Akkretion von Materie auf ein Schwarzes Loch ist, welche verbunden mit magnetischen Feldern als Motor einer GRB-Explosion wirkt.

Bereits in den 80er Jahren wurde erkannt, daß die Gammabursts bezüglich ihrer Dauer eine bimodale Verteilung aufweisen. Kurze Bursts umfassen den Bereich von etwa 0.01 bis 2 Sekunden Dauer, lange das Gebiet von etwa 2 bis etwa 1000 Sekunden (Abb. 7). Der Mittelpunkt beider Verteilungen liegt bei etwa 0.5 bzw. 30 Sekunden. Die Population der langen Bursts ist etwa zweimal so umfangreich wie jene der kurzen. Diese klare Trennung in zwei Populationen ähnelt stark der Unterteilung der Supernovae in Typ I und II und dürfte auch in diesem Fall zwei verschiedene Bursterpopulationen widerspiegeln, d.h. zwei unterschiedliche Szenarien als Explosionsursache.

Numerische hydrodynamische Rechnungen lassen erwarten, daß der Gravitationskollaps massereicher Sterne, wenn er in der Bildung eines Schwarzen Loches münden sollte, lange Bursts erzeugen kann. Der GRB-Motor dürfte hierbei mit Akkretionsraten in der Größenordnung von 0.1 Sonnenmassen s^-1 relativ lange aktiv sein, weil die Sternmaterie beim Kollaps einige Zeit benötigt, bevor sie das frisch gebildete Schwarze Loch im Zentrum des Sterns erreicht. Hingegen sollte das Verschmelzen eines Neutronenpaares kurze Bursts erzeugen, weil einerseits die räumliche Ausdehnung der Akkretionsscheiben und die einbezogenen Sternmassen vergleichsweise gering und andererseits die Akkretionsraten hoch sind (in der Größenordnung von einer Sonnenmasse s^-1). Jedoch könnte auch hier das Energiereservoir 10⁴⁷ Ws erreichen, weil durch den hohen Bahndrehimpuls der verschmelzenden Neutronensterne möglicherweise ein nahezu maximal rotierendes Schwarzes Loch von 2 bis 3 Sonnenmassen entsteht. Im Rahmen dieser Vorstellungen bedeutet jeder detektierte GRB zugleich die Beobachtung der Entstehung eines stellaren Schwarzen Loches in den Tiefen des Universums!

Die genannten Szenarien erscheinen attraktiv, zumal sie sich mit anderen Beobachtungen sinnvoll verbinden lassen. So sind aus Röntgenbeobachtungen eine Reihe von Doppelsternsystemen in unserer Galaxis zutage getreten, die einen so massereichen kompakten Stern beherbergen (wie z.B. V404 Cyg), daß dieser kein Neutronenstern mehr sein kann. Es dürfte also selbst in unserer lokalen Nachbarschaft stellare Schwarze Löcher geben. Ebenso sind Doppelsternsysteme bestehend aus gegenseitig umlaufenden Neutronensternen durch Radiobeobachtungen (Pulsar-Astronomie) entdeckt worden und Rechnungen zeigen, daß diese innerhalb einiger 100 Millionen Jahre aufeinanderzuspiralen und unvermeidlich verschmelzen werden. Es scheint also, als hätten GRBs einen äußerst wichtigen, noch fehlenden Beobachtungs-Baustein in der Entwicklungsgeschichte massereicher Sterne enthüllt.

Während viele Beobachtungshinweise die Hypothese unterstützen, daß die langen Bursts mit dem Endstadium massereicher Sterne verknüpft sind, so ist die Situation bei den kurzen Bursts noch ungeklärt. Aus technischen Gründen konnte bisher kein Burst dieser Klasse mit Satelliten so rasch auf zumindest Bogenminuten-Genauigkeit lokalisiert werden, daß rasche und tiefe Röntgen-, optische und Radiobeobachtungen einer solchen GRB-Fehlerbox den Afterglow letztlich exakt orten konnten. Daher ist es derzeit ungewiß, ob diese Bursts überhaupt von nachweisbaren Afterglows gefolgt werden.

Abb .7: Die Verteilung der BATSE-Bursts bezüglich ihrer Dauer. Stand Ende 1999. Die Ordinate gibt die Anzahl der Bursts pro 0.2 logarithmisches Intervall der Abszisse an. T90 ist der Zeitraum, innerhalb dessen BATSE zwischen 5 und 95 Prozent der von einem Burst insgesamt detektierten Photonen registriert hat. Eine solche Definition berücksichtigt die instrumentell schwierige Bestimmung des eigentlichen Begins und Endes eines Bursts.

Ob durch das Verschmelzen zweier Neutronensterne, durch die Gezeiten-Zerstörung eines Neutronensterns beim Einfall auf ein Schwarzes Loch, oder durch den Kollaps des Inneren eines schnell rotierenden, massereichen Sterns (sog. Collapsar-Modell), all diesen Szenarien ist gemeinsam, daß letztlich ein rotierendes Schwarzes Loch (ein Kerr-Loch) umgeben ist von einem massereichen, baryonischen Torus oder einer Scheibe (Abb. 8). Torus oder Scheibe werden vom Schwarzen Loch akkretiert. Innere Dissipation erzeugt dabei eine gewisse Akkretions-Leuchtkraft basierend auf der Freisetzung gravitativer Bindungsenergie. Viel bedeutender jedoch ist, daß über Torus oder Scheibe magnetische Felder mit dem Schwarzen Loch koppeln und ihm Rotationsenergie entziehen können. Der dann wirkende magnetische Bremseffekt wurde erstmals im Jahre 1977 von R. D. Blandford und R. L. Znajek im Zusammenhang mit Modellen für die Kerne aktiver Galaxien vorgeschlagen. Vermutlich aber wirkt dieser Mechanismus nicht nur bei supermassereichen Schwarzen Löchern sondern auch bei ihren masseärmeren Verwandten, den Energiequellen für die GRBs.

Abb. 8: Ergebnisse einer numerischen Simulation des Gravitationskollaps eines sehr massereichen Sterns, welcher in der Bildung eines Schwarzen Lochs mündet. Links und rechts des entstandenen Schwarzen Loches sieht man den Torus (orange), aus dem Materie ins Loch akkretiert. Entlang der Rotationachse fließt Materie mit Geschwindigkeiten nahe c im sogenannten Jet (blau). Quelle: Andrew MacFadyen.

Die GRB-Forschung macht große Fortschritte, aber viele Dinge sind noch ungeklärt. Was z.B. verrät die morphologische Struktur der Bursts? Wie sieht der burstende Himmel bei Flüssen unterhalb 10^-14 Ws s^-1 cm^-2 aus. Sind GRBs die Quellen der rätselhaften ultra-hochenergetischen kosmischen Teilchen? Beeinflussen GRBs bestimmte Isotopenhäufigkeiten im interstellaren Medium, tragen sie zur chemischen Entwicklung der Galaxien bei? Gab es in den letzten Milliarden Jahren GRBs in unserer unmittelbaren stellaren Nachbarschaft? Die Erforschung der physikalischen Natur der Bursts ist jedoch nur die eine Seite, die andere ist, inwieweit sich GRBs als Werkzeug der beobachtenden Astronomie etablieren könnten. Und da sehen die Dinge gar nicht so schlecht aus.

Wir wissen heute, GRBs sind die hellsten kosmischen Leuchtkerzen, wenn auch immer nur für kurze Zeit. Im Optischen kann ein GRB-Afterglow für Stunden eine scheinbare Helligkeit erreichen, welche um 10 Größenklassen über der eines leuchträftigen Quasars in analoger Entfernung liegt. Diese ungewöhnliche Helligkeit der Bursts und ihrer Afterglows macht sie daher zu einem potentiellen Werkzeug für die Erforschung der großräumigen Struktur der Welt. Wenn z.B. GRBs generell das Erreichen eines Endstadiums der Sternentwicklung dokumentieren, so bieten sie die hervorragende Gelegenheit, die Sternentstehung bis zu sehr hohen Rotverschiebungen zurückzuverfolgen, zu Rotverschiebungen, die anderweitig mit der gegenwärtigen Teleskopgeneration überhaupt nicht zugänglich sind. Die beobachtete breite Leuchtkraftverteilung der GRBs läßt den optimistischen Schluß zu, daß BATSE im Prinzip in der Lage war, GRBs bis zu Rotverschiebungen um z=20 zu detektieren. Der BATSE-Katalog könnte demnach unerkannte Sendboten aus der Frühphase des Kosmos enthalten.

Mit großer Spannung wird daher die Inbetriebnahme des Swift-Satelliten erwartet (Start: Oktober 2004). Dieser wird ähnliche Detektorempfindlichkeiten und Reaktionszeiten aufweisen wie BATSE, aber ungleich bessere Ortungsgenauigkeiten, weil er auch mit abbildenden Röntgenteleskopen und einem optischen Teleskop ausgerüstet sein wird. Ein Hauptziel von Swift wird sein, die Afterglows der kurzen Bursts zu finden. Ein anderes Ziel wird sein, die optischen Bursts zu detektieren, welche den Ausbruch im Gammaband begleiten, ähnlich im Fall von GRB 990123. Und vielleicht dauert es auch gar nicht mehr allzu lange, bis GRBs einen neuen eindrucksvollen Rotverschiebungsrekord aufstellen.