Voor de moderne mens is de verwondering waarmee Tycho Brahe in 1572 de nu naar hem genoemde supernova ontdekte niet meer voor te stellen. Tycho zelf beschrijft hoe hij zijn eigen ogen niet kon geloven en zijn bedienden en passanten moest raadplegen om hem ervan te overtuigen dat ook zij het verschijnsel waarnamen. Maar zijn verbazing moet in ware verbijstering zijn omgeslagen nadat hij de positie van de nieuw verschenen ster had bepaald. De onontkoombare conclusie was dat deze zich moest bevinden tussen de sterren van Cassiopeia, in de hemelsfeer van de vaste, onveranderlijke sterren. Hoe was het mogelijk dat daarin een nieuwe ster (‘nova stella’) opvlamde? Dit druiste rechtstreeks in tegen het gangbare wereldbeeld!

Dit alles gebeurde geruime tijd voordat, aan het begin van de 17de eeuw, de astronomische kijker beschikbaar kwam. Met de opkomst van de grote telescopen in de tweede helft van de 19de eeuw werd duidelijk dat het novaverschijnsel zich ook buiten ons melkwegstelsel voordeed. Zo werd in 1885 een ‘nova’ ontdekt in de Andromedanevel. Nadat later was vastgesteld dat de afstand van dit stelsel vele honderdduizenden lichtjaren bedroeg, realiseerde men zich dat zulke verre nova’s buitengewoon helder waren. Dit bracht de Zwitsers-Amerikaanse astronoom Fritz Zwicky ertoe om de klasse van zulke super-nova’s te onderscheiden van gewone nova’s.

Samen met zijn collega Walter Baade zette hij een systematisch waarnemingsprogramma op, waarin hij zelf meer dan honderd extragalactische supernovae ontdekte. In 1934 kwamen Baade en Zwicky in een publicatie tot de profetische uitspraak dat supernovae de overgang zouden markeren van een gewone ster naar een neutronenster. Het zou ruim dertig jaar duren alvorens hun veronderstelling door de ontdekking van de eerste pulsars werd bevestigd. Hieronder bevond zich de pulsar in het centrum van de beroemde Krabnevel, het overblijfsel van een supernova uit 1054. Pulsars in supernovaresten vormen het overtuigende observationele bewijs voor de hypothese van Baade en Zwicky.

Het einde van een ster

Het bestaan van neutronensterren werd, naar verluidt, onmiddellijk na de ontdekking van het neutron in 1932 geponeerd door de Russische theoretisch fysicus Landau. Zijn argument stoelde direct op het baanbrekende werk van de Indiase astrofysicus Chandrasekhar, die met behulp van de nieuwe quantummechanica had aangetoond hoe het bestaan en de structuur van witte-dwergsterren kon worden begrepen. Neutronensterren waren quantumobjecten vergelijkbaar met witte dwergen, maar dan nog veel compacter.

Wat Baade en Zwicky zich realiseerden was dat als een ster met de massa van de zon zou inkrimpen tot een object van circa twintig kilometer in diameter, de typische afmeting van een neutronenster, de daarbij vrijkomende zwaartekrachtsenergie meer dan voldoende zou zijn voor een supernova-explosie. De beschikbare energie is de bindingsenergie van de neutronenster, en bij Supernova 1987A is gebleken dat deze voor 99% wordt uitgezonden in de vorm van neutrino’s. De geboorte van een neutronenster gaat gepaard met een neutrinoflits van een tiental seconden waarbij de supernova zelf volstrekt verbleekt.

De neutrino’s van Supernova 1987A vormden het onmiskenbare signaal van het instorten van de uitgebrande kern van de oorspronkelijke ster, in dit geval een blauwe superreus met een massa van ten minste vijftien maal die van de zon. Sterren zwaarder dan acht à tienmaal de massa van de zon ontwikkelen in hun binnenste uiteindelijk een hete, verdichte kern waarin fusiereacties die energie leveren uitdoven, terwijl neutrino’s worden uitgezonden die de interne energie snel afvoeren. Dit maakt de kern instabiel, zodat deze instort onder het gewicht van de omringende lagen.

Zoals uit het voorgaande volgt, wordt grofweg een procent van de vrijkomende zwaartekrachtsenergie benut om de ster op te blazen; de neutrinoflux speelt bij het welslagen daarvan een doorslaggevende rol. Dit is het scenario voor een supernova van het Type II. Ook Supernova 1987A was een supernova van dit type, ondanks de aanvankelijk sterk afwijkende lichtkromme. Zoals bekend worden supernova’s op grond van kenmerken van lichtkromme en spectrum ingedeeld in een tweetal typen, Type I en II, met daarbinnen een nadere verdeling in subtypen. De classificatie is puur fenomenologisch en zegt op voorhand niets over het interne explosiemechanisme.

In tegenstelling tot het lot van een zware ster is het verwachte levenseinde van lichtere sterren weinig spectaculair: als witte dwergen zullen zij op den duur geleidelijk uitdoven. Omdat witte dwergen niet zwaarder kunnen zijn dan de Chandrasekhar-massa (ongeveer 1,4 zonsmassa), moeten de zwaardere kandidaten wel eerst hun overtollige massa kwijtraken. Dit gebeurt echter op een ‘rustige’ manier, waarbij de stermantel niet explosief wordt uitgeworpen, maar afdrijft en aan de gelukkige waarnemer een ‘planetaire nevel’ te zien geeft.

Soms echter kan het anders lopen. Als een witte dwerg onderdeel is van een nauwe dubbelster, kan hij door zijn zwaartekracht materie van zijn begeleider aantrekken. Hierdoor kan zijn massa aangroeien en eventueel de kritische Chandrasekhar-massa overschrijden, met als onontkoombaar gevolg dat de witte dwerg instort. Het verschil met de volledig uitontwikkelde ijzerkern van een zware ster is dat de witte dwerg uit lichtere elementen, meestal voornamelijk koolstof en zuurstof, bestaat. Door de compressie kunnen dan alsnog uit de hand lopende fusiereacties optreden, waardoor de ster een grote kernbom wordt en ontploft.

In het uiteenspattende materiaal bevindt zich dan onder meer een grote hoeveelheid radioactief nikkel, dat in een karakteristieke tijd vervalt tot kobalt en vervolgens verder tot ijzer. De tekenen van dit proces zijn terug te vinden in de lichtkromme van Type I supernova’s. De supernova van Tycho was een supernova van dit type, zoals is gebleken uit reconstructie van de lichtkromme door Baade.

Mogen we daarmee vaststellen dat met Type I en II supernova’s ook twee verschillende explosiemechanismen corresponderen? Dat is een deel van het verhaal. Hierboven werd al opgemerkt dat een nadere classificatie in subtypen bestaat. De Type I explosie van de massa-aanzuigende witte dwerg in een dubbelstersysteem wordt geacht te leiden tot een supernova van het Type Ia. Naast Type Ia onderkent men supernova’s van Type Ib en Ic. Men denkt hierbij, evenals bij Type II, aan de explosie van zware sterren, die in geval van Type Ib hun waterstofmantel, of bij Type Ic zelfs hun heliumschil zijn kwijtgeraakt. Bij zulke oorspronkelijk zeer zware sterren kan de implosie van de kern tot een zwart gat leiden, omdat de kern te zwaar is om een neutronenster te kunnen vormen.

Zwart gat

Najaar 1998 berichtten de media dat Amsterdamse astronomen getuige waren geweest van de geboorte van een zwart gat. Deze primeur gold een groepje onderzoekers onder leiding van hoogleraar Jan van Paradijs (†1999), die een gammaflits van 25 april van dat jaar hadden weten te identificeren met een supernova van (naar later bleek) het zeldzame Type Ic. Supernova 1998bw, zoals de bewuste supernova werd aangeduid, werd kort na de gamma-uitbarsting GRB 980425 op dezelfde plaats waargenomen. Uit de lichtkromme kon men opmaken dat de supernova vrijwel gelijktijdig met de gammaflits was ‘afgegaan’. De kans dat een en ander op toeval berustte, werd door de Amsterdamse onderzoekers zo goed als verwaarloosbaar geacht.

Modelberekeningen van Japanse onderzoekers hadden vervolgens aangegeven dat het hier zou gaan om de explosie van een voornamelijk uit koolstof en zuurstof opgebouwde ster met een massa tussen 12 en 15 zonsmassa’s. (Een dergelijke ster had oorspronkelijk een massa van ongeveer veertig maal de massa van de zon.) Bij de explosie werd volgens de berekeningen een object van drie zonsmassa’s, te zwaar voor een neutronenster en dus vermoedelijk een zwart gat, achtergelaten.

De supernova was, zelfs voor het Type Ic, bijzonder helder en krachtig, met uitstotingssnelheden meer dan tienmaal hoger dan normaal; men spreekt in dit verband wel van een ‘hypernova’ – een begrip dat in de literatuur overigens niet erg strikt wordt gebezigd. Ook werd ongewoon sterke radiostraling gemeten, afkomstig van relativistische elektronen die zich vrijwel met de lichtsnelheid voortbewegen. Zoals we nog nader zullen zien, vormt dit eveneens een aanwijzing voor het verband met de gammaflits.

Anderzijds was onmiddellijk duidelijk dat, als flits en supernova inderdaad met elkaar samenhingen, GRB 980425 een ongewoon zwakke gammabron moest zijn. De supernova bevond zich namelijk in een ‘nabij’ sterrenstelsel, op een afstand van ‘slechts’ 140 miljoen lichtjaar.

Het voorafgaande jaar had een grote doorbraak in het onderzoek naar gammaflitsen laten zien. Dankzij de nauwkeurige positiebepalingen met behulp van de Italiaans-Nederlandse satelliet BeppoSAX, werd ontdekt dat gammaflitsen betrekkelijk lang ‘nagloeien’, een verschijnsel dat zich blijkt voor te doen bij zowel röntgen-, als optische en radiogolflengten. In het optische gebied was dit wederom als eerste door Van Paradijs en medewerkers waargenomen. Het blad Science rekende deze ontdekking tot de vijf belangrijkste wetenschappelijke doorbraken van het jaar 1997.

Ongehoord helder

Voor de ontdekking van het nagloeiverschijnsel bestond onder astronomen een controverse over de vraag waar zich in het heelal de bronnen van de gammastraling moesten bevinden. Het feit dat de flitsen zonder enige voorkeur in alle richtingen werden waargenomen liet twee mogelijkheden open: een ‘halo’ rond ons Melkwegstelsel, dan wel bronnen op ‘kosmologische’ afstanden in het verre heelal. De kwestie bleef onbeslist zolang men de gammabronnen niet kon identificeren met andere, minder kortstondige bronnen van elektromagnetische straling.

Door het nagloei-effect werd, na dertig jaar, het pleit definitief beslecht ten gunste van de kosmologische origine. De bronnen bleken tot op miljarden lichtjaren buiten ons Melkwegstelsel te staan. Dat betekende ook dat de flitsen ongehoord helder moesten zijn, veruit de krachtigste uitbarstingen van elektromagnetische straling in het universum. Aangenomen dat de straling in alle richtingen gelijkelijk wordt uitgezonden, zou in luttele seconden tot enkele minuten 10^44-47 joule vrijkomen; dat is honderden tot tienduizenden malen meer energie dan al het licht dat een supernova uitzendt gedurende de maandenlange periode dat deze zichtbaar is. Bij de helderste flitsen is de uitgezonden stralingsenergie vergelijkbaar met de neutrino emissie van een Type II supernova. Zoals we hebben gezien is deze hoeveelheid karakteristiek voor het instorten van een kritische stermassa.

Een proces op stellaire schaal dat meer energie oplevert dan de bindingsenergie van een neutronenster of zwart gat is moeilijk denkbaar. Toch lijkt voor de meest extreme gammaflitsen zelfs deze hoeveelheid nog tekort te schieten. De discrepantie zou echter verdwijnen indien de energie van de gammaflitsen is overschat door de aanname dat de straling alzijdig wordt uitgezonden. Zou daarentegen emissie in gerichte bundels optreden, waarvan een toevallig in onze richting wijst, dan behoeft in totaal aanzienlijk minder stralingsenergie vrij te komen dan men in eerste instantie zou veronderstellen.

Dit idee heeft algemeen ingang gevonden, te meer daar er inmiddels ook een paar observationele aanwijzingen voor zijn. Een daarvan is dat bij het nagloeien van enkele superheldere bronnen de helderheidskromme een knik vertoont, waarna de helderheid sterker afneemt dan voorheen. Een dergelijk verloop is te verwachten als de bundel afgeremd wordt en zich gaat uitspreiden.

Een andere, onafhankelijke aanwijzing voor bundeling is de polarisatie van de uitgezonden straling. Het lijkt dan ook aannemelijk dat de werkelijke energie van gamma-uitbarstingen niet hoger is dan zo’n 10⁴⁵ joule, goed voor een of meer krachtige supernova-explosies, maar toch verklaarbaar met het stellaire instortingsmodel. De vraag naar het eventuele verband tussen gammaflitsen en supernovae, c.q. de vorming van een compact object, wordt daarmee des te relevanter.

verschijnsel en energie in joule

gammaflitsen (equivalente alzijdige emissie): 10^44-47 massa-energie zon (Mc²: 10⁴⁷ bindingsenergie neutronenster: 10⁴⁶ neutrinoflits type II supernova: 10⁴⁶ explosie supernova: 10⁴⁴ – waarvan straling: 10⁴² straling zon per jaar: 10³⁴

Vuurbal

Een opmerkelijk historisch detail is het feit dat gammabronnen al ten tijde van hun ontdekking met supernovae in verband werden gebracht, omdat verondersteld werd dat supernovae in de eerste fase van de explosie gammastraling zouden uitzenden. De gedachte was dat bewegingsenergie van de uitgeworpen stermantel wordt omgezet in straling als gevolg van schokvorming door de botsing met het omringende interstellaire medium. De verwachte gammastraling werd echter niet gevonden, naar men heeft ingezien omdat bij een gewone supernova de uitstotingssnelheden ontoereikend zijn.

Om gammastraling te produceren zijn extreem hoge, relativistische snelheden vereist. Een expanderende supernovaschil bevat hiervoor in het algemeen teveel massa. Nodig is een relativistisch expanderende ‘vuurbal’ bestaande uit een plasma van hoofdzakelijk straling en relativistische elektronen, met hooguit een geringe ‘verontreiniging’ van massadragende materie. Inderdaad zijn gammaflitsen en het nagloei-effect met een dergelijk model te verklaren.

Een belangrijke aanwijzing voor het vuurbalmodel is het niet-thermische spectrum van de uitgezonden straling, wat inhoudt dat de gemiddelde energie van de fotonen niet overeenkomt met de temperatuur van de bron. Dit wijst erop dat de straling afkomstig is uit een ‘verdund’ medium, waarin de straling nauwelijks enige wisselwerking ondergaat.

Een tweede belangrijk gegeven is het optreden van snelle fluctuaties in de intensiteit van de gammastraling, op een schaal van enkele milliseconden. Als men die toeschrijft aan variaties in de bron, valt in eerste instantie direct af te leiden dat deze nogal compact moet zijn; in een tiental milliseconden kan straling immers niet meer dan drieduizend kilometer afleggen. Maar binnen zo’n beperkt volume zou de straling zeker een wisselwerking met zijn omgeving ondergaan en bijgevolg een thermisch spectrum te zien geven!

Dit zogeheten ‘compactheidsprobleem’ verdwijnt als wordt aangenomen dat de stralingsbron, d.w.z. de vuurbal, ons met hoogrelativistische snelheid nadert. De waargenomen korte tijdsduur van de fluctuaties komt dan overeen met een langere tijdsduur bij emissie en een groter emissievolume. De grootte van dit effect is afhankelijk van de waarde van de verhouding van de snelheid tot de snelheid van het licht. Om het compactheidsprobleem op te lossen zijn snelheden van meer dan 99,99% van de lichtsnelheid vereist. Zulke waarden duiden op extreem-relativistische stroming, zoals die verder nergens in het heelal wordt gezien.

Het vuurbalmodel geeft daarmee het volgende beeld van een gamma-uitbarsting. Een centrale bron levert in korte tijd de benodigde grote hoeveelheid energie en drijft een relativistische vuurbal, c.q. bundel aan, die de energie overbrengt naar afstanden waarop het systeem zodanig ‘verdund’ is dat niet-thermische straling wordt geproduceerd.

De gammastraling wordt opgewekt doordat bij dit relativistische energietransport schokvorming optreedt, zowel het externe schokfront aan het interstellaire medium, als mogelijk interne schokvorming als gevolg van onregelmatigheden in de energiestroom. (Dit laatste vormt een mogelijke verklaring voor het onregelmatige karakter van de gammastraling.) Wanneer de bundel aan de externe schok voldoende is afgeremd, zal de ‘prompte’ gammastraling nagloeien in lagere frequenties. Wat de vuurbal aandrijft is niet bekend; de centrale ‘motor’ onttrekt zich aan directe waarneming. Maar zoals we hebben gezien bedraagt de aangeleverde energie een aanzienlijke fractie van de bindingsenergie van een stellair compact object. De gedachten gaan daarom vooral uit naar de vorming van een stellair zwart gat. Een tweetal scenario’s hiervoor is gangbaar: het samensmelten van neutronensterren, of de vorming van een zwart gat in een (bijzondere) supernova.

Twee scenario’s

Van dubbele neutronensterren weten we dat ze bij hun beweging om elkaar heen gravitatiestraling uitzenden. Als gevolg hiervan wordt de baan steeds nauwer en de omloopperiode navenant korter. Een bekend voorbeeld is de dubbelpulsar 1913+16, waarvan de periodeverandering precies verloopt volgens de berekening van de algemene relativiteitstheorie. Extrapolatie van dit verloop geeft aan dat de beide neutronensterren over een paar honderd miljoen jaar zullen samensmelten.

Statistisch verwacht men zo’n gebeurtenis eens in de paar miljoen jaar per sterrenstelsel, wat grofweg overeenkomt met de gemiddelde waargenomen frequentie van gammaflitsen. (Hierbij moet worden opgemerkt dat de werkelijke frequentie van de flitsen veel hoger is als overwegend gebundelde emissie van de straling optreedt.) Uitgaande van twee neutronensterren van elk 1,4 zonsmassa (zoals in het geval van bovengenoemde dubbelpulsar) kan door samensmelting in principe een zwart gat van 2,8 zonsmassa worden gevormd, wat voldoende gravitatie-energie kan opleveren voor een eventuele gamma-uitbarsting.

Een variant hierop is het samensmelten van een dubbelsysteem bestaande uit een neutronenster en een zwart gat. Totnogtoe zijn echter geen stelsels van dit type bekend. Een andere variant wordt gevormd door een paar bestaande uit een witte dwerg en een neutronenster, waarbij de neutronenster massa van de witte dwerg aantrekt, te zwaar wordt en instort.

Voor het alternatieve scenario, een direct verband met supernova’s, zijn naast het precedent van SN1998bw en GRB 980425, intussen nadere aanwijzingen gevonden. Bij een tweetal andere gamma-uitbarstingen lijkt het optisch nagloeien na verloop van tijd versterkt te worden door het schijnsel van een onderliggende supernova. Een van deze gevallen betreft GRB 970228, de gammabron die als eerste (door Van Paradijs en medewerkers) in het optische golflengtegebied werd geïdentificeerd. Een belangrijk ondersteunend argument is dat optisch nagloeiende gammabronnen zich in stelsels blijken te bevinden waarin stervorming plaatsvindt. Daarin verwacht men veel zware, relatief kortlevende sterren die een supernova ontploffing zullen ondergaan.

Een en ander werd door het blad Science al gerekend tot de tien belangrijkste wetenschappelijke doorbraken van het jaar 1999, en gelet op de associatie met stervormingsgebieden valt hier zeker nog meer nieuws te verwachten. Theoretische modellen om het verband te onderbouwen, staan bekend onder intrigerende benamingen als ‘mislukte’ supernova, collapsar, dan wel hypernova. Het centrale ingrediënt in deze modellen is een geïmplodeerde massa (zwart gat), omringd door een schijf van niet uitgeworpen stermaterie die naar het zwarte gat spiraliseert. Hierbij kan in principe genoeg energie in bundels langs de rotatie-as worden gekanaliseerd om een gamma-uitbarsting en/of supernova teweeg te brengen.

Waarom spreekt men hier van ‘mislukte’ supernova? Bij onze bespreking van Type Ib/c supernovae merkten we al op dat bij zulke, oorspronkelijk zeer zware sterren de geëvolueerde ijzerkern te zwaar kan zijn om een neutronenster te vormen. Weliswaar wordt de ineenstorting in eerste instantie gestuit wanneer zich, evenals in het Type II scenario, een proto-neutronen-ster heeft gevormd, maar daarop komt alsnog zoveel invallende materie terecht dat deze verder instort tot zwart gat. Hierdoor wordt de neutrinoflux, die bij een Type II supernova de bij het stuiten ontstane schokgolf door de ster heen moet helpen, abrupt afgeknepen. Bij gebrek aan additionele energietoevoer aan de schok laat de daaropvolgende evolutie van de ster zich raden: ook de buitenlagen storten in en de gehele ster verdwijnt uiteindelijk zonder supernovavertoon in het zwarte gat.

De supernova ‘mislukt’ dus; dat is althans de bevinding in simulaties waarin men geen rotatie van de ster in rekening brengt. Echter bij rotatie van enige betekenis zal materie tengevolge van de centrifugale krachten niet rechtstreeks in het zwarte gat vallen, maar via banen eromheen. Hierdoor vormt zich in het equatoriale vlak een accretieschijf waarin rotatie-energie wordt opgeslagen, die vervolgens kan worden omgezet in mechanische en elektromagnetische energie van explosie en straling. Hoe deze omzetting in zijn werk gaat is nog niet afdoende bekend, al is duidelijk dat neutrino’s en/of sterke magnetische velden hierbij een hoofdrol kunnen spelen.

Het oorspronkelijke model van de ‘mislukte’ supernova (S. Woosley, Astrophysical Journal 405 (1993), 273) gaat ervan uit dat als gevolg van neutrino-paarprocessen in het binnengebied van de schijf zich een energetische bundel vuurbalplasma zal vormen. Meer recentelijk zijn in het kader van dit model uitvoerige numerieke berekeningen gepubliceerd (A.I. MacFadyen & S.E. Woosley, Astrophysical Journal 542 (1999) 262) voor roterende heliumsterren van 10-15 zonsmassa’s, waarvan de kern is ingestort tot zwart gat. (Deze sterren hadden voor het verlies van hun waterstofmantel een massa van 25-35 zonsmassa’s.)

De resultaten laten zien dat, afhankelijk van rotatiesnelheid en efficiency van de energieoverdracht, inderdaad via neutrino emissie door de schijf en daaropvolgende neutrinopaar-annihilatie een hoeveelheid energie van 10^44-45 joule, in potentie voldoende voor een gammaflits en op zich meer dan genoeg voor een supernova, overgebracht kan worden naar de gebieden langs de rotatie-as, boven de polen. In deze gebieden is de dichtheid relatief laag, omdat aanvankelijk materie via de polen ongehinderd in het zwarte gat kon vallen. Door de energietoevoer ontstaan in deze ‘trechters’ hoogenergetische, langs de as gerichte bundels.

Hoewel de bewuste berekeningen dit niet helemaal kunnen weergeven, kunnen deze bundels naar verwachting binnen een tiental seconden de ster doorboren. (Dit wordt bevestigd in nog ongepubliceerde simulaties van andere onderzoekers.) Als ze daarin slagen en hoogrelativistische snelheden bereiken, kunnen ze – ver van de ster – een gammaflits veroorzaken. Zo niet, dan komt de energie ten goede aan een min of meer tweezijdige explosie van de ster (in gang gezet vanaf de polen), die nog krachtiger en helderder kan zijn dan doorgaans bij Type Ib/c supernova’s het geval is. SN 1998bw is mogelijk een voorbeeld van een dergelijke ‘hypernova’.

Collapsar

De supernova is dus bij nader inzien bepaald niet mislukt. Men spreekt daarom tegenwoordig liever van het ’collapsar’–model. Volgens dit model zal een met succes geproduceerde gammaflits dus altijd van een supernova vergezeld gaan, hoewel omgekeerd niet. Merk op dat niet alleen het alzijdig karakter van de gammaflits is losgelaten, maar tegelijk daarmee en complementair daaraan ook dat van de supernova.

Omdat de helium of koolstoflaag van een geëvolueerde ster voor de bundel een haalbare hindernis vormt, maar een uitgestrekte waterstofmantel niet, is de verwachting het samengaan van een gammaflits met een supernova van Type Ib/c. De supernova hoeft daarbij niet noodzakelijk waarneembaar te zijn, omdat hij schuil kan gaan in de optische nagloed van een verre en heldere gammaflits. Maar in de ‘staart’ daarvan kan hij later nog opduiken.

Gezien de grote verscheidenheid aan gammaflitsen, is een verdienste van het collapsarmodel dat, afhankelijk van parameters als accretie- en rotatiesnelheid, viscositeit van de schijf, neutrino emissie en zo meer, een groot scala aan waarneembare gevolgen mogelijk is, nog mede afhankelijk van de waarneemrichting.

Zo is met dit model het samengaan van zowel een ongewone gammaflits als GRB 980425, als een bijzondere supernova als SN 1998bw aannemelijk te maken. In dit geval kan een zwakke gammaflits (10⁴¹ joule) zijn waargenomen omdat de bundel slechts een onbeduidende component in de gezichtslijn had. Ook is het mogelijk dat de bundel weliswaar door de ster heen kwam, maar uiteindelijk niet de vereiste snelheid bereikte omdat er niet voldoende, of voldoende lang, energie in werd gepompt. Sterke gammaflitsen vereisen in het collapsar model een aanhoudende hoge accretie, wat vooral sterk afhankelijk is van schijfmassa en rotatiesnelheid.

In de flexibiliteit van het model schuilt tegelijkertijd een zekere willekeur: bepalende parameters zijn niet altijd goed bekend, of zijn niet consistent te berekenen. De numerieke simulaties illustreren dan ook meer de mogelijkheden van het collapsar model dan de precieze details. Alleen zeer korte, krachtige gammaflitsen met een duur van minder dan een seconde zijn binnen het model moeilijk te realiseren. Het dubbele-neutronenstermodel lijkt daarop meer toegesneden.

Vergeleken met collapsars, bergt de uitgangssituatie van versmeltende neutronensterren veel minder variatie in zich. Men zou daarom geneigd zijn qua energie en tijdsduur een tamelijk eenduidige bundel te verwachten. Maar dan nog kan een diversiteit aan gammaflitsen volgen, afhankelijk van de circumstellaire omgeving. Hoewel theoretici soms een uitgesproken voorkeur hebben, kunnen theoretische argumenten of berekeningen alleen dan ook geen definitieve uitspraak doen over de aard van de centrale energiebron; men is, zoals altijd weer, aangewezen op de waarnemingen.

Als inderdaad, zoals de waarnemingsgegevens suggereren, onderscheid bestaat tussen de ‘klasse’ van korte, energetische gammaflitsen en die van meer gevarieerde uitbarstingen van langere duur (gescheiden door een tijdschaal van één à twee seconden), dan zouden neutronenster- en collapsar model zelfs complementair kunnen zijn. Voor de kortdurende flitsen is vooralsnog geen ‘follow-up’ materiaal beschikbaar. Met name is er geen informatie over eventuele optische tegenhangers, zodat bijvoorbeeld niet bekend is of de korte flitsen zich al dan niet in stervormingsgebieden voordoen. Nieuwe GRB-detectie instrumenten zoals HETE-2 zullen daar echter naar verwachting spoedig verandering in brengen. En met wat meer geduld kan met detectoren voor gravitatiestraling als LIGO en VIRGO naar versmeltende neutronensterren worden uitgezien.