Fenomenet gammaglimt er temmelig "spesielt", men forklaringene har vist seg å være minst like eksotiske. Ettergløder etter GRBer (GRB er forkortelse for Gamma Ray Burst som betyr gammaglimt) ligger i galakser. Når selve utbruddet og ettergløden har dempet seg tilstrekkelig (etter kanskje uker eller måneder), er det mulig å studere vertsgalaksen. Fordi objektene og deres vertsgalakser ligger på enorme avstander (opp til mer enn 10 milliarder lysår), sees galaksene ofte bare som små tåkedotter i selv de største teleskopene. Bildet under, tatt med det 10 meter store Keck-teleskopet på Hawaii, demonstrerer dette. Etterglødene til flere GRBer ser ut til å ligge i områder med mye stjernedannelse. I slike typiske stjernedannelsesområder blir meget store antall stjerner født på (astronomisk sett) svært kort tid. Relativt mange av disse stjernene har meget stor masse og vil danne, eller har allerede dannet, WR (Wolf-Rayet)-stjerner. Disse kan i sin tur forårsake hypernova-eksplosjoner (se under) og GRBer. Flere av vertsgalaksene til GRBer med kjente ettergløder er dverggalakser.
To ulike modeller
De rådende teoriene sier at gammaglimt skyldes en ildkule som ekspanderer med nær lysets hastighet og kolliderer voldsomt med gass rundt seg. Bl.a. fordi det kreves altfor mye energi totalt sett dersom like mye stråling sendes ut i alle retninger, tror de fleste forskerne i dag at mesteparten av energien blir sendt ut i kraftige jetstråler. Jetstrålene kolliderer med materien rundt eksplosjonsområdet og voldsomme sjokkfronter oppstår. Ladede partikler blir akselerert til enorme energier og kraftig gamma- og røntgenstråling blir sendt ut, i tillegg til bl.a. synlig lys. Fordi objektene ligger så langt borte, har lyset fra dem blitt kraftig rødforskjøvet. Det vi ser som synlig lys, ble derfor sendt ut som ultrafiolett stråling! Hvordan oppstår jetstrålene?
Det helt sentrale spørsmålet blir da hvordan jetstrålene oppstår. Det er to hovedmekanismer:
- Sammensmeltning av to kompakte objekter
- Kollaps av massiv, raskt roterende stjerne (hypernova)
Hypernovaer
Når tunge stjerner dør, eksploderer de som supernovaer. En periode kan de da lyse som milliarder vanlige stjerner. Når de aller tyngste stjernene dør, kan eksplosjonene bli enda mye voldsommere dersom stjernene roterer raskt. Når noe som roterer trekker seg sammen, øker rotasjonshastigheten (jfr. kunstskøyteløper som spinner mens armene trekkes inn mot kroppen). Mot slutten av sine liv trekker kjernene i disse tunge stjernene seg kraftig sammen. Kjernene roterer derfor raskere og raskere. Samtidig blir kjernen varmere og varmere og tettere og tettere. Kjernereaksjonene lager stadig tyngre grunnstoffer inntil stjernens kjerne består av jern og nikkel. Da klarer ikke kjernereaksjoner lenger å frembringe energi og stjernens kjerne kollapser meget raskt. Rotasjonen øker da dramatisk og sentrifugalkreftene klemmer kjernen sammen til en skive. I midten dannes etterhvert et sort hull. Gassen på utsiden virvler med vanvittig fart rundt og i spiral inn mot hullet. Dette skjer INNE i stjernen! Trykket er veldig lite rundt rotasjonsaksen (ved "polene"), mens gassen i den virvlende skiven (kalt virvelskive eller akkresjonsskive) presser enormt kraftig innover. Resultatet er at gass spruter ut langs polaksene. Dermed oppstår jetstråler som trenger seg brutalt ut av stjernen! Jetstrålene kan bevege seg med 99,9% av lyshastigheten. En slik eksplosjon kalles en hypernova. Denne kan være flere millioner ganger mer intens enn en supernova.
Flere gammaglimt, blant annet GRB 980425, har blitt knyttet direkte til en supernovaeksplosjon. Det ble observert en supernova av type Ic i samme galakse som GRBen, rett etter GRBen. En slik supernova-eksplosjon skyldes en Wolf-Rayet-stjerne. Denne supernova-eksplosjonen var trolig usedvanlig energirik.
Wolf-Rayet stjerner oppstår fra masserike stjerner som mister sine ytre lag (hydrogenkappen). Dermed avdekkes den indre, glohete delen som består av tyngre grunnstoffer produsert i stjernens yngre år. I tette dobbeltstjernesystemer kan den ene stjernen rive gass av den andre og dermed lage en Wolf-Rayet-stjerne. En mer aktuell mekanisme når det gjelder GRBer er meget masserike stjerner som blåser av seg de ytre lagene av seg selv. Stjerner som opprinnelig har mer enn ca. 40 solmasser, mister svært mye masse i løpet av sitt liv og ender opp som Wolf-Rayet-stjerner.
Universets mest ekstreme stjerner, slik som Eta Carinae og Pistolstjernen er blant de beste kandidatene til å bli hypernovaer en gang i fremtiden (i løpet av noen få hundre tusen år). I dag finnes det i Melkeveigalaksen flere hundre Wolf-Rayet stjerner, som har kommet enda lenger i sin utvikling, og som har potensiale for å forårsake hypernovaer dersom de roterer med riktig hastighet. Modeller viser at stjernene må ha bestemte rotasjonshastigheter. Roterer de for raskt, blir det ingen hypernova, roterer de for langsomt, blir det "bare" en vanlig supernova. Eta Carinae vil dog ikke kunne bli supernova på lang tid (flere hundre tusen år). Det er imidlertid snakk om at den er i ferd med å få et stort utbrudd igjen, kanskje så stort som det på 1840-tallet. Dette er ikke en supernovaeksplosjon.
Spor etter hypernovaeksplosjoner i en annen galakse: I den store spiralgalaksen M101 er det nylig oppdaget 2 røntgenkilder med samme posisjon som tidligere observerte supernovarester, NGC 5471B og MF83. Supernovarestene er usedvanlig store med radius hhv. 100 og 900 lysår og lyser usedvanlig kraftig. Den beregnede eksplosjonsenergien er hhv. 3 x 1046J og 3 x 1045J. Dette er hhv. 100 og 10 ganger energien som sendes ut av en typisk supernova. Trolig er skallene derfor dannet av hypernovaer!
Kompakte stjerner som smelter sammen
De kompakte objektene kan være nøytronstjerner eller sorte hull (hvite dverger har også vært vurdert, men er vanligvis neppe involvert). En nøytronstjerne har omtrent dobbelt så stor masse som Solen, men er bare 20 km i diameter. Gassen er så tett at en sukkerbit ville veie like mye som et fjell, eller som 1000 supertankere. Et sort hull har en masse på mer enn ca. 3 solmasser. Sammensmeltningen av to nøytronstjerner foregår mye på samme måte: Nøytronstjerner dannes av døende stjerner og er til å begynne med relativt langt fra hverandre. Etterhvert som de sirkler rundt hverandre, mister systemet baneenergi fordi gravitasjonsbølger sendes ut (dette forutsies av Einsteins generelle relativitetsteori: dette er meget kraftige gravitasjonsfelt og derfor store effekter). Nøytronstjernene kryper derfor stadig nærmere hverandre, dermed øker banefarten, og gravitasjonsbølgene blir kraftigere. Dermed akselereres hele prosessen.
Når nøytronstjernene nesten berører hverandre, rives de i filler av hverandres gravitasjonskrefter og danner en akkresjonsskive. Resten av utviklingen er identisk med den som er vist over. Fra stjernene begynner å rives i stykker til de har blitt ett sort hull, går det 4 millisekunder!