Los progenitores de estallidos de rayos gamma son los tipos de objetos celestes que pueden emitir estallidos de rayos gamma (GRB). Los GRB muestran un extraordinario grado de diversidad. Pueden durar desde una fracción de segundo hasta muchos minutos. Las ráfagas pueden tener un solo perfil u oscilar violentamente hacia arriba y hacia abajo en intensidad, y sus espectros son muy variables a diferencia de otros objetos en el espacio. La casi total falta de restricción de observación llevó a una profusión de teorías, incluida la evaporación de agujeros negros , llamaradas magnéticas en enanas blancas , acumulación de materia en estrellas de neutrones , acumulación de antimateria , supernovas , hipernovas.y extracción rápida de energía rotacional de agujeros negros supermasivos , entre otros. [1] [2]
Hay al menos dos tipos diferentes de progenitores (fuentes) de GRB: uno responsable de los estallidos de espectro suave de larga duración y uno (o posiblemente más) responsable de los estallidos de espectro duro de corta duración. Se cree que los progenitores de GRB largos son estrellas masivas de baja metalicidad que explotan debido al colapso de sus núcleos. Se cree que los progenitores de los GRB cortos surgen de fusiones de sistemas binarios compactos como estrellas de neutrones, lo que fue confirmado por la observación GW170817 de una fusión de estrellas de neutrones y una kilonova .
GRB largos: estrellas masivas
Modelo colapsar
A partir de 2007, existe un acuerdo casi universal en la comunidad astrofísica de que los estallidos de larga duración están asociados con la muerte de estrellas masivas en un tipo específico de evento similar a una supernova comúnmente conocido como colapsar o hipernova . [2] [3] Las estrellas muy masivas son capaces de fusionar material en sus centros hasta llegar al hierro , momento en el que una estrella no puede continuar generando energía por fusión y colapsa, en este caso, formando inmediatamente un agujero negro . La materia de la estrella alrededor del núcleo llueve hacia el centro y (para las estrellas que giran rápidamente) se arremolina en un disco de acreción de alta densidad . La caída de este material en el agujero negro impulsa un par de chorros a lo largo del eje de rotación, donde la densidad de la materia es mucho menor que en el disco de acreción, hacia los polos de la estrella a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, creando un efecto relativista. onda de choque [4] en la parte delantera. Si la estrella no está rodeada por una gruesa y difusa envoltura de hidrógeno, el material de los chorros puede golpear todo el camino hasta la superficie estelar. El choque principal en realidad se acelera a medida que disminuye la densidad de la materia estelar por la que viaja, y para cuando alcanza la superficie de la estrella, puede estar viajando con un factor de Lorentz de 100 o superior (es decir, una velocidad de 0,9999 veces la de la estrella). velocidad de la luz). Una vez que llega a la superficie, la onda de choque irrumpe en el espacio y gran parte de su energía se libera en forma de rayos gamma.
Se requieren tres condiciones muy especiales para que una estrella evolucione hasta un estallido de rayos gamma bajo esta teoría: la estrella debe ser muy masiva (probablemente al menos 40 masas solares en la secuencia principal ) para formar un agujero negro central en la secuencia principal. En primer lugar, la estrella debe estar girando rápidamente para desarrollar un toro de acreción capaz de lanzar chorros, y la estrella debe tener una metalicidad baja para desprenderse de su envoltura de hidrógeno para que los chorros puedan alcanzar la superficie. Como resultado, los estallidos de rayos gamma son mucho más raros que las supernovas ordinarias de colapso del núcleo, que solo requieren que la estrella sea lo suficientemente masiva como para fusionarse completamente en hierro.
Evidencia de la vista colapsada
Este consenso se basa en gran medida en dos líneas de evidencia. Primero, los estallidos largos de rayos gamma se encuentran sin excepción en sistemas con abundante formación estelar reciente, como en las galaxias irregulares y en los brazos de las galaxias espirales . [5] Esta es una fuerte evidencia de un vínculo con las estrellas masivas, que evolucionan y mueren en unos pocos cientos de millones de años y nunca se encuentran en regiones donde la formación estelar ha cesado hace mucho tiempo. Esto no prueba necesariamente el modelo collapsar (otros modelos también predicen una asociación con la formación de estrellas) pero proporciona un apoyo significativo.
En segundo lugar, ahora hay varios casos observados en los que una supernova ha seguido inmediatamente a un estallido de rayos gamma. Si bien la mayoría de los GRB ocurren demasiado lejos para que los instrumentos actuales tengan alguna posibilidad de detectar la emisión relativamente débil de una supernova a esa distancia, para los sistemas de menor corrimiento al rojo hay varios casos bien documentados en los que un GRB fue seguido en unos pocos días por el aparición de una supernova. Estas supernovas que han sido clasificadas con éxito son de tipo Ib / c , una clase poco común de supernovas causada por el colapso del núcleo. Las supernovas de tipo Ib e Ic carecen de líneas de absorción de hidrógeno, lo que es consistente con la predicción teórica de estrellas que han perdido su envoltura de hidrógeno. Los GRB con las firmas de supernovas más obvias incluyen GRB 060218 (SN 2006aj), [6] GRB 030329 (SN 2003dh), [7] y GRB 980425 (SN 1998bw), [8] y un puñado de GRB más distantes muestran supernova " protuberancias "en sus curvas de luz de resplandor en los últimos momentos.
Recientemente surgieron posibles desafíos a esta teoría, con el descubrimiento [9] [10] de dos estallidos de rayos gamma largos cercanos que carecían de la firma de cualquier tipo de supernova: tanto GRB060614 como GRB 060505 desafiaron las predicciones de que una supernova emergería a pesar de un intenso escrutinio de telescopios terrestres. Sin embargo, ambos eventos se asociaron con poblaciones estelares activas en formación de estrellas. Una posible explicación es que durante el colapso del núcleo de una estrella muy masiva se puede formar un agujero negro, que luego 'traga' toda la estrella antes de que la explosión de la supernova pueda alcanzar la superficie. [ cita requerida ]
GRB cortos: sistemas binarios degenerados
Los estallidos cortos de rayos gamma parecen ser una excepción. Hasta 2007, solo un puñado de estos eventos se han localizado en un anfitrión galáctico definido. Sin embargo, los que se han localizado parecen mostrar diferencias significativas con respecto a la población de ráfagas prolongadas. Si bien se ha encontrado al menos una ráfaga corta en la región central de formación de estrellas de una galaxia, varias otras se han asociado con las regiones externas e incluso con el halo externo de grandes galaxias elípticas en las que la formación de estrellas casi ha cesado. Todos los hospedantes identificados hasta ahora también han tenido un corrimiento al rojo bajo. [11] Además, a pesar de las distancias relativamente cercanas y el estudio de seguimiento detallado de estos eventos, ninguna supernova se ha asociado con ningún GRB corto.
Fusiones entre estrella de neutrones y estrella de neutrones / agujero negro
Si bien la comunidad astrofísica aún tiene que decidirse por un modelo único y universalmente favorecido para los progenitores de los GRB cortos, el modelo generalmente preferido es la fusión de dos objetos compactos como resultado de la inspiración gravitacional: dos estrellas de neutrones, [12] [13] o una estrella de neutrones y un agujero negro. [14] Aunque se cree que son raras en el Universo, en nuestra Galaxia se conoce un pequeño número de casos de binarios cercanos de estrella de neutrones - estrella de neutrones, y se cree que existen también binarios de estrella de neutrones - agujero negro. De acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein , los sistemas de esta naturaleza perderán energía lentamente debido a la radiación gravitacional y los dos objetos degenerados se acercarán cada vez más en espiral, hasta que en los últimos momentos, las fuerzas de las mareas desgarrarán la estrella (o estrellas) de neutrones. y se libera una inmensa cantidad de energía antes de que la materia se sumerja en un solo agujero negro. Se cree que todo el proceso ocurre extremadamente rápido y termina por completo en unos pocos segundos, lo que explica la brevedad de estas ráfagas. A diferencia de las ráfagas de larga duración, no existe una estrella convencional que explote y, por lo tanto, tampoco una supernova.
Este modelo ha sido bien apoyado hasta ahora por la distribución de galaxias anfitrionas GRB cortas, que se han observado en galaxias antiguas sin formación estelar (por ejemplo, GRB050509B, la primera explosión corta que se localiza en un anfitrión probable) así como en galaxias con formación de estrellas todavía ocurriendo (como GRB050709, la segunda), ya que incluso las galaxias de aspecto más joven pueden tener poblaciones significativas de estrellas viejas. Sin embargo, la imagen se nubla un poco por la observación de destellos de rayos X [15] en GRB cortos hasta tiempos muy tardíos (hasta muchos días), mucho después de que la fusión debería haberse completado, y la imposibilidad de encontrar anfitriones cercanos de cualquier tipo para algunos GRB cortos.
Bengalas gigantes de magnetar
Un modelo final posible que puede describir un pequeño subconjunto de GRB cortos son las llamadas llamaradas gigantes de magnetar (también llamadas mega llamaradas o hiper llamaradas). Los primeros satélites de alta energía descubrieron una pequeña población de objetos en el plano galáctico que frecuentemente producían estallidos repetidos de rayos gamma suaves y rayos X duros. Debido a que estas fuentes se repiten y debido a que las explosiones tienen espectros de alta energía muy suaves (generalmente térmicos ), rápidamente se dieron cuenta de que eran una clase de objeto separada de los estallidos normales de rayos gamma y se excluyeron de los estudios posteriores de GRB. Sin embargo, en raras ocasiones estos objetos, que ahora se cree que son estrellas de neutrones extremadamente magnetizadas y que a veces se denominan magnetares , son capaces de producir explosiones extremadamente luminosas. El evento de este tipo más poderoso observado hasta la fecha, la llamarada gigante del 27 de diciembre de 2004, se originó en el magnetar SGR 1806-20 y fue lo suficientemente brillante como para saturar los detectores de todos los satélites de rayos gamma en órbita y alterar significativamente la ionosfera de la Tierra . [16] Si bien aún son significativamente menos luminosos que los estallidos de rayos gamma "normales" (cortos o largos), tal evento sería detectable por las naves espaciales actuales desde galaxias hasta el cúmulo de Virgo y, a esta distancia, sería difícil de distinguir. de otros tipos de ráfagas cortas de rayos gamma basándose únicamente en la curva de luz. Hasta la fecha, se han asociado tres estallidos de rayos gamma con llamaradas SGR en galaxias más allá de la Vía Láctea: GRB 790305b en la Gran Nube de Magallanes , GRB 051103 de M81 y GRB 070201 de M31 . [17]
Diversidad en el origen de los GRB largos
Las observaciones de HETE II y Swift revelan que los estallidos prolongados de rayos gamma vienen con y sin supernovas, con y sin resplandores de rayos X pronunciados. Da una pista sobre la diversidad en el origen de GRB largos, posiblemente dentro y fuera de las regiones de formación de estrellas, con un motor interno común. La escala de tiempo de decenas de segundos de GRB largos parece ser intrínseca a su motor interno, por ejemplo, asociada con un proceso viscoso o disipativo.
Las fuentes transitorias de masa estelar más poderosas son los progenitores antes mencionados (colapsos y fusiones de objetos compactos), que producen todos agujeros negros giratorios rodeados de escombros en forma de disco de acreción o toro. Un agujero negro en rotación transporta energía de espín en momento angular [18] al igual que una peonza:
dónde y denotar el momento de inercia y la velocidad angular del agujero negro en la expresión trigonométrica [19] para el momento angular específico de un agujero negro de masa de Kerr . Sin un pequeño parámetro presente, se ha reconocido que la energía de giro de un agujero negro de Kerr puede alcanzar una fracción sustancial (29%) de su masa-energía total., por lo que promete alimentar las fuentes transitorias más notables del cielo. De particular interés son los mecanismos para producir radiación no térmica por el campo gravitacional de los agujeros negros en rotación, en proceso de spin-down contra su entorno en los escenarios antes mencionados.
Según el principio de Mach, el espacio-tiempo se arrastra junto con la masa-energía, con las estrellas distantes en escalas cosmológicas o con un agujero negro en las proximidades. Por lo tanto, la materia tiende a girar alrededor de los agujeros negros en rotación, por la misma razón por la que los púlsares giran al perder el momento angular de la radiación hasta el infinito. De este modo, una gran cantidad de energía de espín de los agujeros negros que giran rápidamente puede liberarse en un proceso de rotación descendente viscosa contra un disco interno o toro, en varios canales de emisión.
El giro hacia abajo de los agujeros negros de masa estelar que giran rápidamente en su estado de energía más baja toma decenas de segundos contra un disco interno, que representa los restos remanentes de la fusión de dos estrellas de neutrones, la ruptura de una estrella de neutrones alrededor de un agujero negro compañero o formado en el colapso del núcleo de una estrella masiva. La turbulencia forzada en el disco interno estimula la creación de campos magnéticos y momentos de masa multipolares, abriendo así canales de radiación en radio, neutrinos y, principalmente, en ondas gravitacionales con chirridos distintivos que se muestran en el diagrama [20] con la creación de cantidades astronómicas de Entropía de Bekenstein-Hawking. [21] [22] [23]
La transparencia de la materia a las ondas gravitacionales ofrece una nueva sonda para el funcionamiento más interno de las supernovas y GRB. Los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo están diseñados para sondear transitorios de masa estelar en un rango de frecuencia de decenas a aproximadamente mil quinientos Hz. Las emisiones de ondas gravitacionales mencionadas anteriormente se encuentran dentro del ancho de banda de sensibilidad de LIGO-Virgo; Para GRB largos propulsados por "motores internos desnudos" producidos en la fusión binaria de una estrella de neutrones con otra estrella de neutrones o un agujero negro acompañante, los vientos del disco magnético mencionados anteriormente se disipan en ráfagas de radio de larga duración, que pueden ser observadas por el novedoso arreglo de baja frecuencia (LOFAR).
Ver también
- Mecanismos de emisión de ráfagas de rayos gamma
- Quark-nova
Referencias
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