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 grado extraordinario de diversidad. Pueden durar desde una fracción de segundo hasta muchos minutos. Las explosiones podrían tener un perfil único 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 restricciones observacionales condujo 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 rápida extracción 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 las ráfagas de espectro suave de larga duración y otro (o posiblemente más) responsable de las ráfagas de espectro duro de corta duración. Se cree que los progenitores de los 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 .
A partir de 2007, existe un acuerdo casi universal en la comunidad astrofísica de que las explosiones de larga duración están asociadas 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 formar hierro , momento en el que una estrella no puede seguir 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 (en el caso de estrellas que giran rápidamente) se arremolina formando 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 materia es mucho menor que en el disco de acreción, hacia los polos de la estrella a velocidades cercanas a la de la luz, creando una atmósfera relativista. onda de choque [4] en el frente. Si la estrella no está rodeada por una gruesa y difusa envoltura de hidrógeno, el material de los chorros puede llegar hasta la superficie estelar. En realidad, el choque principal se acelera a medida que disminuye la densidad de la materia estelar a través de la cual viaja, y 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 velocidad de la luz). Una vez que llega a la superficie, la onda de choque estalla en el espacio y gran parte de su energía se libera en forma de rayos gamma.
Según esta teoría, se requieren tres condiciones muy especiales para que una estrella evolucione hasta convertirse en un estallido de rayos gamma: la estrella debe ser muy masiva (probablemente al menos 40 masas solares en la secuencia principal ) para formar un agujero negro central en la 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 poder desprenderse de su envoltura de hidrógeno y 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 sólo requieren que la estrella sea lo suficientemente masiva como para fusionarse hasta convertirse en hierro.
Este consenso se basa en gran medida en dos líneas de evidencia. En primer lugar, los estallidos largos de rayos gamma se encuentran sin excepción en sistemas con abundante formación estelar reciente, como en galaxias irregulares y en los brazos de galaxias espirales . [5] Esta es una fuerte evidencia de un vínculo con 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 colapsar (otros modelos también predicen una asociación con la formación de estrellas), pero proporciona un apoyo significativo.
En segundo lugar, ahora se han observado varios casos en los que una supernova ha seguido inmediatamente a un estallido de rayos gamma. Si bien la mayoría de los GRB se encuentran 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 se han clasificado con éxito son del tipo Ib/c , una clase rara de supernova causada por el colapso del núcleo. Las supernovas de tipo Ib y Ic carecen de líneas de absorción de hidrógeno, lo que concuerda con la predicción teórica de estrellas que han perdido su envoltura de hidrógeno. Los GRB con las firmas de supernova 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.
Posibles desafíos a esta teoría surgieron recientemente, con el descubrimiento [9] [10] de dos largas explosiones cercanas de rayos gamma que carecían de la firma de cualquier tipo de supernova: tanto GRB060614 como GRB 060505 desafiaron las predicciones de que surgiría una supernova a pesar del intenso escrutinio. desde telescopios terrestres. Sin embargo, ambos eventos estuvieron asociados con poblaciones estelares en formación estelar activa. 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 supernova pueda alcanzar la superficie. [ cita necesaria ]
Los estallidos cortos de rayos gamma parecen ser una excepción. Hasta 2007, sólo un puñado de estos eventos habían sido localizados en un anfitrión galáctico definido. Sin embargo, aquellos que han sido localizados parecen mostrar diferencias significativas con respecto a la población de explosión prolongada. Si bien se ha encontrado al menos una breve explosión en la región central de formación estelar de una galaxia, varias otras se han asociado con las regiones exteriores e incluso con el halo exterior de grandes galaxias elípticas en las que la formación estelar casi ha cesado. Todos los huéspedes 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.
Si bien la comunidad astrofísica aún tiene que decidirse por un modelo único y universalmente favorecido para los progenitores de GRB cortos, el modelo generalmente preferido es la fusión de dos objetos compactos como resultado de una espiral gravitacional: dos estrellas de neutrones, [ 12] [13] o una estrella de neutrones y un agujero negro. [14] Si bien se cree que es poco común en el Universo, en nuestra Galaxia se conocen un pequeño número de casos de estrellas de neutrones cercanas (binarias de estrellas de neutrones), y se cree que también existen binarias de estrellas de neutrones y agujeros negros. Según la teoría de la relatividad general de Einstein , los sistemas de esta naturaleza perderán lentamente energía debido a la radiación gravitacional y los dos objetos degenerados se acercarán cada vez más en espiral, hasta que en los últimos instantes las fuerzas de marea destrocen la estrella (o estrellas) de neutrones. y se libera una inmensa cantidad de energía antes de que la materia se sumerja en un único agujero negro. Se cree que todo el proceso ocurre extremadamente rápido y termina por completo en unos pocos segundos, lo que explica la naturaleza corta de estas ráfagas. A diferencia de las explosiones de larga duración, no hay ninguna estrella convencional que explote y, por tanto, no hay supernova.
Este modelo ha estado bien respaldado hasta ahora por la distribución de galaxias anfitrionas de GRB cortas, que se han observado en galaxias antiguas sin formación estelar (por ejemplo, GRB050509B, la primera ráfaga corta localizada en un anfitrión probable), así como por en galaxias con formación estelar aún en curso (como GRB050709, la segunda), ya que incluso las galaxias de aspecto más joven pueden tener poblaciones significativas de estrellas viejas. Sin embargo, el panorama se ve algo empañado por la observación de llamaradas 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 huéspedes cercanos de cualquier tipo para algunos GRB cortos.
Un último modelo posible que puede describir un pequeño subconjunto de GRB cortos son las llamadas llamaradas gigantes magnetar (también llamadas megallamaradas o hiperllamaradas). Los primeros satélites de alta energía descubrieron una pequeña población de objetos en el plano galáctico que frecuentemente producían repetidos estallidos 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 comprendió que eran una clase de objeto separada de las explosiones normales de rayos gamma y se excluyeron de estudios GRB posteriores. Sin embargo, en raras ocasiones estos objetos, que ahora se cree que son estrellas de neutrones extremadamente magnetizadas y a veces denominados magnetares , son capaces de producir estallidos extremadamente luminosos. El evento de este tipo más potente 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 alteró significativamente la ionosfera de la Tierra . [16] Si bien sigue siendo significativamente menos luminoso que los estallidos de rayos gamma "normales" (cortos o largos), un evento de este tipo sería detectable por las naves espaciales actuales desde galaxias tan lejanas como el cúmulo de Virgo y, a esta distancia, sería difícil de distinguir. de otros tipos de estallidos cortos de rayos gamma basándose únicamente en la curva de luz. Hasta la fecha, se han asociado tres explosiones 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]
Las observaciones de HETE II y Swift revelan que se producen largos estallidos de rayos gamma con y sin supernovas, y con y sin resplandores de rayos X pronunciados. Da una pista sobre la diversidad en el origen de los GRB largos, posiblemente dentro y fuera de las regiones de formación estelar, que por lo demás tienen un motor interno común. La escala de tiempo de decenas de segundos de los GRB largos parece ser inherente a su motor interno, asociada, por ejemplo, a un proceso viscoso o disipativo.
Las fuentes transitorias de masa estelar más poderosas son los progenitores antes mencionados (colapsares y fusiones de objetos compactos), todos produciendo agujeros negros giratorios rodeados de escombros en forma de disco de acreción o toroide. Un agujero negro en rotación transporta energía de espín en momento angular [18] al igual que una peonza:
donde y denotan 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 Kerr de masa . Sin un parámetro pequeño presente, se ha reconocido ampliamente que la energía de giro de un agujero negro de Kerr puede alcanzar una fracción sustancial (29%) de su masa-energía total , 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 el proceso de rotación contra su entorno en los escenarios antes mencionados.
Según el principio de Mach, el espacio-tiempo es arrastrado junto con la masa-energía, con las estrellas distantes en escalas cosmológicas o con un agujero negro muy cerca. Por lo tanto, la materia tiende a girar alrededor de los agujeros negros en rotación, por la misma razón que los púlsares disminuyen su rotación al perder momento angular en 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 giro viscoso contra un disco interno o toroide, es decir, hacia varios canales de emisión.
La desaceleración de los agujeros negros de masa estelar que giran rápidamente en su estado de energía más bajo toma decenas de segundos contra un disco interno, que representa los restos 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 respecto de las ondas gravitacionales ofrece una nueva sonda para conocer el funcionamiento más interno de las supernovas y los GRB. Los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo están diseñados para explorar transitorios de masa estelar en un rango de frecuencia de decenas a aproximadamente mil quinientos Hz. Las emisiones de ondas gravitacionales antes mencionadas caen dentro del ancho de banda de sensibilidad de LIGO-Virgo; Durante los GRB prolongados impulsados por "motores internos desnudos" producidos en la fusión binaria de una estrella de neutrones con otra estrella de neutrones o un agujero negro compañero, los vientos del disco magnético antes mencionados se disipan en ráfagas de radio de larga duración, que pueden ser observadas por el novedoso conjunto de baja frecuencia (LOFAR).
