Los progenitores de los 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. Los estallidos pueden tener un único perfil u oscilar de forma descontrolada 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, incluyendo la evaporación de agujeros negros , llamaradas magnéticas en enanas blancas , acreción de materia en estrellas de neutrones , acreción de antimateria , supernovas , hipernovas y extracción rápida de energía rotacional de agujeros negros supermasivos , entre otras. [1] [2]
Existen al menos dos tipos diferentes de progenitores (fuentes) de GRB: uno responsable de los estallidos de espectro suave y de larga duración y uno (o posiblemente más) responsable de los estallidos de espectro duro y 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 las 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 las muertes 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 pueden fusionar material en sus centros hasta el hierro , punto 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 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 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 una onda de choque relativista [4] en el frente. Si la estrella no está rodeada por una envoltura espesa y difusa de hidrógeno, el material de los chorros puede golpear hasta la superficie estelar. La onda de choque principal en realidad se acelera a medida que disminuye la densidad de la materia estelar que atraviesa, 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 alcanza la superficie, la onda de choque se libera en el espacio, y gran parte de su energía se libera en forma de rayos gamma.
Según esta teoría, para que una estrella evolucione hasta convertirse en un estallido de rayos gamma se requieren tres condiciones muy especiales: la estrella debe ser muy masiva (probablemente al menos 40 masas solares en la secuencia principal ) para formar un agujero negro central en primer lugar, la estrella debe estar rotando rápidamente para desarrollar un toro de acreción capaz de lanzar chorros, y la estrella debe tener baja metalicidad para poder desprenderse de su envoltura de hidrógeno de modo que los chorros puedan alcanzar la superficie. Como resultado, los estallidos de rayos gamma son mucho más raros que las supernovas ordinarias de colapso de núcleo, que solo requieren que la estrella sea lo suficientemente masiva como para fusionarse hasta formar hierro.
Este consenso se basa en gran medida en dos líneas de evidencia. En primer lugar, los estallidos de rayos gamma largos 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] Esto es una prueba sólida 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 del colapsar (otros modelos también predicen una asociación con la formación estelar), pero sí proporciona un respaldo significativo.
En segundo lugar, en la actualidad se han observado varios casos en los que una supernova ha seguido inmediatamente a un estallido de rayos gamma. Aunque la mayoría de los GRB se producen a demasiada distancia como para que los instrumentos actuales tengan alguna posibilidad de detectar la emisión relativamente débil de una supernova a esa distancia, en el caso de los sistemas con un desplazamiento al rojo más bajo hay varios casos bien documentados en los que un GRB fue seguido pocos días después por la aparición de una supernova. Estas supernovas que se han clasificado con éxito son del tipo Ib/c , una clase poco común de supernova causada por el colapso del núcleo. Las supernovas de tipo Ib e Ic carecen de líneas de absorción de hidrógeno, lo que coincide 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 "protuberancias" de supernova en sus curvas de luz residual en tiempos tardíos.
Recientemente, se han descubierto [9] [10] dos explosiones de rayos gamma prolongadas cercanas que no tenían la firma de ningún 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 activa 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 "se traga" toda la estrella antes de que la explosión de supernova pueda alcanzar la superficie. [ cita requerida ]
Los estallidos cortos de rayos gamma parecen ser una excepción. Hasta 2007, sólo un puñado de estos eventos se habían localizado en una galaxia anfitriona definida. Sin embargo, los que se han localizado parecen mostrar diferencias significativas con respecto a la población de estallidos largos. Si bien se ha encontrado al menos un estallido corto en la región central de formación estelar de una galaxia, varios otros se han asociado con las regiones exteriores e incluso el halo exterior de grandes galaxias elípticas en las que la formación estelar casi ha cesado. Todos los anfitriones identificados hasta ahora también han tenido un bajo corrimiento al rojo. [11] Además, a pesar de las distancias relativamente cercanas y el estudio detallado de seguimiento de estos eventos, ninguna supernova se ha asociado con ningún GRB corto.
Aunque la comunidad astrofísica aún no ha llegado a un único modelo universalmente aceptado para los progenitores de los GRB cortos, el modelo generalmente preferido es la fusión de dos objetos compactos como resultado de la espiral gravitacional: dos estrellas de neutrones, [12] [13] o una estrella de neutrones y un agujero negro. [14] Aunque se piensa que es algo raro en el Universo, se conocen unos pocos casos de sistemas binarios estrella de neutrones-estrella de neutrones cercanos en nuestra Galaxia, y también se cree que existen sistemas binarios estrella de neutrones-agujero negro. Según 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 irán acercando cada vez más, hasta que en los últimos momentos, las fuerzas de marea desgarrarán la estrella (o estrellas) de neutrones y se liberará 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 breve de estas explosiones. A diferencia de las explosiones de larga duración, no hay una estrella convencional que explote y, por lo tanto, no hay supernova.
Este modelo ha sido bien apoyado hasta ahora por la distribución de galaxias anfitrionas de GRB cortos, que se han observado en galaxias antiguas sin formación estelar (por ejemplo, GRB050509B, el primer estallido corto localizado en un probable anfitrión) así como en galaxias con formación estelar aún en curso (como GRB050709, el segundo), ya que incluso galaxias de aspecto más joven pueden tener poblaciones significativas de estrellas viejas. Sin embargo, el panorama se ve un poco empañado 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 por la imposibilidad de encontrar anfitriones 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 de magnetares (también llamadas megallamaradas o hiperllamaradas). Los primeros satélites de alta energía descubrieron una pequeña población de objetos en el plano galáctico que frecuentemente producían ráfagas repetidas de rayos gamma suaves y rayos X duros. Debido a que estas fuentes se repiten y a que las explosiones tienen espectros de alta energía muy suaves (generalmente térmicos ), rápidamente se entendió que eran una clase separada de objeto de las ráfagas de rayos gamma normales y se excluyeron de los estudios de GRB posteriores. Sin embargo, en raras ocasiones estos objetos, que ahora se cree que son estrellas de neutrones extremadamente magnetizadas y a veces se denominan magnetares , son capaces de producir estallidos extremadamente luminosos. 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 cada satélite de rayos gamma en órbita y perturbó significativamente la ionosfera de la Tierra . [16] Aunque sigue siendo significativamente menos luminoso que los estallidos de rayos gamma "normales" (cortos o largos), un evento de este tipo sería detectable para las naves espaciales actuales desde galaxias tan lejanas como el cúmulo de Virgo y, a esta distancia, sería difícil distinguirlo de otros tipos de estallidos de rayos gamma cortos basándose únicamente en la curva de luz. Hasta la fecha, se han asociado tres estallidos de rayos gamma con llamaradas de SGR en galaxias más allá de la Vía Láctea: GRB 790305b en la Gran Nube de Magallanes , GRB 051103 desde M81 y GRB 070201 desde M31 . [17]
Las observaciones de HETE II y Swift revelan que los estallidos de rayos gamma largos se producen con y sin supernovas, y con y sin resplandores de rayos X pronunciados. Esto proporciona una pista sobre la diversidad en el origen de los estallidos de rayos gamma largos, posiblemente dentro y fuera de las regiones de formación estelar, con un motor interno común. La escala de tiempo de decenas de segundos de los estallidos de rayos gamma largos parece ser intrínseca a su motor interno, por ejemplo, asociada a un proceso viscoso o disipativo.
Las fuentes transitorias de masa estelar más potentes son los progenitores antes mencionados (colapsares y fusiones de objetos compactos), todos ellos produciendo agujeros negros giratorios rodeados de escombros en forma de disco de acreción o toro. Un agujero negro giratorio 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 ningún parámetro pequeño presente, se ha reconocido bien 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 en el cielo. De particular interés son los mecanismos para producir radiación no térmica por el campo gravitacional de los agujeros negros giratorios, en el proceso de giro descendente contra sus alrededores en los escenarios antes mencionados.
Según el principio de Mach, el espacio-tiempo se ve arrastrado por la masa y la energía, con las estrellas distantes en escalas cosmológicas o con un agujero negro en las proximidades. Así, la materia tiende a girar hacia arriba alrededor de los agujeros negros en rotación, por la misma razón que los púlsares giran hacia abajo al desprender 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 hacia abajo viscoso contra un disco interior o toro, 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 a las ondas gravitacionales ofrece una nueva forma de investigar los mecanismos más internos de las supernovas y los GRB. Los observatorios de ondas gravitacionales LIGO y Virgo están diseñados para investigar los 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; en el caso de los GRB largos alimentados 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 mencionados anteriormente se disipan en ráfagas de radio de larga duración, que pueden observarse mediante el novedoso conjunto de baja frecuencia (LOFAR).
