Fulger Gamma

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Impresia artistului despre evenimentul GRB 080319B.

Exploziile de raze gamma, prescurtate și GRB din sintagma explozii de raze gamma englezești (explozie de raze gamma), sunt, în astronomie , un fenomen tranzitoriu reprezentat de sclipiri intense de raze gamma a căror durată este extrem de variată: de la câteva milisecunde la câteva zeci de minute și ore pare (GRB 11209A). Tocmai observarea acestei durate diferite a determinat comunitatea științifică să le clasifice în două tipuri principale: explozii scurte de raze gamma dacă durează mai puțin de 2 secunde și explozii lungi de raze gamma dacă durează mai mult de 2 secunde . Un al treilea tip de GRB, cel al exploziilor ultra-lungi de raze gamma , a fost propus pe baza duratei promptului GRB 11209A [1] (mai mult de 7 ore), dar nu există un consens științific pentru această categorie suplimentară de GRB . [2] [3] [4] [5] .

Dacă presupunem că GRB-urile emit energie izotropă (Eiso), care este uniformă în toate direcțiile, aceste explozii puternice pot ajunge la 10 48 Joule [6] (GRB 080916C), egală cu aproximativ 10.000 de ori energia emisă de Soare în întregul durata existenței sale de 10 miliarde de ani sau la energia vizibilă medie a 10.000 de supernove (foe) , [7] constituind cel mai energetic fenomen tranzitoriu [8] observat până acum în univers . [9] [10] [11] În prezent, exploziile de raze gamma sunt considerate a fi explozii foarte colimate, cu energie concentrată în două jeturi care se deplasează în direcții opuse. Valoarea lor reală (Eo) [12] este astfel mai mică datorită factorului de colimare. Pentru unghiurile de 4-8 grade se reduce la 10 44-45 Jouli. [13] [14] [11] [15] [16]

Schema ilustrativă a fazelor unui GRB lung conform modelului colapsar. Steaua se prăbușește într-o gaură neagră rotativă și materialul se concentrează într-un disc de acumulare; distorsiunea câmpurilor magnetice și / sau spațiu-timp determină proiectarea jeturilor relativiste din „polii” găurii negre, libere de pe discul de acumulare.

Se crede că sunt produse prin fuziunea a două stele de neutroni , sau o stea de neutroni și o gaură neagră în cazul GRB-urilor scurte sau prin prăbușirea gravitațională a unei stele masive în cazul GRB-urilor lungi ( colapsar ) care produce o magnetar (stea neutronică cu câmp magnetic extrem) la rotație foarte mare sau o gaură neagră . Mecanismul cel mai larg acceptat pentru originea GRB lung este modelul colapsar , [17] în care nucleul unei stele extrem de masiv , metalicitate scăzută și în rotație rapidă, se prăbușește într-o gaură neagră în etapele finale ale evoluției sale. Materia în apropierea miezului stelei plouă spre centru și se învârte într-un disc de acumulare cu densitate mare. Cantitatea uriașă de materie nu este complet „absorbită” de gaura neagră, care împinge astfel o pereche de jeturi relativiste de materie în exces de-a lungul axei de rotație; se propagă la viteze relativiste de-a lungul anvelopei stelare și, în cele din urmă, traversează suprafața, radiază ca raze gamma . Unele modele alternative înlocuiesc gaura neagră cu un magnetar nou format; [18] [19] în realitate mecanismul este același, indiferent de natura „motorului intern”.

Descoperit pentru prima dată în 1967 de sateliții „ Vela ” pentru a identifica radiațiile gamma de la detonațiile armelor nucleare sovietice , după un flux inițial, fugitiv și foarte intens de raze gamma care constituie fenomenul exploziei de raze gamma în sens strict, o strălucire reziduală (afterglow), vizibilă în celelalte benzi spectrale ( radio , IR , vizibil , UV , raze X ) a fost detectată abia în 1997 de BeppoSAX pentru GRB 970228. [20] [21] Deja în 1993 efectul fenomenul pe mai multe lungimi de undă ale spectrului electromagnetic. [22] [23]

GRB-urile, în ciuda puterii lor, sunt fenomene destul de frecvente (aproximativ unul pe zi) și distribuția lor pe cer este izotropă, adică apar în direcții complet aleatorii și imprevizibile. GRB-urile sunt evenimente cosmologice, situate în galaxii din afara Căii Lactee și uneori sursa este detectată până la capătul îndepărtat al universului vizibil. Cea mai îndepărtată explozie de raze gamma observată până acum, denumită GRB 090423 , mărturisește o explozie stelară catastrofală care a avut loc acum mai bine de 13 miliarde de ani. [24] Având în vedere imensele energii implicate în fenomen, s-a emis ipoteza că, dacă un GRB apare în galaxie și îndreaptă unul dintre cele 2 fascicule de energie către Pământ de la o distanță de chiar mii de ani lumină, ar putea provoca extincția în masă de animale și plante de viață de pe planetă, [25] [26] și unul dintre posibilii „vinovați” ai dispariției în masă a Ordovicianului-Silurian a fost identificat într-o explozie de raze gamma. [27]

Un GRB este de obicei indicat cu data (an-lună-zi) în care a fost observat și, dacă au fost detectate mai multe rafale în aceeași zi, se folosește o literă finală pentru a indica ordinea (A pentru prima, B pentru al doilea etc.). De exemplu, GRB 050509B este al doilea GRB observat la 9 mai 2005.

Istoria observațiilor

Primele observații

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: GRB 670702 .

Exploziile de raze gamma au fost descoperite în 1967 de o serie de sateliți americani numiți „ Vela ”, plasate inițial pe orbită pentru a descoperi razele gamma produse de orice armă nucleară sovietică [28] [29] (eram în mijlocul frigului Război ). Cu toate acestea, acești sateliți au măsurat ocazional explozii de raze gamma din surse necunoscute. Cu toate acestea, descoperirea a fost păstrată secretă, declasificată și apoi publicată abia în 1973 , când s-a stabilit acum că nu erau date de interes militar. [30] Existența exploziilor de raze gamma a fost confirmată de multe misiuni spațiale ulterioare, inclusiv misiunile Apollo și Venera .

Exploziile gamma pot fi observate doar din spațiu, deoarece atmosfera blochează radiațiile X și gamma. Având în vedere rapiditatea cu care se produce evenimentul gamma, în mod normal, acesta se termină pe o scară de ordinul secundelor sau zecilor de secunde, a fost imposibil să-l localizăm pe cer cu suficientă precizie pentru a permite studiul său cu telescoape de la sol. GRB-urile au rămas timp de aproximativ un sfert de secol printre cele mai misterioase obiecte astrofizice, practic inaccesibile. Această situație a durat până în 1997. Prima întrebare pusă de GRB-uri a fost: sunt situate în Calea Lactee sau apar în locuri foarte îndepărtate din Univers? A doua întrebare a fost: ce mecanism provoacă fulgerul? Dacă se află în Universul îndepărtat, acel mecanism trebuie să producă o cantitate enormă de energie.

Pe parcursul anilor 1980 s-au făcut puține progrese, dar în aprilie 1991 NASA a lansat Observatorul Compton Gamma Ray la bordul navei spațiale . Unul dintre experimentele de la bordul Compton a fost Burst & Transient Source Experiment (BATSE), care putea detecta explozii de raze gamma și localiza pozițiile lor în spațiu cu o precizie rezonabilă.

BATSE

Distribuția spațială a GRB observată de BATSE .

Două informații importante au fost obținute din datele colectate de instrument:

  • exploziile de raze gamma sunt izotrope [31] (nu au preferințe speciale pentru anumite direcții pe cer, cum ar fi discul galactic sau centrul galactic ), excluzând posibilitatea unei origini galactice. De fapt, dacă ar fi evenimente în galaxia noastră, acestea ar fi distribuite de preferință pe planul Căii Lactee ; chiar dacă ar fi asociate cu halo galactic , acestea ar fi distribuite în cea mai mare parte către centrul galactic, cu excepția cazului în care dimensiunea halo este enorm mai mare decât se estimează. În plus, galaxiile vecine ar fi trebuit să aibă halouri similare, dar nu au evidențiat „petele de lumină” de explozii slabe de raze gamma.
  • rafalele de raze gamma pot fi clasificate în două categorii: [2] flash-uri de scurtă durată și spectru dur (rafale scurte sau rafale scurte) și flash-uri de spectru moale de lungă durată (rafale lungi și rafale lungi). Blițurile scurte durează mai puțin de două secunde și emisiile sunt dominate de fotoni cu energie mare; blițurile lungi durează mai mult de două secunde, iar emisiile sunt dominate de fotoni cu consum redus de energie. Separarea dintre cele două categorii nu este absolută și se observă suprapuneri, dar distincția sugerează două clase diferite de strămoși.

Cu toate acestea, abia în 1997 satelitul italian Beppo-SAX a făcut posibilă identificarea coordonatelor fulgerului cu o precizie fără precedent, confirmând definitiv modul în care aceste flash-uri au fost generate în galaxiile îndepărtate.

Beppo-SAX și era post-luminescenței

Datorită rezoluției reduse a detectoarelor de raze gamma folosite de zeci de ani de la primele descoperiri și rapidității cu care s-a produs evenimentul, niciun GRB nu fusese asociat cu omologi optici cunoscuți și nici nu avea un posibil obiect gazdă (cum ar fi o stea sau galaxie). Cea mai bună speranță de a schimba această situație părea să rezidă în posibilitatea de a observa coada de emisie a GRB, care este emisia mult mai slabă și decolorată (cu o scădere rapidă a intensității semnalului) a radiației la o lungime de undă mai mare - indicată cu engleza termen afterglow ( post-luminescență ) al GRB, a cărui existență a fost prezisă de numeroase modele. [22] [23] În ciuda cercetărilor intense, această coadă de emisie nu fusese identificată.

Această situație s-a schimbat radical în 1997 odată cu lansarea satelitului italian (cu participare olandeză) Beppo-SAX . După ce a detectat o explozie de raze gamma (GRB 970228) [32] , satelitul a fost instruit să îndrepte echipamentul său de recepție de raze X în direcția din care proveniseră emisiile gamma, iar instrumentul a detectat emisiile de raze X care se estompează. Observații suplimentare cu telescoapele de la sol au identificat un omolog optic slab. [20] Cu poziția sursei perfect cunoscută, când emisia de raze gamma a dispărut și a dispărut, a fost posibil să se colecteze imagini optice mai precise pentru a identifica galaxia care a găzduit evenimentul. [33] În câteva săptămâni, controversa asupra distanțelor acestor evenimente fusese rezolvată: exploziile de raze gamma puteau fi în cele din urmă identificate ca evenimente extra-galactice, originare din galaxii foarte slabe [34] și la distanțe enorme de Pământ. Această descoperire a revoluționat studiul exploziilor de raze gamma prin stabilirea distanțelor acestora, definirea scării energetice a fenomenului și caracterizarea mediului în care se originează, deschizând noi oportunități observaționale și teoretice. [35]

Rapide și raze gamma explodează astăzi

O descoperire la fel de revoluționară în studiul exploziilor de raze gamma a avut loc cu misiunea Swift , lansată în noiembrie 2004 și încă operațională. [36] Satelitul Swift combină un detector de raze gamma foarte sensibil cu capacitatea de a indica rapid automat (mai puțin de un minut) în direcția fulgerului, a cărui emisie reziduală este observată de instrumentele de la bord pentru vizualizare. a omologului optic și în raze X.

Acest lucru a permis până acum:

  • descoperirea luminilor ulterioare chiar și pentru sclipiri scurte;
  • colectarea a numeroase date despre comportamentul cozilor de emisie ale razelor gamma în primele momente de evoluție, chiar înainte ca emisia razelor gamma să înceteze;
  • descoperirea celei mai îndepărtate explozii de raze gamma observate vreodată ( GRB 090423 ). [24]

În 2008, a fost lansat telescopul spațial cu raze gamma Fermi , un telescop spațial echipat cu un detector de raze gamma al cărui scop este detectarea, localizarea și caracterizarea rafalelor de raze gamma. [37] Acest detector este capabil să observe mai mult de două sute de explozii de raze gamma pe an. Unele dintre aceste explozii de raze gamma, aproximativ zece pe an, au energii suficient de mari pentru a fi observate chiar și de „telescopul cu suprafață mare” de la bord.

Noi descoperiri se fac în mod constant în studiul exploziilor de raze gamma, care este un domeniu extrem de dinamic al științei.

Distanțe și scară energetică

Modelul Galactic și Modelul Extragalactic

Înainte de lansarea BATSE, scara de acoperire a razelor gamma a fost total necunoscută. Gama de teorii propuse pentru a explica GRB-uri a prezis locații foarte diferite ale fenomenului, de la regiunile exterioare ale sistemului nostru solar până la limitele extreme ale universului cunoscut. Descoperirea faptului că aceste explozii au fost izotrope a diminuat foarte mult aceste posibilități și, la mijlocul anilor 1990, doar două teorii erau considerate acceptabile: că provin dintr-o regiune foarte mare aranjată ca o coroană în jurul galaxiei noastre sau că provin din galaxii îndepărtate, care nu aparțin către grupul Local .

Cercetătorii care au susținut modelul galactic [38] și-au bazat ipoteza pe o clasă de obiecte cunoscute sub numele de repetori de gamă moale (SGR): stele cu neutroni extrem de magnetici, aparținând galaxiei noastre, care explodează periodic emițând intensități de radiații electromagnetice în raze gamma și alte lungimi de undă. În modelul lor, ei au postulat că există o populație de obiecte similare neobservate până acum, la o distanță mai mare, care a generat explozii de raze gamma. În plus, au considerat că cantitatea de energie necesară pentru a genera o explozie tipică de raze gamma este excesivă dacă ipoteza ar avea loc într-o galaxie îndepărtată.

Cercetătorii care susțin modelul extra-galactic [39] au contestat că ipoteza stelei de neutroni galactici necesită prea multe ipoteze ad-hoc în încercarea de a reproduce gradul de izotropie identificat de BATSE și că un model extra-galactic era mult mai natural, fără a lua în considerare probleme relative ale acestei ipoteze.

Natura extra-galactică a exploziilor de raze gamma și a energiei izotrope (Eiso)

Descoperirea luminii ulterioare asociate cu galaxii foarte îndepărtate a favorizat cu siguranță a doua ipoteză. Cu toate acestea, știm acum că exploziile de raze gamma nu sunt pur și simplu evenimente extra-galactice, ci că apar practic la marginea universului vizibil. Un GRB tipic are un redshift (redshift) nu mai puțin de 1,0 (care corespunde unei distanțe de 8 miliarde de ani lumină ), în timp ce cel mai îndepărtat eveniment cunoscut ( GRB 090423 ) are un redshift de 8,2 (corespunzător distanței de 13,03 miliarde de lumină ani ). Cu toate acestea, observațiile ne permit să dobândim spectrul doar unei mici fracțiuni din exploziile de raze gamma - în general cele mai strălucitoare - și multe dintre celelalte ar putea avea o schimbare de roșu și mai mare și, prin urmare, provin de la distanțe chiar mai mari.

Confirmarea distanțelor imense de la care provin izbucnirile de raze gamma au ridicat noi întrebări cu privire la energiile implicate în astfel de explozii. Dacă presupunem că fiecare explozie de raze gamma emite energie uniform în toate direcțiile, adică în energia izotropă (Eiso) , unele dintre cele mai strălucitoare explozii corespund unei eliberări totale de energie de ~ 10 47 Jouli , o valoare apropiată de conversia unui solar masa (care este o referință fundamentală în științele astronomice , al cărei simbol este M ☉) în radiații gamma (vezi echivalența masă-energie ) în câteva secunde. [9] Cea mai energică explozie de raze gamma detectată vreodată, GRB 080916C, a dezlănțuit până la 8,8 × 10 47 Jouli de energie în aproximativ 23 de minute, aproximativ echivalentul a 4 mase solare sau 9000 de supernove de putere medie în vizibil , egal cu 1 dușman (10 44 Joule). [10] [40] [41] [11] O cercetare din 2017 identifică o limită de energie egală cu 1-3 x 10 47 Jouli în Eiso , corespunzătoare eficienței radiative maxime . [42] Nu există un proces cunoscut în univers capabil să elibereze atât de multă energie încât rapid; numai coliziunile găurilor negre pot concura prin eliberarea echivalentului maselor solare în undele gravitaționale : de exemplu, primul eveniment de undă gravitațională detectat vreodată în 2015 ( GW150914 ), a transformat aproximativ 3 mase solare în unde gravitaționale, egale cu ~ 5,4 × 10 47 Jouli. [43] [44] O problemă energetică a fost ridicată de-a lungul deceniilor, deoarece niciun proces stelar cunoscut până în prezent nu poate explica astfel de degajări de energie. Energia izotropă a GRB-urilor celei mai vechi populații stelare (III) ar putea fi chiar mai mare, până la 10 50 Jouli; dacă această cantitate de energie ar fi detectată la o schimbare mare la roșu (z = 20), aceasta ar putea fi o dovadă puternică a existenței lor. [45] [46] [47]

Cu toate acestea, emisia de energie a GRB-urilor este mult redusă dacă fulgerul nu emite izotrop. Dacă, de exemplu, energia produsă rămâne limitată într-un „jet” caracterizat de un unghi de câteva grade, valoarea reală a emisiilor de energie pentru un GRB tipic devine comparabilă cu cea a unei supernove.

Jeturi în GRB: emisii colimate și energie reală gamma (Ey) și totală (E0)

Astăzi, de fapt, această din urmă ipoteză este considerată extrem de plauzibilă, ceea ce pare să explice și problema energiei. Un fenomen numit spargere a jetului a fost observat în multe explozii de raze gamma, care apare atunci când dimensiunea unghiulară a jetului, care crește atunci când este privită de-a lungul liniei de vedere pe măsură ce jetul încetinește, depășește dimensiunea unghiului de colimare. În acest caz, se observă o schimbare bruscă a pantei în curba de lumină de după strălucire . Fiind un efect „geometric”, o caracteristică importantă a acestui fenomen este că ruptura în curba luminii este acromatică. [13] [48] [14] [11] Nu este încă clar de ce acest fenomen nu este observat în multe GRB. Unghiul de deschidere al jetului este foarte variabil, de la obiect la obiect, în intervalul cuprins între 2 și 20 de grade, dar pentru unele GRB se estimează că este chiar mai mare. Există unele studii care arată că unghiul jetului poate fi legat de energia aparent eliberată, astfel încât energia totală (Eo) emisă efectiv de un (lung) GRB este aproximativ constantă - aproximativ 10 44 Jouli , sau aproximativ 1/2000 dintr-o masă solară . [49] Este puterea medie a unei supernove în radiații vizibile , pentru care dușmanul a fost elaborat ca unitate de măsură . [7] Într-adevăr, se pare că hipernovele strălucitoare au însoțit unele explozii de raze gamma. [50] După corectarea prin colimare, valoarea energiei totale reale este astfel comparabilă cu valoarea energiei eliberate în explozia unei supernove geniale de tip Ib / c (uneori numită hipernovă ). Aceste supernove sunt o familie minoritară (reprezintă aproximativ 20-30%) din supernova -colapsul nucleului , în care explozia este declanșată de prăbușirea gravitațională a nucleului ( nucleul ) și sunt singurele supernove - până acum - care au a fost asociat cu GRB-uri. Se crede că stelele care produc supernove de tip Ib / c nu au hidrogen și / sau heliu ; și asta însemna că erau asociate cu o anumită clasă de stele, stelele Wolf-Rayet : stele extrem de fierbinți și masive care au pierdut, total sau parțial, straturile exterioare de hidrogen și / sau heliu din cauza vânturilor puternice stelare . [51] Energia emisă numai în razele gamma (Eγ), [52], pe de altă parte, ar fi constantă la ~ 5 x 10 43 Jouli. [15] [53] [54] . Cercetările ulterioare au arătat că energia GRB-urilor variază cu mai multe ordine de mărime chiar și după corecția pentru radiații. De exemplu, unele GRB au emis energie reală sau colimată , egală cu cel puțin un ordin de mărime mai mare sau echivalentă cu 10 45 Jouli. În schimb, o clasă de așa-numitele „subenergetice” sau „sub-luminoase” GRB-uri lungi a fost identificată într-un procent mic (10-20% din total), cu Eo între 10 41-43 Jouli. Prin urmare, exploziile de raze gamma nu pot fi considerate ca „ lumânări standard ”, deoarece energia lor corectată, prin urmare reală, variază cu mai multe ordine de mărime și nu este constantă. Acest fapt oferă informații importante despre natura „motorului intern” care declanșează GRB. [55] [16] [56] [54]

Imaginea artistică a unui GRB; fasciculul de lumină albă reprezintă radiația gamma colimată

Faptul că exploziile de raze gamma sunt colimate sugerează că numărul de astfel de evenimente din univers este mai mare decât valoarea pe care o estimăm din observațiile noastre, chiar ținând cont de limita de sensibilitate a detectoarelor noastre. Acest lucru se întâmplă deoarece majoritatea jeturilor vor „rata” Pământul și nu vor fi niciodată văzute; doar o mică fracțiune din total este îndreptată aleatoriu în direcția planetei noastre într-un mod care ne permite să o detectăm ca o explozie de raze gamma. Chiar și cu aceste considerații, rata de apariție a exploziilor de raze gamma este foarte mică - aproximativ una pe galaxie la fiecare 100.000 de ani . [57] [58] Numai datorită faptului că exploziile de raze gamma sunt atât de strălucitoare încât ne permite să le detectăm regulat în ciuda rarității lor. Dacă jetul este îndreptat spre Pământ, putem detecta cele mai strălucitoare explozii de raze gamma fără ca distanța să fie un obstacol. Cel mai îndepărtat GRB pentru care distanța ar putea fi măsurată spectroscopic este GRB 090423, care a explodat la 500 de milioane de ani după Big Bang .

Modelul standard care prezice un grad de colimare a jeturilor GRB pare să răspundă eficient atât problemei energetice, legată de dificultatea de a explica emisia de energii egală cu sau mai mare de 10 47 J în câteva secunde sau minute pentru orice stelar. obiect, și la problema jetului de pauze. Cu toate acestea, lumina ulterioară a unor GRB nu pare să arate acele pauze de jet care par să o favorizeze. [59] [60] [61] [62] Acest lucru ar putea fi explicat printr-o colimare redusă a jeturilor sau o absență totală a acestora. Dacă acest lucru ar fi adevărat, energia izotropă ar coincide cu energia emisă de explozia de raze gamma. Pentru GRB-urile cu luminozitate redusă ( Eiso ~ 10 43 J) problema energetică nu este invocată; pentru cei cu luminozitate ridicată [58] [63] pare necesar să se justifice energiile care se apropie de cele mai mari valori invocate pentru GRB-urile mai energice, iar aceasta pune o problemă legată de natura „motorului intern” care declanșează GRB. [64]

Magnetar sau gaură neagră: energia determină motorul intern

Cantitatea mare de energie, colimată sau nu, eliberată de un GRB, ajută la determinarea naturii „motorului intern” care o produce. În modelul colapsar , prăbușirea gravitațională a unei stele masive este urmată de formarea unei stele neutronice rotative sau a unui magnetar dacă câmpul magnetic este deosebit de intens sau, alternativ, o gaură neagră . Magnetarilor posedă o energie de rotație mare (Erot), fiind capabil să se rotească până la 1000 de ori pe secundă, și , de asemenea , posedă cele mai multe câmpuri magnetice cunoscute puternice (~ 10 13- 15 Gauss ). [65] S-a calculat că un magnetar "milisecund" cu ~ 10 15 Gauss are Erot până la ~ 3 x 10 45 Joule; prin urmare, orice rază gamma izbucnită cu energie reală mai mare decât această valoare nu ar putea fi declanșată de un magnetar, ci de energia de rotație a unei găuri negre. [66] [65] [67] [68] [55] [16] Pentru GRB-uri lungi, cu o colimare redusă sau deloc, o gaură neagră rotativă Kerr-Newman cu câmpuri vectoriale imense neutre, unde fotonii câștigă masă și impuls unghiular într-un câmp gravitațional puternic, poate extrage energii de până la 10 47-48 J, ceea ce face congenial să explice Eo cu astfel de valori. [69] [70] [64]

Clasificare: GRB-uri scurte, lungi și ultra-lungi

Curbe de lumină de 12 GRB detectate de BATSE, o misiune NASA alături de Observatorul Compton Gamma Ray ; există diferențe notabile între diferitele curbe de lumină.

Curbele de lumină ale exploziilor de raze gamma sunt extrem de diverse și complexe. [71] Nu există două curbe de lumină GRB identice, [72] cu variații mari observate în fiecare proprietate a fenomenului: în durată (de la milisecunde la zeci de minute), în prezența emisiei unui singur vârf sau a multor vârfuri unice , care pot fi simetrice sau cu iluminare rapidă și degradare lentă. Unele GRB sunt precedate de un fenomen „precursor”, adică o emisiune slabă urmată, după secunde sau chiar minute, de fulgerul propriu-zis. [73] Curbele de lumină ale unor evenimente GRB se manifestă apoi cu profiluri care sfidează orice clasificare. [23]

Deși modelele simplificate pot reproduce aproximativ câteva curbe de lumină, [74] [75] s-au făcut puține progrese în înțelegerea complexității constatate. S-au propus multe scheme de clasificare, adesea bazate exclusiv pe diferențele manifestate în curbele de lumină, poate să nu ia în considerare natura fizică a „strămoșului”, aspect la fel de fundamental. Cu toate acestea, s-au încercat clasificarea fenomenului și s-a demonstrat că un număr mare de GRB prezintă o anumită distribuție bimodală cu două populații principale: o populație de tip „scurt” cu o durată medie de 0,3 secunde și o „scurtă” populație de tip. lung "cu o durată medie de aproximativ 30 de secunde. [76] Au fost propuse alte clase atât din motive teoretice, cât și pe baza observațiilor găsite. [77] [78] [79] [80]

Scurtă explozie de raze gamma

Videoclip demonstrativ NASA pe kilonova GW170817; GRB 170817A este reprezentat de cele două jeturi magenta.

Rafale scurte de raze gamma sunt acele rafale de raze gamma care durează mai puțin de 2 secunde. [2] Ele reprezintă aproximativ 30% din totalul detecțiilor și, până în 2005, erau încă acoperite de o aură de mister, deoarece nici o lumină ulterioară nu fusese detectată cu succes și originile acestor fenomene erau practic necunoscute. [81] Însă multe străluciri GRB de acest tip au fost de atunci detectate și localizate și au fost asociate cu succes cu galaxii eliptice sau regiuni cu formare stelară scăzută sau deloc sau cu regiuni centrale ale grupurilor de galaxii . [82] [83] [84] [85] Acest lucru ar trebui să favorizeze ipoteza a doi „progenitori” distincti pentru sclipiri scurte și lungi, pentru care nu este posibil să se asocieze stele masive cu cele dintâi; în plus, GRB-urile scurte nu au fost niciodată legate de supernove . [86]

Din 2007, a apărut ipoteza kilonova , adică fuziunea dintre două stele de neutroni într-un sistem binar sau între o stea de neutroni și o gaură neagră , ca mecanism pentru a explica explozii scurte de raze gamma. [87] [88] În 2013 au existat dovezi ale kilonovei asociate cu o explozie scurtă de raze gamma, GRB 130603B. [89] [90] Confirmarea kilonovelor ca sursă de explozii scurte de raze gamma a fost găsită cu succes în 2017 când undele gravitaționale produse de o fuziune a două stele de neutroni cunoscute sub numele de GW170817 au fost urmate, după 1,7 secunde, de GRB 170817A. [91] [92] [93] [94]

Rafalele scurte de raze gamma ar putea fi declanșate și de așa-numitele repetatoare de gama moale (SGR), adică de stele compacte , cum ar fi stelele de neutroni sau magnetarii cu o suprafață solidă; le loro caratteristiche estreme (in particolare una massa immensa compressa in astri di non più di qualche decina di km di diametro, unita a campi magnetici che non hanno eguali, nell'ordine dei ∼10 9-11 Tesla , ∼10 13- 15 Gauss ) [95] le possono rendere soggetti a veri e propri terremoti stellari o "stellamoti", con rilascio di energie immense nello spazio: il SGR 1806-04, il più potente mai rilevato, sprigionò, in appena un decimo di secondo, l'energia emessa dal Sole in 150.000 anni, pari a ~2 × 10 39 Joule . [96] [97] Se un tale rilascio di energia fosse avvenuto entro 10 anni luce dalla Terra , gran parte dello strato di ozono sarebbe stato spazzato con probabile estinzione di massa . [98] Inoltre, sono sempre più forti le evidenze di lampi gamma brevi prodotti da soft gamma repeater extra-galattici; al 2021 sono stati individuati tre probabili GRB associati a SGR al di fuori della Via Lattea , GRB 051103 ( M81 / M82 ), [99] GRB 070201 ( Andromeda ) [100] e GRB 200415A ( Galassia dello Scultore ), [101] rilevato il 15 Aprile 2020. Il SGR associato al GRB 051103, con un superflare o "starquake" di energia pari a ~7 × 10 39 Joule, dovrebbe superare SGR 1806-20 come il più potente conosciuto.

I GRB corti, sebbene anche loro di origine extragalattica, a parte eventi provenienti da soft gamma repeater, sembrano provenire da galassie caratterizzate da spostamenti verso il rosso inferiori, quindi più vicine, rispetto a quanto osservato per i GRB lunghi. La ragione di questo comportamento è semplice: sono intrinsecamente meno luminosi dei GRB lunghi e quindi possono essere scoperti solo in galassie più vicine. [102] Inoltre appaiono generalmente meno collimati [103] - o non collimati affatto in alcuni casi [104] - ed intrinsecamente meno energetici dei loro omologhi più lunghi con Eiso pari a 10 42-45 Joule, [87] [105] anche se raramente possono raggiungere i 10 46 Joule. [106] Sono probabilmente più frequenti nell'universo, sebbene siano stati osservati più raramente.

Lampi gamma lunghi

La maggior parte degli eventi osservati (ben il 70%) esibiscono una durata superiore a 2 secondi e, pertanto, sono classificati come GRB lunghi. [2] Poiché i long gamma-ray bursts costituiscono la maggior parte delle rilevazioni e tendono ad avere un afterglow più luminoso, sono stati oggetto di studi doviziosi, molto più di quanto si sia fatto per i GRB corti. Quasi tutti i lampi gamma lunghi studiati approfonditamente sono stati osservati in galassie caratterizzate da un'alta formazione stellare [107] e nella maggior parte dei casi sono stati trovati associati a supernovae “ core-collapse ” (collasso del nucleo) di Tipo Ib/c ; sono associati a queste supernovae, in particolare, le stelle di Wolf-Rayet , tra le più massicce conosciute. [51] Questo fatto associa in modo inequivocabile i GRB lunghi alla morte di stelle massicce .

I GRB lunghi sono ben più potenti dei loro corrispettivi corti: anche se collimata in due getti, la loro energia reale resta immensa, in genere pari a 10 44 Joule [15] [53] [54] - equivalente a quella di una supernova di media potenza nello spettro visibile - con i più energetici che raggiungono almeno un ordine di grandezza superiore a 10 45 Joule ei sub-energetici inferiore a 10 41-43 Joule. [55] [16] [56] [54] La Eiso dei più energetici è, invece, pari a 10 47-48 Joule per le stelle odierne (I-II) [9] [10] e di 10 48-50 Joule per le stelle più antiche ipotizzate (III) se si assume il modello della collapsar ; la scoperta di GRB con tale Eiso ad un elevato redshift (z=20) potrebbe essere addotta come evidenza della loro esistenza. [45] [46] [47]

Rappresentazione artistica di un lampo gamma innescato da una magnetar, ritenuta come possibile progenitore di GRB lunghi o ultra-lunghi.

Lampi gamma ultra-lunghi

Sono eventi molto rari, dalla durata di oltre 10.000 secondi. Gli ultra-long gamma-ray bursts sono stati proposti come terza classe dopo l'osservazione, nel 2011, del GRB 11209A, di cui venne evinta una durata superiore a ben 7 ore. Diversi i meccanismi o progenitori proposti all'origine di tale nuova popolazione di GRB: il collasso di supergiganti blu , eventi di distruzione mareale , la nascita di magnetar . [108] [109] [110] [111] Ne è stato identificato solo un piccolo numero, di cui la caratteristica tipica è proprio l'enorme durata constata. Accanto al GRB 111209A, prototipo di questa nuova classe, è fondamentale anche il GRB 101225A. [112] Il basso tasso di rilevamenti potrebbe essere legato alla bassa sensibilità dei rilevatori attuali ad eventi di siffatta durata, piuttosto che alla loro reale frequenza. [110] Al netto di tali considerazioni, non esiste consensus scientifico sull'elaborazione di questa nuova classe di GRB: sono necessarie osservazioni su più lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico e finora si è rivelata inconcludente l'identificazione di un progenitore caratteristico di questa nuova popolazione di GRB. [5] Per il GRB 11209A, modello di riferimento di un'eventuale classe di GRB ultra-lunghi, è stato proposto recentemente come "motore interno" del lampo una magnetar supermassiccia che collassa direttamente in un buco nero a sua volta. [113]

Lampi gamma "ultra-lunghi" (pur senza una propria classificazione), con durata tra 1000 e 10.000 secondi ed oltre, se dovessero essere rilevati a distanze cosmologiche con redshift pari az=20, possono essere un indizio dell'esistenza delle stelle di popolazione III. [45] [46] [47]

Progenitori e motore interno: cosa provoca un GRB?

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Progenitore dei lampi gamma .

Per decenni, non si è saputo quasi nulla sui lampi gamma: ne erano sconosciute le origini e la distribuzione, spaziale e statistica. I lampi gamma stessi mostravano una grande varietà: potevano durare da una frazione di secondo a diversi minuti, presentavano una grande varietà di spettri , che non assomigliavano a nulla di quanto allora conosciuto. Non può sorprendere che la mancanza di limiti osservativi portò ad una profusione di teorie: evaporazione dei buchi neri , brillamenti magnetici su nane bianche , accrescimento di stelle di neutroni , accrescimento di antimateria , tipi esotici di supernovae e rapida dissipazione dell'energia di rotazione di un buco nero supermassiccio (per fornire solo alcuni esempi). [114]

Da allora la situazione è molto più chiara. È abbastanza sicuro che ci sono almeno due tipologie differenti di progenitori (o cause) dei lampi gamma: una responsabile delle emissioni di lunga durata e spettro soft (lampi gamma lunghi) e una responsabile delle emissioni di corta durata e spettro hard (lampi gamma corti).

Si teorizza che progenitori dei lampi lunghi siano dovuti al collasso dei nuclei di stelle massicce , a bassa metallicità ; sono chiamate in causa, in particolare, le stelle di Wolf-Rayet , [51] alla cui morte è associato il fenomeno dell' ipernova o collapsar . [17] Se la stella progenitrice ruotava molto rapidamente, per la conservazione del momento angolare , lo farà anche l'oggetto collassato risultante. Quindi, dopo la formazione della stella di neutroni o del buco nero , il materiale collassato residuo non accresce direttamente sulla stella di neutroni o sul buco nero, ma a causa della sua rotazione (ea fenomeni di frizione interna del gas), formerà un disco di accrescimento rotante attorno all'astro. Successivamente, il gas cadrà dal disco sulla superficie della magnetar o nel buco nero. Nel caso di un buco nero rotante (Buco Nero di Kerr) [115] l' energia rotazionale è enorme, corrispondente a circa il 40% della sua energia a riposo (Mc2) . Come si formino i getti che fuoriescono dai poli dell'astro è un fenomeno ancora non compreso nei dettagli, tuttavia è molto probabile che nel processo di estrazione dell'energia siano coinvolte distorsioni dei campi magnetici (modello Blandford-Znajek) [67] e/o dello spazio-tempo (modello Penrose) [116] , causati dall' accrescimento e dall'elevata velocità di rotazione ; il risultato è il prorompere di due potenti getti relativistici dai poli del "motore interno" che attraversano tutto l'astro ed erompono verso l'esterno. Esistono due modelli principali per spiegare la fenomenologia dei GRB: il modello "fireball" [117] e il modello dell' ipernova binaria (BdHN). [118] Il modello classico per spiegarli è il modello "fireball"; in alternativa, è proposto quello più recente dell'ipernova binaria (BdHN) che vede protagonista dei GRB lunghi un sistema binario con una stella di neutroni ed un buco nero (BdHN di tipo I) o due stelle di neutroni (BdHN di tipo II). I progenitori dei lampi corti sono stati identificati sin dal 2007 nel fenomeno della kilonova , prodotto dalla collisione di due stelle di neutroni o di una stella di neutroni ed un buco nero , [87] [88] ma evidenze forti sono giunte solo nel 2013 con il GRB 130603B, [89] [90] confermate nel 2017 con il GRB 170817A. [91] [92]

Il modello BdHN unifica i progenitori per entrambe le classi di GRB, ma mentre per gli short gamma-ray burst il meccanismo è quello dell' interazione gravitazionale tra i due oggetti che poi ne produce la fusione ( kilonova ), per i long gamma-ray burst è rappresentato, oltre che dalla gravità, anche dall' accrescimento ipercritico di massa degli astri e dalla loro distanza orbitale .

I principali modelli: "fireball" e BdHN

Il modello tradizionale a "palla di fuoco" o "fireball"

Il modello a "palla di fuoco" o "fireball" è quello classico sul fenomeno dei lampi gamma. Esso cerca di spiegare contemporaneamente diversi elementi quali:

  • le immani energie rilasciate (10 44-47 Joule );
  • le potenti radiazioni visibili in tutto lo spettro elettromagnetico ;
  • la loro variazione su scale differenti: dai pochi millisecondi dei lampi gamma brevi agli oltre 2 secondi, minuti e persino ore (GRB 11209A) dei lampi gamma lunghi.

Il modello quindi si mostra come versatile, potendo coniugare i diversi elementi.

Esso prevede un motore interno estremo e due tipi di "onde d'urto": onde d'urto interne (internal shock waves) che causano il lampo gamma in senso stretto rilevato nello spettro gamma , e onde d'urto esterne (external shock waves) che spiegano il bagliore residuale (afterglow) a lunghezze d'onda progressivamente inferiori, finanche quelle visibili. La fase compresa tra il collasso gravitazionale della stella e quella degli shock esterni è nota come prompt, ed è quella maggiormente energetica. Il nome del modello (fireball) suggerisce che il lampo gamma si verifica in una palla di fuoco di energia ultra-relativistica costituita da materiale otticamente sottile con pochissimi barioni. In sostanza, durante il lampo, il motore interno rimane inosservabile a causa dello spessore ottico e della mancanza di un profilo termico dovuto alla compattezza del motore interno. Gli shock interni causano il GRB rilevabile e gli shock esterni formano il bagliore (afterglow) residuo.

Il motore interno

La natura del "motore interno" è assolutamente fondamentale. Per poter generare tali energie, esso deve essere un oggetto estremo ed estremamente denso , in grado di proiettare materia a velocità relativistiche , e ciò porta ad identificarlo in stelle di neutroni (compresa la variante ancora più estrema della magnetar ) e buchi neri . Il modello è abbastanza versatile perché con esso è possibile spiegare tanto i lampi gamma brevi (short gamma ray bursts) , prodotti dalla collisione di stelle di neutroni (NS-NS) o una stella di neutroni e un buco nero (NS-BN), quanto i lampi gamma lunghi (long gamma ray bursts) , prodotti dal collasso gravitazionale di stelle massicce (in particolare stelle di Wolf-Rayet ) e associati al fenomeno delle ipernove - collapsar .

Le onde d'urto interne

Sono il meccanismo che produce i potenti raggi gamma associati al lampo. Esse sono spedite dal motore interno a velocità relativistiche (~99% della velocità della luce); onde d'urto multiple di questo tipo, a velocità relativistiche differenti, e loro interazione, convertono l' energia cinetica in raggi gamma ad alta energia che poi si identificano col lampo gamma in senso stretto. L'interazione delle onde d'urto interne produce radiazione di sincrotone ed Effetto Compton .

Le onde d'urto esterne

Schema del modello "fireball"

Esse spiegherebbero il bagliore (afterglow) visibile nelle diverse diverse lunghezze d'onda ( raggi x , spettro visibile , infrarossi e radio ) osservato per la prima volta da BeppoSAX nel 1997. Non sono un ulteriore tipo di shock, ma gli stessi shock interni intesi come progressivamente indeboliti nel tempo e nello spazio mentre si allontanano dal motore interno. La corsa degli shock verso l'esterno fa sì che interagiscano con il mezzo interstellare circostante; essi rallentano e sarebbe proprio questo fenomeno ad innescare l' afterglow osservato nelle diverse lunghezze d'onda. Nonostante siano indeboliti, gli shock sono ancora talmente energetici da generare, attraverso emissione termica causata dall'interazione con gas , nubi molecolari e polvere interstellare , bagliori (afterglow) lunghi e potenti. [117]

Un nuovo paradigma per i GRB lunghi: il modello BDHN

Quello che prevede una stella massiccia all'origine dei GRB lunghi è il modello tradizionale, ma alcune ricerche ne modificano nettamente il paradigma prevedendo un sistema binario alla base anche dei GRB lunghi e non più un oggetto soltanto, rappresentato da una stella di grande massa .

Alcune critiche sollevate verso il modello classico associato al fenomeno della collapsar ne sono all'origine; tra le critiche più importanti si rammentino:

  • la difficoltà di emissione di un getto relativistico associato al lampo gamma in assenza di un buco nero , assumendo che una supernova produce la distruzione totale della stella o una stella di neutroni , ma non un buco nero ;
  • l'associazione della rimozione di massa da una stella massiccia, che manca di idrogeno ed elio prima del fenomeno della supernova, ad un'evoluzione univoca di una singola stella piuttosto che all' interazione gravitazionale di una compagna;
  • l'osservazione dell'espansione della "fireball" a velocità mediamente relativistiche e non relativistiche , come prevede il modello classico;
  • la diversità energetica tra le supernove (in media ~10 42-44 Joule ) ei lampi gamma (10 44-47 Joule in Eiso );
  • la maggior parte delle stelle massicce nasce ed evolve in sistemi binari.

Questi ed altri problemi hanno indotto all'elaborazione di un nuovo modello, principalmente elaborato dagli scienziati dell' ICRANet (International Center for Relativistic Astrophysics, diretto dallo scienziato italiano Remo Ruffini ), denominato Binary Driven HyperNova (BdHN) o modello di ipernova binaria. Questo nuovo scenario muta lo schema classico che vede tutta l'emissione concentrata in un getto relativistico originato da un buco nero rotante proveniente da una singola stella massiccia. In questo caso lo stadio evolutivo previsto è più complesso: coinvolge un sistema binario composto da una stella di carbonio-ossigeno (CO) e da una stella di neutroni (NS). Il collasso gravitazionale della stella CO produce una esplosione di supernova di tipo Ib/c che espelle violentemente gli strati esterni dando vita, al contempo, ad una seconda stella di neutroni. Il materiale proiettato ad alta velocità dalla supernova avvia un processo di accrescimento sulla stella di neutroni compagna.

BdHN di tipo I

Se la distanza tra le componenti del sistema binario è sufficientemente piccola, l'accrescimento avviene in modo “ipercritico” e la stella di neutroni può raggiungere la massa critica per collassare in un buco nero. Questi sistemi che formano una stella di neutroni e un buco nero e rilasciano oltre 10 45 Joule di Eiso (energia isotropica) sono chiamati BdHN di tipo I.

BdHN di tipo II

Viceversa, se la distanza tra le componenti iniziali, cioè tra la stella di carbonio-ossigeno e la stella di neutroni, è troppo grande, l'accrescimento non arriva ad essere ipercritico e la stella di neutroni compagna, pur “acquistando” massa, non riuscirà ad innescare il collasso gravitazionale in buco nero. Il risultato sarà la formazione di una NS particolarmente massiccia. Questi sistemi costituiti da due stelle di neutroni vengono denominati BdHN di tipo II e rilasciano una Eiso minore di 10 45 Joule , inferiore a quella di tipo I.

Le radiazioni visibili nell'afterglow

Il "motore interno" rappresentato da un buco nero rotante (buco nero di Kerr) con campo magnetico allineato all'asse di rotazione dà origine - tramite radiazione di sincrotrone - all' emissione in MeV, GeV; l'emissione in TeV è stata osservata finora soltanto nel GRB 190114C [118] [119] [120] [121] [122] [123] [124] e nel GRB 190829A. [125] [126]

Frequenza e potenziali effetti sulla biosfera

I lampi gamma possono avere effetti nefasti per la vita sulla Terra . Considerando l'universo nel suo insieme, gli ambienti più sicuri per lo sviluppo e la sussistenza della vita biologica, almeno per quella di cui si ha diretta esperienza sulla Terra , sarebbero le regioni periferiche delle grandi galassie . E nemmeno di tutte: per quel che si sa, la vita, per come è conosciuta, può svilupparsi solo nel 10% di tutte le galassie. Infatti, galassie con z > 0.5 non dovrebbero essere adatte alla vita proprio a causa dell'alto tasso dei GRB. [127] [128]

Tutti i lampi gamma osservati fino ad oggi si sono verificati molto oltre la Galassia , e, pertanto, non hanno comportato conseguenze per la biosfera terrestre. Si suppone, però, che se un lampo gamma, la cui emissione di uno dei due fasci fosse diretta verso il pianeta, avvenisse nella Via Lattea entro 5000-8000 anni luce di distanza, gli effetti potrebbero essere devastanti per la vita. Attualmente, i satelliti in orbita rilevano ben un GRB al giorno. Il più vicino mai osservato fu il GRB 980425, con z=0.0085 (130.000.000 anni luce o 40 megaparsec ) in una galassia nana di tipo SBc . Rilevato nel 1998, fu di gran lunga meno energetico della media dei lampi gamma e venne associato alla supernova SN 1998bw. Fu anche il primo evento di cui si ebbe evidenza di un'associazione tra un lampo gamma ed una supernova. [129] [130] [131]

Stimare la frequenza dei GRB è difficile; per una galassia di dimensioni simili a quelle della Via Lattea ci si aspetta un GRB lungo ogni 10.000, 100.000 o persino 1.000.000 di anni. [57] [132] [58] Per i GRB corti ci si aspetta un tasso di frequenza simile, anche se non vi sono certezze sul grado di collimazione. [133]

Poiché i GRB sono con ogni probabilità delle esplosioni di raggi gamma che si manifestano come fasci sprigionati in due direzioni opposte, solamente i pianeti lungo la traiettoria di questi dovrebbero essere colpiti dal flusso di radiazioni gamma. [134]

Le conseguenze di un GRB che colpisce la Terra da una distanza ravvicinata sono solo ipotetiche; ma è appurato che eventi fortemente energetici nella Galassia possono influenzare l' atmosfera della Terra. [135]

Immagine asrtistica di un GRB che colpisce la Terra spazzandone via l'atmosfera.

Effetti sulla Terra

L'atmosfera terrestre è molto efficiente nell'assorbimento di radiazioni elettromagnetiche anche energetiche, come i raggi-x o gli stessi raggi gamma , che sono le più potenti forme di radiazione. Infatti, si sa che questo tipo di radiazioni di ogni tipo colpiscono il pianeta senza interruzione, naturalmente a livelli del tutto innocui per la vita.

Se un GRB si verificasse entro qualche migliaio di anni luce, la conseguenza più immediata sarebbe l'incremento di radiazione ultravioletta a livello del suolo fino a qualche decina di secondi. Ovviamente, di importanza fondamentale è la distanza del lampo, ma sembra improbabile che possa innescare un effetto catastrofico per tutta la vita sulla Terra.

Gli effetti a lungo termine potrebbero essere peggiori. I raggi gamma causano reazioni chimiche nell'atmosfera coinvolgendone ossigeno e azoto ; il risultato è la produzione di varie sostanze di ossido di azoto . Esse causerebbero effetti pericolosi su tre livelli.

  1. Innanzitutto, ridurrebbero l' ozono , e modelli ne mostrano un decremento a livello globale del 25%-35%, con punte del 75%; l'effetto durerebbe per anni. La conseguenza sarebbe un flusso potente e duraturo di radiazione ultravioletta solare.
  2. In secondo luogo, i diossidi di azoto causerebbero smog fotochimico , che oscurerebbero i cieli, bloccando la luce solare. È chiaro che la fotosintesi ne sarebbe compromessa, anche se l'effetto potrebbe essere minimo, con solo un 1% di riduzione della luce solare, sebbene protratta per molti anni. Tuttavia, l'oscuramento dei cieli potrebbe innescare cambiamenti climatici affini ad un inverno nucleare o da impatto.
  3. In terzo luogo, i diossidi produrrebbero piogge acide . L' acido nitrico è tossico per una varietà di organismi, inclusi anfibi , sebbene i modelli prevedono che i suoi livelli non dovrebbero essere tali da innescare una catastrofe globale; alcuni nitrati , anzi, potrebbero essere persino a beneficio di alcune piante.

In sintesi, un GRB relativamente vicino (migliaia di anni luce) che punti uno dei suoi due fasci direttamente sulla Terra, danneggerà la biosfera a causa dell'incremento dei raggi UV per anni dovuto alla riduzione dell'ozono, ovvero a causa del primo effetto. I modelli mostrano che gli effetti distruttivi di tale incremento possono causare fino a 16 volte i livelli normali di danno al DNA . In realtà, è difficile stabilire le reali conseguenze di un evento tanto potente quanto ipotetico. [25] [26]

L'estinzione di massa dell'Ordoviciano-Siluriano causata da un GRB?

GRB vicini abbastanza da colpire gravemente la vita sulla Terra potrebbero accadere una volta ogni 5.000.000 di anni circa, sarebbe a dire che, da quando la vita è cominciata, avrebbero potuto colpire il pianeta, teoricamente, circa 1000 volte.

L' estinzione dell'Ordoviciano-Siluriano, accaduta 450.000.000 di anni fa, potrebbe essere stata causata da un lampo gamma. Le specie di trilobiti del tardo Ordoviciano che trascorrevano parte della loro vita nello strato di plancton vicino alla superficie dell' oceano furono molto più colpite rispetto agli abitanti delle acque profonde, che tendevano a rimanere in aree piuttosto ristrette. Ciò è in contrasto con il consueto modello di eventi di estinzione, in cui le specie con popolazioni più diffuse tipicamente se la cavano meglio. Una possibile spiegazione è che i trilobiti rimasti in acque profonde sarebbero stati ben più schermati dall'aumento della radiazione UV associata a un GRB che invece avrebbe colpito principalmente la superficie delle acque e della terraferma. A supporto di questa ipotesi è anche il fatto che durante il tardo Ordoviciano, le specie di bivalvi scavatori avevano meno probabilità di estinguersi rispetto a quelli che vivevano in superficie. [27]

È stato ipotizzato che il Picco del carbonio-14 del 774-775 sia stato provocato da un GRB galattico [136] [137] ; in alternativa, è proposta la possibilità di un brillamento solare . [138]

Candidati GRB nella Via Lattea

Non sono mai stati osservati lampi gamma provenienti dalla Via Lattea (eccetto il fenomeno dei soft gamma repeater che però non producono GRB in senso proprio) e dunque è impossibile determinare se se ne sia verificato almeno uno. Tuttavia la loro natura estrema, l'interesse che suscitano, la difficoltà ad identificare con certezza i progenitori e, naturalmente, i loro potenziali effetti a livello estintivo, hanno indotto la comunità scientifica a tenere conto di possibili GRB nella Galassia. I GRB lunghi sono legati alle supernove superluminose o ipernove , alle variabili blu luminose (LBV), alle stelle di Wolf-Rayet in rapida rotazione che termineranno la loro esistenza in supernove a collasso nucleare (di Tipo Ib/c ). I dati sui GRB, tuttavia, provengono da galassie di epoche precedenti nella storia dell'universo, ed è pertanto difficoltoso considerare quei dati per comprendere galassie più evolute e ambienti stellari con una metallicità superiore, come la Via Lattea. [51] [139]

Tra i candidati a produrre GRB letali per la vita sulla Terra vi sono WR104 e, più speculativamente, Betelgeuse ; ma sono numerose le incertezze sulla reale possibilità che producano GRB e gli eventuali effetti sulla Terra. [140] [141] [142]

GRB notevoli

L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999 , mostra la coda di emissione ottica del lampo gamma GRB-990123. Il lampo è visibile come un punto chiaro indicato nel riquadro a sinistra. È identificabile, inoltre, la galassia ospite dell'evento (l'oggetto a forma di filamento sopra il GRB), che sembra essere stata distorta dalla collisione con un'altra galassia.
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Lista di lampi gamma .

Sono stati rilevati molte migliaia di lampi gamma, da numerosi satelliti. Questa lista non tenta nemmeno di essere completa, includendo soltanto quei GRB che hanno un'importanza storica o scientifica.

  • 670702 – Il primo GRB rilevato.
  • 970228 – Il primo GRB di cui è stata rilevata con successo l'emissione residua ( afterglow ) sia nella banda X che in quella ottica. Fu anche possibile individuare la provenienza dell'emissione da una galassia molto lontana (redshift z =0.695). Questa scoperta rafforzò l'ipotesi di un'origine extra-galattica dei lampi gamma .
  • 970508 – Il primo GRB di cui fu misurato il redshift . Con z =0.835, confermò senza ambiguità la natura extra-galattica dei lampi gamma .
  • 980425 – Il primo GRB alla cui rilevazione è stata associata l'osservazione di una supernova (SN 1998bw), fornendo l'intuizione del legame tra lampi gamma e supernove. Il GRB stesso fu molto inusuale, essendo estremamente poco luminoso. Ad oggi è stato anche il GRB a noi più vicino ( z =0.0085).
  • 990123 – Di questo GRB è stata misurata la luminosità ottica della coda di emissione, che ha raggiunto o superato una Magnitudine apparente di 8.95, appena leggermente più debole del pianeta Nettuno a dispetto della sua distanza di 9.6 miliardi di anni luce . È stato anche il primo GRB la cui emissione ottica è stata rilevata prima che cessasse l'emissione di raggi gamma .
  • 030329A – GRB estremamente luminoso associato senza ambiguità ad una supernova . Provò che lampi gamma e supernove sono collegati.
  • 050509B - Il primo GRB corto a cui è stata associata una galassia ospite. Fornì la prima evidenza che alcuni GRB corti , a differenza di quelli lunghi, si verificano in galassie vecchie e non sono accompagnati da supernove.
  • 050724 – Il primo GRB corto associato con sicurezza ad una galassia ellittica . È anche il primo GRB corto seguito da un afterglow visibile sia nella banda infrarossa sia nella banda radio.
  • 170817A - Il primo GRB associato con successo alla fusione di due stelle di neutroni , fenomeno conosciuto anche come kilonova .
  • 050904 – Il più distante GRB mai osservato fino al 2005, con z =6,295 (12,7 miliardi di anni luce ). [143]
  • 060218 – Il più recente GRB a basso redshift ( z =0.033), accompagnato da una supernova .
  • 060505 e 060614 - lampi gamma lunghi non accompagnati da una luminosa supernova . [144]
  • 080319B - GRB estremamente intenso con l' afterglow che ha raggiunto nel dominio del visibile una magnitudine di 5,6 (visibile ad occhio nudo). L'evento è il più energetico rilevato dall'osservatorio orbitante Swift .
  • 080916C – Il GRB più energetico mai osservato, con energia isotropica (Eiso) pari a ~ 8.8 × 10 47 Joule, equivalente di circa 4 masse solari o di circa 9000 supernove .
  • 110918A - Il più luminoso GRB mai rilevato, con picco di luminosità isotropica pari a ~ 4.7 × 10 47 Watts s−1 . [145]
  • 080913 – Il più distante GRB mai osservato fino al 2009, con z =6,7 (12,8 miliardi di anni luce ).
  • 090423 – Il più distante GRB mai osservato fino ad oggi, con z =8,2 (13,03 miliardi di anni luce ).
  • 111209A - Il più lungo GRB mai rilevato, con un prompt di durata superiore a 7 ore.
  • 130427A – Il GBR più energetico mai osservato al 2013, rilevato dal LAT (Large Area Telescope del Fermi ) e successivamente da Swift che osservano emissioni di fotoni da 94GeV arrivando a sette sulla scala di magnitudine.
  • 160625B – Il primo GRB ad essere analizzato nel momento della sua rilevazione.
  • 190114C – Il primo GRB di cui fu osservata energia particellare nell'ordine dei Teraelectronvolt (Tev).
  • 190829A – Il GRB col più lungo afterglow (56 ore) mai rilevato. [126] [146] [147] [148]

Curiosità

Il modello BdHN è stato citato nel film "La Corrispondenza", con regia di Giuseppe Tornatore , con Jeremy Irons ; la protagonista, Amy Ryan, studentessa di astrofisica, interpretata da Olga Kurylenko , ottiene il dottorato con una tesi proprio sul modello B inary d riven H yper N ovae.

Note

  1. ^ Si rimanda al paragrafo [I principali modelli: "fireball" e BdHN] per la differenza tra prompt e afterglow
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  6. ^ Nelle ricerche scientifiche, in genere, si adopera quale unità di misura dell' energia l' erg ; ivi, per comodità, sarà utilizzato il joule , più familiare. 1 Joule è pari a 10 7 erg, ovvero pari a 10.000.000 di erg.
  7. ^ a b In una supernova di tipo Ia l' energia emessa nello spettro visibile coincide con l'energia totale ed è pari ad un foe , ovvero 10 44 J ; in una di tipo II essa è solo 1/100 dell'energia totale, giacché il 99% dell'energia totale è emessa in forma di neutrini , per un totale di 10 46 J.
  8. ^ È opportuno specificare la natura transiente dei lampi gamma quale fenomeno più potente nell'universo. Le esplosioni o eruzioni dei Nuclei Galattici Attivi (AGN) ei "venti" o riflussi provenienti dai nuclei dei quasar , ad esempio, possono essere moltissimi ordini di grandezza più energetici dei lampi gamma, ma la loro energia totale si manifesta nelle decine-centinaia di milioni di anni.
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  12. ^ Si rimanda al paragrafo "Distanza e scala energetica" per la differenza tra Eiso, Eo e Ey.
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  32. ^ I gamma-ray burst sono designati dalla data di rilevazione: le prime due cifre della sigla indicano le ultime due cifre dell'anno, le due cifre successive indicano il mese, le ultime due cifre il giorno: AAMMDD (in inglese YYMMDD ). Se sono rilevati più lampi nello stesso giorno, ad ognuno di essi viene assegnata una lettera identificativa dell'ordine di rilevamento: 'A' per il primo, 'B' per il secondo, etc.
  33. ^ Inizialmente, non tutti i ricercatori accettarono l'attribuzione, e il redshift esatto della galassia in questione non fu ottenuto se non molti anni dopo. Comunque, il lampo gamma successivamente ben localizzato, GRB 970508, aveva un chiaro redshift di assorbimento di 0.835 - paragonabile ad una distanza di 7 miliardi di anni luce, e assai lontano dalla nostra Galassia senza alcuna ambiguità.
  34. ^ Maggiori informazioni sulle galassie che ospitano i GRB possono essere trovate sul GHostS database
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  52. ^ Le sigle Ey ed Eo per indicare, rispettivamente, l'energia in raggi gamma e quella totale (energia gamma+energia cinetica relativistica) sono riprese da Frail, DA et al. (2001) [16]. D'ora in poi Eo sarà indicata come energia reale, totale o collimata.
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