Progenitor al exploziilor de raze gamma

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Eta Carinae , în constelația Carina , unul dintre cei mai apropiați candidați la o hipernovă

Progenitorii exploziilor de raze gamma sunt un tip de obiect ceresc capabil să emită explozii de raze gamma (GRB). Exploziile gamma prezintă un grad considerabil de diversitate și pot dura de la o fracțiune de secundă la mai multe minute, pot avea un singur profil sau oscilează haotic ca intensitate de la mai puternic la mai puțin intens, iar spectrele lor sunt variabile pe larg, spre deosebire de alte obiecte cosmice.

Lipsa aproape totală de constrângeri de observatie a dus la o abundență de teorii, inclusiv evaporarea de găuri negre , magnetice rachete de semnalizare pe pitice albe , acreția materiei pe stele neutronice , acreția de antimaterie , supernove , hipernovă și extragerea energiei rapide. De rotație de la negru supermasiva găuri [1] [2] .

Există cel puțin două tipuri diferite de progenitori GRB (surse): unul responsabil pentru blițurile cu spectru moale de lungă durată și unul (sau poate mai mulți) responsabil pentru blițurile cu spectru dur de scurtă durată (sau de scurtă durată). Se consideră că progenitorii GRB lungi sunt stele masive, cu un nivel scăzut de metal, care explodează pe măsură ce nucleii lor se prăbușesc . Se presupune că progenitorii GRB-urilor scurte (sau scurte) apar din fuziunea componentelor sistemelor binare compacte, cum ar fi stelele de neutroni, confirmate de observația GW170817 , o fuziune între o stea de neutroni și o kilonova .

Explozii lungi de raze gamma: stele masive

Model colapsar

Reprezentarea prăbușirii unei stele masive într-o gaură neagră. Steaua eliberează energie sub formă de jeturi de-a lungul axei de rotație, generând o explozie de raze gamma. Sursa: Nicolle Rager Fuller / NSF

Începând din 2007, există un consens aproape unanim în comunitatea astrofizică că exploziile de raze gamma de lungă durată sunt asociate cu moartea stelelor masive într-un anumit tip de eveniment asemănător supernova numit de obicei colapsar sau hipernovă [2] [3 ] ] . Stelele foarte mari sunt capabile să topească materialul prezent în nucleele lor până la Fier , moment în care steaua nu poate continua să genereze energie prin fuziune și se prăbușește, în acest caz, formând imediat o gaură neagră.

Materialul stelar din jurul miezului precipită spre centru și (pentru stelele care se rotesc rapid) se învârte într-un disc de acumulare de densitate mare. Căderea acestui material în gaura neagră scoate o pereche de jeturi de-a lungul axei de rotație, unde densitatea materiei este mult mai mică decât discul de acumulare, către polii stelei la viteze care se apropie de viteza luminii, creând un șoc relativist. val [4] în față. Dacă steaua nu este înconjurată de un înveliș dens și difuz de hidrogen, materialul jeturilor își poate face drumul către suprafața stelară. Impulsul principal se accelerează de fapt atunci când densitatea materiei stelare prin care trece scade și când ajunge la suprafața stelei poate călători cu un factor Lorentz de 100 sau mai mare (adică o viteză de 0,9999 ori viteza luminii ). La atingerea suprafeței, unda de șoc explodează în spațiu, cu o mare parte din energia sa eliberată sub formă de raze gamma .

Conform acestei teorii, sunt necesare trei condiții foarte speciale pentru ca o stea să emită explozii de raze gamma:

1) trebuie să fie foarte masiv (probabil cel puțin 40 de mase solare în secvența sa principală ) capabil să formeze mai întâi o gaură neagră centrală;

2) trebuie să se rotească rapid pe sine pentru a dezvolta un taur de acumulare capabil să arunce cu jeturi;

3) în cele din urmă trebuie să aibă o metalicitate scăzută pentru a-și putea îndepărta plicul de hidrogen, astfel încât jeturile să poată ajunge la suprafață.

Ca rezultat, exploziile de raze gamma sunt mult mai rare decât supernovele normale care se prăbușesc, care necesită doar ca steaua să fie suficient de masivă pentru a se topi în fier.

Dovezi pentru teoria colapsului

Acest consens se bazează în mare parte pe două linii de dovezi. În primul rând, izbucnirile lungi de gamma se găsesc fără excepție în sistemele cu formare recentă abundentă de stele, cum ar fi în galaxiile neregulate și în brațele galaxiilor spirale [5] . Aceasta este o dovadă puternică a legăturii cu stelele masive, care evoluează și mor în câteva sute de milioane de ani și nu se găsesc niciodată în regiunile în care formarea stelelor a încetat de mult. Acest lucru nu demonstrează neapărat modelul colapsar (alte modele prezic, de asemenea, o asociere cu formarea stelelor), dar oferă un sprijin semnificativ pentru acesta.

În al doilea rând, există acum câteva cazuri observate în care o supernovă a urmat imediat o explozie gamma. Deși cele mai multe explozii de raze gamma apar prea departe pentru ca instrumentele actuale să aibă vreo șansă de a detecta emisia relativ slabă de la o supernovă la distanța respectivă, pentru sistemele redshift reduse există mai multe cazuri bine documentate în care este urmată o explozie de raze gamma. la câteva zile de la apariția unei supernove. Aceste supernove sunt de tip Ib / c , o clasă rară de supernova cauzată de prăbușirea nucleului. Supernovelor de tip Ib și Ic nu au linii de absorbție a hidrogenului, în concordanță cu predicția teoretică a stelelor care și-au pierdut învelișul de hidrogen. Exploziile gamma cu cele mai evidente semnături de supernova includ GRB 060218 ( SN 2006aj ) [6] , GRB 030329 ( SN 2003dh ) [7] , GRB 980425 ( SN 1998bw ) [8] și o mână de flash-uri mai îndepărtate care prezintă „umflături de supernovă” „în ultimele momente ale curbelor lor de lumină .

Posibile provocări ale acestei teorii au apărut recent, odată cu descoperirea [9] [10] a două explozii de raze gamma din apropiere care nu aveau semnătura niciun fel de supernovă din apropierea lor: atât GRB 060614, cât și GRB 060505 au sfidat predicțiile teoretice care așteptau apariția a unei supernove, în ciuda cercetărilor intense efectuate de telescoapele de la sol. Ambele evenimente au fost, totuși, asociate cu populații stelare care formează în mod activ stele.

O posibilă explicație este că, în timpul prăbușirii nucleului unei stele foarte masive, se poate forma o gaură neagră, care apoi „înghite” întreaga stea înainte ca explozia supernova să poată ajunge la suprafață.

Rafale scurte de raze gamma: sisteme binare degenerate

Exploziile gamma scurte (scurte) par a fi o excepție. Până în 2007, doar o mână dintre aceste evenimente au fost localizate într-o zonă galactică definită. Cu toate acestea, zonele care au fost identificate par să prezinte diferențe semnificative în comparație cu cele care găzduiesc blițurile lungi. În timp ce cel puțin o sclipire scurtă a fost găsită în regiunea centrală a unei galaxii care formează stele, multe altele au fost asociate cu regiunile exterioare și chiar cu haloul exterior al galaxiilor eliptice mari, unde formarea stelelor aproape că a încetat. Toate punctele de origine identificate până acum au avut, de asemenea, o schimbare redusă redusă [11] . Mai mult, în ciuda distanțelor relativ apropiate și a studiului detaliat de urmărire pentru aceste evenimente, nu au fost asociate supernove cu nicio explozie scurtă de raze gamma.

Fuziune de stele neutronice și stele neutronice / gaură neagră

În timp ce comunitatea astrofizică nu a fost încă de acord asupra unui singur model universal favorizat pentru progenitorii GRB scurte, modelul general preferat este fuziunea a două obiecte compacte ca urmare a decăderii gravitaționale : două stele de neutroni [12] [13] sau o stea de neutroni și o gaură neagră [14] . Deși se crede că sunt rare în Univers, un număr limitat de cazuri de sisteme binare compuse din stele de neutroni din apropiere sunt cunoscute în galaxia noastră, iar sistemele binare formate dintr-o stea de neutroni și o gaură neagră sunt, de asemenea, considerate a exista. Conform teoriei relativității generale a lui Einstein , sistemele de această natură vor pierde încet energie din cauza undelor gravitaționale și cele două obiecte degenerate se vor apropia din ce în ce mai mult, până când în ultimele momente forțele mareelor dezmembrează steaua (sau stelele) neutronilor și o o cantitate imensă de energie va fi eliberată înainte ca materia să se scufunde pentru a forma o singură gaură neagră. Întregul proces ar trebui să aibă loc extrem de rapid și să se finalizeze în câteva secunde, ținând seama de natura scurtă a acestor fenomene. Spre deosebire de exploziile de raze gamma de lungă durată, nu există nicio stea convențională care să explodeze și, prin urmare, nu există supernove.

Acest model a fost până acum bine susținut de distribuția galaxiilor care găzduiesc explozii scurte de raze gamma, care au fost observate în galaxiile mai vechi fără formare de stele (de exemplu, GRB 050509B , prima explozie scurtă de raze gamma asociată cu o sursă probabilă), precum și în galaxiile cu formare de stele încă prezente (cum ar fi GRB 050709 , acesta din urmă), deoarece chiar și galaxiile cu aspect mai tânăr pot avea populații semnificative de stele mai vechi. Cu toate acestea, imaginea a devenit oarecum neclară datorită detectării exploziilor de raze X [15] care au urmat GRB-uri scurte și de lungă durată (până la multe zile), adică mult după ce fuzionarea stelelor ar fi trebuit să fie finalizată, iar incapacitatea de a găsi surse de orice fel pentru câteva flash-uri scurte.

Flăcări uriașe de magnetar

Un ultim model posibil care poate descrie un mic subset de GRB-uri scurte sunt așa-numitele rachete gigantice ale magnetarului (numite și megaflere sau hiperflare). Primii sateliți pentru detectarea radiațiilor de mare energie au descoperit o populație mică de obiecte din planul galactic care deseori produceau explozii repetate de raze gamma moi și raze X dure. Deoarece aceste surse emit în mod repetat și pentru că exploziile au spectre de energie foarte moi (în general termice ), s-a ajuns în scurt timp la concluzia că acestea sunt o clasă de obiecte separate de explozii normale de raze gamma și excluse din studiile GRB ulterioare. Cu toate acestea, în rare ocazii, aceste obiecte, acum considerate a fi stele de neutroni puternic magnetizate și uneori numite magnetare , sunt capabile să producă explozii extrem de strălucitoare. Cel mai puternic eveniment observat până acum, strălucirea uriașă din 27 decembrie 2004, a provenit de la magnetarul SGR 1806-20 și a fost suficient de luminos pentru a satura detectoarele tuturor sateliților orbitanți cu raze gamma și a perturba semnificativ ionosfera Pământului [16] . Deși semnificativ mai puțin strălucitor decât exploziile de raze gamma „normale” (scurte sau lungi), un astfel de eveniment ar putea fi detectat de sateliții spațiali curenți, de la galaxii îndepărtate până la Clusterul Fecioară și, la această distanță, ar fi dificil să-l distingem de alte tipuri.de explozii scurte de raze gamma bazate doar pe curba luminii. Până în prezent, trei explozii de raze gamma au fost asociate cu emisii de SGR în galaxiile din afara Căii Lactee: GRB 790503b în Marele Nor Magellanic , GRB 051103 de la M81 și GRB 070201 de la Galaxia Andromeda .

Diversitatea la originea exploziilor lungi de raze gamma

Observațiile HETE II și Swift dezvăluie că explozii lungi de raze gamma vin cu și fără supernove concomitente și cu și fără blițuri pronunțate de raze X. Acest lucru oferă un indiciu pentru o diversitate a originii exploziilor lungi de raze gamma, posibilă în interiorul și în jurul acestuia. a regiunilor care formează stele, cu un motor intern altfel comun. Scara de timp de zeci de secunde de explozii lungi de raze gamma pare a fi intrinsecă motorului lor intern, de exemplu asociat cu un proces vâscos sau disipativ.

Cele mai puternice surse tranzitorii de masă stelară sunt progenitorii menționați anterior (prăbușiri și fuziuni de obiecte compacte), care produc toate găuri negre rotative înconjurate de resturi sub forma unui disc de acreție sau tor. O gaură neagră rotativă transportă energia de rotire în impuls unghiular [17] ca un vârf rotativ:

unde este Și denotați momentul de inerție și viteza unghiulară a găurii negre din expresia trigonometrică [18] pentru impulsul unghiular specific a unei gauri negre masive Kerr .

În afară de diferențele neglijabile, s-a constatat că energia de centrifugare a unei găuri negre Kerr poate ajunge la o fracțiune substanțială (29%) din energia sa de masă totală. , permițând astfel să hrănească cele mai extraordinare surse tranzitorii de spațiu. Un interes deosebit sunt mecanismele de producere a radiației non-termice de către câmpul gravitațional al găurilor negre rotative, în procesul de rotire care contrastează elementele mediului înconjurător, în scenariile de mai sus.

Conform principiului lui Mach , spațiul-timp este târât împreună cu energia de masă , cu stele îndepărtate pe scări cosmologice sau cu o gaură neagră în imediata apropiere. Prin urmare, materia tinde să se rotească în jurul găurilor negre rotative, din același motiv pentru care pulsarii încetinesc rotația prin dispersarea impulsului unghiular în radiații spre infinit. O cantitate mare de energie de rotire a găurilor negre care se rotesc rapid poate fi eliberată, prin diferite mecanisme, în câteva zeci de secunde în procesul de rotire vâscoasă atunci când contracarează un disc interior sau tor, care reprezintă resturile reziduale din fuziune a două stele de neutroni sau dezmembrarea unei stele de neutroni în jurul unei găuri negre însoțitoare sau formată în prăbușirea nucleului unei stele masive.

Turbulența forțată din discul interior stimulează crearea câmpurilor magnetice și multipolilor momentelor de masă, deschizând astfel canale de radiație sub formă de unde radio, neutrini și, mai ales, unde gravitaționale cu caracteristici distinctive prezentate în diagramă [19] și producerea de cantități astronomice de entopie Bekenstein-Hawking [20] [21] [22] .

Diagrama Van Putten (2009) care arată radiația gravitațională produsă în coalescența binară a stelelor neutronice cu o altă stea neutronică sau gaură neagră și, după coalescență sau după prăbușirea miezului unei stele masive, radiația prezisă materie turbulentă de înaltă densitate în jurul găuri negre Kerr cu masă stelară. Pe măsură ce ISCO (elipsa) se desfășoară în jurul unei găuri negre aproape rotative, aproape Schwarzschild, frecvența târzie a radiației gravitaționale asigură metrologia precisă a masei găurii negre.

Transparența materiei în ceea ce privește undele gravitaționale oferă o nouă posibilitate de investigație pentru mecanismele cele mai interioare ale supernovelor și ale exploziilor de raze gamma. Observatoarele de unde gravitaționale LIGO și Fecioară sunt concepute pentru a testa fenomene de masă stelară tranzitorie într-un interval de frecvență de la zeci la aproximativ cincisprezece sute de Hz. Emisiile de undă gravitațională menționate mai sus se încadrează în lățimea de bandă a sensibilității LIGO-Fecioară; pentru blițurile lungi alimentate de „motoare interne goale” produse în fuziunea binară a unei stele de neutroni cu o altă stea de neutroni sau o gaură neagră însoțitoare, vânturile discului magnetic menționate mai sus se disipează în blițuri radio de lungă durată, care pot fi observate prin inovatorul Low Frequency Array (LOFAR).

Notă

  1. ^ Ruderman, M.,Theories of gamma-ray sparks , Texas Symposium on Relativistic Astrophysics , vol. 262, 1 Seventh Texas, 1975, pp. 164-180, Bibcode : 1975NYASA.262..164R , DOI : 10.1111 / j.1749-6632.1975.tb31430.x .
  2. ^ a b Explozia de raze gamma susține ipoteza hipernovei , la cerncourier.com . Adus 14-10-2007 .
  3. ^ MacFadyen, AI, Woosley, SE și Heger, A., Supernovae, Jets și Collapsars , în Astrophysical Journal , vol. 550, nr. 1, 2001, pp. 410-425, Bibcode : 2001ApJ ... 550..410M , DOI : 10.1086 / 319698 , arXiv : astro-ph / 9910034 .
  4. ^ Blandford, RD și McKee, CF, Fluid Dynamics of relativistic blast wave , in Physics of Fluids , vol. 19, nr. 8, 1976, pp. 1130-1138, Bibcode : 1976PhFl ... 19.1130B , DOI : 10.1063 / 1.861619 .
  5. ^ Bloom, JS, Kulkarni, SR și Djorgovski, SG, Distribuția compensată observată a exploziilor de raze gamma din galaxiile lor gazdă: un indiciu robust asupra naturii descendenților , în Astronomical Journal , vol. 123, n. 3, 2002, pp. 1111-1148, Bibcode : 2002AJ .... 123.1111B , DOI : 10.1086 / 338893 , arXiv : astro-ph / 0010176 .
  6. ^ Sollerman, J., Supernova 2006aj și asociat X-Ray Flash 060218 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 454, nr. 2, 2006, pp. 503-509, Bibcode : 2006A & A ... 454..503S , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065226 , arXiv : astro-ph / 0603495 .
  7. ^ Mazzali, P., The Type Ic Hypernova SN 2003dh / GRB 030329 , în Astrophysical Journal , vol. 599, nr. 2, 2003, pp. L95 - L98, Bibcode : 2003ApJ ... 599L..95M , DOI : 10.1086 / 381259 , arXiv : astro-ph / 0309555 .
  8. ^ Kulkarni, SR, Emisiune radio de la supernova neobișnuită 1998bw și asocierea ei cu explozia de raze gamma din 25 aprilie 1998 , în Nature , vol. 395, nr. 6703, 1998, p. 663, Bibcode : 1998 Nat . 395..663K , DOI : 10.1038 / 27139 .
  9. ^ Fynbo, Un nou tip de moarte stelară masivă: fără supernove din două explozii lungi din apropiere de raze gamma , în Nature , vol. 444, nr. 7122, 2006, pp. 1047-9, Bibcode : 2006 Nat . 444.1047F , DOI : 10.1038 / nature05375 , PMID 17183316 , arXiv : astro-ph / 0608313 .
  10. ^ S-a găsit un nou tip de explozie cosmică , la astronomy.com . Adus 15-09-2007 .
  11. ^ Prochaska, The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts , in Astrophysical Journal , vol. 641, n. 2, 2006, pp. 989-994, Bibcode : 2006ApJ ... 642..989P , DOI : 10.1086 / 501160 , arXiv : astro-ph / 0510022 .
  12. ^ Blinnikov, S., Exploding Neutron Stars in Close Binaries , în Soviet Astronomy Letters , vol. 10, 1984, p. 177, Bibcode : 1984SvAL ... 10..177B , arXiv : 1808.05287 .
  13. ^ Eichler, David, Livio, Mario e Piran, Tsvi, Nucleosinteza, explozii de neutrini și raze gamma de la stelele de neutroni coalescenți , în Nature , vol. 340, n. 6229, 1989, p. 126, Bibcode : 1989 Nat . 340..126E , DOI : 10.1038 / 340126a0 .
  14. ^ Lattimer, JM și Schramm, DN, întreruperea mareelor ​​stelelor de neutroni de găurile negre din binare apropiate , în Astrophysical Journal , vol. 210, 1976, p. 549, Bibcode : 1976ApJ ... 210..549L , DOI : 10.1086 / 154860 .
  15. ^ Burrows, DN, Bright X-ray Flares in Gamma-Ray Burst Afterglows , în Science , vol. 309, nr. 5742, 2005, pp. 1833-1835, Bibcode : 2005Sci ... 309.1833B , DOI : 10.1126 / science.1116168 , PMID 16109845 , arXiv : astro-ph / 0506130 .
  16. ^ Hurley și colab. , 2005. Nature v.434 p.1098, O explozie excepțional de strălucitoare din SGR 1806-20 și originile exploziilor de raze gamma de scurtă durată .
  17. ^ Kerr, RP, Câmp gravitațional al unei mase rotative: ca exemplu de metrică algebrică specială , în Phys. Rev. Lett. , Vol. 11, n. 5, 1963, p. 237, Bibcode : 1963PhRvL..11..237K , DOI : 10.1103 / PhysRevLett.11.237 .
  18. ^ van Putten, MHPM, 1999, Science, 284, 115
  19. ^ Maurice HPM van Putten, Despre originea exploziilor lungi de raze gamma , în MNRAS Letters , vol. 396, nr. 1, 2009, pp. L81 - L84, Bibcode : 2009MNRAS.396L..81V , DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2009.00666.x .
  20. ^ Bekenstein, JD, Gaurile negre și entropia , în Physical Review D , vol. 7, nr. 8, 1973, p. 2333, Bibcode : 1973PhRvD ... 7.2333B , DOI : 10.1103 / PhysRevD.7.2333 .
  21. ^ Hawking, SW, găuri negre și entropie , în natură , vol. 248, nr. 5443, 1973, p. 30, Bibcode : 1974 Nat. 248 ... 30H , DOI : 10.1038 / 248030a0 .
  22. ^ Strominger, A. și Vafa, C., Originea microscopică a entopiei Bekenstein-Hawking , în Phys. Lit. B , vol. 379, nr. 5443, 1996, pp. 99-104, Bibcode : 1996PhLB..379 ... 99S , DOI : 10.1016 / 0370-2693 (96) 00345-0 , arXiv : hep-th / 9601029 .

Elemente conexe

Astronomie Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Progenitor_of_gamma_gamma&oldid=121933926 ”