Fig. 1 Tomado de 2020ApJ ... 893..148R. Ruta evolutiva esquemática de un binario masivo hasta la emisión de un BdHN. (a) Sistema binario compuesto por dos estrellas de secuencia principal, digamos 15 y 12 masas solares, respectivamente. (b) En un momento dado, la estrella más masiva sufre el colapso del núcleo SN y forma una NS (que podría tener un campo magnético B ~ 1013 G). (c) El sistema entra en la fase binaria de rayos X. (d) El núcleo de la estrella evolucionada restante, rico en carbono y oxígeno, para estrella corta de CO, queda expuesta ya que la envoltura de hidrógeno y helio se ha rayado por interacciones binarias y posiblemente múltiples fases de envoltura común (no se muestra en este diagrama). El sistema es, En este punto, un binario CO-NS, que se toma como la configuración inicial del modelo BdHN [2]. (e) La estrella CO explota como SN cuando el período binario es del orden de unos pocos minutos, la eyección de SN de unas pocas masas solares comienza a expandirse y una rotación rápida, recién nacido NS para vNS corto, se deja en el centro. (f) La eyección de SN se acumula en el compañero NS, formando un NS masivo (BdHN II) o un BH (BdHN I; este ejemplo), dependiendo de la masa NS inicial y la separación binaria. La conservación del flujo magnético y posiblemente procesos de MHD adicionales amplifican el campo magnético desde el valor NS a B ~ 1014 G alrededor del recién nacido BH. En esta etapa, el sistema es un binario de vNS-BH rodeado por materia ionizada de la eyección en expansión. (g) La acreción, la formación y las actividades del BH contribuyen a la emisión rápida de rayos gamma y GeV de GRB. Crédito:ICRANet
El cambio de paradigma en la física y la astrofísica de los estallidos de rayos gamma (GRB) introducido por el modelo de hipernova impulsada por binarios (BdHN), propuesto y aplicado por los miembros de ICRA-ICRANet-INAF en colaboración con la Universidad de Ferrara y la Universidad de Côte d'Azur, ha ganado más apoyo de observación de la emisión de rayos X en GRB largos. Estos novedosos resultados se presentan en el nuevo artículo, publicado el 20 de abril de 2020, en el Diario astrofísico , coautor de J. A. Rueda, Remo Ruffini, Mile Karlica, Rahim Moradi, y Yu Wang.
La emisión de GRB está compuesta por episodios:desde el disparador de rayos X duro y la emisión rápida de rayos gamma, a la emisión de alta energía en GeV, recientemente observado también en energías TeV en GRB 190114C, al resplandor de rayos X. El modelo tradicional de GRB intenta explicar todas las emisiones de GRB de un progenitor de un solo componente, es decir., de la emisión de un chorro relativista que se origina en un agujero negro giratorio (BH). Diferentemente, el escenario BdHN propone que los GRB se originan a partir de un evento cataclísmico en la última etapa evolutiva de un sistema binario compuesto por una estrella de carbono-oxígeno (CO) y una estrella de neutrones (NS) compañera en órbita cercana. El colapso gravitacional del núcleo de hierro de la estrella CO produce una explosión de supernova (SN) que expulsa las capas más externas de la estrella, y al mismo tiempo, un recién nacido NS (vNS) en su centro. La eyección de SN desencadena un proceso de acreción hipercrítico en el compañero NS y en el vNS. Dependiendo del tamaño de la órbita, la SN puede llegar, en el caso de períodos orbitales cortos del orden de minutos, la masa crítica para el colapso gravitacional, de ahí formando un recién nacido BH. Estos sistemas donde se forma un BH se denominan BdHN de tipo I. Para períodos más largos, el NS se vuelve más masivo pero no forma un BH. Estos sistemas son BdHNe II. Simulaciones tridimensionales de todo este proceso mostrando la viabilidad de su ocurrencia, desde la explosión del SN hasta la formación del BH, Recientemente ha sido posible gracias a la colaboración entre ICRANet y el grupo del Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL) guiado por el Prof. C. L. Fryer (ver Figura 1).
El papel del BH para la formación de la emisión de GeV de alta energía se ha presentado recientemente en el Diario astrofísico . Allí, el "motor interno" compuesto por un Kerr BH, con un campo magnético alineado con el eje de rotación BH sumergido en un plasma ionizado de baja densidad, da origen, por radiación de sincrotrón, a la emisión de rayos en el MeV, GeV, y TeV, observado actualmente solo en algunos BdHN I, por los instrumentos Fermi-LAT y MAGIC. En la nueva publicación, el equipo de ICRA-ICRANet aborda la interacción del vNS con el SN debido a la acreción hipercrítica y la emisión tipo púlsar. Muestran que la huella dactilar del vNS aparece en el resplandor de rayos X de GRB largos observados por el detector XRT a bordo del observatorio Niels Gehrels Swift. Por lo tanto, el vNS y el BH tienen roles bien distintos y diferentes en la emisión larga observada de GRB.
Fig. 2:Evolución del modelo de la luminosidad espectral del sincrotrón en varios momentos en comparación con las mediciones en varias bandas espectrales para GRB 160625B.
Fig.3 El marrón, azul profundo, naranja, los puntos verdes y azules brillantes corresponden a las curvas de luz bolométricas (aproximadamente 5 veces más brillantes que los rayos X suaves observados por los datos de Swift-XRT) de GRB 160625B, 160509A, 130427A, 190114C y 180728A, respectivamente. Las líneas continuas son curvas de luz teóricas obtenidas de la pérdida de energía rotacional del vNS que alimenta el resplandor tardío (t> 5000 s, Fondo blanco), mientras que en los primeros tiempos (300
La emisión del vNS magnetizado y la acumulación hipercrítica de la eyección de SN en él, da origen al resplandor que se observa en todas las subclases de BdHN I y II. La emisión de rayos X temprana (unas pocas horas) durante la fase de resplandor se explica por la inyección de electrones ultrarrelativistas del vNS en la eyección en expansión, produciendo radiación de sincrotrón (ver Figura 2). El campo magnético inferido del análisis de sincrotrón concuerda con el componente de campo magnético toroidal / longitudinal esperado del vNS. Es más, del análisis de los datos XRT de estos GRB en los momentos t> 10 ^ 4 s, Se ha demostrado que la luminosidad decreciente de la ley de potencia es impulsada por la pérdida de energía rotacional vNS por el par actuado sobre él por su dipolo + cuadrupolo magnético. De esto, se ha inferido que el vNS posee un campo magnético de fuerza ~ 10 ^ 12 a 10 ^ 13 G, y un período de rotación del orden de un milisegundo (ver Figura 3). Se muestra que el período de rotación de milisegundos inferido del vNS concuerda con la conservación del momento angular en el colapso gravitacional del núcleo de hierro de la estrella CO de donde proviene el vNS.
La estructura inferida del campo magnético del "motor interno" concuerda con un escenario en el que, a lo largo del eje de rotación del BH, tiene sus raíces en la magnetosfera dejada por el NS que colapsó en un BH.
En el plano ecuatorial, el campo se magnifica por la conservación del flujo magnético.
