p Fig. 1 Retirado de 2020ApJ ... 893..148R. Caminho evolutivo esquemático de um binário massivo até a emissão de um BdHN. (a) Sistema binário composto por duas estrelas da sequência principal, digamos 15 e 12 massas solares, respectivamente. (b) Em um determinado momento, a estrela mais massiva sofre o colapso do núcleo SN e forma um NS (que pode ter um campo magnético B ~ 1013 G). (c) O sistema entra na fase binária de raios-X. (d) O núcleo da estrela evoluída restante, rico em carbono e oxigênio, para a curta estrela CO, é deixado exposto, uma vez que o envelope de hidrogênio e hélio foi dividido por interações binárias e, possivelmente, várias fases de envelope comum (não mostrado neste diagrama). O sistema é, nesta fase, um binário CO-NS, que é considerada a configuração inicial do modelo BdHN [2]. (e) A estrela CO explode como SN quando o período binário é da ordem de alguns minutos, o SN ejetado de algumas massas solares começa a se expandir e a girar rapidamente, recém-nascido NS, para vNS curto, é deixado no centro. (f) O material ejetado SN acrescenta-se ao companheiro NS, formando um NS massivo (BdHN II) ou um BH (BdHN I; este exemplo), dependendo da massa NS inicial e da separação binária. A conservação do fluxo magnético e possivelmente processos adicionais de MHD amplificam o campo magnético do valor NS para B ~ 1014 G em torno do BH recém-nascido. Neste estágio, o sistema é um binário vNS-BH cercado por matéria ionizada do material ejetado em expansão. (g) O acréscimo, a formação e as atividades do BH contribuem para a emissão imediata de raios gama GRB e emissão de GeV. Crédito:ICRANet
p A mudança de paradigma na física e astrofísica da explosão de raios gama (GRBs) introduzida pelo modelo de hipernova dirigida por binário (BdHN), proposto e aplicado pelos membros do ICRA-ICRANet-INAF em colaboração com a Universidade de Ferrara e a Universidade de Côte d'Azur, ganhou mais suporte observacional da emissão de raios-X em GRBs longos. Esses novos resultados são apresentados no novo artigo, publicado em 20 de abril, 2020, no
Astrophysical Journal , co-autoria de J. A. Rueda, Remo Ruffini, Mile Karlica, Rahim Moradi, e Yu Wang. p A emissão de GRB é composta por episódios:a partir do disparo de raios X difícil e da emissão imediata de raios gama, à alta emissão de energia em GeV, recentemente observado também em energias TeV em GRB 190114C, para o pós-brilho de raios-X. O modelo tradicional de GRBs tenta explicar todas as emissões de GRB de um progenitor de componente único, ou seja, da emissão de um jato relativístico proveniente de um buraco negro em rotação (BH). Diferentemente, o cenário BdHN propõe GRBs originados de um evento cataclísmico no último estágio evolutivo de um sistema binário composto por uma estrela de carbono-oxigênio (CO) e uma estrela de nêutrons (NS) companheira em órbita próxima. O colapso gravitacional do núcleo de ferro da estrela CO produz uma explosão de supernova (SN) ejetando as camadas mais externas da estrela, e ao mesmo tempo, um recém-nascido NS (vNS) em seu centro. O SN ejetado desencadeia um processo de acreção hipercrítico no companheiro NS e no vNS. Dependendo do tamanho da órbita, o NS pode alcançar, no caso de períodos orbitais curtos da ordem dos minutos, a massa crítica para o colapso gravitacional, portanto, formando um recém-nascido BH. Esses sistemas onde um BH é formado são chamados de BdHN do tipo I. Por períodos mais longos, o NS fica mais massivo, mas não forma um BH. Esses sistemas são BdHNe II. Simulações tridimensionais de todo esse processo mostrando a viabilidade de sua ocorrência, da explosão SN à formação do BH, foi recentemente possibilitado pela colaboração entre ICRANet e o grupo do Laboratório Nacional de Los Alamos (LANL) orientado pelo Prof. C. L. Fryer (ver Figura 1).
p O papel do BH para a formação da emissão de GeV de alta energia foi recentemente apresentado no
Astrophysical Journal . Lá, o "motor interno" composto por um Kerr BH, com um campo magnético alinhado com o eixo de rotação BH imerso em um plasma ionizado de baixa densidade, dá origem, por radiação síncrotron, para a emissão irradiada no MeV, GeV, e TeV, atualmente observado apenas em alguns BdHN I, pelos instrumentos Fermi-LAT e MAGIC. Na nova publicação, a equipe ICRA-ICRANet aborda a interação do vNS com o SN devido à acreção hipercrítica e emissão semelhante a pulsar. Eles mostram que a impressão digital do vNS aparece no pós-brilho de raios-X de GRBs longos observados pelo detector XRT a bordo do observatório Niels Gehrels Swift. Portanto, o vNS e o BH têm papéis bem distintos e diferentes na emissão observada de GRB longa.
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p Fig. 2:Evolução do modelo de luminosidade espectral síncrotron em vários momentos em comparação com medições em várias bandas espectrais para GRB 160625B.
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p Fig. 3 O marrom, azul profundo, laranja, os pontos verdes e azuis brilhantes correspondem às curvas de luz bolométricas (cerca de 5 vezes mais brilhantes do que o raio-X suave observado pelos dados do Swift-XRT) de GRB 160625B, 160509A, 130427A, 190114C e 180728A, respectivamente. As linhas sólidas são curvas de luz teóricas obtidas a partir da perda de energia rotacional do vNS alimentando a pós-luminescência tardia (t> 5000 s, fundo branco), enquanto nos tempos anteriores (300 300 s, onde os dados estão mais disponíveis. Em tempos anteriores, apenas GRB 130427A e GRB 190114C neste mesmo têm dados disponíveis. Crédito:ICRANet
p A emissão do vNS magnetizado e o acréscimo hipercrítico do SN ejetado nele, dá origem ao brilho residual observado em todas as subclasses de BdHN I e II. A emissão de raios-X inicial (~ algumas horas) durante a fase de pós-luminescência é explicada pela injeção de elétrons ultra-relativísticos do VNS no material ejetado em expansão, produzindo radiação síncrotron (ver Figura 2). O campo magnético inferido da análise do síncrotron concorda com o componente de campo magnético toroidal / longitudinal esperado do vNS. Além disso, a partir da análise dos dados de XRT desses GRBs nos tempos t> 10 ^ 4 s, foi demonstrado que a luminosidade decadente da lei de potência é alimentada pela perda de energia rotacional vNS pelo torque atuado sobre ele por seu dipolo + quadrupolo magnético. A partir disso, foi inferido que o vNS possui um campo magnético de força ~ 10 ^ 12 a 10 ^ 13 G, e um período de rotação da ordem de um milissegundo (ver Figura 3). É mostrado que o período de rotação de milissegundos inferido do vNS concorda com a conservação do momento angular no colapso gravitacional do núcleo de ferro da estrela CO de onde veio o vNS.
p A estrutura inferida do campo magnético do "motor interno" concorda com um cenário em que, ao longo do eixo de rotação do BH, ele está enraizado na magnetosfera deixada pelo NS que entrou em colapso em um BH.
p No plano equatorial, o campo é ampliado pela conservação do fluxo magnético.
