Biltu de rayo gamma

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Luminiscencia visible de GRB 970508 reparada un mes dempués de la detección del biltu. Cuando la fusión nun xenera la presión abonda pa compensar la gravedá, la estrella colapsa rápido pa formar un furacu negru. En teoría, la enerxía puede ser lliberada mientres el colapsu na direición de la exa de rotación pa formar un biltu de rayu gamma. Los biltos de cutiu son acompañaos por otros fenómenos de llarga o curtia duración. Un biltu caracterizar pol so fuerte lluminosidá.

Los biltos de rayu gamma (tamién conocíos como GRB, nes sos sigles n'inglés, o BRG n'español) son rellumos de rayu gamma acomuñaos con esplosiones desaxeradamente enerxétiques en galaxes distantes. Son los eventos electromagnéticos más lluminosos qu'asoceden nel universu. Los biltos pueden durar dende unos nanosegundos hasta delles hores,[1] pero, polo xeneral, un biltu típicu suel durar unos pocos segundos. Con frecuencia son siguíos por una luminiscencia residual de llarga duración de radiación a longitud d'onda mayor (rayos X, radiación ultravioleta, lluz visible, radiación infrarroxo y radiofrecuencia).

Créese que munchos de los BRG son fexes bien colimados con radiación intenso producíos por causa d'una supernova. Una subclase de BRG (denominaos biltos «curtios») paez ser aniciada por un procesu distintu, posiblemente la fusión d'estrelles binaries de neutrones; ente que los biltos llargos» paecen derivase por causa de la muerte d'estrelles masives, esto ye, por una supernova, o inclusive por una hipernova. Los dos tipos de biltos estremar pol so tiempu de duración: los primeres suelen durar menos de dos segundos, ente que los otros tienden a allargar mientres más tiempu.

Les fontes de los BRG atopar a miles de millones d'años lluz de distancia de la Tierra, lo qu'implica que les esplosiones sían desaxeradamente enerxétiques (comprobóse qu'un biltu típicu puede xenerar la mesma enerxía qu'el Sol nun periodu de diez mil millones d'años) y desaxeradamente rares (dalgunes por galaxa cada millón d'años).[2] Tolos BRG reparaos aniciáronse fuera de la Vía Láctea, anque una clase de fenómenos rellacionaos, les fogarales de rayu gamma nidios, acomuñar colos magnetares dientro de la Vía Láctea. Establecióse la hipótesis de qu'un biltu de rayu gamma na Vía Láctea pudo ser la causa d'una estinción masiva na Tierra.[3]

Los BRG detectar por primer vegada en 1967 polos satélites Vela, una serie de satélites diseñaos pa detectar pruebes d'armes nucleares tapaes. Nos años posteriores a los so descubrimientu propunxeron cientos de modelos teóricos pa esplicar estos biltos, tales como los choques ente cometes y estrelles de neutrones.[4] Había escasa información disponible pa verificar estos modelos hasta que se detectaron en 1997 de los primeros rayos X, rellumaes óptiques y la midida directa de les sos fanes en candia usando espectroscopios ópticos.

Ilustración artística qu'amuesa la vida d'una estrella masiva y cómo la fusión nuclear convierte elementos más llixeros n'otros más pesaos. Cuando la fusión yá nun xenera abonda presión pa compensar la gravedá, la estrella colapsa rápido pa formar un furacu negru. Teóricamente, la enerxía puede ser lliberada mientres el colapsu a lo llargo de la exa de rotación pa formar un españíu de rayu gamma.

Estos descubrimientos, y los estudios posteriores de les galaxes y supernoves acomuñaos colos biltos, clarificaron la distancia y lluminosidá d'estos fenómenos, acotando definitivamente que teníen llugar en galaxes distantes y que taben estrechamente rellacionaos cola muerte d'estrelles masives.

Historia del descubrimientu[editar | editar la fonte]

Imaxe del satélite BATSE amosando les posiciones nel cielu onde fueron detectaos biltos de rayu gamma. La distribución d'éstos ye isotrópica, ensin concentración escontra'l planu de la Vía Láctea, que s'estiende horizontalmente al traviés del centru de la imaxe. Creitos: G. Fishman et al., BATSE, CGRO, NASA.

Los biltos de rayu gamma fueron reparaos per primer vegada a finales de la década de 1960 polos satélites estauxunidenses Vela, que fueron construyíos pa detectar pulsos de radiación gamma emitíos poles armes nucleares probaes nel espaciu. Los Estaos Xuníos abarruntaron que les fuercies de la Xunión Soviética intentaben conducir de callao pruebes nucleares tres la firma del Tratáu de prohibición parcial d'ensayos nucleares en 1963.[5] El 2 de xunetu de 1967, a les 14:19 UTC, los satélites Vela 3 y Vela 4 detectaron un rellumu de rayu gamma nunca antes vistu en cualesquier arma nuclear conocida. Indecisos sobre qué pasara pero nun considerándolo un problema particularmente urxente, l'equipu nel Llaboratoriu Científicu de Los Álamos, lideráu por Ray Klebesadel, guardó los datos pal so posterior analís. Mandar al espaciu nuevos satélites Vela con meyor instrumentación y l'equipu de Los Alamos siguía atopando biltos de rayu gamma inesplicables nos sos datos. Analizando les diferencies nel tiempu de detección de cada biltu polos distintos satélites, l'equipu foi capaz de determinar les posiciones averaes nel cielu de dieciséis de los biltos[5] y definitivamente refugaron el so orixe solar o terrestre. El descubrimientu dexó de ser consideráu clasificáu y foi publicáu en 1973 en Astrophysical Journal col títulu de «Observaciones de Biltos de Rayu Gamma d'Orixe Cósmicu».[6]

Surdieron gran cantidá de teoríes pa esplicar estos biltos, munches de les cualos suxuríen qu'éstos tuvieren el so orixe na Vía Láctea. Hubo escases meyores hasta 1991, cuando se creó'l Observatoriu de rayu gamma Compton y el so esperimentu "Burst And Transient Source Experiment" (BATSE), un detector de rayu gamma con una gran sensibilidá. Esti preséu apurrió información crucial qu'indicaba que la distribución de los BRG yera isotrópica —non sesgada escontra cualquier direición en particular nel espaciu, como'l planu galácticu o'l centru galácticu.[7] Por cuenta de la forma esplanada de la Vía Láctea, les fontes dientro de nuesa mesma galaxa concéntrense sobremanera cerca del planu galácticu polo que l'ausencia d'un patrón nel casu de los BRG apurría pruebes concluyentes de qu'éstos provienen de más allá de la Vía Láctea.[8][9][10] Sicasí, dellos modelos alternativos consideren que les estrelles de neutrones qu'escapen de la Vía Láctea a gran velocidá tán distribuyíes de forma isotrópica vistes dende la Tierra y podríen ser les fontes de los biltos de rayu gamma.[11]

Décades dempués del descubrimientu de los BRG, los astrónomos buscaben una contrapartida: un oxetu astronómicu que la so posición coincidiera cola del biltu reparáu. Los astrónomos consideraron gran diversidá d'oxetos, incluyendo nanes blanques, púlsares, supernoves, cúmulos globulares, cuásares, galaxes Seyferts, y oxetos BL Lac.[12] Les busques fueron infructuoses,[Nota 1] y en dellos pocos casos, pa biltos particularmente bien alcontraos (aquellos que les sos posiciones determinar colo qu'entós se consideraba alta exactitú) yera claru que nun esistíen oxetos brillosos de cualquier naturaleza consistentes cola posición derivada de la detección de los satélites. Esto suxuría qu'el so orixe taba n'estrelles bien débiles o en galaxes desaxeradamente alloñaes.[13][14] Inclusive les posiciones meyor calculaes corresponder con delles estrelles o galaxes débiles y yera llargamente aceptáu que'l resolvimientu del enigma sobre l'orixe de los biltos de rayu gamma riquiría tantu satélites nuevos como una comunicación rápida.[15]

Diversos modelos avera del orixe de los rayos gamma postulaben[16] que'l biltu inicial de rayu gamma tendría de tar siguíu por una emisión en llargores d'onda mayores que s'esmorecería amodo. L'orixe d'esta emisión son los choques ente'l material espulsáu mientres la esplosión estelar y el gas interestelar. Les primeres busques pa esta «luminiscencia» (denomada postluminiscencia) fueron fallíes, en gran parte por cuenta de les dificultaes pa reparar rápido la posición del biltu nesos llargores d'onda darréu dempués de la esplosión inicial. La gran meyora llegó en febreru de 1997 cuando'l satélite artificial BeppoSAX detectó un biltu de rayu gamma (GRB 970228[Nota 2]) y el so cámara de rayos X detectó la emisión decreciente en rayos X. El telescopiu William Herschel de La Palma identificó 20 hores más tarde una contrapartida óptica que tamién s'esmoreció.[17] Una vegada qu'el BRG esmorecióse, les imáxenes dexaron identificar una débil y distante galaxa en direición a la rellumada óptico del BRG.[18]

La esplosión GRB 080319B fotografiada pol telescopiu Swift.

Por cuenta de la lluminosidá tan débil d'esta galaxa, la distancia esacta non pudo midise mientres munchos años. Enantes, producióse una gran meyora col siguiente eventu rexistráu por BeppoSAX, el GRB 970508. Esti eventu foi alcontráu solu cuatro hores dempués del descubrimientu, dexando a los equipos de busca empezar a faer observaciones más rápides qu'en cualesquier otru biltu. L'espectro del oxetu reveló un fana en candia de 0,835 ≤ z ≤ 2,3, teniendo llugar el biltu a 6 × 109, esto ye, a mil millones d'años lluz de la Tierra.[19] Ésta foi la primer vegada que se determinó la distancia d'un BRG, y xuntu col descubrimientu de la galaxa albergadora del GRB 970228 pudo esclariase que dichos biltos asoceden a distancies desaxeradamente alloñaes.[20] Dempués d'unos meses, el discutiniu alrodiu de la escala de la distancia terminó: los BRG yeren eventos extragalácticos que teníen llugar en galaxes bien alloñaes y débiles. L'añu siguiente, GRB 980425 foi siguíu por una brillosa supernova (SN 1998bw), indicando una clara conexón ente los BRG y les muertes d'estrelles masives. Esta esplosión apurrió la primer pista importante sobre la naturaleza de los sistemes que producen los BRG.[21]

El satélite BeppoSAX funcionó hasta'l 2002 y el Observatoriu de Rayu Gamma Compton (con BATSE) foi sacáu d'órbita l'añu 2000. Sicasí, la revolución nel estudiu de los biltos de rayu gamma motivó'l desenvolvimientu d'un númberu adicional de preseos diseñaos específicamente pa esquizar la naturaleza de los BRG, particularmente nos primeros momentos dempués de la esplosión. La primer misión, HETE-2,[22] llanzada'l 2000 y que funcionó hasta'l 2006, aprovió la mayor cantidá de descubrimientos llograos mientres esti periodu. Una de les más esitoses misiones espaciales, Swift, foi llanzada en 2004 y hasta mayu del 2010 siguía operativa.[23][24] Swift cunta con un detector de rayu gamma bien sensible según con telescopios ópticos y de rayos X. Los preseos pueden xirar de forma rápida y automática pa reparar la postluminiscencia que sigue a un BRG. El 11 de xunu de 2008 la misión Fermi foi llanzada portando'l Monitor de BRG, que detecta biltos a un ritmu de dellos cientos per añu, dalgunos de los cualos son lo suficientemente brillosos pa ser reparaos a enerxíes desaxeradamente altes col Telescopiu de Gran Área. Mentanto, na Tierra, numberosos telescopios ópticos fueren construyíos o modificaos pa incorporales teunoloxía robótica por que respondieren darréu a les alertes recibíes dende la Gamma-ray Burst Coordinates Network.[Nota 3] Esto dexó a los telescopios apuntar rápido a los BRG, de cutiu en cuestión de segundos dende la recepción de la señal d'alerta y mientres el biltu de rayu gamma entá tenía llugar.[25][26]

Les meyores na primer década del sieglu XXI inclúin la reconocencia de los biltos de rayu gamma de curtia duración como una clase estreme (probablemente por cuenta de la fusión d'estrelles de neutrones y non acomuñar coles supernoves), el descubrimientu d'actividá estendida, errática y en forma de fogarales en llargores d'onda de rayos X que dura dellos minutos dempués de la mayoría de los BRG, y el descubrimientu de los oxetos más lluminosos (GRB 080319B) y más distantes (GRB 090423[27]) nel universu.[28][29]

Clasificación[editar | editar la fonte]

Anque les fontes astronómiques transitories tienen comportamientos simples y consistentes nel tiempu (típicamente una abrillantadura súbita siguíu d'un amenorgamientu gradual de la lluminosidá) les curva de lluz curvu de lluz de los biltos de rayu gamma son desaxeradamente diverses y complexes.[30] Nun hai dos curves de lluz de BRG que sían idéntiques,[31] esistiendo gran variación reparada en cada propiedá: la duración de la emisión observable pueden variar dende unos milisegundos a decenes de minutos, puede haber un picu o subpulsos individuales, y los picos individuales pueden ser simétricos o con abrillantadura rápida y desvanecimiento lentu. Dellos biltos suelen ser precedíos por un eventu «precursor», que ye un biltu débil siguíu (tres unos segundos o minutos) por un verdaderu episodiu esplosivu.[32] Les curves de lluz de dellos acontecimientos tienen perfiles por demás complexos con casi nengún patrón discernible.[15]

Anque delles curves de lluz pueden reproducise de forma averada usando modelos simples,[33] avanzóse pocu na comprensión de tola diversidá reparada. Propunxéronse munchos sistemes de clasificación, pero de cutiu básense namái nes diferencies na apariencia de les curves de lluz y non siempres reflexen una diferencia física real n'el proxenitores de les esplosiones. Sicasí, les gráfiques de la distribución de la duración reparada pa una gran cantidá de BRG amuesen una bimodalidad,[Nota 4] lo que suxure la esistencia de dos poblaciones separaes: una población curtia» con una duración media d'aprosimao 0,3 segundos y una población llarga» con una duración de 30 segundos.[34] Dambes distribuciones son bien amplies con una importante rexón de solapamiento na que la identificación d'un eventu dáu nun puede realizase solo a partir la so duración. Por cuenta de esto hanse propuestu clases adicionales, tantu de forma observacional como teórica.[35][36][37][38]

Biltos de rayu gamma llargos[editar | editar la fonte]

La mayoría de los eventos tienen una duración d'aprosimao dos segundos y polo tanto clasifícase-yos como biltos de rayu gamma llargos. Por cuenta de que estos acontecimientos constitúin la mayoría de la población y porque suelen tener les postluminiscencias más brilloses, fueron más estudiaos que los biltos curtios. Casi tolos biltos llargos bien estudiaos fueron acomuñaos con galaxes con una rápida formación estelar y en munchos casos con supernoves tipu II, lo qu'ensin batura a duldes amiesta a los BRG cola muerte d'estrelles masives.[39]

Biltos de rayu gamma curtios[editar | editar la fonte]

Los eventos con una duración menor que dos segundos clasifíquense como biltos de rayu gamma curtios. Hasta 2005 nun fueren detectaes postluminiscencias acomuñaes a los eventos curtiu y poco sabíase alrodiu del so orixe. De magar, gran cantidá de BRG fueron alcontraos xuntu col so postluminiscencia en rexones con poco o casi nenguna formación estelar, incluyendo les grandes galaxes elíptiques y el mediu intracúmulo.[40][41][42] Esto esclúi una posible asociación cola muerte d'estrelles masives, confirmando que los eventos curtios son físicamente distintos de les llongures. La naturaleza real d'estos biltos (ya inclusive la precisión del sistema de clasificación actual) entá ye desconocida, anque la teoría actual ye que surden de les fusiones d'estrelles binaries de neutrones.[43] Una pequeña fracción de los biltos de rayu gamma curtios ta acomuñada probablemente con un fenómenu qu'asocede en galaxes cercanes, conocíu como fogarales de rayu gamma nidios.[44][45]

Enerxía y radiación[editar | editar la fonte]

Ilustración artística d'un brillosu biltu de rayu gamma nuna rexón de formación estelar. La enerxía de la esplosión proyeutar en dos remexos estrechos con direiciones opuestes. Creitu: NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith y John Jones.

Los biltos de rayu gamma son bien brillosos al reparase dende la Tierra, a pesar de les distancies típicamente inmenses. Un BRG llargu normal tien un fluxu bolométrico comparable al d'una estrella brillosa de la nuesa galaxa, a pesar de la distancia de miles de millones d'años lluz (en llugar d'unes decenes d'años lluz pa la mayoría d'estrelles). La mayor parte d'esta enerxía llibérase como rayu gamma, anque dellos BRG tamién tienen contrapartidas óptiques desaxeradamente lluminoses. Por casu, GRB 080319B taba acompañáu d'una contrapartida óptica que llegó nel so máximu a una magnitú aparente de 5,8,[46] comparable a les estrelles más tenues visibles a güeyu a pesar de la distancia del biltu de 7500 millones d'años lluz. Esta combinación de rellumu y distancia rique una fonte desaxeradamente enerxética. Suponiendo que la esplosión de rayu gamma fuera esférica, la emisión d'enerxía de GRB 080319B taría dientro d'un factor de dos de la enerxía equivalente a la masa en reposu del Sol (la enerxía que se lliberar si'l Sol convertir por completu en radiación).[28]

Nengún procesu conocíu del Universu puede producir tal cantidá d'enerxía en tan curtiu periodu de tiempu. Sicasí, piénsase que los biltos de rayu gamma consisten n'esplosiones altamente direccionales, onde la mayor parte de la enerxía de la esplosión se focaliza n'estrechos remexos relativistes que viaxen a velocidaes cimeres a un 99.995 %[ensin referencies] de la velocidá de la lluz.[47][48] L'anchor angular averada del remexu (n'otres pallabres, el grau de concentración del remexu) puede envalorase directamente reparando'l patrones del remexu» nes curves de lluminosidá de la postluminiscencia, esto ye'l periodu temporal tres el cual la postluminiscencia empieza súbita y rápido a esmorecese, por cuenta de que'l remexu amenorga la so velocidá y dexa de proyeutar la so radiación tan conducentemente como antes.[49][50] Les observaciones suxuren variaciones significatives nel ángulu del remexu d'ente 2 y 20 graos.[51]

Por cuenta de que la enerxía emitir de forma tan direccional, esperaríase que los rayos gamma emitíos pola mayoría de biltos nun llegaren a la Tierra y nun fueren detectaos nunca, pero cuando un biltu de rayu gamma dirixir a la Tierra, la concentración de la so enerxía nun fexe relativamente estrechu provoca que'l biltu paeza más brillosu de lo que sería si la so enerxía emitiérase esféricamente. Cuando se toma esti efeutu en cuenta, reparar que los biltos de rayu gamma tienen una lliberación d'enerxía d'unos 10 44 J, o l'equivalente enerxéticu de 1/2000 mases solares.[51] Esto ye comparable a la enerxía lliberada nuna supernova tipu Ib/c (n'ocasiones denomada hipernova), atopándose dientro del algame de los modelos teóricos esistentes. Reparáronse supernoves bien brillosos acompañando a dellos de los BRG más cercanos.[21] Les observaciones de les fuertes asimetríes nel espectru de les supernoves de tipu Ic sofiten la teoría de la fuerte direccionalidad de los BRG.[52] Tamién lo faen les observaciones en radiu de los biltos tomaes enforma tiempu dempués cuando los sos remexos yá nun son relativistes.[53]

Los BRG curtios paecen provenir d'una población con desplazamientu en candia inferiores (son más cercanos), y son menos brillosos que los BRG llargos.[54] El grau de proyeición de los biltos curtios nun foi midíu de manera esacta, pero tienen menos probabilidaes de ser tan direccionales como los BRG llargos,[55] o posiblemente nun sían direccionales n'absolutu en dellos casos.[56]

Proxenitores[editar | editar la fonte]

Imaxe del telescopiu espacial Hubble de la estrella de Wolf-Rayet WR 124 y la nebulosa que la arrodia. Créese que les estrelles de Wolf-Rayet puedan ser proxenitores de los biltos de rayu gamma de llarga duración.

Por cuenta de les inmenses distancies de la mayoría de fontes de biltos de rayu gamma con al respective de la Tierra, la identificación de los sos proxenitores, los sistemes que producen estes esplosiones, ye realmente complicada. L'asociación de dellos biltos de rayu gamma llargos con supernoves y el fechu de que les sos galaxes anfitrionas formen estrelles bien rápido ufierta pruebes bien poderoses de que los BRG acomuñar coles estrelles masives; emitiendo la so enerxía nun remexu colimado.[57] El mecanismu más llargamente aceptáu sobre l'orixe de los BRG de llarga duración ye'l modelu del colapsu,[58] nel cual el nucleu d'una estrella desaxeradamente masiva, de baxa metalicidá y rotación rápida, colapsar nun furacu negru nes etapes finales de la so evolución. La materia cercano al nucleu de la estrella cai escontra'l centru y xira escontra l'interior d'un discu de acrecimiento d'alta densidá. La cayida d'esta materia escontra'l furacu negru xenera una pareya de remexos relativistes na direición de la exa rotacional, qu'emburrien con fuercia la capa cimera de la estrella travesando finalmente la so superficie y siendo irradiaos como rayu gamma. Sicasí, dellos modelos alternativos sustitúin el furacu negru por una magnetar acabante formar,[59] anque la mayoría de los otros aspeutos del modelu (el colapsu del nucleu d'una estrella masiva y la formación de remexos relativistes) permanecen iguales.

Les estrelles galáctiques más asemeyaes a les que producen los biltos de rayu gamma llargos son de xuru les estrelles de Wolf-Rayet, estrelles masives desaxeradamente calientes que perdieron casi tol so hidróxenu por cuenta de la presión de radiación. Identificáronse como posibles proxenitores de biltos de rayu gamma a Eta Carinae y WR 104.[60] Inda se desconoz si dalguna estrella de la Vía Láctea tien les característiques necesaries pa producir un biltu de rayu gamma.[61]

El modelu del colapsu d'una estrella masiva probablemente nun esplica tolos tipos de biltos de rayu gamma. Esiste una fuerte evidencia de que dellos biltos de rayu gamma de curtia duración tienen llugar en sistemes qu'escarecen de formación estelar y nos que nun hai nenguna estrella masiva presente, tales como'l halo galácticu y el espaciu intergaláctico.[54] La teoría más aceptada pal orixe de la mayoría de biltos de rayu gamma curtios consiste na fusión d'un sistema binariu de dos estrelles de neutrones. Según esti modelu, los dos estrelles del sistema binariu xiraríen amodo la una escontra la otra por cuenta de la lliberación d'enerxía en forma d'ondes gravitacionales,[62][63] hasta que les estrelles de neutrones sópitamente fáiganse cachos ente elles poles fuercies de marea y prodúzase el colapsu nun furacu negru. La cayida de la materia nel furacu negru en forma de discu de acrecimiento produciría una esplosión, similar a la del modelu del colapsu. Munchos otros modelos propunxéronse tamién pa esplicar los biltos de rayu gamma curtios, incluyendo la fusión d'una estrella de neutrones y un furacu negru, el colapsu inducíu d'una estrella de neutrones o la evaporación de furacos negros primordiales.[64][65][66][67]

Mecanismos d'emisión[editar | editar la fonte]

Entá se conoz bien pocu sobre la manera en que los biltos de rayu gamma tresformen la enerxía en radiación, y hasta el 2007 siguía ensin adoptase un modelu xeneral aceptáu sobre cómo tien llugar esti procesu.[68] Cualesquier modelu d'emisión de BRG tien d'esplicar el procesu físicu pa xenerar emisiones de rayu gamma que se correspuendan coles diverses curves llumíniques, espectru y otres característiques reparaes.[69] La necesidá d'esplicar una eficiencia enerxética tan estrema, como s'infier de delles esplosiones, sigue siendo'l gran desafíu a bater: dellos biltos de rayu gamma pueden convertir hasta la metá (o más) de la enerxía de la esplosión en rayu gamma.[70] Les observaciones recién de la brillosa contrapartida óptica de GRB 080319B, que la so curva llumínica haise correlacionado cola curva llumínica de los rayos gamma,[46] suxuren qu'l'efeutu Compton inversu pue ser el procesu dominante en dellos eventos. Nesti modelu, los fotones de baxa enerxía presistentes esvalíxense por cuenta de los electrones relativistes que s'atopen dientro de la esplosión, amontando la so enerxía de forma considerable y tresformándolos en rayu gamma.[71]

Conozse meyor la naturaleza de la postluminiscencia reparada a mayores llargores d'onda (dende los rayos X a la radio) que sigue a los biltos de rayu gamma. Tola enerxía lliberada pola esplosión que nun s'irradia con el mesmu biltu, toma la forma de materia o enerxía que s'espande a una velocidá cercana a la de la lluz. Cuando esta materia topeta col gas interestelar, crea una onda de choque relativista que s'arrobina nel espaciu interestelar. Una segunda onda de choque, la onda reflexada, puede arrobinase de regresu escontra la materia eyectada. Los electrones desaxeradamente enerxéticos dientro de la onda de choque son aceleraos per poderosos campos magnéticos locales y radiaos como emisión sincrotrón a lo llargo de la mayoría del espectru electromagnéticu. Esti modelu polo xeneral tuvo ésitu a la de modelar la conducta de munches postluminiscencias reparaes en momentos tardíos (polo xeneral, d'hores a díes dempués de la esplosión), anque esisten dificultaes pa esplicar toles característiques de les postluminiscencias pocu tiempu dempués de que tenga llugar el biltu de rayu gamma.[72]

Frecuencies ya impautu na vida[editar | editar la fonte]

Los satélites que orbitan alredor de la Tierra detecten anguaño una media d'un biltu de rayu gamma al día. Como los biltos de rayu gamma son visibles a distancies que tomen la mayor parte del universu observable, un volume que toma munchos miles de millones de galaxes, esto suxure que los biltos de rayu gamma son sucesos desaxeradamente raros en cada galaxa. La midida d'una tasa determinada ye complicada, pero pa una galaxa de tamañu comparable a la Vía Láctea, la tasa envalorada (de BRG llargos) ye d'aprosimao unu por cada 100 000 a 1 000 000 años.[2] Namái un pequeñu porcentaxe va rellumar escontra la Tierra. Les tases envaloraes de BRG curtios son inda más inciertes por cuenta de la fracción de fexe desconocida, pero probablemente sían comparables.[73] Propúnxose qu'un eventu d'esti tipu ye'l responsable de la sobreabundancia de Carbonu 14 detectada n'aníos d'árboles en 774 o 775 dempués de Cristu,[74] anque investigaciones actuales certifiquen qu'esa anomalía foi producida pol españíu d'una supernova cercana a la Tierra, según documenta una crónica anglosaxona, nel añu 774.[75]

Si un biltu de rayu gamma na Vía Láctea tuviera lo suficientemente cerca de la Tierra y apuntando na so direición, podría tener efectos significativos na biosfera. L'absorción de la radiación na atmósfera causaría la fotólisis del nitróxenu, xenerando óxidu de nitróxenu qu'actuaría como catalizador pa destruyir el ozonu.[76] Según un estudiu de 2004, los BRG a una distancia d'aprosimao un kiloparsec podríen destruyir hasta la metá de la capa d'ozonu de la Tierra; la irradiación UVA directa de los biltos combinar cola radiación UVA solar adicional que travesaría la capa menguada, lo que podría tener potencialmente un impautu significativu na cadena alimentaria y desamarrar una estinción en masa.[3][77] El autores d'esi estudiu envaloren qu'un biltu asemeyáu puede esperase cada mil millones d'años, y la so hipótesis ye que les estinciones masives del Ordovícicu-Silúricu pudieron ser la resultancia d'unu d'estos biltos.

Esisten fuertes nicios qu'apunten a que los biltos de rayu gamma llargos tienen llugar preferente o puramente en rexones con baxa metalicidá. Como la Vía Láctea tuvo una alta metalicidá dende primero que se formara la Tierra, esti efeutu podría amenorgar o inclusive esaniciar la posibilidá de qu'un biltu de rayu gamma llargu tuviera llugar na Vía Láctea nos últimos mil millones d'años.[61] Nun se conoz una dependencia de la metalicidá asemeyada pa los biltos de rayu gamma curtios. Poro, según la so tasa local y les propiedaes del fexe, la posibilidá de qu'un sucesu cercanu pudiera tener un gran impautu na Tierra en dalgún momentu de la so vida xeolóxica pue ser entá significativa.[78]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Notes[editar | editar la fonte]

  1. Una esceición notable ye'l sucesu del 5 de marzu de 1979, un biltu desaxeradamente brillosu que s'alcontró con ésitu nel restu de supernova N49 na Gran Nube de Magallanes. Esti sucesu interprétase agora como un fogaral d'un magnetar, más rellacionada colos fogarales de repetidores gamma nidies que colos «verdaderos» biltos de rayu gamma.
  2. Los BRG denominar en función de la fecha en que son descubiertos: los primeros dos díxitos conformen l'añu, siguíu de los dos díxitos del mes y los dos díxitos del día. Si dos o más BRG tienen llugar el mesmu día, asígnase la lletra «A» como apéndiz al primer biltu alcontráu, «B» al segundu, y asina socesivamente.
  3. La Gamma-ray Burst Coordinates Network o Rede de Coordenaes de Biltos de Rayu Gamma ye una rede d'alerta temprano que distribúi información sobre la localización d'un BRG pocu tiempu dempués de producise. El sistema recueye les alertes de distintos satélites de rayu gamma y distribuyir en pocos segundos yá que, debíu al decrecimiento esponencial de la débil postluminiscencia acomuñada a un BRG, ye fundamental una respuesta rápida.
  4. La duración d'un BRG mídese xeneralmente por T90, la duración del periodu na que s'emite'l 90 % de la enerxía del biltu. Apocayá demostróse que BRG que d'otra forma seríen «curtios» son siguíos por una segunda emisión muncho más llarga que cuando s'inclúi nes resultaos de la curva llumínica del biltu nes duraciones de T90 de dellos minutos: estos sucesos son curtios solu nel sentíu lliteral cuando s'esclúi esti factor.

Fuentes[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

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Bibliografía[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Misión BRG
Programes de siguimientu de BRG



Brote de rayos gamma