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Campo magnetico e rotazione della stella di neutroni neonata nelle ipernove binary-driven derivato dall’afterglow X dei lampi di raggi gamma lunghi

Ricercatori dell’ICRA-ICRANet (associati INAF) in collaborazione con l'Università di Ferrara e l'Università della Costa Azzurra, hanno ottenuto ulteriore supporto osservativo dall’analisi della radiazione X associata ai cosiddetti GRB lunghi

Il cambio di paradigma nella fisica e nell'astrofisica dei lampi gamma (GRB) proposto dal modello denominato “binary driven hypernova” (BdHN) ideato da ricercatori dell’ICRA-ICRANet (associati INAF) in collaborazione con l'Università di Ferrara e l'Università della Costa Azzurra, hanno ottenuto ulteriore supporto osservativo dall’analisi della radiazione X associata ai cosiddetti GRB lunghi.

Questi nuovi risultati sono presentati in un articolo firmato da J. A. Rueda, Remo Ruffini, Mile Karlica, Rahim Moradi e Yu Wang, pubblicato il 20 aprile 2020 sulla rivista The Astrophysical Journal.

L'emissione dei GRB è composta da episodi: dall’impulso iniziale di raggi X duri e raggi gamma, all'emissione ad alta energia nei GeV, recentemente osservata fino ai TeV nel GRB 190114C, fino all’afterglow nei raggi X. Il modello tradizionale dei GRB tenta di spiegarne l'intera da un progenitore unico, cioè dall'emissione di un getto relativistico prodotto da un buco nero rotante. Diversamente, lo scenario BdHN propone che i GRB siano innescati in un evento cataclismico nell'ultimo stadio evolutivo di un sistema binario composto da una stella di carbonio-ossigeno (CO) e una stella di neutroni in un’orbita stretta. Il collasso gravitazionale del nucleo di ferro della stella CO produce un'esplosione di supernova che espelle gli strati più esterni della stella e, allo stesso tempo, produce una nuova stella di neutroni al suo centro. Il materiale espulso avvia un processo di accrescimento ipercritico sulla stella di neutroni compagna e sulla stessa stella di neutroni “neonata”. A seconda della dimensione dell'orbita, la stella di neutroni può raggiungere, nel caso di brevi periodi orbitali dell'ordine di minuti, la massa critica per il collasso gravitazionale, formando quindi un buco nero. Questi sistemi prendono il nome di BdHN di tipo I. Se i periodi orbitali nono più lunghi, la stella di neutroni diventa più massiccia ma non arriva a formare un buco nero. Questi sistemi prendono il nome di BdHNe II. Simulazioni tridimensionali di tutto questo processo che ne dimostrano la ragionevolezza, dall'esplosione della supernova fino alla formazione del buco nero, sono state realizzate grazie alla collaborazione tra ICRANet e il gruppo del Los Alamos National Laboratory (LANL) guidato dal Prof. C. L. Fryer (vedi Figura 1 e 2).

ll ruolo del buco nero nella produzione della radiazione di alta energia (dell’ordine dei GeV) è stato recentemente presentato sulla rivista The Astrophysical Journal . Lì, il "motore interno" composto da un buco nero di Kerr, con un campo magnetico allineato con l'asse di rotazione del buco nero immerso in un plasma ionizzato a bassa densità, dà origine, mediante radiazione di sincrotrone, al fascio di emissione nei MeV, GeV e TeV, attualmente osservato solo in alcuni BdHN I, dagli strumenti LAT a bordo del satellite Fermi e dai telescopi per raggi gamma MAGIC, sulle Isole Canarie. Nella nuova pubblicazione, il team di ricercatori dell’ICRA-ICRANet affronta l'interazione della stella di neutroni neonata con la sua compagna dovuta all'accrescimento ipercritico e all'emissione di tipo pulsar. I risultati mostrano che “l'impronta digitale” legata alla presenza di una stella di neutroni neonata nel sistema binario è presente nella radiazione X associata ai GRB lunghi osservati dal rivelatore XRT a bordo dell'osservatorio Niels Gehrels Swift. Quindi, la stella di neutroni neonata e il buco nero hanno ruoli ben distinti e diversi nella prolungata emissione del GRB. L'emissione della nuova stella di neutroni e l'accrescimento ipercritico dal materiale precedentemente espulso nell’evento di supernova, dà origine all’afterglow osservato in tutte e due le sottoclassi di BdHN. L'emissione di raggi X iniziale (dell’ordine di qualche ora) durante la fase di afterglow è spiegata dall’interazione di elettroni ultra-relativistici emessi dalla stella di neutroni neonata nel materiale espulso in espansione - più lento – che produce radiazione di sincrotrone (vedi figura 2).

Il campo magnetico stimato dall'analisi della radiazione di sincrotrone concorda con le componenti del campo magnetico della Stella di neutroni neonata. Inoltre, dall'analisi dei dati di XRT da questi ad epoche maggiori di 10 mila secondi, è stato dimostrato che la luminosità decresce con una legge di potenza seguendo la perdita di energia rotazionale della stella di neutroni neonata. La perdita di energia è dovuta alla coppia dipolo-quadrupolo. Da queste considerazioni, i ricercatori stimano che il campo magnetico della nuova stella di neutroni sia di 10^12 – 10^13 gauss e il suo periodo di rotazione sia dell’ordine del millisecondo (vedi figura 3), valore in accordo con la conservazione del momento angolare nel collasso del nucleo di ferro della stella CO progenitrice. La struttura ipotizzata del campo magnetico del "motore interno" concorda con uno scenario in cui, lungo l’asse di rotazione del buco nero, esso sia ancorato nella magnetosfera della stella di neutroni collassata in buco nero. Sul piano equatoriale, il campo magnetico è amplificato dalla conservazione del flusso magnetico.

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