Brote de Rayos Gamma

Ilustración artística de un brillante brote de rayos gamma (GRB 080319B) en una región de formación estelar. La energía de la explosión se proyecta en dos chorros estrechos con direcciones opuestas. Autor y copyright: NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith y John Jones.

Los brotes de rayos gamma o BRG (también llamados GRB, del inglés Gamma-ray burst), más conocidos como explosiones de rayos gamma, son destellos de rayos gamma asociados con explosiones extremadamente energéticas en galaxias distantes, siendo los eventos electromagnéticos más luminosos que ocurren en el universo. Los BRG pueden durar desde unos pocos nanosegundos hasta cerca de una hora, pero (por lo general) un brote típico suele durar unos pocos segundos. Con frecuencia son seguidos por una luminiscencia residual de larga duración y de radiación de longitudes de onda mayor (rayos X, radiación ultravioleta, luz visible, radiación infrarroja y/o radiofrecuencia) denominada postluminiscencia.

Atendiendo a su duración, los BRG pueden ser de dos clases:

De «brote largo»: Es la clase más habitual y, por tanto, la más estudiada. Los BRG de brote largo (o explosiones largas de rayos gamma) tienen una duración aproximada de 2 segundos que, excepcionalmente, puede superar esta cantidad. Se cree que muchos de los BRG de brote largo son haces muy colimados (es decir, los rayos de luz son muy paralelos entre sí), con radiación intensa, producidos a causa de una supernova o, incluso, una hipernova, cuando una estrella de rápida rotación y gran masa colapsa para formar un agujero negro.
De «brote corto» (o «brote breve»). Los BRG de brote corto (o explosiones breves de rayos gamma) son mucho menos habituales y, debido a ello, son muy poco conocidos. Tienen una duración inferior a los 2 segundos y, a día de hoy, aún se desconoce su origen (aunque la teoría actual es que surgen a partir de la fusión de dos estrellas de neutrones). Una gran cantidad de estos BRG han sido localizados, junto con su postluminiscencia, en regiones con poca o casi ninguna formación estelar, incluyendo las grandes galaxias elípticas y el medio intracúmulo, algo que excluye una posible asociación con la muerte de estrellas masivas, confirmando que los eventos cortos son físicamente distintos de los largos.

Las fuentes de los BRG se encuentran a miles de millones de años luz de distancia de la Tierra, lo que implica que las explosiones son extremadamente energéticas (se ha comprobado que un brote típico puede generar la misma energía que el Sol en un periodo de diez mil millones de años) y extremadamente raras (se producen algunas por galaxia cada millón de años). Todos los BRG observados se han originado fuera de la Vía Láctea, aunque una clase de fenómenos relacionados, las llamaradas de rayos gamma suaves, se asocian con los magnetares dentro de la propia Vía Láctea.

Energía y radiación:

Los brotes de rayos gamma son muy brillantes al observarse desde la Tierra, a pesar de las distancias inmensas que separan a nuestro planeta de las fuentes de estos fenómenos. Un BRG largo normal tiene un flujo bolométrico comparable al de una estrella brillante de nuestra galaxia, a pesar de la distancia de miles de millones de años luz que las separan de nosotros (en lugar de unas decenas o cientos de años luz que nos separan de la mayoría de las estrellas observables en el cielo).

La mayor parte de esta energía se libera como rayos gamma, aunque algunos BRG también tienen contrapartidas ópticas extremadamente luminosas. Por ejemplo, GRB 080319B (ilustrado en la figura de arriba) estaba acompañado de una contrapartida óptica que llegó en su máximo a una magnitud aparente de 5,8, comparable a las estrellas más tenues visibles a simple vista, a pesar de que la distancia del brote era de 7,5 miles de millones de años luz. Esta combinación de brillo y distancia requiere una fuente extremadamente energética. Suponiendo que la explosión de rayos gamma fuera esférica, la emisión de energía de GRB 080319B estaría dentro de un factor de 2 de la energía equivalente a la masa en reposo del Sol (la energía que se liberaría si el Sol se convirtiera por completo en radiación).

Ningún proceso conocido del universo puede producir tal cantidad de energía en tan corto periodo de tiempo. Sin embargo, se piensa que los brotes de rayos gamma consisten en explosiones altamente direccionales, donde la mayor parte de la energía de la explosión se focaliza en estrechos chorros relativistas, que viajan a velocidades superiores a un 99.995% de la velocidad de la luz. La anchura angular aproximada del chorro (en otras palabras, el grado de concentración del chorro) puede estimarse directamente observando los «patrones del chorro» en las curvas de luminosidad de la postluminiscencia (esto es, el período temporal tras el cual la postluminiscencia comienza súbita y rápidamente a desvanecerse), debido a que el chorro aminora su velocidad y deja de proyectar su radiación tan eficazmente como antes. Las observaciones sugieren variaciones significativas en el ángulo del chorro de entre 2 y 20 grados.

Debido a que la energía se emite de forma tan direccional, se piensa que los rayos gamma emitidos por la mayoría de los brotes no llegan a la Tierra y no son detectados, pero cuando uno de estos brotes de rayos gamma se dirige a la Tierra, la concentración de su energía en un haz relativamente estrecho provoca que el brote parezca más brillante de lo que sería si su energía se emitiera esféricamente. Cuando se toma este efecto en cuenta, se observa que los brotes de rayos gamma tienen una liberación de energía de unos 10 J, o el equivalente energético de 1/2000 masas solares. Esto es comparable a la energía liberada en una supernova de tipo hipernova, encontrándose dentro del alcance de los modelos teóricos existentes. Se han observado supernovas muy brillantes acompañando a varios de los BRG más cercanos.

Los BRG cortos, en cambio, parecen provenir de una población de estrellas con desplazamientos al rojo inferiores (son más cercanos) y son menos brillantes que los BRG largos. El grado de proyección de los brotes cortos no ha sido medido de manera exacta, pero tienen menos probabilidades de ser tan direccionales como los BRG largos (o, posiblemente, no sean direccionales en absoluto en algunos casos).

Progenitores:

Debido a las inmensas distancias que nos separan de la mayoría de las fuentes de brotes de rayos gamma, la identificación de sus progenitores, es decir, los sistemas que producen estas explosiones, es realmente complicada. La asociación de algunos brotes de rayos gamma largos con supernovas y el hecho de que sus galaxias anfitrionas formen estrellas muy rápidamente ofrece pruebas muy poderosas de que los BRG se asocian con las estrellas masivas, emitiendo su energía en un chorro colimado (haces de luz paralelos).

El mecanismo más ampliamente aceptado sobre el origen de los BRG de larga duración es el modelo del colapso, en el cual el núcleo de una estrella extremadamente masiva, de baja metalicidad y rotación rápida, se colapsa en un agujero negro en las etapas finales de su evolución. La materia cercana al núcleo de la estrella cae hacia el centro y gira hacia el interior de un disco de acrecimiento de alta densidad.

La caída de esta materia hacia el agujero negro genera una pareja de chorros relativistas en la dirección del eje rotacional, que empujan con fuerza la capa superior de la estrella atravesando finalmente su superficie y siendo irradiados como rayos gamma. No obstante, algunos modelos alternativos sustituyen el agujero negro por un magnetar recién formado, aunque la mayoría de los otros aspectos del modelo (el colapso del núcleo de una estrella masiva y la formación de chorros relativistas) permanecen iguales.

Las estrellas galácticas más parecidas a las que producen los brotes de rayos gamma largos son seguramente las estrellas de Wolf-Rayet, estrellas masivas extremadamente calientes que han perdido casi todo su hidrógeno debido a la presión de radiación. Se han identificado como posibles progenitores de brotes de rayos gamma a Eta Carinae y WR 104 (todavía se desconoce si alguna estrella de la Vía Láctea tiene las características necesarias para producir un brote de rayos gamma).

Imagen del Telescopio espacial Hubble de la estrella de Wolf-Rayet WR 124 y la nebulosa que la rodea. Se cree que las estrellas de Wolf-Rayet puedan ser progenitoras de los brotes de rayos gamma de larga duración. Autor y copyright: NASA.

El modelo del colapso de una estrella masiva probablemente no explica todos los tipos de brotes de rayos gamma. Existe una fuerte evidencia de que algunos brotes de rayos gamma de corta duración tienen lugar en sistemas que carecen de formación estelar y en los que no hay ninguna estrella masiva presente, tales como el halo galáctico y el espacio intergaláctico. La teoría más aceptada para el origen de la mayoría de brotes de rayos gamma cortos consiste en la fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones.

Según este modelo, las dos estrellas del sistema binario girarían lentamente la una hacia la otra debido a la liberación de energía en forma de ondas gravitacionales, hasta que las estrellas de neutrones súbitamente se hagan pedazos entre ellas por las fuerzas de marea y se produzca el colapso en un agujero negro. La caída de la materia en el agujero negro en forma de disco de acrecimiento produciría una explosión, similar a la del modelo del colapso. Muchos otros modelos se han propuesto también para explicar los brotes de rayos gamma cortos, incluyendo la fusión de una estrella de neutrones y un agujero negro, el colapso inducido de una estrella de neutrones o la evaporación de agujeros negros primordiales.

Ilustración de una colisión entre dos estrellas de neutrones. Autor y copyright: desconocido.

Mecanismos de emisión:

Aún se conoce muy poco sobre la manera en que los brotes de rayos gamma transforman la energía en radiación, y hasta el 2007 seguía sin adoptarse un modelo general aceptado sobre cómo tiene lugar este proceso. Cualquier modelo de emisión de BRG debe explicar el proceso físico para generar emisiones de rayos gamma que se correspondan con las diversas características observadas en ellos. La necesidad de explicar una eficiencia energética tan extrema, como se infiere de algunas explosiones, sigue siendo el gran desafío a batir: algunos brotes de rayos gamma pueden convertir hasta la mitad (o más) de la energía de la explosión en rayos gamma.

Las observaciones recientes de la brillante contrapartida óptica de GRB 080319B sugieren que el efecto Compton inverso (los fotones disminuyen su longitud de onda al chocar con electrones, siendo necesario para que esto suceda que los electrones viajen a velocidades cercanas a la velocidad de la luz y que los fotones tengan altas energías) puede ser el proceso dominante en algunos eventos. En este modelo, los fotones de baja energía preexistentes se dispersan debido a los electrones relativistas que se encuentran dentro de la explosión, incrementando su energía de forma considerable y transformándolos en rayos gamma.

Se conoce mejor la naturaleza de la postluminiscencia observada a mayores longitudes de onda (desde los rayos X a la radio) que sigue a los brotes de rayos gamma. Toda la energía liberada por la explosión que no se irradia con el propio brote, toma la forma de materia o energía que se expande a una velocidad cercana a la de la luz. Cuando esta materia choca con el gas interestelar, crea una onda de choque relativista que se propaga en el espacio interestelar. Una segunda onda de choque, la onda reflejada, puede propagarse de regreso hacia la materia eyectada.

Los electrones extremadamente energéticos dentro de la onda de choque son acelerados por poderosos campos magnéticos locales y radiados como emisión sincrotrón a lo largo de la mayoría del espectro electromagnético. Este modelo en general ha tenido éxito a la hora de modelar la conducta de muchas postluminiscencias observadas en momentos tardíos (en general, de horas a días después de la explosión), aunque existen dificultades para explicar todas las características de las postluminiscencias poco tiempo después de que tenga lugar el brote de rayos gamma.

Figuras:
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–Verräterischer Blitz (2013). “Sternenkollision.jpg”. Ingenieur. [link]

Las siguientes figuras son de dominio público porque fueron creadas por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».
–Colaboradores de Wikipedia (1997). “Wolf rayet2.jpg”. Wikipedia, la enciclopedia libre. [link]
–Colaboradores de Wikipedia (2008). “GRB080319B illustration NASA.jpg”. Wikipedia, la enciclopedia libre. [link]