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    Il modello di ipernova guidato da binari ottiene supporto osservativo

    Fig. 1 Tratto da 2020ApJ...893..148R. Schema del percorso evolutivo di un binario massivo fino all'emissione di un BdHN. (a) Sistema binario composto da due stelle di sequenza principale, diciamo 15 e 12 masse solari, rispettivamente. (b) In un dato momento, la stella più massiccia subisce il collasso del nucleo SN e forma un NS (che potrebbe avere un campo magnetico B~1013 G). (c) Il sistema entra nella fase binaria dei raggi X. (d) Il nucleo della restante stella evoluta, ricco di carbonio e ossigeno, per breve CO stella, viene lasciato esposto poiché l'involucro dell'idrogeno e dell'elio è stato rigato da interazioni binarie e possibilmente più fasi di inviluppo comune (non mostrato in questo diagramma). Il sistema è, in questa fase, un binario CO-NS, che viene assunta come configurazione iniziale del modello BdHN [2]. (e) La stella CO esplode come SN quando il periodo binario è dell'ordine di pochi minuti, i getti SN di alcune masse solari iniziano ad espandersi e a ruotare velocemente, neonato NS, per brevi vNS, viene lasciato al centro. (f) L'ejecta SN si accumula sul compagno NS, formando un massiccio NS (BdHN II) o un BH (BdHN I; questo esempio), a seconda della massa NS iniziale e della separazione binaria. La conservazione del flusso magnetico e possibilmente processi MHD aggiuntivi amplificano il campo magnetico dal valore NS a B~1014 G attorno al neonato BH. In questa fase il sistema è un binario vNS-BH circondato da materia ionizzata dell'ejecta in espansione. (g) L'accrescimento, la formazione e le attività del BH contribuiscono all'emissione rapida di raggi gamma GRB e all'emissione di GeV. Attestazione:ICRANet

    Il cambio di paradigma nella fisica e nell'astrofisica dei lampi di raggi gamma (GRB) introdotto dal modello dell'ipernova guidata dal binario (BdHN), proposto e applicato dai membri ICRA-ICRANet-INAF in collaborazione con l'Università di Ferrara e l'Università della Costa Azzurra, ha ottenuto ulteriore supporto osservativo dall'emissione di raggi X nei GRB lunghi. Questi nuovi risultati sono presentati nel nuovo articolo, pubblicato il 20 aprile 2020, nel Giornale Astrofisico , co-autore di J. A. Rueda, Remo Ruffini, miglio Karlica, Rahim Moradi, e Yu Wang.

    L'emissione GRB è composta da episodi:dall'innesco di raggi X duri e dall'emissione pronta di raggi gamma, all'emissione ad alta energia in GeV, recentemente osservato anche nelle energie TeV in GRB 190114C, al bagliore residuo dei raggi X. Il modello tradizionale dei GRB tenta di spiegare l'intera emissione di GRB da un progenitore monocomponente, cioè., dall'emissione di un getto relativistico originato da un buco nero rotante (BH). diversamente, lo scenario BdHN propone che i GRB abbiano origine da un evento cataclismico nell'ultimo stadio evolutivo di un sistema binario composto da una stella carbonio-ossigeno (CO) e una compagna di una stella di neutroni (NS) in orbita stretta. Il collasso gravitazionale del nucleo di ferro della stella CO produce un'esplosione di supernova (SN) che espelle gli strati più esterni della stella, e allo stesso tempo, un neonato NS (vNS) al suo centro. L'espulsione di SN innesca un processo di accrescimento ipercritico sul compagno NS e sul vNS. A seconda delle dimensioni dell'orbita, il NS può raggiungere, nel caso di brevi periodi orbitali dell'ordine dei minuti, la massa critica per il collasso gravitazionale, quindi formando un neonato BH. Questi sistemi in cui si forma un BH sono chiamati BdHN di tipo I. Per periodi più lunghi, il NS diventa più massiccio ma non forma un BH. Questi sistemi sono BdHNe II. Simulazioni tridimensionali di tutto questo processo che mostrano la fattibilità del suo verificarsi, dall'esplosione del SN alla formazione del BH, è stato recentemente reso possibile dalla collaborazione tra ICRANet e il gruppo del Los Alamos National Laboratory (LANL) guidato dal Prof. C. L. Fryer (vedi Figura 1).

    Il ruolo del BH per la formazione dell'emissione di GeV ad alta energia è stato recentemente presentato nel Giornale Astrofisico . Là, il "motore interno" composto da un Kerr BH, con un campo magnetico allineato con l'asse di rotazione BH immerso in un plasma ionizzato a bassa densità, dà origine, dalla radiazione di sincrotrone, all'emissione irradiata nel MeV, GeV, e TeV, attualmente osservata solo in alcuni BdHN I, dagli strumenti Fermi-LAT e MAGIC. Nella nuova pubblicazione, il team ICRA-ICRANet si occupa dell'interazione del vNS con il SN a causa dell'accrescimento ipercritico e dell'emissione di tipo pulsar. Mostrano che l'impronta digitale del vNS appare nel bagliore residuo dei raggi X di lunghi GRB osservati dal rivelatore XRT a bordo dell'osservatorio Niels Gehrels Swift. Perciò, il vNS e il BH hanno ruoli ben distinti e differenti nella lunga emissione osservata di GRB.

    • Fig. 2:Evoluzione del modello della luminosità spettrale di sincrotrone in vari momenti rispetto alle misurazioni in varie bande spettrali per GRB 160625B.

    • Fig. 3 Il marrone, profondo blu, arancia, i punti verde e blu brillante corrispondono alle curve di luce bolometriche (circa 5 volte più luminose dei raggi X molli osservati dai dati Swift-XRT) di GRB 160625B, 160509A, 130427A, 190114C e 180728A, rispettivamente. Le linee continue sono curve di luce teoriche ottenute dalla perdita di energia rotazionale del vNS che alimenta l'afterglow tardivo (t> 5000 secondi, sfondo bianco), mentre nei tempi precedenti (300 300 secondi, dove i dati sono più disponibili. In tempi precedenti, solo GRB 130427A e GRB 190114C in questo stesso hanno dati disponibili. Attestazione:ICRANet

    L'emissione dal vNS magnetizzato e l'accrescimento ipercritico dell'ejecta SN in esso, dà origine al bagliore osservato in tutte le sottoclassi BdHN I e II. La prima (~ poche ore) emissione di raggi X durante la fase di post-incandescenza è spiegata dall'iniezione di elettroni ultra-relativistici dal vNS nel materiale espulso in espansione, producendo radiazione di sincrotrone (vedi Figura 2). Il campo magnetico dedotto dall'analisi del sincrotrone concorda con la componente di campo magnetico toroidale/longitudinale prevista del vNS. Per di più, dall'analisi dei dati XRT di questi GRB ai tempi t> 10^4 secondi, è stato dimostrato che la luminosità in decadimento della legge di potenza è alimentata dalla perdita di energia rotazionale vNS dalla coppia esercitata su di essa dal suo dipolo+quadrupolo magnetico. Da questa, è stato dedotto che il vNS possiede un campo magnetico di forza ~ 10^12 a 10^13 G, e un periodo di rotazione dell'ordine di un millisecondo (vedi Figura 3). È dimostrato che il periodo di rotazione in millisecondi dedotto del vNS concorda con la conservazione del momento angolare nel collasso gravitazionale del nucleo di ferro della stella CO da cui proviene il vNS.

    La struttura dedotta del campo magnetico del "motore interno" concorda con uno scenario in cui, lungo l'asse di rotazione del BH, è radicato nella magnetosfera lasciata dal NS che è collassato in un BH.

    Sul piano equatoriale, il campo è ingrandito dalla conservazione del flusso magnetico.


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