Algo falla en la teoría sobre estallidos de rayos gamma

• Título del artículo original: A structured jet explains the extreme GRB 221009A
• Autoras/es: O’Connor, E. Troja, G. Ryan, P. Beniamini, H. van Eerten et al.
• Institución del primer autor: Department of Physics, The George Washington University, 725 21st Street NW, Washington, DC 20052, USA
• Estado de la publicación: Publicado en Science Advances, acceso abierto en arXiv.

El 10 de octubre de 2022 el satélite Fermi detectó una señal en rayos gamma extremadamente potente. Se trataba del estallido de rayos gamma (GRB, por sus siglas en inglés) más brillante jamás detectado hasta la fecha y se le llamó GRB 221009A.

¿De dónde provienen los estallidos de rayos gamma?

Los estallidos de rayos gamma, según nuestro conocimiento hasta la fecha, pueden provenir de dos eventos diferentes. Los estallidos que duran menos de un par de segundos se suelen producir por la fusión de dos estrellas de neutrones y los que duran más tiempo se asocian a la muerte de una estrella muy masiva y que rotaba a gran velocidad. Este segundo tipo se considera una de las explosiones más energéticas del Universo.

GRB 221009A es de esta segunda clase ya que duró varios cientos de segundos y ha sido tan intenso que ha llegado a perturbar la ionosfera terrestre. En la Figura 1 se muestran todos los GRB detectados hasta la fecha de su descubrimiento por orden de energía y la flecha roja marca este evento, muy alejado de la gran mayoría. Parte de por qué hemos detectado tanta energía se explica porque ha ocurrido unas 20 veces más cerca que la media de estos eventos. Pero si corregimos por el efecto atenuante de la distancia, aun así, es una de las explosiones más energéticas detectadas y pone a prueba nuestras teorías. Según la teoría actual, una explosión tan energética y de tanta duración ocurriría una vez cada mil años y, sin embargo, ya hemos detectado unas cinco en medio siglo.

Necesitamos una nueva teoría

En una explosión por la muerte de una estrella masiva y rotante, la energía se empieza a liberar por dos chorros alineados con el eje de rotación que tenía la estrella. Si uno de los chorros está apuntando hacia nosotres, entonces es cuando detectamos el estallido de rayos gamma. Lo primero que detectamos es esta radiación gamma ya que es la más energética y, conforme va pasando el tiempo y el chorro se enfría, la emisión se extiende hacia longitudes de onda más largas como rayos X, luego visible y hasta las ondas de radio. Toda esta emisión se va atenuando con el tiempo y este es uno de los puntos donde la teoría actual deja de funcionar.

Generalmente, se asume que el chorro es como un cono de cierta apertura pero en cuyo interior la energía se distribuye de forma uniforme independientemente de si se está más cerca o lejos del eje del chorro. Este tipo de modelo predice una atenuación con el tiempo de la emisión después del estallido mucho más rápida de lo que se detecta. Además, también predice que el pico de brillo en cada longitud de onda es igual o que a lo sumo decrece un poco para longitudes de onda más largas. Pero se ha obtenido que en rayos X el pico de emisión fue como mínimo de 10 mJy mientras que en radio solo llegó a 0.8 mJy.

Estas inconsistencias se pueden solventar si, en vez de considerar un chorro uniforme, se opta por un chorro con estructura como el mostrado en la Figura 2. En este modelo, el primer estallido de rayos gamma provendría de un chorro muy estrecho de apertura q_g. Y el chorro con el resto de radiación que viene después tendría una zona central de anchura q_b donde la cantidad de energía decae suavemente y otra zona hasta q_sdonde la energía decae muy rápidamente hasta llegar a cero y se acabaría el chorro. Conforme la emisión avanza hacia delante se produce una onda de choque, pero también se produce otra hacia atrás que contribuye a la energía detectada.

Ahora que tenemos una teoría, pongámosla a prueba

El grupo firmante del artículo ha ajustado la emisión que se ha detectado en todas las frecuencias y para todas las medidas desde que se detectó el estallido siguiendo el modelo de chorro anterior. Este ajuste se muestra en la Figura 3, donde descomponen la contribución de la onda de choque delantera e inversa. Como se observa, en general el modelo es capaz de reproducir los datos observados.

Y esto no es solo válido para este GRB en concreto, el quipo también ha considerado otros cuatro eventos de alta energía y ha representado la atenuación de la emisión de rayos X con el tiempo que predice la nueva teoría y las medidas que se tenían. Esto se muestra en la Figura 4 donde, además de las observaciones y el nuevo modelo, se muestra la atenuación que predecía el modelo simple de chorro uniforme que es mucho más rápida. Por lo tanto, eventos muy energéticos pueden generar chorros estructurados como el modelo propuesto mientras que GRB no tan energéticos se pueden describir correctamente con chorros uniformes.

Además, otro punto a favor de esta teoría es que puede explicar que hayamos detectado tantos eventos de alta energía. Este modelo predice un chorro más ancho que emite más energía y que puede provenir de estrellas no tan masivas (y por lo tanto más comunes) como las que requería el modelo de chorro uniforme.