Progenitores: (¿Supernova o no supernova? / ¿Kilonova?)

La clasificación convencional de GRBs entre los ahora llamado de tipo I (largos, debido a colapso de estrellas masivas pobres en metales, ‘collapsars’) y los de tipo II (cortos, originados en fusiones de sistemas binarios de estrellas de neutrones (NS-NS) sigue teniendo vigencia [43,44], pero ya sabemos de varios casos (reflejados anteriormente) que no cumplen esta dicotomía. Aparte, la existencia de varios GRBs de larga duración (> 10³ s) apunta a que otra clase de progenitores están involucrados.

La clave para la determinación unívoca y sin duda alguna de un progenitor masivo en el caso de GRBs de tipo I es la existencia de una SN que se puede inferir, bien como un exceso en la curva de luz de la postluminiscencia óptica, con el máximo aproximadamente un mes tras el estallido (que son las SNe más débiles que se podrían llegar a observar con sensibilidad suficiente hasta z ~1) o bien, de manera espectroscópica (limitada en este caso forzosamente a valores de z < 0.5), aunque para ello se necesite una alta relación señal-ruido. En estos casos, para mejor caracterizar la SN, los espectros de la misma obtenidos (tras sustraerle el la contribución de la galaxia subyacente), se comparan con SN1998bw, que fue la primera asociada con un GRB de larga duración, siendo además la más cercana de todas las SNe asociadas a GRBs detectadas hasta la fecha.

Y en aquellos casos en los GRBs de tipo I en los que hay evidencias en la postluminiscencia de una fase de emisión continuada en forma de meseta (‘plateau’), ésta se explica como una inyección de energía continuada y evidencia de haberse formado un magnetar [45] en vez de un agujero negro, siendo también estos objetos producidos en las fusiones de sistema binarios de estrellas de neutrones.

¿Y en el caso de los de tipo II? La existencia de una kilonova es la prueba evidente de la fusión de un sistema binario de estrella de neutrones (Figura 2), tras la primera detección en GRB 130603B y el hallazgo de la kilonova en la contrapartida electromagnética de la onda gravitacional GW 170817A asociada a un GRB de corta duración.

^{Figura 2. Concepción artística de la secuencia de formación, a partir de la fusión de dos estrellas de neutrones en un sistema binario, de una kilonova asociada con un estallido de rayos gamma. / Clara & Sofía López Martín (Freepik) y Alberto J. Castro-Tirado (IAA-CSIC/UMA).}

Postluminiscencias

Desde el punto de vista de su interacción con el medio, la postluminiscencia (el “afterglow” en inglés) que se observa en todas las longitudes de onda, satisface la predicción del modelo de bola de fuego (“fireball model”) relativista [46], al inyectarse una cantidad de energía nada despreciable en el medio interestelar de la galaxia anfitriona (Figura 3). El proceso físico dominante es radiación sincrotrón, por parte de electrones relativistas en presencia de fuertes campos electromagnéticos (B ~10⁶ G), y originados en la eyección relativista (factores iniciales de Lorentz Γ ~  10² – 10³) de material en diversas fases a lo largo de un chorro de emisión colimada en un ángulo con una abertura en el rango ~1º-10º.

^{Figura 3. Concepción artística del modelo estándar de GRBs, adaptado de [58].}

Sin embargo, estudios más recientes muestran que no todos los GRBs satisfacen las predicciones del modelo estándar, en relación tanto a la emisión temprana como a la postluminiscencia (ver por ejemplo, [47]) como se muestra en las Figuras 4 y 5. En especial, el ajuste de las postluminiscencias no es tan bueno en las longitudes de onda de radio, cuando se hace el ajuste multifrecuencia de todos los datos. También se han observado, en ~40% de las postluminiscencias de rayos X observadas por el satélite Swift pocos minutos tras el GRB, fulguraciones hasta 10⁴ s más tarde, episodios a modo de flujo constante o mesetas (‘plateaus’) que se extienden hasta 10⁴-10⁵ s y cambios de pendientes (‘jet breaks’) que hacen más compleja toda la interpretación.

^{Figura 4. La postluminiscencia de GRB 021004, desde rayos-X hasta radio, desde 0,01 hasta 250 días tras el GRB, mostrando los 7 episodios de inyección de energía a lo largo de ese tiempo. Adaptado de [59].}

^{Figura 5. La distribución espectral (desde radio hasta rayos-X) de la postluminiscencia de GRB 051022 (a las 33h tras su detección), incluyendo datos de Calar Alto con el ajuste según el modelo estándar. Adaptado de [60].}

Aparte del modelo estándar mencionado anteriormente, existen otros modelos de emisión temprana (de choques magnéticos internos, de atmósfera magnéticamente disipativa) y el llamado ICMART (‘Internal Collision-induced Magnetic Reconnection and Turbulence’) así como modelos híbridos resultante de los anteriores.

La estructura y composición del chorro

En GRB 030329, uno de los mejor estudiados, se propuso la existencia de un doble chorro. Una primera componente (el chorro más estrecho y con un factor de Lorentz inicial más alto) que sería el responsable de la emisión gamma y una segunda componente (con un chorro más ancho) que sería el causante de la emisión de la postluminiscencia, al menos desde radio hasta el óptico [48].

Pero, ¿cómo es la geometría del chorro?  La estructura del chorro depende de varios factores, tales como la presencia de un agujero negro (y de su spin) o de una estrella de neutrones, la estructura, masa y momento angular del disco de acrecimiento, la geometría e intensidad del campo magnético y de la energía transportada por los neutrinos [49].

Hay básicamente tres modelos de estructura del chorro inicial: gaussiano, de sombrero de copa (‘top-hat’) y como ley de potencia; estructura que obviamente se modifica al interaccionar con el medio. La estructura final también se ve configurada en función de ciertas variables: la naturaleza de la energía en el chorro, la magnetización del mismo o la presencia de una SN subyacente. La tipología de chorro estructurado es la que se ha invocado para explicar los GRBs más intensos, como ha sido el caso GRB 221009 [50].

En cuanto a la composición del chorro, se barajan modelos de composición bariónica enteramente o dominados por el flujo de Poynting. Aunque hay casos donde se ha observado una composición híbrida, con dos componentes, como en el referido GRB 221009A, un caso excepcional donde el ángulo de visión fue de sólo 0.6º.

Galaxias anfitrionas

La mayoría de las galaxias anfitrionas detectadas inicialmente fueron galaxias de baja metalicidad, brillantes en el UV (implicando alta formación estelar) y siendo la mayoría galaxias enanas irregulares, con masas en el rango 10⁹-10¹⁰ M_☉. Observaciones en el infrarrojo cercano realizadas de manera más continuada mostraron que ~25% de las postluminiscencias de los GRB largos están afectadas por el polvo, implicando extinciones A_v > 1 (ver por ejemplo [51]). Con ello, la muestra de galaxias anfitrionas ya identificadas ha aumentado considerablemente, estando muchas ya más enriquecidas en metales (con metalicidad próxima a la solar) y siendo más masivas que la anterior muestra, con masas en el rango 10⁹-10¹⁰ M_☉. De ello se infiere que podría haber dos vías en cuanto a la formación de GRBs de larga duración y la baja metalicidad sería una de las condiciones en una de ellas. En cualquier caso, la adición de estas galaxias más masivas a la muestra de galaxias anfitrionas de GRBs implica que el sesgo para considerar a los GRBs como indicadores de formación estelar es menor, y podrían ser buenos indicadores para determinar la tasa de formación estelar a valores de z > 3.

Sondeando el medio interestelar en galaxias con formación estelar a alto corrimiento al rojo

El GRB más lejano observado hasta la fecha tiene un corrimiento al rojo z∼9.4 [52], y se estima que podrían incluso ser detectados hasta z∼20 [53]. Aparte de poder sondear distantes galaxias con formación estelar, la espectroscopía de las postluminiscencias de GRBs en las horas iniciales tras la detección de los mismos, propicia el estudio del medio interestelar (ISM) en dichas galaxias de una manera sin precedentes, posibilitando de esta forma evaluar la absorción producida por el gas, los metales y el polvo, de lo que se pueden inferir las propiedades del polvo, el estado de ionización y la cinemática de los sistemas entre medias así como la composición química y la fracción de gas molecular de la galaxia anfitriona. Ver la Figura 6.

^{Figura 6. El espectro de absorción (tomado con OSIRIS en el GTC) de la postluminiscencia óptica de GRB 130606A indicaba un corrimiento al rojo z = 5,91, confirmando la expectativa de la distancia al haber sido descubierto tres horas antes con nuestro telescopio robótico TELMA en la estación BOOTES-2 en el IHSM/UMA-CSIC La Mayora en Algarrobo-Costa (Málaga). El soberbio espectro de GTC (sólo dos exposiciones de 1200s con R2500I) permitió también detectar varios sistemas intermedios (coloreados) y fue tomado sólo 3h tras el GRB (cuando la magnitud óptica de dicha contrapartida era de 20). Adaptado de [61].}

Cosmología con GRBs

Debido a su luminosidad extrema, los GRBs se pueden observar hasta muy alto corrimiento al rojo, como hemos reseñado anteriormente. De manera similar a las SNe de tipo Ia, los GRBs pueden considerarse como indicadores cósmicos de distancia usando correlaciones propuestas entre distintos observables y así restringir los parámetros cosmológicos (ver por ejemplo [54]), aunque hay cierta controversia al respecto (ver por ejemplo [55]).

Interrogantes adicionales

Pero todavía hay muchos interrogantes que responder (ver más detalles en [56]), en relación a varios aspectos:

Y podríamos plantearnos interrogantes adicionales, recurrentes en el campo:

Conclusiones

El campo de los GRBs ha experimentado un auge espectacular en estos 25 años, con implicaciones que van desde evolución estelar astrofísica extragaláctica, culminando con el uso de los GRBs en cosmología. En particular queremos resaltar entre todos los resultados de estos 25 años la ya mencionada detección de un GRB de corta duración asociado a la onda gravitacional GW170817 y la posterior detección de la kilonova asociada supuso la confirmación de la asociación de los GRBs de tipo II con las fusiones de estrellas de neutrones en sistemas binarias, como siempre se había sospechado.

Pero aunque se ha avanzado mucho en todo este tiempo, aún quedan muchos interrogantes, y buena prueba de ello son las dos grandes misiones espaciales lanzadas este año para seguir profundizando en este campo: Einstein Probe (lanzada en enero) y SVOM² (lanzada en junio) en sinergia con toda la batería de instrumentación multirrango en tierra firme y los observatorios de ondas gravitacionales y de neutrinos en esta era de la Astrofísica de Multimensajeros.

Si la misión THESEUS [57] (Figura 7), con fuerte participación española, es finalmente adoptada por la ESA en 2026, la comunidad de altas energías española en particular y europea en general, se asegurará seguir teniendo un papel preponderante en este campo, toda vez que el Observatorio de rayos-gamma INTEGRAL de la ESA dejará de dar servicio en unos meses, después de tantos éxitos cosechados. En ese caso, el lanzamiento de THESEUS sería en 2037, y en clara sinergia con el resto de infraestructura en tierra y misiones espaciales previstas para entonces.

^{Figura 7. Concepción artística de la Misión THESEUS (Transient High-Energy Sky and Early Universe Surveyor) de la Agencia Espacial Europea. Cortesía ESA.}

A todos los miembros de mi equipo por su dedicación y entrega todos estos 25 años (con mención especial a Javier Gorosabel y Mariló Pérez-Ramírez, quienes nos dejaron en 2015, antes de tiempo) y también a todos aquellos colegas que nos han “sufrido” teniendo que interrumpir sus importantes observaciones para atender las nuestras, conscientes de la importancia de la necesidad de la prontitud de las mismas. Y también a los comités de asignación de tiempos, que entendieron igualmente de la importancia de los programas de oportunidad para obtener el máximo rendimiento y publicaciones de alto impacto asociadas a los observatorios ópticos respectivos, en pos de beneficiar a los grupos españoles proponentes (aunque últimamente ya no sea tanto este el caso, atendiéndose casi más a peticiones con mayoritaria participación extranjera en tiempo español en detrimento de los grupos de nuestro propio país).

NOTAS

1. Historietas de esa época hay a raudales, como salir corriendo del LAEFF en Villafranca en Villafranca del Castillo (en Madrid) con lo puesto para llegar a Calar Alto al atardecer tras 7 horas de coche y entrar literalmente por la ventana –entreabierta– de la biblioteca (ya que nadie escuchaba el timbre para abrirnos la puerta) y “asaltar” al astrónomo de turno para pedirle (tras recuperarse el pobre alemán del “susto” inicial) que por favor observara cierta posición en el cielo donde horas antes había acontecido un GRB. Y explicarle primero qué era un GRB, claro. Anécdota también recogida en [62]. Y es que por entonces aún no se habían descubierto contrapartida óptica alguna y la escala de distancias seguía siendo un misterio...  

2. Misión en la que España, por tan sólo 0.5 Meur pudiera haber participado con todas las garantías del resto de países del consorcio, de haberse atendido la petición del autor de esta contribución al Plan Nacional, siguiendo la invitación que se nos cursó desde Francia (donde se co-lidera la misión), para aportar una pequeña componente del hardware, y cuya patente era además de una empresa española. Sin embargo, la propuesta no alcanzó la prioridad suficiente.

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