Fig. 1 Taget från 2020ApJ...893..148R. Schematisk evolutionär väg för en massiv binär upp till emissionen av en BdHN. (a) Binärt system som består av två huvudsekvensstjärnor, säg 15 och 12 solmassor, respektive. (b) Vid en given tidpunkt, den mer massiva stjärnan genomgår kärnkollapsen SN och bildar ett NS (som kan ha ett magnetfält B~1013 G). (c) Systemet går in i den binära röntgenfasen. (d) Kärnan i den återstående utvecklade stjärnan, rik på kol och syre, för kort CO-stjärna, lämnas exponerad eftersom väte- och heliumhöljet har randats av binära interaktioner och möjligen flera gemensamma höljesfaser (visas inte i detta diagram). Systemet är, i detta skede, en CO-NS binär, som tas som den initiala konfigurationen av BdHN-modellen [2]. (e) CO-stjärnan exploderar som SN när den binära perioden är i storleksordningen några minuter, SN-utkastet av några solmassor börjar expandera och roterar snabbt, nyfödd NS, för kort vNS, är kvar i mitten. (f) SN matar ut på NS-kompanjonen, bildar en massiv NS (BdHN II) eller en BH (BdHN I; detta exempel), beroende på den initiala NS-massan och den binära separationen. Bevarande av magnetiskt flöde och eventuellt ytterligare MHD-processer förstärker magnetfältet från NS-värdet till B~1014 G runt den nyfödda BH. I detta skede är systemet ett binärt vNS-BH omgivet av joniserat material från det expanderande utstötningen. (g) Tillväxten, BH:s bildande och aktiviteter bidrar till GRB-prompten gammastrålning och GeV-emission. Kredit:ICRANet
Paradigmförändringen i gammastrålningsburst (GRBs) fysik och astrofysik introducerad av den binära drivna hypernovamodellen (BdHN), föreslagna och tillämpade av ICRA-ICRANet-INAF-medlemmarna i samarbete med University of Ferrara och University of Côte d'Azur, har fått ytterligare observationsstöd från röntgenstrålningen i långa GRB. Dessa nya resultat presenteras i den nya artikeln, publicerad den 20 april, 2020, i Astrofysisk tidskrift , medförfattare av J. A. Rueda, Remo Ruffini, Mile Karlica, Rahim Moradi, och Yu Wang.
GRB-emissionen består av episoder:från den hårda röntgenutlösaren och gammastrålningsprompten, till högenergiutsläppet i GeV, nyligen även observerat i TeV-energier i GRB 190114C, till röntgenefterglöden. Den traditionella modellen av GRB försöker förklara hela GRB-utsläppen från en enkomponents stamfader, dvs. från emissionen av en relativistisk jet som härrör från ett roterande svart hål (BH). Annorlunda, BdHN-scenariot föreslår att GRB kommer från en katastrofal händelse i det sista evolutionära skedet av ett binärt system som består av en kol-syre- (CO)-stjärna och en neutronstjärna (NS)-följeslagare i nära omloppsbana. Gravitationskollapsen av CO-stjärnans järnkärna producerar en supernovaexplosion (SN) som skjuter ut stjärnans yttersta lager, och på samma gång, en nyfödd NS (vNS) i centrum. SN-utmatningen utlöser en hyperkritisk ackretionsprocess på NS-kompanjonen och på vNS. Beroende på omloppsbanans storlek, NS kan nå, vid korta omloppsperioder i storleksordningen minuter, den kritiska massan för gravitationskollaps, bildar därför en nyfödd BH. Dessa system där ett BH bildas kallas BdHN av typ I. Under längre perioder, NS blir mer massiv men den bildar ingen BH. Dessa system är BdHNe II. Tredimensionella simuleringar av hela denna process som visar genomförbarheten av dess förekomst, från SN-explosionen till bildandet av BH, har nyligen möjliggjorts av samarbetet mellan ICRANet och gruppen av Los Alamos National Laboratory (LANL) under ledning av prof. C. L. Fryer (se figur 1).
BH:s roll för bildandet av högenergi-GeV-emissionen har nyligen presenterats i Astrofysisk tidskrift . Där, den "inre motorn" som består av en Kerr BH, med ett magnetfält i linje med BH-rotationsaxeln nedsänkt i en joniserad plasma med låg densitet, ger ursprung, genom synkrotronstrålning, till den strålade emissionen i MeV, GeV, och TeV, observeras för närvarande endast i vissa BdHN I, av Fermi-LAT- och MAGIC-instrumenten. I den nya publikationen, ICRA-ICRANet-teamet tar upp interaktionen mellan vNS och SN på grund av hyperkritisk ackretion och pulsarliknande emission. De visar att fingeravtrycket av vNS visas i röntgenefterglöden från långa GRB:er som observerats av XRT-detektorn ombord på Niels Gehrels Swift-observatoriet. Därför, vNS och BH har väl distinkta och olika roller i den långa observerade GRB-emissionen.
Fig. 2:Modellutveckling av synkrotronspektral luminositet vid olika tidpunkter jämfört med mätningar i olika spektralband för GRB 160625B.
Fig. 3 Den bruna, djupblå, orange, gröna och klarblåa punkter motsvarar de bolometriska (cirka 5 gånger ljusare än den mjuka röntgenstrålningen som observeras av Swift-XRT-data) ljuskurvorna för GRB 160625B, 160509A, 130427A, 190114C och 180728A, respektive. De heldragna linjerna är teoretiska ljuskurvor erhållna från rotationsenergiförlusten i vNS som driver den sena efterglödningen (t> 5000 s, vit bakgrund), medan i tidigare tider (300
Emissionen från den magnetiserade vNS och den hyperkritiska accretionen av SN-ejecta in i den, ger ursprung till efterglöden som observerats i alla BdHN I och II underklasser. Den tidiga (~några timmar) röntgenstrålningen under efterglödningsfasen förklaras av injektionen av ultrarelativistiska elektroner från vNS in i den expanderande ejektan, producerar synkrotronstrålning (se figur 2). Det magnetiska fältet som härleds från synkrotronanalysen överensstämmer med den förväntade toroidala/longitudinella magnetfältskomponenten i vNS. Vidare, från analysen av XRT-data för dessa GRB vid tidpunkter t> 10^4 s, det har visat sig att den sjunkande ljusstyrkan i kraftlagen drivs av vNS-rotationsenergiförlusten av vridmomentet som påverkas av dess dipol+kvadrupolmagnet. Från detta, det har dragits slutsatsen att vNS har ett magnetfält med styrka ~ 10^12 till 10^13 G, och en rotationsperiod i storleksordningen en millisekund (se figur 3). Det visas att den antagna millisekundsrotationsperioden för vNS stämmer överens med bevarandet av vinkelmomentet i gravitationskollapsen av järnkärnan i CO-stjärnan som vNS kom ifrån.
Den härledda strukturen av magnetfältet i den "inre motorn" överensstämmer med ett scenario där, längs rotationsaxeln för BH, det är rotat i magnetosfären som lämnats av NS som kollapsade till en BH.
På ekvatorialplanet, fältet förstoras genom bevarande av magnetiskt flöde.
