GRB 980425 va ser un esclat de raigs gamma, una explosió extremadament energètica que allibera una gran quantitat de radiació gamma durant un breu interval de temps. El satèl·lit BeppoSAX el va detectar el 25 d'abril de 1998 a les 21.49 UTC. Aquest esdeveniment es considera una de les fites astronòmiques més rellevants de finals del , ja que va proporcionar una de les primeres evidències observacionals de la relació entre els esclats de raigs gamma de llarga durada i les supernoves originades pel col·lapse del nucli estel·lar.

S'hi troba a una distància d'aproximadament 40 megaparsecs, per la qual cosa continua registrat com l'esclat de raigs gamma més proper a la Terra descobert fins a la data. El seu estudi va proporcionar la primera evidència sòlida que els esclats de llarga durada són el resultat de la mort violenta d'estrelles massives despullades de les capes externes d'hidrogen i heli.

Detecció inicial El fenomen es va registrar el 25 d'abril de 1998 a les 21:49:16 UTC pel monitor d'esclats de raigs gamma i les càmeres de camp ample instal·lades a bord del satèl·lit ítalo-holandès BeppoSAX. L'esdeveniment va tenir una durada aproximada de 30 segons, classificació temporal que el va ubicar formalment dins de la categoria d'esclats de raigs gamma de llarga durada. Poques hores després de l'alerta inicial, els instruments de raigs X de baixa energia de BeppoSAX, en coordinació amb diversos observatoris terrestres, van apuntar cap a la regió amb l'objectiu de localitzar la brillantor residual. Tot i això, la detecció inicial va revelar una corba de llum inusual. A diferència d'altres esclats, la radiació romanent dels quals disminueix ràpidament seguint una llei de potències, aquest esdeveniment va presentar un comportament diferent que va resultar difícil d'explicar durant els primers dies d'estudi.

Característiques físiques GRB 980425 va presentar propietats físiques diferents a les de la majoria dels esclats de raigs gamma coneguts. En primer lloc, va tenir una baixa lluminositat intrínseca, amb una energia total emesa en raigs gamma estimada en 10⁴⁸ ergis. Això el converteix en un esdeveniment sublluminós, ja que va ser unes 100.000 vegades menys energètic que els esclats cosmològics observats a grans distàncies.

Una de les principals explicacions per a aquesta baixa intensitat es basa en l'orientació del raig relativista. Els raigs relativistes són corrents estrets de partícules i radiació que es desplacen a velocitats properes a la velocitat de la llum i poden produir-se durant fenòmens molt energètics, com els esclats de raigs gamma. A la majoria dels esclats, aquests dolls apunten directament cap a la Terra. En canvi, a GRB 980425 el raig estava inclinat respecte a la nostra línia de visió, per la qual cosa només es va detectar la radiació procedent de les seves vores, un fenomen conegut com a observació off-axis o descentrada.

Els estudis van suggerir que l'objecte progenitor podria haver estat una estrella de Wolf-Rayet, una classe molt massiva i calenta que havia perdut gran part de les capes externes a causa dels intensos vents estel·lars. S'estima que la massa inicial era d'entre 30 i 40 masses solars. Al final de la seva vida, el seu nucli va col·lapsar i va donar origen a un forat negre de massa estel·lar o a un magnetar, alliberant els dolls d'energia que van travessar l'embolcall de l'estrella.

Connexió amb una supernova miniatura|En aquesta imatge, la supernova SN 1998bw és assenyalada amb una fletxa per indicar la seva localització. Poc temps després de la detecció inicial, les observacions òptiques de seguiment van identificar una supernova excepcionalment lluminosa dins la regió d'incertesa de l'esclat de raigs gamma. La posterior anàlisi espectroscòpica va confirmar que es tractava d'SN 1998bw, l'aparició de la qual es va produir aproximadament un dia després de l'esclat de raigs gamma, establint una estreta coincidència espacial i temporal entre ambdós fenòmens.

Els primers espectres van revelar l'absència de línies d'hidrogen i heli, cosa que va permetre classificar SN 1998bw com una supernova de tipus Ic. Aquesta característica indica que l'estrella progenitora havia perdut les capes externes abans del col·lapse, probablement degut a intensos vents estel·lars o a la interacció amb una estrella companya.

Els models hidrodinàmics desenvolupats posteriorment van estimar que l'explosió va alliberar una energia cinètica d'aproximadament 2–5 × 1052 ergis, més de deu vegades superior a una supernova de col·lapse de nucli convencional. A causa d'aquesta energia excepcional, els autors van proposar el terme hipernova per descriure aquest tipus d'explosions estel·lars extremadament energètiques.

Galàxia amfitriona L'esdeveniment es va localitzar als braços espirals de la galàxia ESO 184-G82, situada a una distància cosmològica de només 40 megaparsecs. ESO 184-G82 és una galàxia de tipus espiral barrada que presenta una elevada taxa de formació estel·lar, especialment dins de la regió específica on va ocórrer l'explosió. Els estudis detallats de l'entorn de GRB 980425 van revelar que la hipernova es va originar en una regió de gas ionitzat caracteritzada per una metal·licitat baixa en comparació amb la mitjana de la seva pròpia galàxia. Aquest factor químic resulta fonamental, atès que els models teòrics indiquen que les estrelles amb baixa metal·licitat perden menys massa per vents estel·lars abans de l'explosió, permetent així que el nucli conservi el moment angular requerit per generar els dolls relativistes de l'esclat.

Observació miniatura|350px|Imatge del BeppoSAX, satèl·lit que va capturar GRB 980425. A causa de la seva proximitat relativa, tant GRB 980425 com l'evolució d'SN 1998bw van ser objecte de campanyes d'observació massives a tot l'espectre electromagnètic durant mesos, i van continuar monitoritzant-se durant anys mitjançant instruments d'alta sensibilitat.

A l'espectre òptic i infraroig, el Telescopi espacial Hubble i els terrestres de l'Observatori Europeu Austral van fer el seguiment de la corba de llum de la supernova per més d'un any, fet que va fer possible modelar la desintegració radioactiva del níquel-56 que alimentava la brillantor romanent de la hipernova. Així mateix, en el camp de la radioastronomia, l'Austràlia Telescope Compact Array va detectar una emissió de ràdio extremadament intensa i de ràpida evolució, produïda per la interacció d'una ona de xoc, una pertorbació que es propaga a gran velocitat quan el material expulsat per una explosió estel·lar comprimeix el medi que l'envolta, amb el mitjà interestel·lar.

Finalment, a l'espectre de raigs X, anys després de l'esdeveniment inicial, observatoris espacials com Chandra van continuar detectant una emissió feble al lloc de l'esclat, consistent amb el romanent de la hipernova i amb la possible signatura tèrmica de l'objecte compacte romanent al centre de l'explosió.

Bibliografia

Referències

Categoria:Esclats de raigs gamma Categoria:Constel·lació del Telescopi