astronomia

Primi risultati dalla PanRadio Gamma-Ray Burst Collaboration: l’afterglow a 400 giorni di GRB 230815A

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Primi risultati dalla PanRadio Gamma-Ray Burst Collaboration

Un nuovo studio condotto dalla PanRadio Gamma-ray Burst (GRB) Collaboration, pubblicato su arXiv (arXiv:2511.07644v2), presenta i primi risultati di un programma radiofonico su larga scala che ha monitorato sistematicamente gli afterglow di eventi GRB nel cielo meridionale. Lo studio si concentra sull’evento GRB 230815A, un burst a lunga durata (collapsar), e offre un’analisi dettagliata del suo afterglow per un periodo di 400 giorni.

I ricercatori hanno utilizzato l’Australia Telescope Compact Array per seguire l’evoluzione multifrequenza degli afterglow GRB, dalla prima ora fino a diversi anni dopo l’evento. GRB 230815A, in particolare, non avrebbe ricevuto un tradizionale follow-up radio per via dell’estinzione della linea di vista con $A_V=2.3$ e della mancanza di un redshift noto. I dati ottenuti hanno rivelato un’anomalia: un ‘break’ del jet osservato nei raggi X a circa 0.1 giorni dall’evento, in contrasto con l’evoluzione delle curve di luce radio multifrequenza, tracciate per 400 giorni.

Per spiegare queste discrepanze, gli scienziati propongono un modello a due componenti per il jet: il ‘break’ nei raggi X deriva da un componente stretto (angolo di apertura di ${\sim}2.1^{\circ}$), mentre l’evoluzione radio è dovuta ad un componente più largo (angolo di apertura di $\gtrapprox 35^{\circ}$). Il programma PanRadio GRB si pone l’obiettivo di creare un campione di GRB monitorati in modo completo, al fine di studiare in dettaglio i parametri microfisici e dinamici, rivelando la diversità degli outflow e degli ambienti.

Paper: ArXiv.org

Fusioni violente rivisitate: l’origine delle stelle più veloci della Galassia

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Fusioni Violente Riconsiderate

Un nuovo studio esplora l’origine delle stelle più veloci della nostra galassia, focalizzandosi sulle fusioni violente tra nane bianche. Queste fusioni, in cui due nane bianche di carbonio-ossigeno collidono, sono state a lungo considerate possibili precursori delle supernovae di tipo Ia. I ricercatori hanno rianalizzato questo scenario utilizzando simulazioni avanzate, con una particolare attenzione alla detonazione durante la fusione.

Le simulazioni confermano che le fusioni violente non generano supernovae di tipo Ia normali. Tuttavia, rivelano un aspetto cruciale: la nana bianca secondaria, mentre viene distrutta e accelerata verso la primaria, non brucia completamente. Il suo nucleo sopravvive come oggetto legato. L’esplosione risultante lascia una nana bianca di carbonio-ossigeno di circa 0.16 masse solari, che viaggia a 2800 km/s. Questo la rende un candidato ideale per spiegare l’origine delle nane bianche iperveloci osservate, le stelle più veloci della galassia.

Inoltre, lo studio mostra che prima dell’esplosione, una quantità significativa di materiale, principalmente elio, carbonio e ossigeno, viene espulsa a velocità superiori a 1000 km/s. I ricercatori suggeriscono che se le fusioni violente hanno creato oggetti come D6-1 e D6-3, allora dovrebbe esistere una popolazione molto più ampia di fusioni di nane bianche con nane bianche primarie leggermente meno massicce, che potrebbero essere responsabili delle supernovae di tipo Ia normali.

Paper: ArXiv.org

Supernovae superluminose: tempi di salita diversi spiegano spettri diversi

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Supernovae superluminose: tempi di salita diversi spiegano spettri diversi

Le supernovae superluminose (SLSNe) di tipo I sono una classe eterogenea di esplosioni di stelle massicce eccezionalmente luminose, che in genere mostrano assorbimento dall’ossigeno ionizzato nei loro spettri iniziali. Mentre le loro proprietà fotometriche (luminosità e durata) coprono entrambe un ordine di grandezza, gli studi sulla popolazione suggeriscono che queste distribuzioni sono continue. Tuttavia, i campioni spettroscopici hanno mostrato alcune indicazioni di sottotipi distinti, sia attraverso la somiglianza con determinati oggetti prototipo, sia in termini di evoluzione della velocità.

In questo studio, si dimostra che una SLSN ben osservata, PTF12dam, cambia completamente il suo profilo di assorbimento O II mentre raggiunge la massima luminosità, passando da un sottotipo proposto a un altro. Ciò supporta un’interpretazione in cui la diversità spettroscopica è guidata dalla temperatura dell’ejecta alla massima luminosità, piuttosto che da differenze fondamentali nell’esplosione o nel progenitore.

È stato sviluppato un nuovo metodo diagnostico, il diagramma Luminosità-Scala temporale-Temperatura-Raggio, e un semplice modello giocattolo per l’evoluzione della velocità fotosferica, per dimostrare che la diversità nel tempo di salita della curva di luce (probabilmente dovuta a differenze nella massa espulsa) spiega naturalmente perché le SLSNe con curve di luce più ampie hanno generalmente linee O II più deboli, velocità fotosferiche inferiori dopo il massimo e cambiamenti più lenti nella velocità fotosferica nel tempo. La distribuzione della velocità della popolazione SLSN nota favorisce un profilo di densità dell’ejecta relativamente piatto, coerente con una bolla calda gonfiata da un motore centrale.

Paper: ArXiv.org