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Maio/Junho

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Supernovas, explosões cósmicas de raios gama (gamma-ray bursts - GRB) e colapso gravitacional induzido (induced gravitational colapse)

Reunião de Trabalho (Workshop), Les Houches (França)

Realizou-se entre os dias 11 a 16 de maio de 2014, em Les Houches, na França, uma reunião de trabalho promovida pelo ICRANet no âmbito do Programa Internacional em Astrofísica Relativística IRAP/PhD - ERASMUS MUNDUS da Comissão Europeia e do Programa CAPES-ICRANet. Neste encontro foram alcançados resultados relevantes no âmbito da pesquisa em astrofísica relacionada com o estudo de sistemas progenitores de explosões cósmicas de raios gama (GRB) de altas energias (1052 - 1054 erg), associados à eventos de supernovas (SNe). Foram também apresentados, nesta reunião, resultados importantes relacionados com o estudo dos mecanismos físicos de produção de GRB bem como as implicações cosmológicas subsequentes às observações destas emanações. GRB, como sabemos, são lampejos (ou rajadas) de curta duração de raios gama, que ocorrem com frequência e representam os mais energéticos eventos que ocorrem no Universo observável. Fontes de GRB emitem raios gama que transportam, no período de alguns milissegundos até vários minutos, uma quantidade de energia equivalente a toda a energia emitida, neste período de tempo, pelo conjunto de todos os demais corpos celestes do Universo, considerando-se as faixas de frequência do espectro eletromagnético que abrangem as ondas de rádio e os raios gama. GRB são emitidos na formação de um buraco negro. Ao observar-se o número de rajadas emitidas por fontes de GRB em função do tempo de duração destes eventos, encontramos duas classes diferentes de explosões: de longa duração, quando a duração observada é maior do que 2 segundos, e de curta duração, em caso contrário. Estas duas classes são provavelmente originadas em processos diferentes, mas o resultado final em ambos os casos é um novo buraco negro. Algumas fontes de GRB catalogadas como de longa duração estão supostamente associadas a eventos de Supernovas (SNe), explosões que correspondem aos estágios finais da vida de estrelas massivas. A associação entre a produção de GRB e eventos de SNe, no caso da emissão de energia total maior do que 1052 erg (ou seja, duzentos milhões de vezes maior do que a energia irradiada por todas as estrelas em nossa galáxia em um segundo), pode ser explicada por meio do Paradigma de Colapso Gravitacional Induzido (Induced Gravitational Collapse - IGC) introduzido pela primeira vez pelo Prof. R. Ruffini e colaboradores, em 2001, e mais tarde revisitado na 10ª Reunião Marcel Grossmann realizada em Berlim, em 2006. De acordo com este Paradigma, o progenitor dessas fontes de energia seria constituído por um sistema binário composto por dois corpos: um núcleo evoluído de uma estrela massiva à beira de uma explosão de SN, formado principalmente por ferro, carbono e oxigênio, e uma estrela de nêutrons companheira (NS). Estes sistemas especiais são chamados de binary driven hypernovae (BdHNe).



As participações na referida reunião do Professor Christopher L. Fryer, do Laboratório Nacional de Los Alamos, e da Doutora Mackenzie Warren da University of Notre Dame em South Bend (Indiana, USA), em particular, foram notáveis na medida em quem mostraram importantes avanços na aplicação do Paradigma IGC aos códigos números para descrição de explosões de SN, desenvolvidos ao longo de muitos anos pelos Professores Christopher Fryer e David Arnett em Los Alamos, e pelo Professor Jim Wilson em Livermore, e posteriormente estendido ao grupo de pesquisas da Universidade de Notre Dame liderado pelo Professor Grant Mathews.
A Reunião de Trabalho também foi enriquecida pela observação, em 12 de maio deste ano, da erupção de raios gama GRB 140512A, detectada pela Swift Gamma-Ray Burst Mission e pelo Fermi Gamma-Ray Space Telescope.
O grupo de pesquisadores do ICRANet participante do encontro mostrou recorrentemente nesta reunião aplicações diretas do modelo de Ruffini et al. ao estudo de GRB. Neste contexto, Giovanni B. Pisani e Ana Virginia Penacchioni foram capazes de predizer o deslocamento para o vermelho (redshift) do espectro de de absorção associado a processos de emissão de raios gama, com valores entre z = (0,6 e 1,1), resultado este que foi mais tarde confirmado, em 19 de Maio do corrente ano, em observações realizadas no Telescópio NOT (Nordic Optical Telescope) das Ilhas Canarias (z = 0,75) pelo grupo de pesquisadores sediados neste laboratório (ver http://gcn.gsfc.nasa.gov/other/140512A.gcn3). A escola vinculada à referida reunião tem sido particularmente enriquecida com a apresentação dos resultados das pesquisas realizadas pelos muitos alunos sob a orientação dos pesquisadores do ICRANet (ou seja, Dr. C.L. Bianco, Dr. L. Izzo, Dr. J. Rueda, Dr. S.-S. Xue), bem como pelos cientistas que colaboram com o ICRANet como o Prof. Massimo Della Valle, Diretor do Observatório de Nápoles, e o Prof. Aleksei Aksenov de Moscou. O investigador do ICRANet, Dr. L. Izzo, em particular, mostrou a possibilidade de que os sistemas progenitores BdHNe também apresentam alto redshift (z = 8,2 - cerca de 650 milhões de anos após o Big Bang), com implicações muito importantes do ponto de vista cosmológico, ou seja, a possibilidade de utilizarmos GRB como indicadores de distância e para testar a população estelar do Universo com alto redshift. Outros resultados importantes foram apresentados por Marco Muccino e Yu Wang, doutorandos do Programa de Doutoramento IRAP ERASMUS MUNDUS, sob a supervisão do Prof Remo Ruffini. Tendo sido identificada a erupção GRB 090618 como membro da família BdHNe [Ruffini et al. A & A (2014); veja destaques abaixo], constatou-se que a luminosidade de raios-X desta família origina-se a partir da emissão, a grandes ângulos, de eventos associados a eventos de SNe. Este aspecto é refletido pela presença de uma estrutura aninhada e um comportamento da luminosidade de raios-X que obedece a uma lei de potência para todos os objetos da família BdHNe [Pisani et al. A & A (2013)], nas frequências do ótico, do gama de alta energia e outras emissões de alta energia [Ruffini et al., APJ submetido (2014)].

Highlights on an ICRANet publication of this month: On binary driven hypernovae and their nested late X-ray emission

(R. Ruffini, M. Muccino, C. L. Bianco, M. Enderli, L. Izzo, M. Kovacevic, A. V. Penacchioni, G. B. Pisani, J. A. Rueda, Y. Wang, Astronomy & Astrophysics, volume 565, id. L10, 2014)

In the paper by Rueda and Ruffini, Astrophysical Journal Letters (2012), 758, L7 it has been described the rapid evolutionary sequence of these systems, which consists of four distinct emission episodes, observed in the prototypical source GRB 090618 and described in the paper by Izzo, Rueda and Ruffini, Astronomy & Astrophysics Letter (2012). A brief summary of this time sequence is outlined: Episode 1 corresponds to the FeCO core explosion as a SN, with the consequent birth of a new NS (named ν-NS) as the remnant; part of the SN ejecta triggers an accretion process onto the NS companion, and a prolonged interaction between the ν-NS and the NS binary companion occurs. Episode 2 corresponds to the actual GRB; it occurs when the companion NS reaches its critical mass and gravitationally collapse to a black hole. Episode 3, observed in the X-rays, corresponds to an emission with a very precise behavior in time, consisting of a steep decay, starting at the end point of Episode 2, and then a shallow decay phase (or a plateau), followed by a late common power-law decay. Episode 4 corresponds to the optical SN emission occurring after ~10–15 days in the source cosmological rest frame.


In the paper by G.B. Pisani, L. Izzo, R. Ruffini, C.L. Bianco, M. Muccino, A.V. Penacchioni, J.A. Rueda, and Y. Wang, Astronomy & Astrophysics Letter (2013), 552, L5, it has been pointed out the most striking feature of these BdHNe: the common behavior in their late Episode 3 emission. No matter what is the total energetics of the whole event, the duration of Episode 1 and 2, or the distance from the observer of these systems, when we compute the amount of energy emitted per unit of time (luminosity) in a common energy band, the late Episode 3 emission at times larger than 104 s follows the same behavior in time and luminosity, providing a perfect overlap. This feature, in principle, would make these sources a possible distance indicator and suggests that the underlying physical mechanism must be the same in all of them.
In the recently published work by R. Ruffini, M. Muccino, C. L. Bianco, M. Enderli, L. Izzo, M. Kovacevic, A.V. Penacchioni, G.B. Pisani, J.A. Rueda, Y. Wang, 2014, Astronomy & Astrophysics, 565, L10, which is the subject of these highlights, we report the first attempt to give a global physical insight on the origin of Episode 3. One of the results of this work concerns the size of the emitting region where the Episode 3 originates, inferred from the analysis of the prototypical BdHNe, GRB 090618. During the steep decay phase of its Episode 3, a thermal component has been observed in the X-rays. Beyond its very physical meaning, a thermal spectrum is the only emission model which can provide a direct estimate of the size of the emitting region. In the present case it has been inferred the initial size of the source of ~1013 cm, which expands at 0.9 times the speed of light c. This represents the evidence that Episode 3 X-ray luminosity of these sources originates from the wide angle emission of the SN ejecta, rather than from the GRB as it was purported before, since the GRB has typically much higher expansion velocities and, therefore, larger typical dimensions of the emitting region of ~1016-1017 cm (see figure above). The steep decay, the plateau, and the late power-law decay in Episode 3 luminosities for three selected BdHNe (GRB 060729, GRB 061121, and GRB 130427A) were compared and contrasted. Not only these selected BdHNe present a late time overlapping, but they evidence further properties: the higher the energetic of the source, the shorter the plateau phase duration, while the late time emission always overlaps following a precise power-law decay. This represents an authentic nested structure (see figure below). In particular, with the inclusion of all our best known sample of BdHNe, precise scaling laws involving the plateau duration and luminosity, as well as the average luminosity of prompt emission have been inferred.


The common asymptotic late power-law behavior in all BdHNe can be explained by the role of r-process, which are responsible of creating heavy elements. The best scenario for the r-process occurs during the merger of binary NSs (i.e., during the interaction of the companion NS with the ν-NS), where a very neutron-rich dense medium favors the production of nuclei heavier than iron. These are unstable and then decay in lighter daughter nuclides, generating a cascade of reactions, which represents the “fuel” that keeps the late Episode 3 emission going on. Recent computations of the luminosity obtained by the r-process provide a power-law with slopes -1.4≤α≤-1.1 [see the paper by B. D. Metzger, G. Martınez-Pinedo, S. Darbha, E. Quataert, A. Arcones, D. Kasen, R. Thomas, P. Nugent, I. V. Panov and N.T. Zinner, (2010) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 406, 2650], strikingly similar to the ones we have found in the late Episode 3 X-ray luminosity.

Atividades do ICRANet no Brasil e na América do Sul

O Professor Ruffini, Diretor do ICRANet, participou de muitos eventos durante sua viagem ao Brasil na última semana de maio, o que atesta a grande vitalidade do ICRANet na América do Sul.
Depois da convocação da riunião extraordinária do Conselho Científico do ICRANet e da reunião do pessoal docente do Programa IRAP PhD no CBPF - Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas no Rio de Janeiro, o Professor Ruffini participou da cerimônia de assinatura do Acordo de Cooperação entre o ICRANet e a UFF – Universidade Federal Fluminense (Niterói – RJ) e da cerimônia de renovação por mais cinco anos.do Acordo de Cooperação ICRANet-UERJ (Universidade Estadual do Rio de Janeiro), assinado em 2009.


Os recém-assinados acordos, bem como os que já foram assinados anteriormente com a CAPES, o CBPF, a FAPERJ, o Governo do Estado do Ceará, o ITA, a UFPB, a UFRGS, a UNIFEI e o INPE, desenvolvem um papel muito importante no âmbito da investigação científica em nível internacional, além de representarem uma grande oportunidade de crescimento para cientístas e pesquisadores europeus e sudamericanos.
Além disso, o Professor Ruffini esteve em audiência com o Senhor Franklin Dias Coelho, Secretário Especial de Ciência e Tecnologia do Município do Rio de Janeiro, participou do evento de inauguração da sede do IED – Rio (Istituto Europeo di Design) no prestigioso e histórico Cassino da Urca e avançou na realização de dois Institutos do ICRANet e do IED “from the Design of Men to the Design of the Universe”.


É igualmente de assinalar a atribuição da Menção Honrosa 2014 pela Gravity Research Foundation ao estudante C. R. Argüelles e ao Prof. R. Ruffini pelo trabalho baseado numa abordagem inovadora que aborda simultaneamente os buracos negros supermassivos e halos de matéria escura nas galáxias (acesse: http://arxiv.org/abs/1405.7505)
De destacar, também, é o Acordo ICRANet-UAM (Universidad Autónoma Metropolitana) a ser assinado no dia 9 de Julho na Cidade do México entre o Dr Salvador Vega y León, Reitor da UAM e o Professor Remo Ruffini, Diretor do ICRANet. A assinatura deste Acordo segue o Acordo entre o ICRANet e a UNAM (Universidad Nacional Autonoma de Mexico) que se encontra em pleno funcionamento.
(acesse: http://www.icranet.org/docs/UNAMsigned.pdf)

1^st Encontro Científico ICRANet na Armenia - Yerevan – June/July 2014

A física de buracos negros domina alguns dos fenômenos astrofísicos mais energéticos do Universo. Há muitas indicações de que a formação de um buraco negro está relacionada com a emissão de raios gama (GRB), os fenómenos mais luminosos que se conhecem no universo, que podem durar entre poucos segundos até várias horas e ocorrem aparentemente de forma aleatória no céu. A hipótese mais provável para o mecanismo básico de sua produção é a criação de pares do tipo elétron-pósitron, descrita pelo mecanismo de Heisenberg-Euler-Schwinger, por meio da polarização do vácuo em uma região do Universo próxima a um buraco negro, caracterizada pela geometria de Kerr-Newman. Buscas experimentais para alcançar tal regime quântico eletromagnético extremo estão sendo atualmente realizados em projetos na Europa, Rússia e EUA. Há indicações de que uma emissão prolongada de raios gama estaria relacionada com a rotação de buracos negros eletromagnéticos em microquasares. A presença de buracos negros supermassivos (SMBHs), de 108 a 109 massas solares, poderia estar relacionada com núcleos galáticos ativos, blazares e quasares. Existe a possibilidade de que, ao contrário de buracos negros formados pelo colapso gravitacional de matéria bariônica, os SMBHs podem se originar a partir do colapso gravitacional de matéria escura. O 1º Encontro Científico ICRANet na Armênia abordará estes aspectos dos pontos de vista observacional, experimental e teórico. Do ponto de vista observacional, resultados no campo da astrofísica associados a energias muito elevadas em relação ao solo, como HESS, MAGIC, FIM e de instrumentos de última geração, serão revistos neste encontro. Da mesma forma, observações de raios-X e gama, obtidas em Observatórios como Agile, Fermi, Swift, MAXI e NuStar serão também revistos. As observações complementares em micro-ondas e bandas de infravermelho da missão Planck serão apresentados nesta reunião. O progresso contínuo para instalações experimentais na detecção de ondas gravitacionais e neutrinos também será revisto. De um ponto de vista teórico, atenção será dada ao progresso na compreensão dos fenómenos clássicos relacionados com a física dos buracos negros e para o processo de extração de energia de natureza quântica de buracos negros.

Publicado antes da realização do “1st Scientific ICRANet Meeting - Black Holes: the largest energy sources in the Universe – 30 de Junho a 4 de Julho, Yerevan, Armênia, e da Escola IRA/PhD ERASMUS MUNDUS para alunos de doutorado, organizada de 28 a 29 de Junho em Aghveran, Armênia.

Umm programa preliminar do encontro pode ser encontrada em: http://www.icranet.org/images/stories/Meetings/meetingArmenia2014/preliminary_program.pdf

Por favor, encontre o poster do encontro em: http://www.icranet.org/images/stories/Meetings/meetingArmenia2014/Poster_Armenia_Yerevan_2014.pdf