3.2 BĠLGĠ PAYLAġIMI
3.2.1 Bilgi HiyerarĢisi
Apesar de não estar claro exatamente quais são os progenitores de GRBs, é praticamente um consenso que eles são resultado da etapa final de um processo de evolução estelar (Rees 2000; Meszaros 2001; Rosswog 2003; Cusumano, Mangano et al. 2006; Meszaros 2006). Surtos longos são classicamente relacionados a progenitores massivos (Paczynski 1998; Fryer, Woosley et al. 1999), podendo, em alguns modelos, necessitar de estrelas com massas de até ~100MSol para ocorrerem, enquanto surtos curtos seriam gerados por mergers7
Como os surtos curtos são gerados por objetos compactos
de estrelas de nêutrons (ou estrela de nêutrons e buraco negro).
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7 Merger = fusão ou coalescência
8 Em astronomia, denominam-se objetos compactos às anãs brancas, estrelas de nêutrons, estrelas exóticas e buracos negros, ou seja, objetos com grandes massas e pequenos raios. Sua estrutura é suportada, usualmente, pela pressão de degenerescência e não por forças eletrostáticas, tendo densidades próximas às nucleares e raios entre 1 e 100km.
, e estes são resultado da evolução estelar possivelmente após um evento de supernova (Heger, Fryer et al. 2003), durante a qual eles podem ser acelerados a grandes velocidades (Arzoumanian, Chernoff et al. 2002), acredita-se devido ao impulso (kick) recebido durante a explosão, é razoável supor que eles se encontrem longe da região de formação estelar no momento
35 da geração do surto. Surtos longos, no entanto, ocorrem com estrelas massivas e, portanto devem estar próximos da região onde seus progenitores foram formados, já que, quanto mais massiva a estrela, mais rápida sua evolução (Weaver, Zimmerman et al. 1978; Bond, Arnett et al. 1984).
Dessa forma, durante todo o capítulo faremos referência aos surtos longos, por estarem inseridos, provavelmente, em um meio mais denso que os surtos curtos.
As estrelas de alta massa são raras, como se pode notar pela Função de Massa Inicial (Initial Mass Function – IMF) apresentada na Fig. 19, em que o número de estrelas com massa 100MSol formado seria ~2×10−5 do número de estrelas formadas com 1MSol. A função apresentada é a proveniente do modelo de Salpeter (Salpeter 1955).
Fig. 19: Função de Massa inicial tipo Salpeter (Salpeter 1955), � = ��
�⨀�
−2.35 .
A Função de Massa Inicial fornece a fração de estrelas formadas em determinado intervalo de massa normalizado pelo número de estrelas formadas com uma massa solar. Essa função é bastante universal, pois depende, principalmente, de parâmetros dinâmicos da região de formação estelar (Padoan, Nordlund et al. 1997). Mesmo com cálculos mais detalhados (Miller and Scalo 1979), a forma e as escalas da função de Salpeter ainda se mantêm e são consistentes com as observações para diferentes sistemas (Kroupa 2002). Não é óbvio que essa função seja universal, pois ela
36 poderia depender de parâmetros variáveis, como a metalicidade9
2.1.1 Densidade ambiente
da região de formação estelar.
De fato, existe a possibilidade de a IMF ter sido distinta na primeira geração de estrelas (chamada de População III), devido a sua baixíssima metalicidade (seu gás era de origem primordial, sendo seu elemento mais pesado o 7Li), com uma formação estelar preferencial em altas massas, talvez entre 10 e 100 MSol (Nakamura and Umemura 1999; Bromm, Coppi et al. 2002; Nakamura and Umemura 2002). Talvez essa primeira população estelar tenha gerado um grande número de fontes possíveis para GRBs (Bromm and Loeb 2006), que eventualmente serão observados para redshifts muito altos (>10) com os futuros telescópios, pois a maior parte das estrelas dessa geração já deve ter passado por sua fase explosiva, com exceção de eventuais “relíquias” de baixa massa (Christlieb, Bessell et al. 2002). Além das estrelas mais antigas, galáxias recentes, porém, com baixa metalicidade, também apresentam maior tendência a formação de estrelas massivas e, provavelmente, GRBs (Sollerman, Östlin et al. 2005; Stanek, Gnedin et al. 2006).
As regiões de formação estelar são, em grande parte, nuvens moleculares densas (102-106cm-3) e frias (10-20K) (Shu, Adams et al. 1987; Ferrière 2001), como mostrado na Fig. 20. Essas condições são necessárias para permitir que a nuvem inicie o processo de colapso gravitacional, quando se fragmentará formando os núcleos das futuras estrelas.
9
A metalicidade é definida como a razão logarítmica entre a densidade de átomos de um “metal” e a densidade de átomos de hidrogênio, em comparação com a mesma razão solar: ��� �� � = ��� ����
���������� − ��� �
���
������.
É importante notar que “metal”, em astronomia, refere-se a qualquer elemento distinto do hidrogênio e hélio.
37 Fig. 20: Nebulosa de Carina (NGC 3372) em cores falsas (The Hubble HeritageProject 2007).
Nuvens moleculares gigantes podem ter tamanhos de dezenas de parsecs e massas entre 105 e 3x106 MSol. Essas nuvens normalmente são complexos de nuvens menores, com tamanhos entre 2 e 5 parsecs e massa entre 103 e 104MSol. A estrutura das nuvens é bastante complexa, formada por subunidades chamadas clumps, cuja densidade é tipicamente da ordem de 103cm-3 para hidrogênio, enquanto nas outras áreas fica em torno de 102cm-3 (Shu, Adams et al. 1987). No entanto, algumas regiões passando por episódios de formação estelar massiva foram observadas com densidades ainda mais altas, até 106cm-3 (Plume, Jaffe et al. 1997).
A condensação do gás nas nuvens pode ocorrer espontaneamente, pela existência prévia de regiões de maior densidade, as quais funcionarão como sementes gravitacionais, ou pode ocorrer de forma induzida, por ondas de choque de uma supernova vizinha que inicie uma onda de compressão (Vanhala and Cameron 1998).
A densidade das regiões onde ocorrem os GRBs deve estar nessa ordem, entre 102 – 106cm-3, sendo muito mais densas que o meio interestelar convencional (1cm-3), porém, muito menos densas que uma região na CNTP (Condições Normais de Temperatura e Pressão: P=1atm, T=273K), onde � ≈ 1020��−3.
2.1.2 Composição
Nuvens moleculares formam-se pela concentração gravitacional do gás pré- existente, herdando assim sua composição. Como temos apontado, as primeiras nuvens moleculares possuíam composição pós-Big Bang, ou seja, havia ocorrido apenas a
38 nucleossíntese primordial, havendo apenas H, He e traços de Li como matéria bariônica, formando grandes estruturas gravitacionalmente em colapso. Quanto menor a metalicidade, maior o tamanho da nuvem, como podemos constatar na Grande Nuvem de Magalhães10
Fig. 21: Abundância dos elementos no Sistema Solar, calculadas a partir de observações
solares e de meteoritos, normalizadas pelo Si definido como sendo 106 (Lodders 2003). (Large Magellanic Cloud – LMC) (Pak, Jaffe et al. 1998).
O colapso dessas nuvens moleculares primordiais formou a primeira geração de estrelas, a População III, com a qual se iniciou o enriquecimento químico do Universo, que as Populações II e I herdaram e contribuíram com sua própria nucleossíntese.
Dessa maneira, podemos encontrar nuvens moleculares com diferentes metalicidades no Universo. Em nosso trabalho, iremos utilizar as composições solares, por estarem mais bem estudadas e calibradas (Anders and Grevesse 1989; Lodders 2003) por observações da fotosfera solar e de medidas com meteoritos. A Fig. 21 apresenta as abundâncias dos elementos para o Sistema Solar. Tabelas detalhando essas informações estão reproduzidas no Anexo 1.