GRB 970228

GRB 970228
Tipo de evento Erupção de raios gama
Constelação Orion
Ascensão reta 05h 01m 46,7s
Declinação +11° 46′ 53,0″
Época J2000
Distância 8,123×109 anos-luz (2,491×109 pc)
Desvio para o vermelho 0,695
Energia total liberada 5,2×1044 J
Outras designações GRB 970228

GRB 970228 foi a primeira erupção de raios gama (GRB, do inglês gamma-ray burst) para a qual se observou um brilho residual (afterglow). Foi detectada em 28 de fevereiro de 1997, às 02:58 UTC. Desde 1993, físicos previam que as GRBs seriam seguidas por um brilho residual de menor energia (em comprimentos de onda como ondas de rádio, raios X e até mesmo luz visível), mas, até esse evento, as GRBs só haviam sido observadas como surtos altamente luminosos de raios gama de alta energia (a forma mais energética de radiação eletromagnética); isso resultava em grandes incertezas de posição, que deixavam sua natureza muito obscura.

A erupção teve múltiplos picos em sua curva de luz e durou aproximadamente 80 segundos. Peculiaridades na curva de luz de GRB 970228 sugeriram que uma supernova também pode ter ocorrido. A posição da erupção coincidiu com a de uma galáxia situada a cerca de 8,1 bilhões de anos-luz de distância (um desvio para o vermelho de z = 0,695), o que forneceu evidências iniciais de que as GRBs ocorrem muito além da Via Láctea; isso foi comprovado de forma decisiva dois meses depois, com uma erupção subsequente, a GRB 970508.

Observações

Uma erupção de raios gama (GRB) é um clarão altamente luminoso de raios gama, a forma mais energética de radiação eletromagnética. As GRBs foram detectadas pela primeira vez em 1967 pelos satélites Vela, uma série de espaçonaves projetadas para detectar explosões nucleares.

GRB 970228 foi detectada em 28 de fevereiro de 1997, às 02:58 UTC, pelo Monitor de Erupções de Raios Gama (Gamma-Ray Burst Monitor, GRBM) e por uma das Câmeras de Campo Amplo (Wide Field Cameras, WFCs) a bordo do BeppoSAX, um satélite ítalo-neerlandês originalmente projetado para estudar raios X. A erupção durou cerca de 80 segundos e teve múltiplos picos em sua curva de luz. As erupções de raios gama têm perfis temporais muito diversos, e não se compreende totalmente por que algumas erupções têm múltiplos picos e outras apenas um. Uma possível explicação é que os múltiplos picos se formam quando a fonte da erupção de raios gama sofre precessão. Em poucas horas, a equipe do BeppoSAX usou a detecção em raios X para determinar a posição da erupção com uma caixa de erro — uma pequena área em torno da posição específica que leva em conta o erro na posição — de 3 minutos de arco. A erupção também foi detectada pela sonda espacial Ulysses.

Cerca de um e nove dias depois, foram obtidas imagens ópticas da caixa de erro com o Telescópio William Herschel, em La Palma; a comparação das imagens revelou uma fonte pontual em esmaecimento, localizada em uma ascensão reta de 05h 01m 46,7s e uma declinação de +11° 46′ 53,0″, o que forneceu a primeira localização com precisão de segundo de arco de qualquer erupção de raios gama.

Imagens posteriores, obtidas depois que a fonte pontual se esmaeceu, revelaram uma galáxia tênue quase na mesma posição, a presumida galáxia hospedeira da erupção; uma coincidência casual de posições era improvável, mas possível, de modo que a origem cosmológica das GRBs só se tornou conclusiva com as observações de GRB 970508, cerca de dois meses depois.

Brilho residual

Em 1993, Bohdan Paczyński e James E. Rhoads publicaram um artigo argumentando que, independentemente do tipo de explosão que causa as GRBs, a energética extrema das GRBs implicava que a matéria do corpo hospedeiro deveria ser ejetada a velocidades relativísticas durante a explosão. Eles previram que a interação entre o material ejetado e a matéria interestelar criaria uma frente de choque. Caso essa frente de choque ocorresse em um campo magnético, os elétrons acelerados nela emitiriam radiação síncrotron de longa duração nas radiofrequências, um fenômeno que mais tarde passaria a ser chamado de brilho residual em rádio. Jonathan Katz concluiu posteriormente que essa emissão de menor energia não se limitaria às ondas de rádio, mas deveria abranger frequências desde as ondas de rádio até os raios X, incluindo a luz visível.

Os Instrumentos de Campo Estreito (Narrow Field Instruments) a bordo do BeppoSAX começaram a observar a posição de GRB 970228 em até oito horas após sua detecção. Foi detectada uma fonte transiente de raios X que se esmaeceu seguindo uma lei de potência nos dias seguintes à erupção. Esse brilho residual em raios X foi o primeiro brilho residual de GRB já detectado. Desde então, os decaimentos em lei de potência passaram a ser reconhecidos como uma característica comum dos brilhos residuais de GRBs, embora a maioria dos brilhos residuais decaia a taxas diferentes durante diferentes fases de sua existência.

Imagens ópticas da posição de GRB 970228 foram obtidas em 1º e 8 de março com o Telescópio William Herschel e o Telescópio Isaac Newton. A comparação das imagens revelou um objeto cuja luminosidade havia diminuído tanto na luz visível quanto na luz infravermelha. Esse era o brilho residual óptico da erupção. Observações de acompanhamento mais profundas com o New Technology Telescope mostraram que o brilho residual coincidia com uma galáxia pequena e distante: a primeira evidência da natureza extragaláctica e cosmológica das erupções de raios gama. Depois que a própria erupção de raios gama se esmaeceu, observações muito profundas feitas com os telescópios Keck mostraram que a galáxia subjacente tinha um desvio para o vermelho de 0,695. O brilho residual em rádio previsto nunca foi detectado para essa erupção. Na época da descoberta dessa erupção, acreditava-se que as GRBs emitiam radiação de forma isotrópica. Os brilhos residuais dessa e de várias outras erupções — como GRB 970508 e GRB 971214 [en] — forneceram evidências iniciais de que as GRBs emitem radiação em jatos colimados, uma característica que reduz em várias ordens de grandeza a energia total liberada por uma erupção.

Relação com supernova

Do canto superior esquerdo para a direita, uma esfera azul cresce e ganha mais camadas. No extremo direito, a esfera explode. Do canto inferior direito para a esquerda, a esfera que explodiu se achata em um disco giratório com dois feixes brilhantes de luz saindo do eixo de rotação.
Ilustração artística que mostra a vida de uma estrela massiva à medida que ela se torna uma supernova, colapsa em um buraco negro e emite uma erupção de raios gama ao longo de seu eixo de rotação. Crédito: Nicolle Rager Fuller/NSF

Daniel Reichart [en], da Universidade de Chicago, e Titus Galama, da Universidade de Amsterdã, analisaram independentemente a curva de luz óptica de GRB 970228, e ambos concluíram que o objeto hospedeiro pode ter sofrido uma explosão de supernova várias semanas antes da ocorrência da erupção de raios gama.

Galama analisou a curva de luz da erupção e verificou que sua luminosidade decaía a taxas diferentes em momentos diferentes. A luminosidade decaiu mais lentamente entre 6 de março e 7 de abril do que antes e depois dessas datas. Galama concluiu que a parte inicial da curva de luz havia sido dominada pela própria erupção, enquanto a parte posterior foi produzida pela supernova do tipo Ic subjacente. Reichart notou que o brilho residual tardio era mais vermelho do que o brilho residual inicial, uma observação que conflitava com o modelo de bola de fogo relativística então preferido para o mecanismo de emissão das erupções de raios gama. Ele também observou que a única GRB com perfil temporal semelhante era GRB 980326, para a qual uma relação com supernova já havia sido proposta por Joshua Bloom [en].

Uma explicação alternativa para as curvas de luz de GRB 970228 e GRB 980326 envolvia ecos de poeira. Embora GRB 980326 não tenha fornecido informações suficientes para descartar definitivamente essa explicação, Reichart mostrou que a curva de luz de GRB 970228 só poderia ter sido causada por uma supernova. Evidências definitivas que ligam erupções de raios gama a supernovas foram por fim encontradas no espectro de GRB 020813 [en] e no brilho residual de GRB 030329 [en]. No entanto, as características semelhantes às de supernovas só se tornam aparentes nas semanas seguintes a uma erupção, o que deixa aberta a possibilidade de que variações de luminosidade muito precoces possam ser explicadas por ecos de poeira.

Galáxia hospedeira

Durante a noite de 12 para 13 de março, Jorge Melnick fez observações da região com o New Technology Telescope. Ele descobriu uma tênue mancha nebular na posição da erupção, quase certamente uma galáxia distante. Embora houvesse uma chance remota de que a erupção e essa galáxia não estivessem relacionadas, a coincidência de suas posições forneceu fortes evidências de que as GRBs ocorrem em galáxias distantes, e não dentro da Via Láctea. Essa conclusão foi posteriormente corroborada pelas observações de GRB 970508, a primeira erupção a ter seu desvio para o vermelho determinado.

A posição do brilho residual da erupção apresentava um deslocamento mensurável em relação ao centroide da galáxia hospedeira, o que efetivamente descartou a possibilidade de que a erupção tivesse se originado em um núcleo galáctico ativo. O desvio para o vermelho da galáxia foi posteriormente determinado como z = 0,695, o que corresponde a uma distância de aproximadamente 8,123×109 anos-luz. A essa distância, a erupção teria liberado um total de 5,2×1044 J, supondo emissão isotrópica.

Referências

  1. 1 2 3 Groot, 12 de março de 1997
  2. 1 2 «GRB» indica que o evento foi uma erupção de raios gama, e os números seguem o formato AAMMDD, correspondente à data em que a erupção ocorreu: 28 de fevereiro de 1997.
  3. ↑ Schilling 2002, p. 101
  4. 1 2 3 4 5 Costa 1997b
  5. 1 2 3 4 Costa 1997a
  6. 1 2 Paczyński 1993
  7. 1 2 Katz 1994
  8. 1 2 3 Reichart 1999
  9. 1 2 Conversão do desvio para o vermelho em distância feita por meio de ferramentas on-line:
    Wright, Edward L. (9 de maio de 2008). «Ned Wright's Javascript Cosmology Calculator» [Calculadora cosmológica em Javascript de Ned Wright] (em inglês). UCLA Division of Astronomy & Astrophysics. Consultado em 11 de junho de 2010. Cópia arquivada em 15 de outubro de 2026
  10. 1 2 3 Bloom 2001
  11. 1 2 3 Schilling 2002, p. 102
  12. 1 2 3 Reichart 1998
  13. ↑ Schilling 2002, pp. 12–16
  14. ↑ Varendorff 2001, p. 381
  15. ↑ Schilling 2002, pp. 58–60
  16. ↑ Portegies Zwart 2001
  17. ↑ Hurley 1997
  18. 1 2 Groot, 14 de março de 1997
  19. ↑ Panaitescu 2007, §2
  20. ↑ Van Paradijs et al., 1997
  21. ↑ Huang 2002
  22. ↑ Schilling 2002, p. 173
  23. ↑ Galama 2000
  24. ↑ Bloom 1999
  25. ↑ Reichart 2001
  26. ↑ Butler 2003
  27. ↑ Stanek 2003
  28. ↑ Moran 2005
  29. ↑ Djorgovski 1999

Bibliografia

Ligações externas