I GRB ultra‑lunghi nascondono supernove superluminosi?

I gamma‑ray burst (GRB) sono esplosioni cosmiche così potenti da superare l’intera galassia in pochi secondi. Alcuni di questi lampi durano ore, non minuti, e si chiamano GRB ultra‑lunghi. Un caso famoso è il GRB 111209A, che ha brillato per circa sette ore, e ha lasciato dietro di sé una supernova chiamata SN 2011kl. Questa supernova è stata classificata come superluminosa (SLSN), cioè più brillante di una supernova normale di decine di volte.

La scoperta ha acceso l’interesse: forse i GRB ultra‑lunghi e le SLSN condividono lo stesso “motore”. Una teoria molto discussa è il magnetar, una stella di neutroni ultra‑rapida e con un campo magnetico immenso. Il magnetar rilascia energia per minuti‑ore, alimentando sia il lampo di raggi gamma sia la luminosità eccezionale della supernova. Altre ipotesi includono l’interazione di un’esplosione con un denso gas circostante o la caduta di un buco nero massiccio.

Gli astronomi stanno osservando le galassie ospiti di questi eventi: spesso sono piccole, ricche di stelle giovani e povere di metalli, condizioni che favoriscono la formazione di stelle massicce, progenitori potenziali di magnetar. Tuttavia, le prove non sono ancora definitive. Nuove osservazioni con telescopi spaziali e modelli più sofisticati potrebbero confermare o smentire il legame, ampliando la classica connessione GRB‑SN a una nuova categoria di ipernove superluminosi.

Le ipernove superluminosi (SLSN‑I) presentano picchi di luminosità che raggiungono 10^44‑10^45 erg s⁻¹, ben al di sopra delle supernove di tipo Ia. Il modello del magnetar, proposto da Kasen & Bildsten (2010), prevede che una stella di neutroni con periodo di rotazione P≈1‑2 ms e campo magnetico B≈10^14‑10^15 G possa iniettare energia nella placca di ejecta per tempi dell’ordine di 10^5‑10^6 s. L’energia rotazionale E_rot≈½IΩ², con I≈10^45 g cm², è sufficiente a spiegare la luminosità osservata.

Nel caso di GRB 111209A/SN 2011kl, la durata ultra‑lunga del prompt gamma‑ray (≈7 h) suggerisce un engine attivo per tempi molto più lunghi rispetto ai GRB classici (≤100 s). La modellizzazione spettrale della SN 2011kl mostra una temperatura più alta e una velocità di espansione di ~20 000 km s⁻¹, compatibile con un’iniezione continua di energia. Alcuni autori (e.g., Greiner et al. 2015) hanno ipotizzato che il jet del GRB abbia perforato l’enveloppe stellare, lasciando una zona di riscaldamento che ha alimentato la SLSN.

Alternative al magnetar includono l’interazione di ejecta con un mezzo circum‑stellar denso (CSM). Se la progenitrice ha subito forti perdite di massa prima dell’esplosione, il collasso dell’onda d’urto nel CSM può convertire energia cinetica in radiazione, generando una luce prolungata. Tuttavia, le curve di luce di molte SLSN mostrano una fase di decadimento più lenta di quella prevista da modelli di interazione, favorendo il magnetar.

Le galassie ospiti di GRB ultra‑lunghi e SLSN tendono a essere a bassa metallicità (Z≈0.1 Z_☉). Questo è cruciale perché le stelle massive con bassa metallicità perdono meno massa tramite vento stellare, mantenendo un nucleo più massiccio e favorendo la formazione di magnetar. Inoltre, la bassa metallicità riduce l’opacità del CSM, facilitando la propagazione del jet.

Future osservazioni con JWST e ELT potranno misurare spettri a infrarossi di SLSN a redshift z>2, testando la presenza di linee di elementi pesanti e la composizione del CSM. Simultaneamente, simulazioni idrodinamiche ad alta risoluzione (e.g., con codice FLASH) potranno esplorare la dinamica del jet‑ejecta in ambienti densamente stratificati, fornendo previsioni osservabili per distinguere tra magnetar e interazione CSM. In sintesi, il legame GRB ultra‑lungo–SLSN è promettente, ma richiede dati multi‑messaggero e modelli più completi per confermare se i magnetar siano davvero il motore comune.