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Hecho con Indico
v3.3.4
El modelo de hipernova impulsada por binarias (BdHN) postula que los brotes gamma largas (GRBs) se originan en sistemas binarios compuestos por una estrella de carbono-oxígeno (CO) y una estrella de neutrones (NS). El colapso del núcleo CO genera una proto-estrella de neutrones y una supernova (SN), cuyo material es acretado sobre ambas estrellas de neutrones. Esta acreción transfiere rápidamente masa y momento angular a las dos estrellas. En este trabajo hemos evaluado los parámetros binarios que conducen a que cualquiera de las estrellas de neutrones alcance la masa crítica para colapsar gravitacionalmente y formar un agujero negro (BH).
El tiempo de colapso varía desde segundos hasta horas, dependiendo de los valores iniciales del momento angular de la estrella de neutrones. Las BdHNe de tipo I, las más compactas (con un período orbital de aproximadamente cinco minutos) y energéticas, muestran una formación rápida de agujeros negros. Estas hipernovas forman binarias NS-BH con una escala de tiempo de fusión de decenas de miles de años debido a la emisión de ondas gravitacionales. Por otro lado, las BdHNe de tipo II no dan lugar a la formación de agujeros negros y liberan menos energía. Estos eventos resultan en binarias NS-NS con tiempos de fusión similares. Sin embargo, en algunas BdHNe de tipo II, una de las estrellas de neutrones puede volverse supramasiva y se observa que el frenado magnético puede conducir a un colapso retardado en un agujero negro en un período de tiempo de decenas de días, especialmente para campos magnéticos altos, dando lugar a binarias BH-BH o NS-BH con una escala de tiempo de fusión de decenas de miles de años.
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