Imagen: GRB 050724 (FORS1/VLT). A la izquierda se muestra la imagen óptica del VLT el 24 de Julio, 12 horas después de la explosión, mostrando la posición del GRB 050724 medida por el telescopio de rayos X Swift y el satélite Chandra. La cruz azul es la posición del brillo remanente óptico. La localización de las explosiones está sobrepuesta en una brillante galaxia rojiza a z=0.258. A la derecha se observa la diferencia entre las imágenes del VLT tomadas el 24 y el 29 de Julio, revelando claramente la presencia del GRB. [Ampliar imagen]
El 24 de julio del 2005 el satélite Swift (NASA/PPARC/ASI) detectó otra breve explosión de rayos gamma, el denominado GRB 050724. Subsecuentes observaciones, incluídas algunas del Very Large Telescope (ESO) permitieron a los astrónomos localizar el objeto con gran precisión a 13 000 años-luz del centro de una galaxia elíptica situada a una distancia de 3000 millones de años-luz (z=0.258).
Debido a sus características se puede deducir que esta galaxia contiene pricipalmente estrellas muy viejas y parece similar a la galaxia huésped del GRB previo, GRB 050509B, también localizado con exactitud y muy diferente de las galaxias origen de las largas explosiones de rayos gamma.
Las poblaciones parentales -y consecuentemente los mecanismos para los breves GRBs y los de duración prolongada- son diferentes en muchos sentidos. El escenario más probable para los GRBs breves es la unión de dos objetos compactos. Las observaciones también demuestran que en este caso se libera entre 100 y 1000 veces menos energía que en los GRBs típicos. La explosión en sí va seguida unos 200-300 segundos después por otro destello menos energético que hace poco plausible que se trate de la colisión de dos estrellas de neutrones, tratándose más bien de una estrella de neutrones en desafortunado encuentro con un poderoso agujero negro, durante el cual ésta sólo resulta parcialmente destruída en la primera zambullida. Los residuos podrían orbitar el agujero negro, transfiriendo masa durante su máxim acercamiento (periastro) hasta que lo que fue una estrella de neutrones se vea reducida a menos de dos centésimas partes de una masa solar. La hecatombe estelar puede prolongarse varias decenas de segundos más.
Noticia:
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-32-05.html
