Ultra high-energy cosmic rays from relativistic outflows in accretion induced collapse of white dwarfs

Resumen Técnico: Rayos cósmicos de ultra alta energía procedentes de flujos relativistas en el colapso inducido por acreción de enanas blancas

Enunciado del Problema
Los orígenes de los rayos cósmicos de ultra alta energía (UHECRs) siguen siendo un misterio significativo en la astrofísica. Los datos observacionales imponen restricciones estrictas a las fuentes potenciales, requiriendo un espectro de energía específico, una composición nuclear que se vuelve cada vez más pesada a las energías más altas y una anisotropía dependiente de la energía. Aunque se proponen candidatos como transitorios potentes como los estallidos de rayos gamma (GRBs), la naturaleza de sus motores centrales es debatida. Los modelos estándar invocan sistemas de agujero negro–disco de acreción, pero las magnetáres de rotación rápida ofrecen una alternativa. Específicamente, se ha propuesto el colapso inducido por acreción (AIC) de enanas blancas (WDs) como un canal para producir tales motores. Sin embargo, el potencial de los flujos relativistas impulsados por AIC para servir como fuentes de UHECRs, particularmente núcleos pesados, no ha sido modelado sistemáticamente. Trabajos anteriores sobre CRs provenientes de AICs se centraron en protones acelerados cerca de la magnetosfera; este artículo aborda la brecha respecto a la aceleración de núcleos pesados en los propios flujos relativistas.

Metodología
Los autores modelan la aceleración de núcleos pesados similares al hierro (Fe) en flujos relativistas lanzados durante el AIC de una enana blanca altamente magnetizada y de rotación rápida. El estudio procede a través de los siguientes pasos:

1. Modelado del Flujo: Los autores modelan la estrella de neutrones proto (protomagnetar) formada post-AIC como una fuente de flujos relativistas dominados magnéticamente. Calculan la evolución de la magnetización del flujo ($\sigma_0$) y el factor de Lorentz a granel ($\Gamma_j$) basándose en el frenado de la protomagnetar. Los parámetros clave incluyen un período de rotación inicial de 2 ms, un campo magnético de $5 \times 10^{15}$ G y una masa de $1.42 M_\odot$. La tasa de pérdida de masa es impulsada por el calentamiento por neutrinos, que disminuye con el tiempo, causando que el flujo se vuelva cada vez más magnetizado y relativista.
2. Mecanismos de Aceleración: Se consideran dos sitios de aceleración distintos dentro del chorro, análogos a los mecanismos de emisión prompt de GRBs:
   • Reconexión Magnética: La aceleración ocurre en un radio de saturación ($R_{mr}$) donde el flujo alcanza la velocidad terminal. La escala de tiempo de aceleración se equilibra contra las escalas de tiempo de enfriamiento (sincrotrón y dinámica).
   • Choques Internos: La aceleración ocurre donde conchas más rápidas del flujo colisionan con otras más lentas ($R_{is}$). El radio del choque se restringe a estar fuera de la fotosfera para evitar choques mediados por radiación.
3. Pérdidas de Energía y Supervivencia: La energía máxima alcanzable se determina equilibrando las escalas de tiempo de aceleración con las de enfriamiento (dominadas por el enfriamiento por sincrotrón) y las pérdidas por fotodesintegración. Los autores evalúan específicamente la supervivencia de los núcleos de hierro frente a la fotodesintegración por fotones de GRB en la fuente y por el fondo infrarrojo extragaláctico (EIB) durante la propagación. Adoptan un criterio de supervivencia de $\tau_{\gamma-N} < 10$ interacciones en la fuente.
4. Cálculo de Emisividad: Los autores calculan la emisividad de UHECRs ($\varepsilon^2 Q$) integrando el espectro de la fuente sobre la tasa asumida de AICs ($\dot{\rho}_{AIC}$). Asumen un espectro de ley de potencia con un corte exponencial y una eficiencia de conversión ($\eta_{CR}$) del 10% de la energía del chorro hacia UHECRs.
5. Caracterización de la Fuente: La densidad numérica efectiva y la luminosidad efectiva de los AICs se grafican contra otras fuentes astrofísicas conocidas para evaluar su viabilidad en explicar el flujo observado de UHECRs.

Contribuciones y Resultados Clave

• Límites de Aceleración: El modelo demuestra que tanto la reconexión magnética como los choques internos pueden acelerar núcleos de hierro a energías que superan $10^{19}$ eV. Específicamente, la reconexión magnética produce una energía comóvil máxima $\varepsilon'_{max} \sim 8.0 \times 10^{19}$ eV, mientras que los choques internos alcanzan $\sim 1.2 \times 10^{20}$ eV.
• Supervivencia de la Composición: El estudio encuentra que los núcleos de hierro pueden sobrevivir a la fotodesintegración en la fuente (con $\tau_{\gamma-N} < 10$) y durante la propagación hacia la Tierra a distancias típicas de $\sim 100$ Mpc. Esto respalda la hipótesis de que los AICs pueden contribuir a la composición pesada observada de los UHECRs.
• Tasa de Generación de Energía: Teniendo en cuenta las incertidumbres en los mecanismos de aceleración y las tasas de AIC, los autores estiman que los AICs pueden contribuir con una densidad de tasa de generación de energía de $\sim$ unos pocos $\times 10^{43} - 10^{45}$ erg Mpc$^{-3}$ yr$^{-1}$ (asumiendo núcleos similares al hierro).
• Viabilidad como Fuentes: Cuando se grafican en el plano de luminosidad de la fuente versus densidad numérica (Fig. 1), los AICs ocupan una región capaz de explicar el flujo observado de UHECRs, siempre que una fracción significativa de los AICs albergue flujos relativistas. Los autores señalan que, aunque las incertidumbres en la tasa de AIC y la fracción de AICs que producen chorros son grandes, la población tiene la capacidad suficiente para alimentar los UHECRs observados.

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma ser el primero en proponer los AICs de enanas blancas como fuentes potenciales de UHECRs, aprovechando específicamente la conexión entre los AICs y los flujos relativistas capaces de alimentar GRBs. Los autores argumentan que este escenario es oportuno dada la reciente evidencia observacional que vincula los AICs con kilonovas (por ejemplo, GRB 21211A y GRB 230307A) y las predicciones de que los AICs serán observables por futuras instalaciones como el Observatorio Vera C. Rubin (LSST), el Telescopio Espacial James Webb (JWST) y observatorios de rayos gamma de MeV (COSI, AMEGO-X).

Los autores concluyen modestamente que, a pesar de las grandes incertidumbres en la física de aceleración y la verdadera tasa de AICs, una población de estos eventos puede servir efectivamente como fuentes potenciales de UHECRs a los niveles observacionales actuales. Subrayan que su trabajo resalta la importancia potencial de los AICs como fuentes de UHECRs y abre la puerta a futuros estudios para probar este escenario con cálculos más detallados que involucren microfísica, efectos de propagación y análisis de poblaciones específicas. Dejan explícitamente para trabajos futuros los cálculos detallados de propagación y la interpretación del corte observado de UHECRs (si está limitado por la fuente o por la propagación).