Early Multiwavelength Observations of AT 2026fgk: The Luminous Afterglow to Sub-luminous GRB 260310A, Identified Independently of a Gamma-ray Trigger

Resumen Técnico: Observaciones Multilongitud de Onda Tempranas de AT 2026fgk

Problema y Contexto
Los orígenes físicos de los brotes de rayos gamma (GRB) subluminosos, definidos por luminosidades isotrópicas equivalentes en rayos gamma de $L_{\gamma,iso} < 10^{49.5}$ erg s$^{-1}$, son aún insuficientemente comprendidos. Aunque estos eventos están robustamente vinculados a supernovas de tipo Ic de líneas anchas (Ic-BL SNe), su baja tasa de descubrimiento y sus tenues resplandores (afterglows) han dificultado su caracterización exhaustiva. Los modelos existentes proponen diversos orígenes, incluyendo jets bloqueados (choked jets) que transfieren energía a un capullo (cocoon), flujos cargados de bariones ("sucios") con factores de Lorentz iniciales ($\Gamma_0$) bajos, jets de baja potencia de motores centrales alternativos, o jets estándar vistos fuera del eje. Existe una brecha crítica en determinar si los GRB subluminosos representan una población física distinta o simplemente las colas fuera del eje de los GRB largos clásicos. Además, las encuestas ópticas históricamente han tenido dificultades para detectar estos eventos independientemente de los disparos (triggers) de rayos gamma, lo que limita las estimaciones de tasas volumétricas.

Metodología
Este estudio presenta un análisis multilingitud de onda exhaustivo de AT 2026fgk, el resplandor óptico asociado al GRB 260310A detectado por Fermi-GBM. El evento fue identificado independientemente de un disparo de rayos gamma por encuestas ópticas (GOTO, LAST, ZTF) y posteriormente vinculado al GRB.

• Observaciones: Los autores compilaron datos de los primeros 50 días post-disparo a través del espectro electromagnético.
  • Óptico/NIR: La fotometría se obtuvo de GOTO, ATLAS, LAST, ZTF, SEDM, Liverpool Telescope, NOT, TJO, LDT, LOT, SLT, LCOGT y Pan-STARRS. La espectroscopía se aseguró mediante NGPS (Palomar), DeVeney (LDT), GMOS-N (Gemini) y JWST/NIRSpec.
  • Rayos X: Las observaciones se realizaron utilizando Einstein Probe/FXT, NuстаR y Chandra.
  • Radio: El monitoreo abarcó longitudes de onda de cm a mm utilizando AMI-LA, VLA, OVRO, Effelsberg, NOEMA y SMA.
  • Polarimetría: Se realizó polarimetría óptica (banda $r$) y de radio para restringir la geometría del campo magnético.
• Modelado:
  • Descomposición de Afterglow + SN: El curso de luz óptico se modeló como una superposición de un afterglow de ley de potencia rota (BPL) y un componente de supernova, utilizando SN 1998bw como plantilla con parámetros de estiramiento ($s$) y escalamiento de luminosidad ($k$).
  • Física de la Supernova: El componente de la supernova se ajustó mediante un modelo de Arnett modificado (vía REDBACK) para derivar la masa de níquel ($M_{Ni}$), la masa de eyección ($M_{ej}$) y la energía cinética ($E_K$).
  • Física del Afterglow: Se aplicó un modelado de sincrotrón básico para inferir el factor de Lorentz inicial ($\Gamma_0$) y el ángulo de visión ($\theta_v - \theta_{jet}$), y para analizar el rebrote en rayos X.
  • Estimación de Tasa: La tasa volumétrica de eventos tipo AT 2026fgk se estimó utilizando la muestra limitada por flujo del ZTF Bright Transient Survey (BTS).

Resultados Clave

1. Clasificación del Evento y Propiedades:

   • Se confirma que GRB 260310A es un GRB subluminoso con $L_{\gamma,iso} = 10^{48.8}$ erg s$^{-1}$ y $E_{\gamma,iso} \approx 3.44 \times 10^{50}$ erg en $z=0.153$.
   • Es el afterglow más cercano ($z=0.153$) jamás identificado a ciegas por una encuesta óptica.
   • A pesar de su emisión de rayos gamma subluminosa, el afterglow es excepcionalmente brillante en las bandas de rayos X, óptico y radio, lo que lo convierte en uno de los afterglows más brillantes jamás observados en estas longitudes de onda.

2. Caracterización de la Supernova:

   • La espectroscopía confirma una SN Ic-BL subyacente.
   • El componente de la SN alcanza un pico en $M_r \approx -18.3$ mag, con una masa de eyección $M_{ej} \approx 3.5 M_\odot$ y una energía cinética $E_K \approx (5.8 - 9.7) \times 10^{51}$ erg.
   • Estas propiedades son típicas de la población GRB-SN, aunque la energía cinética está en el extremo inferior de la distribución.

3. Comportamiento del Afterglow:

   • Ascenso Óptico: El curso de luz exhibe un ascenso lento ($\gtrsim 1$ mag d$^{-1}$) con un pico que ocurre entre 1,074 s y 25,700 s post-disparo.
   • Rupturas (Breaks): Se observa una ruptura simultánea y acromática tanto en las bandas óptica como de rayos X en $t_b \approx 7.7 - 8.5$ días, interpretada como una ruptura de jet (jet break).
   • Meseta de Rayos X: Ocurre un rebrote de rayos X distinto y tardío (meseta/plateau) entre $\sim 15$ y $30$ días, una característica no observada previamente en afterglows de GRB en fases tan tardías.
   • Polarimetría: La polarización óptica es baja ($P \approx 0.6\%$), consistente con cero dentro de $2\sigma$. Se detectó polarización de radio en tiempos tempranos, disminuyendo con el tiempo, con una alta medida de rotación de Faraday ($RM \approx 8300$ rad m$^{-2}$).

4. Interpretación Física:

   • El ascenso óptico lento y la morfología del curso de luz son consistentes con dos escenarios: un factor de Lorentz inicial bajo ($\Gamma_0 \approx 40$) visto en el eje, o un jet estándar visto ligeramente fuera del eje ($\theta_v - \theta_{jet} \lesssim 3^\circ$).
   • La meseta de rayos X probablemente se atribuye a las alas más lentas de un jet estructurado entrando en la línea de visión o a choques refrescados (refreshed shocks), en lugar de un jet bloqueado o un motor de baja potencia, dado la alta luminosidad del afterglow.

5. Tasa Volumétrica:

   • Utilizando la encuesta limitada por flujo de ZTF, los autores infieren una tasa volumétrica para eventos tipo AT 2026fgk de $0.30^{+1.37}_{-0.29}$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$.
   • Esta tasa es consistente con la tasa local de GRB largos en el eje y de alta luminosidad ($\sim 1$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$).

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que AT 2026fgk demuestra que las encuestas ópticas de campo amplio pueden identificar independientemente GRB subluminosos, proporcionando una ruta complementaria a los satélites de rayos gamma para medir las tasas volumétricas reales. La similitud entre la tasa de afterglows seleccionados ópticamente y la tasa de los GRB largos de alta luminosidad en el eje restringe fuertemente la prevalencia de brotes de bajo $\Gamma_0$ y sugiere que el sesgo (beaming) del material relativista inicial es similar al de la emisión de rayos gamma.

Los autores concluyen que los GRB subluminosos son una población diversa. Mientras que algunos (como el GRB 060218) pueden ser cuasi-isotrópicos, eventos como AT 2026fgk albergan jets colimados y energéticos exitosos. La detección de este evento de forma "ciega" por encuestas ópticas resalta la capacidad de estos instrumentos para acceder a poblaciones perdidas para los satélites de alta energía debido a los umbrales de disparo, ofreciendo una nueva ventana hacia la física de los flujos relativistas y su conexión con las supernovas. La inusual meseta tardía de rayos X proporciona un laboratorio único para probar la estructura de los jets y los modelos de interacción.