La propagación de los jets ultra-relativistas responsables de la emisión de los destellos de rayos gamma largos (GRBs) se puede esquemáticamente dividir en tres fases: en la primera el jet, creado durante el colapso de una estrella masiva, se propaga a través de la estrella progenitora, produciendo la explosión de la estrella como hipernova. En la segunda fase, el jet sale de la estrella y se mueve con velocidad aproximadamente constante en el viento eyectado por la estrella progenitora antes de su colapso. En esta fase, se cree que es la interacción entre choques internos que produce la emisión en rayos gamma (con duración típica de 30 segundos) característica de los GRB. En la tercera fase, el jet desacelera en el medio ambiente produciendo el "afterglow", es decir una emisión sobre escalas de tiempo desde segundos hasta meses o anos, y desde frecuencias radio hasta rayos-x. Mientras que en el proyecto previo se han estudiado la primera y tercera fase de evolución de los GRBs, este proyecto está enfocado en estudiar la segunda fase de propagación del GRB y los mecanismos de emisión de radiación en rayos gamma. Primero se analizará este problema extendiendo modelos semi-analíticos presentes en la literatura. Después, se desarrollará un nuevo código numérico multi-dimensional de "moving mesh" (en el que la malla computacional se mueva como función del tiempo) que permitirá resolver problemas con escalas espaciales y temporales mucho mas grandes de las que se pueden estudiar hoy en día y estudiar flujos ultra relativistas con factores de Lorentz de hasta mil. El código resolverá las ecuaciones de la hidrodinámica y de la magnetohidrodinámica relativistas. Se estudiará la interacción entre choques internos y se calculará de manera consistente la radiación producida. También se calculará el efecto de los campos magnéticos sobre la dinámica de choques internos. Como resultado se espera que este proyecto contribuya en mejorar nuestro entendimiento del fenómeno de los GRBs.

Muchos aspectos fenomenológicos de los GRBs quedan inexplicados: el origen de la "función de Band", el problema de la eficiencia en choques internos, el origen de los "X-ray flares", el problema de la duración del motor central de los GRBs, entre otros. Existen cálculos detallados de los procesos radiativos responsables de la emisión de los GRB. Los mas complejos usan métodos de transporte de radiación de plasmas relativistas [Beloborodov 2011], e incluyen el cálculo de la radiación de sincrotrón, el reprocesamiento de la radiación por efecto Compton inverso, la emisión de pares electrón-positrón producidos por fotones en un plasma caliente y opaco, etc. De frente a esta extrema complejidad en el tratamiento de los fenómenos radiativos, la dinámica de los choques internos ha sido estudiada por medio de modelos analíticos o semi-analíticos sencillos, los cuales a menudo no capturan todos los aspectos relevantes del fenómeno. Conocer con detalle la dinámica de los jets relativistas y de los choques internos es fundamental para entender la física de los GRBs. En este proyecto proponemos calcular los procesos radiativos usando en un primer momento modelos semi-analíticos más complejos [Cantó et al., 2013], y en un segundo momento proponemos estudiar la dinámica de los choques internos por medio de simulaciones numéricas, y entender así en detalle el rol jugado por los gradientes de densidad, campos magnéticos, inestabilidades, etc. en la producción de la radiación en rayos-gamma. Se espera que estos resultados nos permitan entender mejor la física de la emisión de los GRBs. Siendo este el aspecto menos claro de este fenómeno, hasta un resultado parcial en esta dirección tendrá un gran impacto en la vasta comunidad científica interesada en este tema. Aunque el estudio de fenómenos astrofísicos por medio de simulaciones numéricas no es novedoso, este ha sido usado de manera limitada en el estudio de los choques ultra-relativistas responsables de la "prompt emission", y sólo por medio de cálculos uni-dimensionales (en coordenadas esféricas) que, por ejemplo, no capturan correctamente el efecto de los campos magnéticos. La razón principal de esta falta de cálculos numéricos detallados es que los códigos numéricos usualmente empleados son inestables numéricamente en problemas multi-dimensionales con flujos relativistas con factores de Lorentz extremadamente altos (mayores de 20-50). Esta problemática se produce por que la integración temporal de las velocidades a lo largo de distintas direcciones espaciales es efectuada de manera independiente. Errores pequeños en la determinación de la velocidad a lo largo de los ejes X, Y y Z (en coordenadas cartesianas) pueden, por ejemplo, producir un valor absoluto de la velocidad mayor que la velocidad de la luz, y de ahí un factor de Lorentz imaginario! Una contribución importante de este proyecto consistirá entonces en el desarrollo de un código de "moving mesh". Este código, basado en el método de la teselación de Voronoi (cuyo funcionamiento es presentado en mas detalle en la sección metodología) desarrollado recientemente en la comunidad científica astrofísica [Springel 2010, Duffell & MacFadyen 2011], podrá ser usado durante los próximos años para estudiar una variedad de problemas de astrofísica y, potencialmente, ser usado en el estudio de cualquier problemas de fluidodinámica.