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binario de rayos X

Representación artística de un sistema binario de rayos X. Los sistemas binarios de rayos X son una clase de estrellas binarias que emiten rayos X. Estos rayos se producen cuand...

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Representación artística de un sistema binario de rayos X.

Los sistemas binarios de rayos X son una clase de estrellas binarias que emiten rayos X. Estos rayos se producen cuando la materia cae de un componente, llamado donante (generalmente una estrella de la secuencia principal relativamente común ), al otro componente, llamado acretor , que puede ser una enana blanca , una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia que cae libera energía potencial gravitatoria , hasta un 30 por ciento de su masa en reposo, en forma de rayos X. ( La fusión de hidrógeno libera solo alrededor del 0,7 por ciento de la masa en reposo). La vida útil y la tasa de transferencia de masa en un sistema binario de rayos X dependen del estado evolutivo de la estrella donante, la relación de masas entre los componentes estelares y su separación orbital. [ 1 ]

Se estima que 10 41 positrones escapan por segundo de un sistema binario de rayos X típico de baja masa . [ 2 ] [ 3 ]

Clasificación

Microcuásar SS-433. [ 4 ]

Los sistemas binarios de rayos X se subdividen a su vez en varias subclases (a veces superpuestas) que, tal vez, reflejen mejor la física subyacente. Cabe destacar que la clasificación por masa (alta, intermedia, baja) se refiere al donante visible ópticamente, no al objeto compacto emisor de rayos X.

Binario de rayos X de baja masa

Representación artística de un sistema binario de rayos X.

Un sistema binario de rayos X de baja masa ( LMXB ) es un sistema estelar binario donde uno de los componentes es un agujero negro o una estrella de neutrones . [ 1 ] El otro componente, un donante, generalmente llena su lóbulo de Roche y, por lo tanto, transfiere masa a la estrella compacta. En los sistemas LMXB, el donante es menos masivo que el objeto compacto y puede estar en la secuencia principal , ser una enana degenerada ( enana blanca ) o una estrella evolucionada ( gigante roja ). Se han detectado aproximadamente doscientos LMXB en la Vía Láctea , [ 11 ] y de estos, trece LMXB se han descubierto en cúmulos globulares . El Observatorio de Rayos X Chandra ha revelado LMXB en muchas galaxias distantes. [ 12 ]

Un sistema binario de rayos X de baja masa típico emite casi toda su radiación en rayos X , y generalmente menos del uno por ciento en luz visible, por lo que se encuentran entre los objetos más brillantes del cielo en rayos X, pero son relativamente débiles en luz visible. Su magnitud aparente suele estar entre 15 y 20. La parte más brillante del sistema es el disco de acreción que rodea al objeto compacto. Los períodos orbitales de los sistemas binarios de rayos X de baja masa varían desde diez minutos hasta cientos de días.

La variabilidad de los LMXB se observa con mayor frecuencia como estallidos de rayos X , pero a veces puede verse en forma de púlsares de rayos X. Los estallidos de rayos X se crean mediante explosiones termonucleares producidas por la acreción de hidrógeno y helio. [ 13 ]

Binario de rayos X de masa intermedia

Un sistema binario de rayos X de masa intermedia ( IMXB ) es un sistema estelar binario donde uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. [ 13 ] [ 14 ] Un sistema binario de rayos X de masa intermedia es el origen de los sistemas binarios de rayos X de baja masa.

Binario de rayos X de alta masa

Un sistema binario de rayos X de alta masa ( HMXB ) es un sistema estelar binario que emite rayos X intensamente, y en el que el componente estelar normal es una estrella masiva : generalmente una estrella O o B, una supergigante azul o, en algunos casos, una supergigante roja o una estrella Wolf-Rayet . El componente compacto, emisor de rayos X, es una estrella de neutrones o un agujero negro . [ 1 ] Una fracción del viento estelar de la estrella normal masiva es capturada por el objeto compacto y produce rayos X al caer sobre él.

En un sistema binario de rayos X de alta masa, la estrella masiva domina la emisión de luz óptica, mientras que el objeto compacto es la principal fuente de rayos X. Las estrellas masivas son muy luminosas y, por lo tanto, fáciles de detectar. Uno de los sistemas binarios de rayos X de alta masa más famosos es Cygnus X-1 , que fue el primer candidato a agujero negro identificado. Otros sistemas binarios de rayos X de alta masa incluyen Vela X-1 (que no debe confundirse con Vela X ) y 4U 1700−37 .

La variabilidad de los HMXB se observa en forma de púlsares de rayos X y no de estallidos de rayos X. Estos púlsares de rayos X se deben a la acreción de materia canalizada magnéticamente hacia los polos de la compañera compacta. [ 13 ] El viento estelar y el desbordamiento del lóbulo de Roche de la estrella normal masiva acrecen cantidades tan grandes que la transferencia es muy inestable y crea una transferencia de masa de corta duración.

Una vez que un HMXB ha llegado a su fin, si la periodicidad del sistema binario fue menor a un año, puede convertirse en una gigante roja con un núcleo de neutrones o en una estrella de neutrones . Con una periodicidad mayor, de un año o más, el HMXB puede convertirse en un sistema binario de estrellas de neutrones si no es interrumpido por una supernova . [ 14 ]

Sé binarias estelares

Binarias de berilio/rayos X

Los sistemas binarios Be/rayos X (BeXRB) son una clase de sistemas binarios de rayos X de alta masa que consisten en una estrella Be y una estrella de neutrones . La estrella de neutrones suele tener una órbita elíptica amplia alrededor de la estrella Be. El viento estelar de Be forma un disco confinado a un plano que a menudo difiere del plano orbital de la estrella de neutrones. Cuando la estrella de neutrones atraviesa el disco de Be, acumula una gran masa de gas caliente en poco tiempo. A medida que el gas cae sobre la estrella de neutrones, se observa un destello brillante en rayos X duros. [ 15 ]

Sistemas binarios de rayos X de berilio y enana blanca

Infografía de la ESA sobre la formación de BeWD EP J0052, observada por la sonda Einstein [ 16 ].

Los sistemas binarios de rayos X de berilio-enana blanca (BeWD) son un tipo raro de binaria de rayos X que consiste en una enana blanca que acumula materia de una estrella berilio de rápida rotación . Estos sistemas se forman a través de la evolución binaria, donde la transferencia de masa acelera la rotación de la estrella acretora hasta convertirla en una estrella berilio, mientras que la estrella donante evoluciona hasta convertirse en una enana blanca. [ 17 ] Solo se conocen ocho BeWD, aunque los modelos teóricos indican que deberían ser siete veces más comunes que las binarias de berilio/estrella de neutrones.

Microcuásar

Representación artística del microcuásar SS 433 .

Un microcuásar (o binaria de rayos X emisora ​​de radio) es el primo menor de un cuásar . Los microcuásares reciben su nombre de los cuásares, ya que comparten algunas características: una emisión de radio fuerte y variable, a menudo discernible como un par de chorros de radio, y un disco de acreción que rodea un objeto compacto , que puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones . En los cuásares, el agujero negro es supermasivo (millones de masas solares ); en los microcuásares, la masa del objeto compacto es de solo unas pocas masas solares. En los microcuásares, la masa acrecentada proviene de una estrella normal, y el disco de acreción es muy luminoso en las regiones óptica y de rayos X. A veces, los microcuásares se denominan binarias de rayos X con chorros de radio para distinguirlos de otras binarias de rayos X. Parte de la emisión de radio proviene de chorros relativistas , que a menudo muestran un movimiento superlumínico aparente . [ 18 ]

Los microcuásares son muy importantes para el estudio de los chorros relativistas . Estos chorros se forman cerca del objeto compacto, y las escalas de tiempo en las proximidades del objeto compacto son proporcionales a su masa. Por lo tanto, los cuásares ordinarios tardan siglos en experimentar las variaciones que un microcuásar sufre en un solo día.

Entre los microcuásares más notables se encuentran SS 433 , en el que se observan líneas de emisión atómica en ambos chorros; GRS 1915+105 , con una velocidad de chorro especialmente alta, y el muy brillante Cygnus X-1 , detectado hasta los rayos gamma de alta energía (E > 60 MeV). Las energías extremadamente altas de las partículas que emiten en la banda VHE podrían explicarse mediante varios mecanismos de aceleración de partículas (véase Aceleración de Fermi y Mecanismo centrífugo de aceleración ).

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 Tauris, Thomas M.; van den Heuvel, Ed (2006). "Capítulo 16: Formación y evolución de fuentes estelares compactas de rayos X". En Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (eds.). Fuentes estelares compactas de rayos X. Serie de astrofísica de Cambridge. Vol.  39. págs. 623–665 . arXiv : astro-ph/0303456 . Bibcode : 2006csxs.book..623T . doi : 10.1017/CBO9780511536281.017 . ISBN  978-0-521-82659-4. S2CID 18856214 . 
  2. ↑ Weidenspointner, Georg (2008) . "Una distribución asimétrica de positrones en el disco galáctico revelada por rayos gamma". Nature . 451 (7175): 159– 62. Bibcode : 2008Natur.451..159W . doi : 10.1038/nature06490 . PMID 18185581. S2CID 4333175 .  
  3. ↑ "El misterio de la fuente de antimateria resuelto – Quizás" por John Borland, 2008
  4. ↑ "Un punto de inflexión" . www.eso.org . Consultado el 15 de julio de 2019 .
  5. ↑ Introducción a las variables cataclísmicas (VC) Archivado el 7 de mayo de 2020 en Wayback Machine , NASA, 2006.
  6. ↑ Patruno, Alejandro; Watts, Anna L. (2021), "Acretación de púlsares de rayos X de milisegundos" , en Belloni, Tomaso M.; Méndez, Mariano; Zhang, Chengmin (eds.), Timing Neutron Stars: Pulsaciones, oscilaciones y explosiones , vol. 461, Berlín, Heidelberg: Springer, págs. 143–208 , arXiv : 1206.2727 , Bibcode : 2021ASSL..461..143P , doi : 10.1007/978-3-662-62110-3_4 , ISBN   978-3-662-62110-3, S2CID 118471125 , consultado el 16-06-2022 
  7. ↑ "Catálogo de púlsares de milisegundos - Black Sidus" . 30 de septiembre de 2013. Consultado el 16 de junio de 2022 .
  8. ↑ Chen, Wen-Cong; Podsiadlowski, Philipp (2016). "Evolución de binarias de rayos X de masa intermedia impulsadas por el frenado magnético de estrellas AP/BP. I. Binarias de rayos X ultracompactas" . The Astrophysical Journal . 830 (2): 131. arXiv : 1608.02088 . Bibcode : 2016ApJ...830..131C . doi : 10.3847/0004-637X/830/2/131 . S2CID 118475703 . 
  9. ↑ Negueruela, I; Smith, D. M; Reig, P; Chaty, S; Torrejón, J. M (2006). "Transitorios rápidos de rayos X supergigantes: una nueva clase de binarias de rayos X de alta masa revelada por INTEGRAL". The X-Ray Universe 2005 . 604 (2006): 165. arXiv : astro-ph/0511088 . Bibcode : 2006ESASP.604..165N .
  10. ^ Sidoli, Lara; Ed van den Heuvel (2008). "Mecanismos de explosión transitoria". 37ª Asamblea Científica COSPAR . 37 : 2892. arXiv : 0809.3157 . Código Bib : 2008cosp...37.2892S .
  11. ↑ Liu, Q. Z; Van Paradijs, J; Van Den Heuvel, EP J (2007). "Un catálogo de binarias de rayos X de baja masa en la Galaxia, LMC y SMC (Cuarta edición)". Astronomía y Astrofísica . 469 (2): 807. arXiv : 0707.0544 . Bibcode : 2007A & A...469..807L . doi : 10.1051/0004-6361:20077303 . S2CID 14673570 . 
  12. ↑ Tetarenko, BE; Sivakoff, GR; Heinke, CO; Gladstone, JC (10 de febrero de 2010). "Watchdog: una base de datos completa de todo el cielo de binarias de rayos X de agujeros negros galácticos" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 222 (2): 15. arXiv : 1512.00778 . doi : 10.3847/0067-0049/222/2/15 . S2CID 118833989 . 
  13. 1 2 3 Tauris, Thomas M; Van Den Heuvel, Edward P. J; Savonije, Gerrit J (2000). "Formación de púlsares de milisegundos con compañeras enanas blancas pesadas: transferencia de masa extrema en escalas de tiempo subtérmicas". The Astrophysical Journal . 530 (2): L93– L96. arXiv : astro-ph/0001013 . Bibcode : 2000ApJ...530L..93T . doi : 10.1086/312496 . PMID 10655173 . S2CID 17772120 .  
  14. 1 2 Podsiadlowski, Ph; Rappaport, S; Pfahl, E. D (2002). "Evolutionary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-Ray Binaries". The Astrophysical Journal . 565 (2): 1107. arXiv : astro-ph/0107261 . Bibcode : 2002ApJ...565.1107P . doi : 10.1086/324686 . S2CID 16381236 . 
  15. ↑ Reig, Pablo (2011). "Binarias Be/rayos X". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 332 (1): 1– 29. arXiv : 1101.5036 . Bibcode : 2011Ap & SS.332....1R . doi : 10.1007/s10509-010-0575-8 .
  16. ↑ "La sonda Einstein descubre una extraña pareja de rayos X" . www.esa.int .
  17. ↑ Marino, A.; et al. (2025). "Descubrimiento de la sonda Einstein de EP J005245.1−722843: ¿Un raro sistema binario Be-enana blanca en la Pequeña Nube de Magallanes?" . The Astrophysical Journal Letters . 980 (2): L36. arXiv : 2407.21371 . Bibcode : 2025ApJ...980L..36M . doi : 10.3847/2041-8213/ad9580 . 
  18. ↑ Mirabel, IF; Rodríguez, LF (1994-09-01). "Una fuente superlumínica en la Galaxia" . Nature . 371 (6492): 46– 48. Bibcode : 1994Natur.371...46M . doi : 10.1038/371046a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4347263 .  

Lecturas adicionales

  • Postnov, Konstantin A.; Yungelson, Lev R. (5 de mayo de 2014). "La evolución de los sistemas estelares binarios compactos" . Living Reviews in Relativity . 17 (1) 3. arXiv : 1403.4754 . Bibcode : 2014LRR....17....3P . doi : 10.12942/lrr-2014-3 . PMC 5255895. PMID 28179847 .  
  • Negueruela, Ignacio; Torrejon, Jose Miguel; Reig, Pablo; Ribo, Marc; Smith, David M. (2008). Transitorios rápidos de rayos X supergigantes y otros acumuladores de viento . Una explosión de población: la naturaleza y evolución de las binarias de rayos X en entornos diversos. Vol.  1010. pp. 252– 256. arXiv : 0801.3863 . Bibcode : 2008AIPC.1010..252N . doi : 10.1063/1.2945052 . S2CID 18941968 .  doi : 10.1063/1.2945052 Bibcode : 2008AIPC.1010..252N
  • Audio Cain/Gay (2009) Episodio 135 de Astronomía Cast: Astronomía de rayos X
  • Catálogo de púlsares de rayos X ultraluminosos (ULXP)