ráfaga de rayos X

Los estallidos de rayos X son una clase de estrellas binarias de rayos X que exhiben estallidos de rayos X , aumentos periódicos y rápidos de luminosidad (típicamente un factor de 10 o más) que alcanzan su pico en la región de rayos X del espectro electromagnético . Estos sistemas astrofísicos están compuestos por una estrella de neutrones en acreción y una estrella compañera "donante" de la secuencia principal . Hay dos tipos de estallidos de rayos X, designados I y II. Los estallidos de tipo I son causados ​​por una reacción termonuclear descontrolada, mientras que los de tipo II surgen de la liberación de energía gravitacional (potencial) liberada a través de la acreción. Para los estallidos de tipo I (termonucleares), la masa transferida de la estrella donante se acumula en la superficie de la estrella de neutrones hasta que se enciende y se fusiona en un estallido, produciendo rayos X. El comportamiento de los estallidos de rayos X es similar al de las novas recurrentes . En este último caso, el objeto compacto es una enana blanca que acrecienta hidrógeno que finalmente sufre una combustión explosiva.

El objeto compacto de la clase más amplia de binarias de rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro ; sin embargo, con la emisión de una ráfaga de rayos X, el objeto compacto puede clasificarse inmediatamente como una estrella de neutrones, ya que los agujeros negros no tienen superficie y todo el material que se acumula desaparece más allá del horizonte de sucesos . Las binarias de rayos X que albergan una estrella de neutrones pueden subdividirse aún más según la masa de la estrella donante: una binaria de rayos X de alta masa (superior a 10 _masas solares ( M☉ )) o de baja masa (inferior a 1 M☉ ) _, abreviadas como HMXB y LMXB , respectivamente. 

Los estallidos de rayos X suelen presentar un tiempo de ascenso rápido (1–10 segundos) seguido de un suavizado espectral (una propiedad de los cuerpos negros en enfriamiento ^{). La energía de cada estallido se caracteriza por un flujo integrado de 10 32–10 33} julios , ^[ 2 ] comparado ^{con la luminosidad} constante que es del orden de 10 ³⁰ W para la acreción constante sobre una estrella de neutrones. ^{[ 3 ]} Por lo tanto, la relación α del flujo del estallido al flujo persistente varía de 10 a 1000, pero suele ser del orden de 100. ^{[ 2 ]} Los estallidos de rayos X emitidos por la mayoría de estos sistemas se repiten en escalas de tiempo que van desde horas hasta días, aunque en algunos sistemas se observan tiempos de recurrencia más prolongados, y los estallidos débiles con tiempos de recurrencia entre 5 y 20 minutos aún no se han explicado, pero se observan en algunos casos menos comunes. ^{[ 4 ]} La abreviatura XRB puede referirse tanto al objeto (explosión de rayos X) como a la emisión asociada (explosión de rayos X).

Cuando una estrella en un sistema binario llena su lóbulo de Roche (ya sea por estar muy cerca de su compañera o por tener un radio relativamente grande), comienza a perder materia, que fluye hacia su compañera, la estrella de neutrones. La estrella también puede experimentar una pérdida de masa al exceder su luminosidad de Eddington o a través de fuertes vientos estelares , y parte de este material puede ser atraído gravitacionalmente por la estrella de neutrones. En el caso de un período orbital corto y una estrella compañera masiva, ambos procesos pueden contribuir a la transferencia de material de la compañera a la estrella de neutrones. En ambos casos, el material que cae se origina en las capas superficiales de la estrella compañera y, por lo tanto, es rico en hidrógeno y helio . La materia fluye desde la donante hacia la acretora en la intersección de los dos lóbulos de Roche, que también es la ubicación del primer punto de Lagrange , L1. Debido a la revolución de las dos estrellas alrededor de un centro de gravedad común, el material forma entonces un chorro que viaja hacia la acretora. Debido a que las estrellas compactas poseen campos gravitatorios intensos , el material cae con gran velocidad y momento angular hacia la estrella de neutrones. El momento angular impide que se adhiera inmediatamente a la superficie de la estrella en acreción. Continúa orbitando alrededor de la estrella en acreción en el plano orbital, colisionando con otro material en acreción durante su trayectoria, perdiendo así energía y formando un disco de acreción que también se encuentra en el plano orbital.

En un estallido de rayos X, este material se acumula en la superficie de la estrella de neutrones, donde forma una capa densa. Tras apenas unas horas de acumulación y compresión gravitacional, comienza la fusión nuclear en esta materia. Esto empieza como un proceso estable, el ciclo CNO caliente . Sin embargo, la acreción continua crea una capa degenerada de materia , en la que la temperatura aumenta (más de 10⁹ ^kelvin ) pero esto no alivia las condiciones termodinámicas. Esto hace que el ciclo triple-α se vea rápidamente favorecido, lo que resulta en un destello de helio . La energía adicional proporcionada por este destello permite que la combustión CNO se convierta en una fuga termonuclear. La fase inicial del estallido está impulsada por el proceso alfa-p , que rápidamente cede al proceso rp . La nucleosíntesis puede proceder hasta un número másico de 100, pero se ha demostrado que termina definitivamente en isótopos de telurio que experimentan desintegración alfa como el ^¹⁰⁷Te . ^{[ 5 ]} En cuestión de segundos, la mayor parte del material acumulado se quema, generando un brillante destello de rayos X que puede observarse con telescopios de rayos X (o rayos gamma). La teoría sugiere que existen varios regímenes de combustión que provocan variaciones en la explosión, como las condiciones de ignición, la energía liberada y la recurrencia, y que estos regímenes están determinados por la composición nuclear, tanto del material acumulado como de las cenizas de la explosión. Esto depende principalmente del contenido de hidrógeno, helio o carbono . La ignición del carbono también podría ser la causa de las extremadamente raras "superexplosiones".

Debido a que se libera una enorme cantidad de energía en un corto período de tiempo, gran parte de ella se libera en forma de fotones de alta energía , de acuerdo con la teoría de la radiación de cuerpo negro , en este caso rayos X. Esta liberación de energía impulsa la explosión de rayos X y puede observarse como un aumento en la luminosidad de la estrella con un telescopio espacial . Estas explosiones no pueden observarse en la superficie de la Tierra porque nuestra atmósfera es opaca a los rayos X. La mayoría de las estrellas que emiten explosiones de rayos X presentan explosiones recurrentes porque estas no son lo suficientemente potentes como para perturbar la estabilidad o la órbita de ninguna de las estrellas, y todo el proceso puede comenzar de nuevo.

La mayoría de los estallidos de rayos X presentan periodos de estallido irregulares, que pueden variar desde unas pocas horas hasta varios meses, dependiendo de factores como la masa de las estrellas, la distancia entre ellas, la tasa de acreción y la composición exacta del material acrecentado. Observacionalmente, las categorías de estallidos de rayos X exhiben características diferentes. Un estallido de rayos X de tipo I presenta un aumento brusco seguido de una disminución lenta y gradual del perfil de luminosidad. Un estallido de rayos X de tipo II presenta una forma de pulso rápida y puede tener muchos estallidos rápidos separados por minutos. La mayoría de los estallidos de rayos X observados son de tipo I, ya que los de tipo II solo se han observado en dos fuentes.

Se han registrado variaciones más detalladas en la observación de estallidos a medida que mejoran los telescopios de imágenes de rayos X. Dentro de la forma habitual de la curva de luz de los estallidos, se han observado anomalías como oscilaciones (llamadas oscilaciones cuasiperiódicas) y caídas, para las cuales se han propuesto diversas explicaciones nucleares y físicas, aunque ninguna se ha demostrado aún. ^{[ 6 ]}

La espectroscopia de rayos X ha revelado en los estallidos de EXO 0748-676 una característica de absorción de 4 keV y líneas de absorción tipo H y He en Fe . La derivación posterior del corrimiento al rojo de Z=0,35 implica una restricción para la ecuación masa-radio de la estrella de neutrones, una relación que aún es un misterio pero es una prioridad importante para la comunidad astrofísica. ^{[ 5 ]} Sin embargo, los perfiles de línea estrechos son inconsistentes con el rápido giro (552 Hz) de la estrella de neutrones en este objeto, ^{[ 7 ]} y parece más probable que las características de la línea provengan del disco de acreción.

Los estallidos de rayos X luminosos pueden considerarse candelas estándar , ya que la masa de la estrella de neutrones determina la luminosidad del estallido. Por lo tanto, al comparar el flujo de rayos X observado con el valor predicho, se obtienen distancias relativamente precisas. Las observaciones de los estallidos de rayos X también permiten determinar el radio de la estrella de neutrones.

• Explosión de rayos gamma
• Transitorio de rayos X blandos