Binario de rayos X - X-ray binary

Impresión artística de un binario de rayos X

Binarias de rayos X son una clase de estrellas binarias que son luminoso en rayos-X . Los rayos X son producidos por la materia que cae de un componente, llamado donante (generalmente una estrella relativamente normal ), al otro componente, llamado acretor , que es muy compacto: una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia que cae libera energía potencial gravitacional , hasta varias décimas 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 depende del estado evolutivo de la estrella donante, la proporción de masa entre los componentes estelares y su separación orbital.

Se estima que 10 41 positrones escapan por segundo de un binario de rayos X típico de baja masa .

Clasificación

Microquasar SS-433.

Los binarios de rayos X se subdividen en varias subclases (a veces superpuestas), que quizás reflejan mejor la física subyacente. Nótese que la clasificación por masa (alta, intermedia, baja) se refiere al donante ópticamente visible, no al acretor compacto que emite rayos X.

Binario de rayos X de baja masa

Un sistema binario de rayos X de baja masa ( LMXB ) es un sistema estelar binario en el que uno de los componentes es un agujero negro o una estrella de neutrones . El otro componente, un donante, suele llenar su lóbulo de Roche y, por 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 , una enana degenerada ( enana blanca ) o una estrella evolucionada ( gigante roja ). Se han detectado aproximadamente doscientas LMXB en la Vía Láctea y, de ellas, trece LMXB se han descubierto en cúmulos globulares . El Observatorio de rayos X Chandra ha revelado LMXB en muchas galaxias distantes.

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

La variabilidad de LMXBs se observa más comúnmente como explosiones de rayos X , pero a veces se puede ver en la forma de púlsares de rayos X . Las explosiones de rayos X son creadas por explosiones termonucleares creadas por la acumulación de hidrógeno y helio.

Binario de rayos X de masa intermedia

Un sistema binario de rayos X de masa intermedia ( IMXB ) es un sistema de estrellas binarias en el que uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. Un sistema binario de rayos X de masa intermedia es el origen de los sistemas binarios de rayos X de masa baja.

Binario de rayos X de gran masa

Un sistema binario de rayos X de alta masa ( HMXB ) es un sistema estelar binario que es fuerte en rayos X 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 estrella Wolf-Rayet . El componente compacto que emite rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro . Una fracción del viento estelar de la estrella normal masiva es capturada por el objeto compacto y produce rayos X cuando cae sobre el objeto compacto.

En un binario de rayos X de gran masa, la estrella masiva domina la emisión de luz óptica, mientras que el objeto compacto es la fuente dominante de rayos X. Las estrellas masivas son muy luminosas y, por lo tanto, se detectan fácilmente. Una de las binarias de rayos X de alta masa más famosas es Cygnus X-1 , que fue el primer candidato a agujero negro identificado. Otros HMXB incluyen Vela X-1 (que no debe confundirse con Vela X ) y 4U 1700-37 .

La variabilidad de HMXBs se observan en forma de púlsares de rayos X y no explosiones de rayos X . Estos púlsares de rayos X se deben a la acumulación de materia canalizada magnéticamente hacia los polos del compañero compacto. El viento estelar y el desbordamiento del lóbulo de Roche de la estrella normal masiva se acumula en 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 binario fue inferior a un año, puede convertirse en una única gigante roja con un núcleo de neutrones o una única estrella de neutrones . Con una periodicidad más larga, un año y más, la HMXB puede convertirse en una estrella binaria de doble neutrón si no es interrumpida por una supernova .

Microcuásar

Impresión artística del microquasar SS 433 .

Un microcuásar (o binario de rayos X emisor de radio) es el primo más pequeño de un cuásar . Los microcuásares llevan el nombre de los quásares, ya que tienen algunas características comunes: emisión de radio fuerte y variable, a menudo resolvible como un par de chorros de radio, y un disco de acreción que rodea un objeto compacto que es un agujero negro o una estrella de neutrones . En los quásares, el agujero negro es supermasivo (millones de masas solares ); en microcuásares, la masa del objeto compacto es solo unas pocas masas solares. En los microcuásares, la masa acumulada proviene de una estrella normal y el disco de acreción es muy luminoso en las regiones óptica y de rayos X. Los microcuásares a veces se denominan binarios de rayos X de chorro de radio para distinguirlos de otros binarios de rayos X. Una parte de la emisión de radio proviene de chorros relativistas , que a menudo muestran un movimiento superluminal aparente .

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

Los microcuásares dignos de mención incluyen SS 433 , en el que las líneas de emisión atómica son visibles desde 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 se emiten en la banda VHE podrían explicarse por varios mecanismos de aceleración de partículas (ver Aceleración de Fermi y Mecanismo centrífugo de aceleración ).

Ver también

Referencias

enlaces externos