Estrella doble de rayos x

Las binarias de rayos X  son una clase de estrellas binarias que son brillantes en el rango de rayos X del espectro de emisión . Los rayos X son creados por materia que cae de una estrella, llamada donante , a una segunda, llamada acretora y muy compacta, que es una estrella de neutrones o un agujero negro . Cuando la materia cae, se libera energía potencial gravitatoria , equivalente a unas pocas décimas de la masa restante , en forma de rayos X ( la combustión termonuclear del hidrógeno libera solo alrededor del 0,7% de la masa restante). El tiempo de vida y la tasa de transferencia de masa en las estrellas binarias de rayos X dependen del estado evolutivo de la estrella donante, la relación de masa de los componentes de la estrella binaria y la distancia orbital entre los componentes [1] . Se estima que alrededor de 10 41 protones por segundo son emitidos desde la superficie de una binaria típica de rayos X de baja masa [2] [3] .

Clasificación

Las binarias de rayos X se dividen en varias subclases (a veces superpuestas), que probablemente reflejan mejor la física de tales estrellas. Tenga en cuenta que la clasificación de masas se refiere a una estrella donante ópticamente visible, pero no a una fuente de rayos X compacta.

  • Otro

    • Binarias de rayos X de baja masa

    Una binaria de rayos X de baja masa es una estrella binaria en la que un componente es un agujero negro o una estrella de neutrones. [7] El segundo componente (la estrella donante) normalmente llena el lóbulo de Roche y transfiere algo de su materia al componente acretor; la estrella donante puede estar en la secuencia principal , ser una enana degenerada (por ejemplo , blanca ) o una estrella evolucionada ( gigante roja ). Se han descubierto unas doscientas binarias de rayos X de baja masa [8] en la Vía Láctea , entre ellas se han encontrado 13 objetos en cúmulos globulares . Las observaciones con el telescopio espacial Chandra han ayudado a establecer la presencia de binarias de rayos X de baja masa en otras galaxias.

    Una binaria típica de rayos X de baja masa emite casi toda su radiación en el rango de los rayos X y, por regla general, menos del uno por ciento en la parte visible del espectro, por lo que las estrellas de este tipo se encuentran entre las más brillantes. objetos en el cielo cuando se observan en el rango de rayos X, pero relativamente débiles en la parte visible del espectro. La magnitud aparente varía de 15 a 20. La parte más brillante del sistema binario es el disco de acreción que rodea al objeto compacto. Los períodos orbitales de las estrellas de rayos X de baja masa oscilan entre diez minutos y cientos de días.

    Masas intermedias binarias de rayos X

    Una binaria de rayos X de masa intermedia es una estrella binaria en la que un componente es una estrella de neutrones o un agujero negro y el otro componente es una estrella de masa intermedia. [9] [10]

    Binarias masivas de rayos X

    Una binaria masiva de rayos X es una estrella binaria en la que la estrella donante es una estrella masiva: generalmente una estrella de tipo espectral O o B, una estrella Be o una supergigante azul . El objeto acretor es un agujero negro o una estrella de neutrones [7] .

    En una binaria masiva de rayos X, la estrella masiva domina el rango óptico, mientras que el objeto compacto domina el rango de rayos X. Las estrellas masivas tienen una gran luminosidad , por lo que son fáciles de detectar. Una de las binarias masivas de rayos X más conocidas es Cygnus X-1 , que es el primer candidato a agujero negro descubierto. Otros ejemplos de binarias masivas de rayos X son Sails X-1 y 4U 1700-37 .

    Microquásares

    Un microquasar (un binario de rayos X que emite en el rango de radio) es un objeto similar en sus propiedades a un quasar : tiene una emisión de radio fuerte y variable, generalmente observada en forma de dos chorros de radio, un disco de acreción alrededor de un objeto compacto, que es un agujero negro o una estrella de neutrones. En los cuásares, el agujero negro es supermasivo (la masa supera la masa solar en millones de veces); en los microquásares, la masa de un objeto compacto excede la masa del Sol solo unas pocas veces. En el caso de los microquásares, el material de acreción proviene de una estrella normal, el disco de acreción es muy brillante en los rangos óptico y de rayos X. Los microquásares a veces se denominan binarios de rayos X con chorros de radio para distinguirlos de otros tipos de binarios de rayos X. Parte de la emisión de radio proviene de chorros relativistas.

    El estudio de los microquásares es importante en el estudio de los chorros relativistas. Los chorros se forman cerca de un objeto compacto; la escala de tiempo alrededor de un objeto compacto es proporcional a la masa del objeto dado. Así, un cuásar ordinario experimenta durante miles de años las mismas variaciones que ocurren en un microcuásar en un día.

    Entre los microquásares conocidos, se puede destacar el SS 433 , en el que las líneas de emisión de los átomos son visibles en el espectro de ambos chorros; GRS 1915+105 tiene una velocidad de chorro muy alta. Cygnus X-1 detectado en radiación gamma de alta energía ( E > 60 MeV ). La energía extremadamente alta de las partículas puede explicarse por varios mecanismos de aceleración de partículas (por ejemplo, la aceleración de Fermi). No se han detectado microquásares en el rango de energía E > 100 GeV . LS I +61 303 , que emite en este rango, se asignó originalmente a los microquásares, pero después de las observaciones interferométricas de radio, el escenario de un viento púlsar se hizo más probable.

    Notas

    1. ↑ Tauris & van den Heuvel (2006), "Formación y evolución de fuentes de rayos X estelares compactas", En: Fuentes de rayos X estelares compactas. Editado por Walter Lewin y Michiel van der Klis. Serie de astrofísica de Cambridge, p.623-665, DOI: 10.2277/0521826594 Archivado el 26 de abril de 2020 en Wayback Machine .
    2. ↑ Weidenspointner, Georg. Una distribución asimétrica de positrones en el disco galáctico revelada por rayos gamma  //  Nature: journal. - 2008. - 8 de enero ( vol. 451 ). - pág. 159-162 . -doi : 10.1038/ naturaleza06490 . - . — PMID 18185581 .
    3. ↑ "Mystery of Antimatter Source Resuelto - Quizás" Archivado el 30 de octubre de 2013 en Wayback Machine por John Borland 2008
    4. ↑ Introducción a las variables cataclísmicas (CV) Archivado el 8 de junio de 2012. , NASA, 2006.
    5. ↑ Negueruela et al., 2005 Transientes rápidos de rayos X supergigantes: una nueva clase de binarios de rayos X de alta masa presentados por INTEGRAL . Consultado el 7 de julio de 2020. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2020.
    6. ↑ L. Sidoli, 2008 Mecanismos de arrebatos transitorios
    7. ↑ 1 2 Tauris, TM; van den Heuvel, EPJ Capítulo 16: Formación y evolución de fuentes de rayos X estelares compactas // Fuentes de rayos X estelares compactas / Lewin, Walter; van der Klis, Michel. - Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press , 2006. - págs. 623-665. - ISBN 978-0-521-82659-4 . -doi : 10.2277 / 0521826594 .
    8. ↑ Un catálogo de binarios de rayos X de baja masa en Galaxy, LMC y SMC Archivado el 3 de septiembre de 2018 en Wayback Machine (cuarta edición), Liu QZ, van Paradijs J., van den Heuvel EPJ, Astronomy & Astrophysics 469 , 807 (2007)
    9. ↑ Tauris, van den Heuvel & Savonije (2000), "Formación de púlsares de milisegundos con compañeras enanas blancas pesadas: transferencia de masa extrema en escalas de tiempo subtérmicas" ApJ Letters 530, L93
    10. ↑ Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries Archivado el 17 de mayo de 2020 en Wayback Machine , Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport y Eric Pfahl, 2001

    Enlaces

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