X binario

Un binario X está formado por una estrella "normal" que orbita una estrella de neutrones o un agujero negro con un período corto. Los rayos X provienen de la enorme cantidad de energía liberada por la acumulación de materia de la estrella alrededor del objeto compacto.

Escenario de entrenamiento

Un escenario simplificado de la formación de un binario X masivo es el siguiente (Tauris y van den Heuvel 2003): dos estrellas masivas (> 12 masas solares ) llegan a la secuencia principal  ; Aproximadamente diez millones de años después, el más masivo pasó primero a la etapa de supergigante roja y su envoltura llenó el lóbulo de Roche , iniciando la transferencia de masa al compañero. Más tarde, habiendo conservado solo su envoltura de helio , la estrella explota en una supernova , el corazón colapsa, transformándola en una estrella de neutrones. La compañera, que a su vez se ha convertido en una supergigante roja, luego transfiere su masa a la estrella de neutrones, y observamos una X binaria. La historia no se detiene ahí: después de un episodio donde los dos objetos tendrán una envolvente común, la secundaria explotará a su vez, dejando finalmente un par de púlsares .

Histórico

Las binarias X tienen una historia muy reciente, en comparación con la de otras estrellas dobles , y esta historia sigue a la de la astronomía X en general: la atmósfera absorbe los rayos X --una oportunidad para los organismos vivos--, la astronomía X podría despegar en la práctica solo con la entrada en la era espacial.

La historia comienza precisamente con un cohete Aerobee 150 lanzado por la USAF desde White Sands en19 de junio de 1962a las 6:59 GMT con un tiempo de vuelo útil de seis minutos hasta un pico de 224  km . Usando contadores Geiger instalados en la punta del cohete, el equipo de Riccardo Giacconi descubriría la fuente de rayos X más brillante en el cielo después del Sol, Scorpius X-1 (Giacconi et al. 1962). Tomó un poco más de tiempo convertirlo en el primer binario X conocido. Primero porque la localización imprecisa (Scorpius X-1 está ubicado en la dirección del centro galáctico a aproximadamente 2.8  kpc ) requirió esperar hasta 1966 para encontrar su contraparte óptica, segundo porque era necesario demostrar el movimiento orbital. En 1966, Zeldovich & Guseynov señalaron que "el movimiento de gas en el campo gravitacional de una estrella colapsada podría producir rayos X". Pero, en la hipótesis binaria X, que una pareja pudiera sobrevivir a la explosión de supernova de uno de los componentes era, sin embargo, sorprendente, y solo se explicaba por el efecto de una transferencia de masa previa a principios de los años 70 . Ahora se estima que Scorpius X-1 tiene una masa baja (0,42 masa solar para la estrella) X binaria, que orbita una estrella de neutrones (1,4 masa solar) con un período de 18,9 horas (Steegs & Casares 2002).

Los siguientes vuelos de cohetes Aerobee iban a aumentar gradualmente el número de fuentes X conocidas, en particular Cygnus X-1 (Bowyer et al. 1965), un X binario de 2,5 kpc de distancia. Ahora se conoce como formado por la supergigante O9.7 Iab HDE 226868 de aproximadamente 20 masas solares que orbita un objeto compacto con un período de 5,6 días, probablemente un agujero negro ya que su masa parece ser de alrededor de 10 masas solares (Herrero et al. 1995).

El conocimiento podría avanzar más con el advenimiento de la era de los satélites X, ofreciendo un tiempo de observación más largo, una cobertura espectral más amplia, diferentes instrumentos y una mejor resolución angular. Herculis X-1 es un binario X, detectado con el primer satélite destinado a la astronomía X, Uhuru , en 1971. Consiste en una estrella de neutrones en rotación con un período de 1,24  s que orbita a una compañera estelar con un período de 1,7 días. La presencia de eclipses demostró entonces más allá de toda duda el carácter binario de este objeto.

Luego se lanzaron varios otros satélites (por ejemplo , ROSAT , XMM-Newton , Chandra ): ahora conocemos alrededor de 175 X binarios, de los cuales se adquieren datos adicionales en tierra. Las binarias X son un tema de investigación muy activo: verdaderos laboratorios de física de alta energía , que revelan el comportamiento en condiciones físicas extremas ( materia degenerada , campos magnéticos muy fuertes, comportamiento relativista) de parejas estelares estrechas.

Designacion

Al igual que con otras estrellas, los binarios X pueden tener diferentes designaciones:

Clasificación

Aparte del tipo de objeto compacto primario (estrella de neutrones / agujero negro), la clasificación observacional principal se basa en la masa del compañero estelar, que puede estimarse mediante la función de masa medida o mediante el tipo espectral del compañero, ya sea por similitud de la radiación X con otra pareja conocida:

También encontramos los siguientes tipos:

Masas y luminosidades

Las masas o funciones de masas pueden posiblemente calcularse de varias formas diferentes dependiendo de las características de la X binaria:

Sin embargo, las estimaciones de la masa son más complicadas que para los binarios normales (correcciones relativistas, cambios de período, etc.). Sin embargo, estas determinaciones de masa son importantes porque proporcionan uno de los únicos métodos para pesar un agujero negro estelar.

En el contexto de un LMXB, la luminosidad de acreción es donde M 1 R 1 son la masa y el radio del objeto compacto y la tasa de acreción (Hameury 2001); la luminosidad en lo visible es de 100 a 10,000 veces menor que en X.

Algunas de las X binarias pueden alcanzar la luminosidad de Eddington , el valor límite en el que la presión de radiación limita la acumulación de materia para una estrella de masa solar.

Instrumentos de observación

Ver también

Bibliografía

Obras generales

Artículos relacionados

enlaces externos