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 "donante" compañera de secuencia principal . Hay dos tipos de estallidos de rayos X, designados I y II. Los estallidos de tipo I son causados por una fuga termonuclear, mientras que el tipo II surge de la liberación de energía gravitacional (potencial) liberada a través de la acreción. Para los estallidos de tipo I (termonucleares), la masa transferida desde 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 comportamiento de las novas recurrentes . En el último caso, el objeto compacto es una enana blanca que acreta hidrógeno que finalmente sufre una combustión explosiva.
El objeto compacto de la clase más amplia de sistemas binarios de rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro ; sin embargo, con la emisión de un estallido 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 . Los sistemas binarios de rayos X que albergan una estrella de neutrones pueden subdividirse aún más en función de la masa de la estrella donante; un sistema binario de rayos X de masa alta (por encima de 10 masas solares ( M ☉ )) o de masa baja (menos de 1 M ☉ ), abreviados como HMXB y LMXB , respectivamente. [ se necesita más explicación ]
Los estallidos de rayos X suelen presentar un tiempo de ascenso brusco (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] en comparación con la luminosidad constante, que es del orden de 10 30 W para la acreción constante en una estrella de neutrones. [3] Como tal, la relación α del flujo del estallido al flujo persistente varía de 10 a 1000, pero normalmente es del orden de 100. [2] Los estallidos de rayos X emitidos por la mayoría de estos sistemas recurren en escalas de tiempo que van desde horas a días, aunque en algunos sistemas se exhiben 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 habituales. [4] La abreviatura XRB puede referirse tanto al objeto (emisor de rayos X) como a la emisión asociada (ráfaga 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 sufrir una pérdida de masa al exceder su luminosidad de Eddington o por fuertes vientos estelares , y parte de este material puede ser atraído gravitacionalmente hacia la estrella de neutrones. En la circunstancia de un período orbital corto y una estrella compañera masiva, ambos procesos pueden contribuir a la transferencia de material desde 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 el donante hacia el acretor 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 un chorro que viaja hacia el acretor. Debido a que las estrellas compactas tienen campos gravitatorios elevados , el material cae con una gran velocidad y un momento angular elevados hacia la estrella de neutrones. El momento angular evita que se una inmediatamente a la superficie de la estrella en proceso de acreción. Continúa orbitando alrededor de la estrella en proceso de acreción en el plano orbital, chocando con otro material en proceso de acreción en el camino, perdiendo así energía y, al hacerlo, 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. Después de unas pocas horas de acumulación y compresión gravitacional, comienza la fusión nuclear en esta materia. Esto comienza como un proceso estable, el ciclo caliente CNO . Sin embargo, la acreción continua crea una capa degenerada de materia , en la que la temperatura aumenta (más de 10 9 kelvin ), pero esto no alivia las condiciones termodinámicas. Esto hace que el ciclo triple-α se favorezca rápidamente, lo que resulta en un destello de helio . La energía adicional proporcionada por este destello permite que la combustión de CNO se convierta en una fuga termonuclear. La fase inicial del estallido está impulsada por el proceso alfa-p , que rápidamente da paso al proceso rp . La nucleosíntesis puede avanzar hasta un número de masa 100, pero se demostró que termina definitivamente en los isótopos del telurio que experimentan desintegración alfa , como el 107 Te. [5] En cuestión de segundos, la mayor parte del material acumulado se quema, lo que genera un destello brillante de rayos X que se puede observar con telescopios de rayos X (o rayos gamma). La teoría sugiere que existen varios regímenes de combustión que causan variaciones en la explosión, como las condiciones de ignición, la energía liberada y la recurrencia, y que los regímenes son causados 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 puede 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 del cuerpo negro , en este caso rayos X. Esta liberación de energía alimenta el estallido de rayos X y puede observarse como un aumento en la luminosidad de la estrella con un telescopio espacial . Estos estallidos 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 estallidos de rayos X presentan estallidos recurrentes porque los estallidos no son lo suficientemente potentes como para alterar 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 tienen períodos de ráfaga irregulares, que pueden ser del orden de unas pocas horas a muchos meses, dependiendo de factores como las masas de las estrellas, la distancia entre las dos estrellas, la tasa de acreción y la composición exacta del material acrecentado. Observacionalmente, las categorías de estallidos de rayos X presentan diferentes características. Un estallido de rayos X de Tipo I tiene 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 rápido 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 estallidos de rayos X de Tipo II se han observado a partir de solo dos fuentes.
A medida que los telescopios de imágenes de rayos X han mejorado, se han registrado variaciones más detalladas en la observación de ráfagas. Dentro de la forma familiar de la curva de luz de las ráfagas, se han observado anomalías como oscilaciones (llamadas oscilaciones cuasiperiódicas) y caídas, y se han ofrecido varias explicaciones nucleares y físicas, aunque todavía no se ha demostrado ninguna. [6]
La espectroscopia de rayos X ha revelado en ráfagas de EXO 0748-676 una característica de absorción de 4 keV y líneas de absorción similares a H y He en Fe . La posterior derivación del corrimiento al rojo de Z = 0,35 implica una restricción para la ecuación masa-radio de la estrella de neutrones, una relación que todavía es un misterio pero que es una prioridad importante para la comunidad astrofísica. [5] Sin embargo, los perfiles de línea estrechos son inconsistentes con el giro rápido (552 Hz) de la estrella de neutrones en este objeto, [7] y parece más probable que las características de la línea surjan del disco de acreción.
Los estallidos luminosos de rayos X pueden considerarse velas estándar , ya que la masa de la estrella de neutrones determina la luminosidad del estallido. Por lo tanto, la comparación del flujo de rayos X observado con el valor previsto proporciona distancias relativamente precisas. Las observaciones de estallidos de rayos X también permiten determinar el radio de la estrella de neutrones.