Los púlsares de rayos X o púlsares impulsados por acreción son una clase de objetos astronómicos que son fuentes de rayos X que muestran variaciones periódicas estrictas en la intensidad de los rayos X. Los períodos de rayos X varían desde una fracción de segundo hasta varios minutos.
Un púlsar de rayos X es un tipo de sistema estelar binario que consiste en una estrella típica (compañera estelar) en órbita alrededor de una estrella de neutrones magnetizada . La intensidad del campo magnético en la superficie de la estrella de neutrones suele ser de unos 10 8 Tesla , más de un billón de veces más fuerte que la intensidad del campo magnético medido en la superficie de la Tierra (60 μT ).
El gas se acumula desde la compañera estelar y es canalizado por el campo magnético de la estrella de neutrones hacia los polos magnéticos, produciendo dos o más puntos calientes de rayos X localizados, similares a las dos zonas aurorales de la Tierra, pero mucho más calientes. En estos puntos calientes, el gas que cae puede alcanzar la mitad de la velocidad de la luz antes de impactar la superficie de la estrella de neutrones. El gas que cae libera tanta energía potencial gravitacional que los puntos calientes, cuya superficie se estima en aproximadamente un kilómetro cuadrado, pueden ser diez mil veces o más tan luminosos como el Sol . [1]
Se producen temperaturas de millones de grados, por lo que los puntos calientes emiten principalmente rayos X. A medida que la estrella de neutrones gira, se observan pulsos de rayos X a medida que los puntos calientes aparecen y desaparecen de la vista si el eje magnético está inclinado con respecto al eje de giro. [1]
El gas que suministra el púlsar de rayos X puede llegar a la estrella de neutrones de diversas formas que dependen del tamaño y la forma de la trayectoria orbital de la estrella de neutrones y de la naturaleza de la estrella compañera.
Algunas estrellas compañeras de los púlsares de rayos X son estrellas jóvenes muy masivas, generalmente supergigantes OB (ver clasificación estelar ), que emiten un viento estelar impulsado por radiación desde su superficie. La estrella de neutrones está sumergida en el viento y captura continuamente el gas que fluye cerca. Vela X-1 es un ejemplo de este tipo de sistema.
En otros sistemas, la estrella de neutrones orbita tan cerca de su compañera que su fuerte fuerza gravitacional puede arrastrar material de la atmósfera de la compañera a una órbita alrededor de sí misma, un proceso de transferencia de masa conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche . El material capturado forma un disco de acreción gaseoso y gira en espiral hacia adentro para finalmente caer sobre la estrella de neutrones como en el sistema binario Cen X-3 .
Para otros tipos de púlsares de rayos X, la estrella compañera es una estrella Be que gira muy rápidamente y aparentemente arroja un disco de gas alrededor de su ecuador. Las órbitas de la estrella de neutrones con estas compañeras suelen ser grandes y de forma muy elíptica. Cuando la estrella de neutrones pase cerca o atraviese el disco circunestelar de Be, capturará material y se convertirá temporalmente en un púlsar de rayos X. El disco circunestelar alrededor de la estrella Be se expande y contrae por razones desconocidas, por lo que se trata de púlsares de rayos X transitorios que se observan sólo de forma intermitente, a menudo con meses o años entre episodios de pulsación de rayos X observables. [2] [3] [4] [5]
Los púlsares de radio (púlsares impulsados por rotación) y los púlsares de rayos X exhiben comportamientos de espín muy diferentes y tienen diferentes mecanismos que producen sus pulsos característicos, aunque se acepta que ambos tipos de púlsares son manifestaciones de una estrella de neutrones magnetizada en rotación . El ciclo de rotación de la estrella de neutrones en ambos casos se identifica con el período del pulso.
Las principales diferencias son que los radiopúlsares tienen períodos del orden de milisegundos a segundos, y todos los radiopúlsares pierden momento angular y se desaceleran. Por el contrario, los púlsares de rayos X exhiben una variedad de comportamientos de giro. Se observa que algunos púlsares de rayos X giran continuamente más y más rápido o cada vez más lento (con inversiones ocasionales en estas tendencias), mientras que otros muestran pequeños cambios en el período del pulso o muestran un comportamiento errático de aceleración y desaceleración. [2]
La explicación de esta diferencia se puede encontrar en la naturaleza física de las dos clases de púlsares. Más del 99% de los radiopúlsares son objetos individuales que irradian su energía rotacional en forma de partículas relativistas y radiación dipolar magnética , iluminando cualquier nebulosa cercana que los rodee. Por el contrario, los púlsares de rayos X son miembros de sistemas estelares binarios y acumulan materia a partir de vientos estelares o discos de acreción. La materia acumulada transfiere momento angular hacia (o desde) la estrella de neutrones, lo que hace que la velocidad de giro aumente o disminuya a velocidades que a menudo son cientos de veces más rápidas que la velocidad de giro típica de los púlsares de radio. Todavía no se comprende claramente por qué los púlsares de rayos X muestran un comportamiento de giro tan variado.
Los púlsares de rayos X se observan utilizando telescopios de rayos X que son satélites en órbita terrestre baja, aunque se han realizado algunas observaciones, principalmente en los primeros años de la astronomía de rayos X , utilizando detectores transportados por globos o cohetes sonda. El primer púlsar de rayos X descubierto fue Centaurus X-3 , en 1971 con el satélite de rayos X Uhuru . [1]
Los magnetares , estrellas de neutrones aisladas y altamente magnetizadas, pueden observarse como púlsares de rayos X relativamente lentos con períodos de unos pocos segundos. Estos se conocen como púlsares de rayos X anómalos, pero no están relacionados con los púlsares de rayos X binarios.