Los púlsares de rayos X o púlsares alimentados 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 los 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 es típicamente de aproximadamente 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 estrella compañera 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 gravitatoria que los puntos calientes, que se estima que tienen un área de aproximadamente un kilómetro cuadrado, pueden ser diez mil veces o más luminosos que 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 entran y salen de la vista si el eje magnético está inclinado con respecto al eje de giro. [1]
El gas que alimenta al púlsar de rayos X puede llegar a la estrella de neutrones por diversas vías 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, normalmente supergigantes OB (véase la clasificación estelar ), que emiten un viento estelar impulsado por la radiación desde su superficie. La estrella de neutrones está inmersa 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 gravitatoria puede atraer material de la atmósfera de la compañera hacia 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 se desplaza en espiral hacia el interior para finalmente caer sobre la estrella de neutrones, como en el sistema binario Cen X-3 .
En el caso de otros tipos de púlsares de rayos X, la estrella compañera es una estrella Be que gira muy rápidamente y aparentemente desprende 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 pasa cerca o a través del disco circunestelar Be, capturará material y se convertirá temporalmente en un púlsar de rayos X. El disco circunestelar alrededor de la estrella Be se expande y se contrae por razones desconocidas, por lo que se trata de púlsares de rayos X transitorios que se observan solo 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 muestran comportamientos de giro muy diferentes y tienen diferentes mecanismos que producen sus pulsos característicos, aunque se acepta que ambos tipos de púlsar 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 púlsares de radio tienen períodos del orden de milisegundos a segundos, y todos ellos pierden momento angular y se desaceleran. Por el contrario, los púlsares de rayos X muestran una variedad de comportamientos de giro. Se observa que algunos púlsares de rayos X giran continuamente cada vez más rápido o cada vez más lento (con ocasionales inversiones en estas tendencias), mientras que otros muestran pocos cambios en el período del pulso o muestran un comportamiento errático de giro hacia arriba y hacia abajo. [2]
La explicación de esta diferencia se puede encontrar en la naturaleza física de las dos clases de púlsares. Más del 99% de los púlsares de radio son objetos individuales que irradian su energía rotacional en forma de partículas relativistas y radiación dipolar magnética , iluminando cualquier nebulosa cercana que los rodee. En contraste, los púlsares de rayos X son miembros de sistemas estelares binarios y acumulan materia 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 descendente típica de los púlsares de radio. Aún no se entiende con claridad por qué exactamente 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 que se descubrió 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. Se los conoce como púlsares de rayos X anómalos, pero no están relacionados con los púlsares binarios de rayos X.