Las binarias de rayos X son una clase de estrellas binarias que son luminosas en rayos X. Los rayos X son producidos por la materia que cae de un componente, llamado donante (generalmente una estrella relativamente normal ), al otro componente, llamado acretor , que es una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia que cae libera energía potencial gravitacional , hasta el 30 por ciento de su masa en reposo, en forma de rayos X. ( La fusión de hidrógeno libera sólo alrededor del 0,7 por ciento de la masa en reposo). La vida útil y la tasa de transferencia de masa en una binaria de rayos X dependen del estado evolutivo de la estrella donante, la relación de masa entre los componentes estelares y su separación orbital. [1]
Se estima que 10 41 positrones escapan por segundo de una típica binaria de rayos X de baja masa. [2] [3]
Los binarios de rayos X se subdividen en varias subclases (a veces superpuestas), que quizás reflejan mejor la física subyacente. Tenga en cuenta que la clasificación por masa (alta, intermedia, baja) se refiere al donante ópticamente visible, no al acretor compacto emisor de rayos X.
Una binaria de rayos X de baja masa ( LMXB ) es un sistema estelar binario en el que uno de los componentes es un agujero negro o una estrella de neutrones . [1] El otro componente, un donante, normalmente llena su lóbulo de Roche y por lo tanto transfiere masa a la estrella compacta. En los sistemas LMXB el donante es menos masivo que el objeto compacto, y puede ser de la secuencia principal , una enana degenerada ( enana blanca ), o una estrella evolucionada ( gigante roja ). Se han detectado aproximadamente doscientos LMXB en la Vía Láctea , [11] y de ellos, trece LMXB se han descubierto en cúmulos globulares . El Observatorio de rayos X Chandra ha revelado LMXB en muchas galaxias distantes. [12]
Un binario típico de rayos X de baja masa emite casi toda su radiación en rayos X y, normalmente, menos del uno por ciento en luz visible, por lo que se encuentran entre los objetos más brillantes del cielo de rayos X, pero relativamente débiles en luz visible. . La magnitud aparente suele oscilar entre 15 y 20. La parte más brillante del sistema es el disco de acreción alrededor del objeto compacto. Los períodos orbitales de los LMXB varían de diez minutos a cientos de días.
La variabilidad de los LMXB se observa más comúnmente como explosiones de rayos X , pero a veces se pueden observar en forma de púlsares de rayos X. Los estallidos de rayos X son creados por explosiones termonucleares creadas por la acumulación de hidrógeno y helio. [13]
Un binario de rayos X de masa intermedia ( IMXB ) es un sistema estelar binario donde uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. [13] [14] Un binario de rayos X de masa intermedia es el origen de los sistemas binarios de rayos X de baja masa.
Una binaria de rayos X de gran masa ( HMXB ) es un sistema estelar binario que es fuerte en rayos X y en el que el componente estelar normal es una estrella masiva : generalmente una estrella O o B, una supergigante azul o, en algunos casos, , una supergigante roja o una estrella Wolf-Rayet . El componente compacto que emite rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro . [1] Una fracción del viento estelar de la estrella normal masiva es capturada por el objeto compacto y produce rayos X cuando cae sobre el objeto compacto.
En una binaria de rayos X de gran masa, la estrella masiva domina la emisión de luz óptica, mientras que el objeto compacto es la fuente dominante de rayos X. Las estrellas masivas son muy luminosas y, por tanto, fáciles de detectar. Una de las binarias de rayos X de gran masa más famosas es Cygnus X-1 , que fue el primer candidato a agujero negro identificado. Otros HMXB incluyen Vela X-1 (que no debe confundirse con Vela X ) y 4U 1700-37 .
La variabilidad de los HMXB se observa en forma de púlsares de rayos X y no de explosiones de rayos X. Estos púlsares de rayos X se deben a la acumulación de materia canalizada magnéticamente hacia los polos de su compañero compacto. [13] El viento estelar y el desbordamiento del lóbulo de Roche de la estrella masiva normal se acumulan en cantidades tan grandes que la transferencia es muy inestable y crea una transferencia de masa de corta duración.
Una vez que un HMXB ha llegado a su fin, si la periodicidad del binario fue inferior a un año, puede convertirse en una única gigante roja con un núcleo de neutrones o una única estrella de neutrones . Con una periodicidad más larga, de un año o más, el HMXB puede convertirse en una estrella binaria de neutrones doble si no es interrumpido por una supernova . [14]
Un microcuásar (o binario de rayos X emisor de radio) es el primo más pequeño de un cuásar . Los microcuásares reciben su nombre de los quásares, ya que tienen algunas características comunes: emisión de radio fuerte y variable, a menudo resoluble como un par de chorros de radio, y un disco de acreción que rodea un objeto compacto que puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones . En los cuásares, el agujero negro es supermasivo (millones de masas solares ); En los microcuásares, la masa del objeto compacto es de sólo unas pocas masas solares. En los microcuásares, la masa acretada proviene de una estrella normal y el disco de acreción es muy luminoso en las regiones óptica y de rayos X. A los microcuásares a veces se les llama binarios de rayos X de chorro de radio para distinguirlos de otros binarios de rayos X. Una parte de la emisión de radio proviene de chorros relativistas , que a menudo muestran un aparente movimiento superlumínico . [15]
Los microcuásares son muy importantes para el estudio de los chorros relativistas . Los chorros se forman cerca del objeto compacto y las escalas de tiempo cerca del objeto compacto son proporcionales a la masa del objeto compacto. Por lo tanto, los cuásares ordinarios tardan siglos en sufrir las variaciones que experimenta un microcuásar en un día.
Los microcuásares dignos de mención incluyen SS 433 , en el que las líneas de emisión atómica son visibles desde ambos chorros; GRS 1915+105 , con una velocidad de chorro especialmente alta y el muy brillante Cygnus X-1 , detectó hasta rayos gamma de alta energía (E > 60 MeV). Las energías extremadamente altas de las partículas que se emiten en la banda VHE podrían explicarse por varios mecanismos de aceleración de partículas (ver Aceleración de Fermi y Mecanismo centrífugo de aceleración ).