Las binarias de rayos X son una clase de estrellas binarias que son luminosas en rayos X. Los rayos X son producidos por materia que cae de un componente, llamado donante (generalmente una estrella de secuencia principal relativamente común ), al otro componente, llamado acretor , que es una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia que cae libera energía potencial gravitatoria , hasta el 30 por ciento de su masa en reposo, en forma de rayos X. ( La fusión de hidrógeno libera solo 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 masas entre los componentes estelares y su separación orbital. [1]
Se estima que 10 41 positrones escapan por segundo de un sistema binario de rayos X de baja masa típico. [2] [3]
Los sistemas binarios de rayos X se subdividen en varias subclases (que a veces se superponen) que quizás reflejen mejor la física subyacente. Nótese que la clasificación por masa (alta, intermedia, baja) se refiere al donante ópticamente visible, no al acretor compacto que emite rayos X.
Un sistema binario 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 tanto, transfiere masa a la estrella compacta. En los sistemas LMXB, el donante es menos masivo que el objeto compacto y puede estar en la secuencia principal , ser una enana degenerada ( enana blanca ) o una estrella evolucionada ( gigante roja ). Se han detectado aproximadamente doscientas LMXB en la Vía Láctea , [11] y de ellas, trece LMXB se han descubierto en cúmulos globulares . El Observatorio de rayos X Chandra ha revelado LMXB en muchas galaxias distantes. [12]
Un sistema binario de rayos X de baja masa típico emite casi toda su radiación en rayos X y, por lo general, menos del uno por ciento en luz visible, por lo que se encuentran entre los objetos más brillantes del cielo en rayos X, pero relativamente débiles en luz visible. La magnitud aparente suele estar 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 ver en forma de púlsares de rayos X. Las explosiones de rayos X son creadas por explosiones termonucleares creadas por la acreción de hidrógeno y helio. [13]
Un sistema binario de rayos X de masa intermedia ( IMXB ) es un sistema binario de estrellas en el que 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 sistema binario de rayos X de masa intermedia es el origen de los sistemas binarios de rayos X de baja masa.
Un sistema binario de rayos X de alta 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 a medida que cae sobre el objeto compacto.
En un sistema binario de rayos X de alta 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 lo tanto, se detectan fácilmente. Uno de los sistemas binarios de rayos X de alta masa más famosos es Cygnus X-1 , que fue el primer candidato a agujero negro identificado. Otros sistemas binarios de rayos X de alta masa incluyen Vela X-1 (que no debe confundirse con Vela X ) y 4U 1700-37 .
La variabilidad de las 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 acreción de materia canalizada magnéticamente hacia los polos de la compañera compacta. [13] El viento estelar y el desbordamiento del lóbulo de Roche de la estrella normal masiva se acrecientan 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 sistema binario era inferior a un año, puede convertirse en una única gigante roja con un núcleo de neutrones o en una única estrella de neutrones . Con una periodicidad más larga, de un año o más, el HMXB puede convertirse en un sistema binario de doble estrella de neutrones si no es interrumpido por una supernova . [14]
Un microcuásar (o sistema binario emisor de rayos X) es el primo más pequeño de un cuásar . Los microcuásares reciben su nombre de los cuásares, 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 es 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 solo 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 sistemas binarios de rayos X de radiochorro para distinguirlos de otros sistemas 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 experimentar las variaciones que experimenta un microcuásar en un día.
Entre los microcuásares dignos de mención se encuentran SS 433 , en el que se pueden ver líneas de emisión atómica desde ambos chorros; GRS 1915+105 , con una velocidad de chorro especialmente alta, y el muy brillante Cygnus X-1 , detectado hasta en rayos gamma de alta energía (E > 60 MeV). Las energías extremadamente altas de las partículas que emiten en la banda VHE podrían explicarse por varios mecanismos de aceleración de partículas (véase Aceleración de Fermi y Mecanismo centrífugo de aceleración ).