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 (normalmente un factor de 10 o más) que alcanzan su punto máximo 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 ráfagas de rayos X, denominados I y II. Las explosiones de tipo I son causadas por una fuga termonuclear, mientras que las de tipo II surgen de la liberación de energía gravitacional (potencial) liberada mediante acreción. Para las explosiones 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 una explosión, produciendo rayos X. El comportamiento de las explosiones de rayos X es similar al comportamiento de las novas recurrentes . En el último caso, el objeto compacto es una enana blanca que acumula hidrógeno y finalmente sufre una combustión explosiva.
El objeto compacto de la clase más amplia de binarios de rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro ; sin embargo, con la emisión de una explosión 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 acretado desaparece más allá del horizonte de sucesos . Las binarias de rayos X que albergan una estrella de neutrones se pueden subdividir aún más según la masa de la estrella donante; ya sea un binario de rayos X de alta masa (más de 10 masas solares ( M ☉ )) o de baja masa (menos de 1 M ☉ ), abreviado como HMXB y LMXB , respectivamente. [ Se necesita más explicación ]
Los estallidos de rayos X suelen exhibir un tiempo de aumento brusco (1 a 10 segundos) seguido de un ablandamiento espectral (una propiedad del enfriamiento de los cuerpos negros ). Las energías de ráfaga individual se caracterizan 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 una acreción constante sobre una estrella de neutrones. [3] Como tal, la relación α entre el flujo de ráfaga y el flujo persistente varía de 10 a 1000, pero normalmente es del orden de 100. [2] Las ráfagas de rayos X emitidas por la mayoría de estos sistemas se repiten en escalas de tiempo que van desde horas a días, aunque en algunos sistemas se presentan tiempos de recurrencia más prolongados, y aún no se han explicado ráfagas débiles con tiempos de recurrencia de entre 5 y 20 minutos, pero se observan en algunos casos menos habituales. [4] La abreviatura XRB puede referirse al objeto (ráfaga de rayos X) o a la emisión asociada (ráfaga de rayos X).
Cuando una estrella en una binaria 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 debido a fuertes vientos estelares , y parte de este material puede resultar atraído gravitacionalmente hacia la estrella de neutrones. En el caso de un período orbital corto y una estrella compañera masiva, ambos procesos pueden contribuir a la transferencia de material de la estrella compañera a la estrella de neutrones. En ambos casos, el material que cae procede de las capas superficiales de la estrella asociada y, por 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 es también 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 se dirige hacia el acretor. Debido a que las estrellas compactas tienen campos gravitacionales elevados , el material cae con gran velocidad y momento angular hacia la estrella de neutrones. El momento angular le impide unirse inmediatamente a la superficie de la estrella en acreción. Continúa orbitando el acretor en el plano orbital, chocando con otro material en acreción en el camino, perdiendo así energía y, al hacerlo, formando un disco de acreción , que también se encuentra en el plano orbital.
En una explosión 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 este asunto. Esto comienza como un proceso estable, el ciclo caliente de CNO . Sin embargo, la acreción continua crea una capa de materia degenerada , 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 quema de CNO se convierta en un descontrol termonuclear. La fase inicial de la explosión está impulsada por el proceso alfa-p , que rápidamente da paso al proceso rp . La nucleosíntesis puede llegar hasta el número de masa 100, pero se demostró que termina definitivamente en isótopos de telurio que sufren desintegración alfa , como el 107 Te. [5] En cuestión de segundos, la mayor parte del material acumulado se quema, generando un brillante destello de rayos X que es observable con telescopios de rayos X (o rayos gamma). La teoría sugiere que existen varios regímenes de combustión que provocan variaciones en la explosión, como la condición de ignición, la energía liberada y la recurrencia, siendo los regímenes causados por la composición nuclear, tanto del material acretado como de las cenizas de la explosión. Esto depende principalmente del contenido de hidrógeno, helio o carbono . La ignición del carbón también puede ser la causa de las extremadamente raras "superexplosiones".
Debido a que en un corto período de tiempo se libera una enorme cantidad de energía, 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 impulsa el estallido de rayos X y puede observarse como un aumento en la luminosidad de la estrella con un telescopio espacial . Estos estallidos no se pueden observar en la superficie de la Tierra porque nuestra atmósfera es opaca a los rayos X. La mayoría de las estrellas que explotan en rayos X exhiben explosiones recurrentes porque las explosiones no son lo suficientemente poderosas como para alterar la estabilidad o la órbita de cualquiera de las estrellas, y todo el proceso puede comenzar de nuevo.
La mayoría de los estallidos de rayos X tienen períodos de estallido 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 velocidad exacta. composición del material acretado. Desde el punto de vista de la observación, las categorías de ráfagas de rayos X presentan características diferentes. Un estallido de rayos X de tipo I tiene un fuerte aumento seguido de una disminución lenta y gradual del perfil de luminosidad. Una ráfaga de rayos X de tipo II presenta una forma de pulso rápido y puede tener muchas ráfagas rápidas separadas por minutos. La mayoría de los estallidos de rayos X observados son del Tipo I, ya que se han observado estallidos de rayos X de Tipo II desde sólo dos fuentes.
Se han registrado variaciones más detalladas en la observación de ráfagas a medida que mejoran los telescopios de imágenes de rayos X. Dentro de la forma familiar de la curva de luz en ráfaga, se han observado anomalías como oscilaciones (llamadas oscilaciones cuasi periódicas) y caídas, ofreciéndose varias explicaciones nucleares y físicas, aunque ninguna ha sido probada todavía. [6]
La espectroscopía 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 aún es un misterio pero que es una gran prioridad para la comunidad de astrofísica. [5] Sin embargo, los perfiles de líneas estrechas 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 las líneas 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, comparar el flujo de rayos X observado con el valor previsto produce distancias relativamente precisas. Las observaciones de explosiones de rayos X también permiten determinar el radio de la estrella de neutrones.