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Naturaleza y Evolución de Binarias de RayosX

Las Binarias de Rayos X son binarias compactas dominadas por procesos de acreción sobre estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Un subgrupo de estos sistemas (binarias transitorias de rayos X, SXTs) se caracteriza por la presencia de erupciones recurrentes (varias décadas) durante las cuales la luminosidad aumenta típicamente un factor 103-106 en los rangos óptico y rayos X, respectivamente. Estos sistemas ofrecen un interés especial ya que contienen los candidatos a BH más firmes conocidos vía la determinación de la función de masa de la estrella compañera.

Introducción

Las Binarias de Rayos X son binarias compactas dominadas por procesos de acreción sobre estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Un subgrupo de estos sistemas (binarias transitorias de rayos X, SXTs) se caracteriza por la presencia de erupciones recurrentes (varias décadas) durante las cuales la luminosidad aumenta típicamente un factor 103-106 en los rangos óptico y rayos X, respectivamente. Estos sistemas ofrecen un interés especial ya que contienen los candidatos a BH más firmes conocidos vía la determinación de la función de masa de la estrella compañera. El análisis de estos residuos estelares compactos es esencial, entre otras cosas, para el conocimiento de las últimas etapas en la evolución de estrellas masivas y la estructura de la materia nuclear. Desgraciadamente, el número de BH detectado es todavía demasiado pequeño para abordar análisis estadísticos comparativos con la población de binarias con NS.

Las binarias de rayos X se clasifican según la masa de la estrella compañera en binarias de rayos x de baja masa y binarias de rayos x de alta masa. Las de baja masa tienen una compañera de masa mucho menor a la del Sol (son estrellas rojas de tipo espectral K o M). Las de alta masa tienen una compañera con masa mucho mayor a del Sol (estrellas azules de tipo O o Be).

Existen cientos de binarias de rayos X en nuestra galaxia y se cuentan entre los objetos más brillantes del cielo en rayos X, como por ejemplo Scorpius X-1, Cygnus X-1 o v404Cyg.

Impresión artística V404Cyg

Son objetos muy variables, en escalas de tiempo que van desde pocos minutos a años. La variabilidad está relacionada con cambios en el acrecimiento de materia, que a su vez puede deberse, por ejemplo, al movimiento orbital de las dos estrellas o a precesión del disco de acrecimiento.

Cuando el objeto compacto es una estrella de neutrones, su fuerte campo magnético puede conducir el plasma hacia los polos magnéticos. En los polos colisionan con la superficie de la estrella de neutrones y emiten importantes cantidades de rayos X muy enfocados a lo largo de los ejes magnéticos. Son los llamados pulsares de rayos x.

Al igual que en las galaxias activas, en algunas binarias de rayos X se general un jet o chorros de materia que emerge del disco de acrecimiento, sale del sistema binario y puede extenderse a lo largo de parsecs. Los chorros emiten en radio por radiación de sincrotrón. En algunos de estos chorros se observan componentes que viajan a velocidades próximas a la velocidad de la luz. En tal caso, la binaria de rayos X se conoce como microquasar.

Existen aproximadamente 100 millones de agujeros negros en nuestra galaxia, de esos cien millones se piensa que unos 10,000 forma parte de estos sistemas binarios de rayos-X, de los cuales conocemos tan solo 50 de ellos y de los que solo hemos podido medir la masa de 20.

Los objetivos científicos que se persiguen son:

1.- Expandir la muestra de BH midiendo funciones de masa en nuevas binarias transitorias. Asimismo, determinar los cocientes de masas y ángulos de inclinación para estimar las masas de las dos componentes y, por tanto, la naturaleza de los objetos compactos. Para ello se utilizan diversas técnicas espectrofotométricas en los rangos óptico e IR (incluyendo el análisis de emisión Bowen fluorescente de la estrella compañera, una nueva técnica descubierta por nuestro grupo). También estamos explorando nuevas estrategias que permiten aumentar significativamente la muestra de nuevos agujeros negros en quietud. Cuando el número de objetos sea suficientemente grande se intentarán abordar estudios estadísticos de la muestra de BH respecto a binarias con NS (e.g. distribución de masas, cocientes de masa, distribución galáctica) para caracterizar las dos poblaciones de objetos compactos. Se espera obtener información que permita restringir la ecuación de estado de la materia nuclear, la edad e historia evolutiva de estos sistemas (e.g. Mmax para NS, Mmin para BH, pérdida de masa de las estrellas progenitoras).

2.- Analizar la estructura y variabilidad de los discos de acreción alrededor de los objetos compactos en diferentes bandas espectrales (óptico-rayos X). La distribución espectral durante la erupción (especialmente a altas energías) y su variación temporal es esencial para restringir los modelos de erupción y la estructura física del disco (e.g. radio del disco advectivo o ADAF). En el óptico se estudiará la evolución del espectro durante las fases de erupción/quietud y la variación orbital de los perfiles de emisión utilizando técnicas de tomografía doppler. Esto nos permitirá analizar la distribución radial de emisividad de los discos y obtener restricciones al tamaño del disco, ritmo de transferencia de masa y estado evolutivo. Además, se ha abierto una nueva ventana con el descubrimiento de variabilidad óptica rápida (mins-segs) en los discos de acreción en quietud en varios BHs y NS. Es importante ampliar la muestra de sistemas y extraer el espectro de la variabilidad para restringir posibles mecanismos de producción. Por ejemplo, el estudio de las oscilaciones quasi-periódicas (QPOs) y de las propiedades del ruido temporal permite distinguir entre diferentes modelos de discos alabeados por irradiación y extraer información privilegiada sobre las inestabilidades que se forman en los discos alrededor de objetos compactos. Por su parte, el estudio de variaciones fotométricas durante las erupciones y la quietud permite determinar parámetros fundamentales de estos sistemas binarios, esenciales para determinar las masas de las componentes: e.g. Porb e inclinación mediante eclipses y efectos de irradiación, y cociente de masas a partir del período de “superhump” (batido entre el período de precesión del disco y Porb).

3.- Estudio de binarias de gamma, formadas por un púlsar joven en órbita alrededor de una estrella masiva. La interacción del viento de la estrella con el del púlsar genera emisión de muy alta energía (MeV-TeV), fuertemente modulada con el periodo orbital, que es detectada por telescopios Cherenkov como MAGIC y satélites de rayos gamma como Fermi. Seguimiento espectroscópico intensivo en el óptico permite caracterizar los parámetros fundamentales de estas binarias. Recientemente hemos descubierto la presencia del primer BH en una binaria de rayos gamma.

Asimismo, se pretende estudiar la composición química de las estrellas compañeras y, concretamente, establecer el origen de las altas abundancias de litio y elementos-a descubiertas por el grupo. Para ello se proyecta:

a) Realizar análisis de metalicidad para encontrar evidencias de la explosión de Supernova que dio origen al BH/NS. Anomalías en las abundancias nos permitirán reconstruir la historia evolutiva de las estrellas progenitoras.

b) Investigar la formación de líneas de litio en los discos de acreción y en las atmósferas de las estrellas secundarias. La razón isotópica Li7/Li6 es un indicador del mecanismo de aceleración de partículas que produce estos elementos en el entorno del BH o NS.

http://www.iac.es/proyectos.php?op1=6&op2=107&id=23

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