Estallido de rayos X
Los estallidos de rayos X son una clase de estrellas binarias de rayos X que exhiben estallidos de rayos X, aumentos periódicos y rápidos en la luminosidad (típicamente un factor de 10 o más) ese pico en la región de rayos X del espectro electromagnético. Estos sistemas astrofísicos están compuestos por una estrella de neutrones en acreción y una compañera de secuencia principal 'donante'. estrella. Hay dos tipos de ráfagas de rayos X, designados I y II. Los estallidos de tipo I son causados por una fuga termonuclear, mientras que los de tipo II surgen de la liberación de energía gravitacional (potencial) liberada a través de la acumulación. Para los estallidos 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 un estallido, produciendo rayos X. El comportamiento de los estallidos 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 que finalmente sufre una combustión explosiva.
El objeto compacto de la clase más amplia de binarias de rayos X es una estrella de neutrones o un agujero negro; sin embargo, con la emisión de un estallido 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 acumulado desaparece más allá del horizonte de sucesos. Las binarias de rayos X que albergan una estrella de neutrones se pueden subdividir en función de 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.
Las ráfagas de rayos X suelen mostrar un tiempo de subida brusco (1 a 10 segundos) seguido de un ablandamiento espectral (una propiedad de los cuerpos negros que se enfrían). La energía de ráfaga individual se caracteriza por un flujo integrado de 1032–1033 julios, en comparación con la luminosidad constante que es del orden de 1030 W para acreción constante en una estrella de neutrones. Como tal, la relación α entre el flujo de ráfaga y el flujo persistente oscila entre 10 y 1000, pero normalmente es del orden de 100. Las ráfagas de rayos X emitidas por la mayoría de estos sistemas se repiten en escalas de tiempo que van de horas a días, aunque más extendidas. los tiempos de recurrencia se exhiben en algunos sistemas, y las ráfagas débiles con tiempos de recurrencia entre 5 y 20 minutos aún no se han explicado, pero se observan en algunos casos menos habituales. La abreviatura XRB puede referirse tanto al objeto (explosión de rayos X) como a la emisión asociada (explosión de rayos X).
Astrofísica de explosión termonuclear
Cuando una estrella en un binario llena su lóbulo de Roche (ya sea porque está muy cerca de su compañera o porque tiene un radio relativamente grande), comienza a perder materia, que fluye hacia su compañera, la estrella de neutrones. La estrella también puede perder masa al exceder su luminosidad de Eddington, oa través de fuertes vientos estelares, y parte de este material puede ser 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 compañera a la estrella de neutrones. En ambos casos, el material que cae se origina en las capas superficiales de la estrella asociada y, por lo tanto, es rico en hidrógeno y helio. La materia fluye del donante al 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 viaja hacia el acretor. Debido a que las estrellas compactas tienen campos gravitatorios elevados, el material cae con gran velocidad y momento angular hacia la estrella de neutrones. El momento angular evita que se una inmediatamente a la superficie de la estrella en acreción. Continúa orbitando el acretor en el plano orbital, chocando con otro material acrecentado en el camino, perdiendo energía y, al hacerlo, formando un disco de acreción, que también se encuentra en el plano orbital.
En un estallido de rayos X, este material se acumula en la superficie de la estrella de neutrones, donde forma una capa densa. Después de meras horas de acumulación y compresión gravitatoria, se inicia la fusión nuclear en esta materia. Esto comienza como un proceso estable, el ciclo CNO caliente. Sin embargo, la acumulación continua crea una capa de materia degenerada, en la que la temperatura aumenta (más de 109 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 una fuga termonuclear. La primera fase de la explosión está impulsada por el proceso alfa-p, que rápidamente cede al proceso rp. La nucleosíntesis puede avanzar hasta el número de masa 100, pero se demostró que termina definitivamente en isótopos de telurio que experimentan desintegración alfa como 107Te. En cuestión de segundos, la mayor parte del material acumulado se quema, lo que genera un destello de rayos X brillante que se puede observar con telescopios de rayos X (o rayos gamma). La teoría sugiere que existen varios regímenes de combustión que provocan variaciones en el estallido, como la condición de ignición, la energía liberada y la recurrencia, siendo los regímenes causados por la composición nuclear, tanto del material acrecionado como de las cenizas del estallido. Esto depende principalmente del contenido de hidrógeno, helio o carbono. La ignición del carbono también puede ser la causa de los extremadamente raros 'superbursts'.
Observación de ráfagas
Debido a que se libera una enorme cantidad de energía en un corto período de tiempo, gran parte se libera como fotones de alta energía de acuerdo con la teoría de la radiación del cuerpo negro, en este caso, los rayos X. Esta liberación de energía alimenta el estallido de rayos X y se puede observar 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 con estallidos de rayos X exhiben estallidos recurrentes porque los estallidos no son lo suficientemente potentes 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 varios meses, dependiendo de factores como las masas de las estrellas, la distancia entre las dos estrellas, la tasa de acreción, y la composición exacta del material acumulado. Desde el punto de vista de la observación, las categorías de ráfagas de rayos X exhiben diferentes características. Un estallido de rayos X de Tipo I tiene un fuerte aumento seguido de una disminución lenta y gradual del perfil de luminosidad. Un estallido de rayos X de tipo II exhibe una forma de pulso rápido y puede tener muchos estallidos rápidos separados por minutos. La mayoría de los estallidos de rayos X observados son del tipo I, ya que los estallidos de rayos X del tipo II se han observado en solo dos fuentes.
Se han registrado variaciones más finamente 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 de ráfaga, se han observado anomalías como oscilaciones (llamadas oscilaciones cuasi-periódicas) y caídas, con varias explicaciones nucleares y físicas que se ofrecen, aunque ninguna ha sido probada todavía.
La espectroscopia 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 subsiguiente 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 es una prioridad importante para la comunidad astrofísica. Sin embargo, los perfiles de líneas angostas son inconsistentes con el giro rápido (552 Hz) de la estrella de neutrones en este objeto, y parece más probable que las características de las líneas surjan del disco de acreción.
Aplicaciones a la astronomía
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 predicho produce distancias relativamente precisas. Las observaciones de los estallidos de rayos X también permiten determinar el radio de la estrella de neutrones.
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