Los transitorios de rayos X suaves ( SXT ), también conocidos como novas de rayos X y transitorios de rayos X de agujeros negros, están compuestos por un objeto compacto (más comúnmente un agujero negro pero a veces una estrella de neutrones ) y algún tipo de "normal", estrella de baja masa (es decir, una estrella con una masa de una fracción de la masa del Sol). [1] [2] Estos objetos muestran cambios dramáticos en su emisión de rayos X, probablemente producidos por la transferencia variable de masa de la estrella normal al objeto compacto, un proceso llamado acreción . En efecto, el objeto compacto "devora" la estrella normal, y la emisión de rayos X puede proporcionar la mejor vista de cómo ocurre este proceso. [3]El nombre "suave" surge porque en muchos casos hay una fuerte emisión de rayos X suaves (es decir, de baja energía) de un disco de acreción cerca del objeto compacto, aunque hay excepciones que son bastante duras. [4]
Transitorios de rayos X blandos Cen X-4 y Aql X-1 fueron descubiertos por Hakucho , Japón 's primero la astronomía de rayos X por satélite para ser explosiones de rayos X . [5]
Durante los episodios de acreción activa, llamados "arrebatos", los SXT son brillantes (con luminosidades típicas superiores a 10 37 erg / s). Entre estos episodios, cuando no hay acumulación, los SXT suelen ser muy débiles o incluso no observables; esto se llama estado "inactivo".
En el estado de "explosión", el brillo del sistema aumenta en un factor de 100 a 10000 tanto en rayos X como ópticos. Durante el estallido, un SXT brillante es el objeto más brillante en el cielo de rayos X, y la magnitud aparente es de aproximadamente 12. Los SXT tienen estallidos con intervalos de décadas o más, ya que solo unos pocos sistemas han mostrado dos o más estallidos. El sistema vuelve a estar inactivo en unos meses. Durante el estallido, el espectro de rayos X es "suave" o está dominado por rayos X de baja energía, de ahí el nombre de transitorios de rayos X suaves .
Los SXT son bastante raros; se conocen alrededor de 100 sistemas. Los SXT son una clase de binarios de rayos X de baja masa . Un SXT típico contiene una subgigante o enana de tipo K que transfiere masa a un objeto compacto a través de un disco de acreción . En algunos casos, el objeto compacto es una estrella de neutrones , pero los agujeros negros son más comunes. El tipo de objeto compacto se puede determinar mediante la observación del sistema después de un estallido; Se verá una emisión térmica residual de la superficie de una estrella de neutrones, mientras que un agujero negro no mostrará una emisión residual. Durante la "inactividad", la masa se acumula en el disco, y durante la explosión, la mayor parte del disco cae en el agujero negro. El estallido se desencadena cuando la densidad en el disco de acreción supera un valor crítico. La alta densidad aumenta la viscosidad, lo que da como resultado el calentamiento del disco. El aumento de temperatura ioniza el gas, aumenta la viscosidad y la inestabilidad aumenta y se propaga por todo el disco. A medida que la inestabilidad alcanza el disco de acreción interno, la luminosidad de los rayos X aumenta y comienza el estallido. El disco exterior se calienta aún más por la intensa radiación del disco de acreción interior. Un mecanismo de calentamiento desbocado similar opera en las novas enanas . [6] [7]
Algunos SXT en estado de reposo muestran radiación térmica de rayos X de la superficie de una estrella de neutrones con luminosidades típicas ∼ (10 32 —10 34 ) erg / s. En los llamados "SXT cuasi-persistentes", cuyos períodos de acreción y quiescencia son particularmente largos (del orden de años), el enfriamiento de la corteza de estrellas de neutrones calentada por acreción se puede observar en quiescencia. Al analizar los estados térmicos de reposo de los SXT y el enfriamiento de su corteza, se pueden probar las propiedades físicas de la materia superdensa en las estrellas de neutrones. [8] [9]
Referencias
- ^ Tanaka, Y .; Shibazaki, N. (1996). "Novae de rayos X". Revista anual de astronomía y astrofísica . 34 : 607–644. Código de Bibliografía : 1996ARA & A..34..607T . doi : 10.1146 / annurev.astro.34.1.607 .
- ^ McClintock, Jeffrey E .; Remillard, Ronald A. (2006). Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (eds.). Binarios de agujero negro . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. págs. 157–213. Código Bibliográfico : 2006csxs.book..157M . doi : 10.2277 / 0521826594 (inactivo el 31 de mayo de 2021). ISBN 978-0-521-82659-4.Mantenimiento de CS1: DOI inactivo a partir de mayo de 2021 ( enlace )
- ^ Corcoran MF (octubre de 2001). "La Caída de Aquila X-1" .
- ^ Brocksopp, Catherine; Bandyopadhyay, Reba M .; Guardabarros, Rob P. (2004). " Estallidos transitorios de rayos X suaves que no son suaves". Nueva Astronomía . 9 (4): 249-264. arXiv : astro-ph / 0311152 . Código Bibliográfico : 2004NewA .... 9..249B . doi : 10.1016 / j.newast.2003.11.002 . S2CID 15753088 .
- ^ Hayakawa S (1981). "Rayos X galácticos observados con el satélite de astronomía de rayos X 'Hakucho ' ". Ciencia espacial. Rev . 29 (3): 221–90. Código Bibliográfico : 1981SSRv ... 29..221H . doi : 10.1007 / BF00229297 . S2CID 121420165 .
- ^ Lasota, Jean-Pierre (2001). "El modelo de inestabilidad del disco de novas enanas y transitorios binarios de rayos X de baja masa". Nuevas revisiones de astronomía . 45 (7): 449–508. arXiv : astro-ph / 0102072 . Código Bibliográfico : 2001NewAR..45..449L . doi : 10.1016 / S1387-6473 (01) 00112-9 . S2CID 119464349 .
- ^ Hameury, Jean-Marie (2020). "Una revisión del modelo de inestabilidad de disco para novas enanas, transitorios de rayos X suaves y objetos relacionados". Avances en la investigación espacial . 66 (5): 1004–1024. arXiv : 1910.01852 . Código bibliográfico : 2020AdSpR..66.1004H . doi : 10.1016 / j.asr.2019.10.022 . S2CID 203736792 .
- ^ Wijnands, Rudy; Degenaar, Nathalie; Página, Dany (2017). "Enfriamiento de estrellas de neutrones calentadas por acreción". Revista de Astrofísica y Astronomía . 38 (3). identificación. 49. arXiv : 1709.07034 . Código Bibliográfico : 2017JApA ... 38 ... 49W . doi : 10.1007 / s12036-017-9466-5 . S2CID 115180701 .
- ^ Potekhin, Alexander Y .; Chugunov, Andrey I .; Chabrier, Gilles (2019). "Evolución térmica y emisión en reposo de estrellas de neutrones de acreción transitoria" . Astronomía y Astrofísica . 629 . identificación. A88. arXiv : 1907.08299 . Bibcode : 2019A & A ... 629A..88P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201936003 .