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Subluminous X-ray binaries
Armas Padilla, M.A.P.
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Armas Padilla, M. (2013). Subluminous X-ray binaries
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Download date: 05 Jun 2017
Resumen
De entre todos los cuerpos celestes que conocemos, agujeros negros y estrellas de
neutrones son sin duda algunos de los más interesantes. Sus desmesuradas densidades no son posibles de reproducir en la Tierra, y por lo tanto su estudio proporciona
información única en campos fundamentales como el comportamiento de la materia
a densidades muy elevadas, o la relatividad general en presencia de campos magnéticos extremos. Una estrella de neutrones posee típicamente una masa similar a la
del Sol, pero comprimida en una esfera de tan sólo 10 km de radio, o lo que es lo
mismo, el Sol embebido dentro de una esfera con un diámetro igual al de la isla de
La Gomera (Figura A). Su densidad es tan elevada que sólo una cucharada de su material pesaría 100 millones de toneladas. Los agujeros negros son aún más compactos
ya que son 10 veces más masivos que el Sol y están comprimidos en menos de 34 km.
Sus campos gravitatorios son tan intensos que incluso la luz no puede escapar. De
este modo, ya que los agujeros negros no emiten luz por definición, y las estrellas de
neutrones son tan pequeñas que emiten muy poca cantidad, y son por tanto díficiles
de detectar, la mejor manera de estudiar sus propiedades es observando el comportamiento del material que los rodea. Esto sucede cuando las estrellas de neutrones
y agujeros negros se encuentran en sistemas binarios compactos, es decir, sistemas
formados por un objeto compacto (estrella de neutrones o agujero negro) y una estrella común, similar al Sol, conocida como estrella compañera. La inmensa fuerza
gravitatoria asociada al objeto compacto es capaz de capturar material de la cercana
estrella compañera, el cual cae finalmente sobre la estrella de neutrones o agujero
negro. Dado que el material posee un cierto momento angular, este debe conservarse,
y por tanto la transferencia de material se produce por medio de un disco de acreción
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Resumen
Figuur A: El tamaño de la estrella de neutrones comparado con la isla de la Gomera.
que se forma alrededor del objeto compacto. Debido a la fricción que se produce
entre las diversas capas que conforman el disco, la temperatura de este se eleva a
niveles suficientemente altos como para que se produzca emisión en rayos X. De ahí
que a estos sistemas se les conozca como binarias de rayos X (Figura B).
El ritmo al cual se produce la acreción del material no es siempre el mismo. Como
resultado, las binarias de rayos X presentan varios estados que se ven reflejados en
cambios en sus propiedades espectrales y temporales, así como en un amplio rango
de luminosidades. El estudio de tales propiedades aporta valiosa información sobre
los parámetros estelares (por ejemplo, masa y radio), la física de los procesos de
acreción o la de la materia ultradensa.
Los rayos X son filtrados por la atmósfera terrestre, lo que hace la vida posible
en nuestro planeta. Sin embargo, esto resulta bastante incoveniente para los astrónomos, que para ser capaces de observar este tipo de luz, debemos enviar nuestros
instrumentos fuera de la atmósfera a bordo de cohetes y satélites. El descrubrimiento
de la primera binaria de rayos X, Scorpius X-1, con la primera generación de observatorios, marcó el nacimiento de la astronomía de rayos X. Medio siglo después y
tras varias generaciones de instrumentos, muchos fenómenos han sido estudiados. En
particular, gracias a la mejora en sensibilidad y resolución espacial una nueva familia
de binarias de rayos X, con luminosidades muy bajas, ha sido descubierta.
Esta tesis se centra en el estudio de binarias de rayos X poco luminosas, un subgrupo que alcanza luminosidades de tan solo LX ∼ 1034−36 erg s−1 , varios ordenes de
magnitud menos que las típicamente observadas en las binarias de rayos X clásicas.
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Resumen
Figuur B: Ilustración una binaria de rayos X (Brian Christensen)
Figuur C: Ilustración del telescopio espacial XMM-Newton.
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Resumen
De este modo, su bajo brillo implica que en estos sistemas el acrecimiento de material por parte del objeto compacto se produce ritmos muy bajos y por lo tanto, son
ideales para el estudio de estos regímenes de acreción, muy comunes en el Universo
pero relativamente poco estudiados hasta el momento. Estos estudios son relevantes
no sólo para la física de acreción en si misma sino para otros campos tales como la
evolución de binarias y la teoría asociada a la fusión nuclear en la superficie de las
estrellas de neutrones.
En esta tesis presento el análisis de datos de varias binarias de rayos X poco
luminosas con el fin de investigar sus propiedades. Para ello, hago uso de los observatorios de rayos X XMM-Newton(Fig. C), Swift, Chandra, y RXTE. Cada uno de
estos observatorios tiene sus ventajas e inconvenientes, de tal modo que en cada caso
nos decantamos por uno o otro dependiendo del problema científico a resolver.
La primera parte de este proyecto (capítulo 2) se centra en la investigación de las
propiedades espectrales de sistemas persistentes. Estas binarias muestran siempre
una luminosidad similar, que para el caso de los sistemas poco luminosos está el
rango de LX ∼ 1034−36 erg s−1 . Estas lumnosidades siempre constantes, pero a ritmos
de acreción tan bajos, desafían los actuales modelos de física de acreción. En este
capítulo se muestra el análisis de los espectros de alta resolución disponibles para tres
sistemas persistentes con estrella de neutrones. Uno de los principales resultados que
aporto es la detección de una componente espectral térmica a luminosidades menores
de LX ∼ 1035 erg s−1 . El origen más probable para esta componente es la superficie
de la estrella de neutrones.
La segunda parte de la tesis (capítulo 3 y capítulo 4) se centra en el estudio de
sistemas binarios de rayos X poco luminosos que también contienen una estrella de
neutrones como objeto acretor, pero en este caso sus luminosidades se observan variar
varios órdenes de magnitud (sistemas transitorios). Estos sistemas pasan la mayor
parte de su vida en un estado de latente quietud, con brillos muy débiles, pero esporádicamente llevan a cabo brillantes erupciones como resultado de un repentino
incremento en el ritmo de accreción. A lo largo de estos capítulos combino estudios
sobre la evolución de la erupción, con estudios más detallados con datos de mayor
calidad y centrados en cierta fases de esta. Los estudios realizados con espectros
de alta calidad arrojan resultados similares tanto para los sistemas persistentes como
para las fuentes transitorias: por debajo de cierta luminosidad se detecta un componente térmica relativamente fría, lo cual indica que tiene como origen la superficie de
la estrella de neutrones (ver figura D). En particular, en el capítulo 4 se examina en
detalle la evolución de esta componente, concluyendo que pobrablemente es debida
a acreción sobre la superficie de la estrella de neutrones a ritmos muy bajos. Por
otro lado, nuestras observaciones (capítulo 3) muestran que a bajas luminosidades el
espectro se vuelve menos energético a medida que esta decrece, lo cual es consis-
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Resumen
Figuur D: Espectro típico de una estrella de neutrones de luminosidad baja. Dos componentes pueden
ser identificadas: una poco energética de origen térmico, probablemente asociada a la superficie de la
estrella de neutrones, y una más energética con forma de ley de potencias y producida por scattering
Compton inverso en la vecindad del objeto compacto. Para más detalles ver el capítulo 1.
tente con los modelos ADAF (por sus siglas en inglés), en los que la accreción esta
dominada por procesos advectivos.
La última parte de la tesis está dedicada a estudiar la única binaria de rayos X
poco luminosa (de las conocidas hasta el momento) que tiene como objecto compacto un agujero negro, Swift J1357.2–0933. Gracias a la proximidad y a la alta
latitud galáctica de la fuente fue posible la obtención de datos de muy buena calidad
si se considera la baja luminosidad del objeto. En el capítulo 5 muestro la evolución
a lo largo de la erupción, que evidencia de nuevo la tendencia del espectro a volverse
menos energético conforme el brillo decae. Además, presento la correlación entre las
emisiones en los rangos de rayos X, ultravioleta y visible a lo largo de todo el periodo
de actividad de la fuente, la cual sugiere que el acrecimento sobre el agujero negro
se esta produciendo por medio de un disco no irradiado. En el capítulo 6 presento el
análisis espectral y temporal de una observación tomada con XMM-Newtondurante el
pico de luminosidad, siendo las propiedades de la fuente consistentes con las esperadas para un agujero negro observado a poca luminosidad.
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