Binário de raio-X - X-ray binary

Impressão artística de um binário de raio-X

Binários de raios-X são uma classe de estrelas binárias que são luminosas em raios-X . Os raios X são produzidos pela matéria caindo de um componente, chamado de doador (geralmente uma estrela relativamente normal ), para o outro componente, chamado de agregador , que é muito compacto: uma estrela de nêutrons ou buraco negro . A matéria em queda libera energia potencial gravitacional , até vários décimos de sua massa de repouso, na forma de raios-X. (A fusão de hidrogênio libera apenas cerca de 0,7 por cento da massa de repouso.) O tempo de vida e a taxa de transferência de massa em um binário de raios-X depende do status evolutivo da estrela doadora, a proporção de massa entre os componentes estelares e sua separação orbital.

Estima-se que 1041 pósitrons escapam por segundo de um típico binário de raios-X de baixa massa .

Classificação

Microquasar SS-433.

Os binários de raios-X são subdivididos em várias subclasses (às vezes sobrepostas), que talvez reflitam melhor a física subjacente. Observe que a classificação por massa (alta, intermediária, baixa) se refere ao doador opticamente visível, não ao agregador emissor de raios-X compacto.

Binário de raios-X de baixa massa

Um binário de raios-X de baixa massa ( LMXB ) é um sistema estelar binário onde um dos componentes é um buraco negro ou uma estrela de nêutrons . O outro componente, um doador, geralmente preenche seu lóbulo Roche e, portanto, transfere massa para a estrela compacta. Em sistemas LMXB, o doador é menos massivo que o objeto compacto e pode estar na sequência principal , uma anã degenerada ( anã branca ) ou uma estrela evoluída ( gigante vermelha ). Aproximadamente duzentos LMXBs foram detectados na Via Láctea e, destes, treze LMXBs foram descobertos em aglomerados globulares . O Observatório de raios-X Chandra revelou LMXBs em muitas galáxias distantes.

Um típico binário de raios-X de baixa massa emite quase toda a sua radiação em raios-X , e normalmente menos de um por cento na luz visível, então eles estão entre os objetos mais brilhantes no céu de raios-X, mas relativamente tênues na luz visível . A magnitude aparente é normalmente em torno de 15 a 20. A parte mais brilhante do sistema é o disco de acreção ao redor do objeto compacto. Os períodos orbitais de LMXBs variam de dez minutos a centenas de dias.

A variabilidade de LMXBs é mais comumente observada como bursters de raios-X , mas às vezes pode ser vista na forma de pulsares de raios-X . Os bursters de raios-X são criados por explosões termonucleares criadas pelo acréscimo de hidrogênio e hélio.

Binário de raios-X de massa intermediária

Um binário de raios-X de massa intermediária ( IMXB ) é um sistema estelar binário onde um dos componentes é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. O outro componente é uma estrela de massa intermediária. Um binário de raios-X de massa intermediária é a origem dos sistemas binários de raios-X de baixa massa.

Binário de raios-X de alta massa

Um binário de raios-X de alta massa ( HMXB ) é um sistema estelar binário forte em raios X e no qual o componente estelar normal é uma estrela massiva : geralmente uma estrela O ou B, uma supergigante azul ou, em alguns casos , uma estrela Wolf-Rayet . O componente compacto emissor de raios-X é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro . Uma fração do vento estelar da estrela massiva normal é capturada pelo objeto compacto e produz raios X ao cair sobre o objeto compacto.

Em um binário de raios-X de alta massa, a estrela massiva domina a emissão de luz óptica, enquanto o objeto compacto é a fonte dominante de raios-X. As estrelas massivas são muito luminosas e, portanto, facilmente detectadas. Um dos mais famosos binários de raios-X de alta massa é Cygnus X-1 , que foi o primeiro candidato a buraco negro identificado. Outros HMXBs incluem Vela X-1 (não deve ser confundido com Vela X ) e 4U 1700-37 .

A variabilidade dos HMXBs é observada na forma de pulsares de raios-X e não de bursters de raios-X . Esses pulsares de raios-X são devidos ao acúmulo de matéria magneticamente afunilada para os pólos do companheiro compacto. O vento estelar e o estouro do lóbulo de Roche da massiva estrela normal se acumulam em grandes quantidades, a transferência é muito instável e cria uma transferência de massa de curta duração.

Quando um HMXB chega ao fim, se a periodicidade do binário for inferior a um ano, ele pode se tornar uma única gigante vermelha com um núcleo de nêutrons ou uma única estrela de nêutrons . Com uma periodicidade mais longa, de um ano ou mais, a HMXB pode se tornar uma estrela binária de nêutrons dupla se não for interrompida por uma supernova .

Microquasar

Impressão artística do microquasar SS 433 .

Um microquasar (ou binário emissor de rádio-X) é o primo menor de um quasar . Os microquasares são nomeados após quasares, pois têm algumas características comuns: emissão de rádio forte e variável, muitas vezes resolvida como um par de jatos de rádio, e um disco de acreção em torno de um objeto compacto que é um buraco negro ou uma estrela de nêutrons . Nos quasares, o buraco negro é supermassivo (milhões de massas solares ); em microquasares, a massa do objeto compacto é apenas algumas massas solares. Em microquasares, a massa agregada vem de uma estrela normal, e o disco de acreção é muito luminoso nas regiões ópticas e de raios-X . Os microquasares são às vezes chamados de binários de raios-X de rádio-jato para distingui-los de outros binários de raios-X. Uma parte da emissão de rádio vem de jatos relativísticos , geralmente mostrando movimento superluminal aparente .

Os microquasares são muito importantes para o estudo de jatos relativísticos . Os jatos são formados perto do objeto compacto e as escalas de tempo próximas ao objeto compacto são proporcionais à massa do objeto compacto. Portanto, quasares comuns levam séculos para passar por variações que um microquasar experimenta em um dia.

Microquasares dignos de nota incluem SS 433 , em que as linhas de emissão atômica são visíveis de ambos os jatos; GRS 1915 + 105 , com uma velocidade de jato especialmente alta e o Cygnus X-1 muito brilhante , detectado até os raios gama de Alta Energia (E> 60 MeV). Energias extremamente altas de partículas emitindo na banda VHE podem ser explicadas por vários mecanismos de aceleração de partículas (ver Aceleração de Fermi e Mecanismo centrífugo de aceleração ).

Veja também

Referências

links externos