Burster de raios-X - X-ray burster
Bursters de raios-X são uma classe de estrelas binárias de raios-X que exibem aumentos periódicos e rápidos na luminosidade (normalmente um fator de 10 ou mais) que atinge o pico no regime de raios-X do espectro eletromagnético . Esses sistemas astrofísicos são compostos de um objeto compacto de acreção e uma estrela "doadora" companheira da sequência principal. Um objeto compacto em um sistema binário de raios X consiste em uma estrela de nêutrons ou um buraco negro ; entretanto, com a emissão de uma explosão de raios-X, a estrela companheira pode ser imediatamente classificada como uma estrela de nêutrons , uma vez que os buracos negros não têm uma superfície e todo o material de acreção desaparece além do horizonte de eventos . A massa da estrela doadora cai para a superfície da estrela de nêutrons, onde o hidrogênio se funde em hélio, que se acumula até se fundir em uma explosão, produzindo raios-X.
A massa da estrela doadora é usada para categorizar o sistema como uma grande massa (acima de 10 massas solares ( M ☉ )) ou baixa massa (menos de 1 M ☉ ) binário de raios-X, abreviado como HMXB e LMXB, respectivamente. Os bursters de raios-X diferem observacionalmente de outras fontes transitórias de raios-X (como pulsares de raios-X e transientes de raios-X suaves ), mostrando um tempo de subida acentuado (1 - 10 segundos) seguido de amolecimento espectral (uma propriedade de resfriar corpos negros ) A energia de explosão individual é caracterizada por um fluxo integrado de 10 32-33 joules , em comparação com a luminosidade constante que é da ordem de 10 32 joules para o acúmulo constante em uma estrela de nêutrons. Como tal, a razão α, do fluxo de explosão para o fluxo persistente, varia de 10 a 10 3, mas é normalmente da ordem de 100. As explosões de raios-X emitidas pela maioria desses sistemas recorrem em escalas de tempo que variam de horas a dias, embora tempos de recorrência mais estendidos sejam exibidos em alguns sistemas, e surtos fracos com tempos de recorrência entre 5 e 20 minutos ainda não foram explicados, mas são observados em alguns casos menos comuns. A abreviatura XRB pode referir-se ao objeto (raio-X burster) ou à emissão associada (raio-X burst). Existem dois tipos de XRB, designados I e II. O tipo I é muito mais comum do que o tipo II e tem uma causa distintamente diferente. O tipo I é causado pela fuga termonuclear, enquanto o tipo II é causado pela liberação de energia gravitacional.
Astrofísica de explosão termonuclear
Quando uma estrela em um binário preenche seu lóbulo Roche (seja por estar muito perto de sua companheira ou por ter um raio relativamente grande), ela começa a perder matéria, que flui em direção a sua estrela de nêutrons companheira. A estrela também pode sofrer perda de massa ao exceder sua luminosidade de Eddington , ou devido a fortes ventos estelares , e parte desse material pode ser atraída gravitacionalmente pela estrela de nêutrons. Na circunstância de um período orbital curto e uma estrela parceira massiva, ambos os processos podem contribuir para a transferência de material da companheira para a estrela de nêutrons. Em ambos os casos, o material em queda origina-se das camadas superficiais da estrela parceira e é rico em hidrogênio e hélio . A matéria flui do doador para o agregador na interseção dos dois Roche Lobes, que também é a localização do primeiro ponto LaGrange, ou L1. Por causa da rotação das duas estrelas em torno de um centro de gravidade comum, o material forma um jato viajando em direção ao agregador. Como as estrelas compactas têm altos campos gravitacionais , o material cai com alta velocidade e momento angular em direção à estrela de nêutrons. No entanto, o momento angular impede que ele se junte imediatamente à superfície da estrela de acréscimo. Ele continua a orbitar o agregador no plano do eixo orbital, colidindo com outro material de acreção durante o percurso, perdendo energia e, com isso, formando um disco de acreção , que também fica no plano do eixo orbital. Em um burster de raios-X, esse material se acumula na superfície da estrela de nêutrons, onde forma uma camada densa. Após meras horas de acumulação e compressão gravitacional, a fusão nuclear começa nesta matéria. Isso começa como um processo estável, o ciclo de CNO quente, no entanto, o acréscimo contínuo causa uma camada degenerada de matéria, na qual a temperatura aumenta (maior que 1 × 10 9 kelvin ), mas isso não alivia as condições termodinâmicas. Isso faz com que o ciclo triplo-α seja rapidamente favorecido, resultando em um flash de He. A energia adicional fornecida por este flash permite que a queima do CNO se transforme em descontrole termonuclear. Na fase inicial da explosão está o processo alfa-p, que cede rapidamente ao processo rp . A nucleossíntese pode prosseguir tão alto quanto A = 100, mas foi mostrado que termina definitivamente com Te107. Em segundos, a maior parte do material agregado é queimado, gerando um flash de raio-X brilhante que pode ser observado com telescópios de raios-X (ou raios gama). A teoria sugere que existem vários regimes de queima que causam variações no estouro, como condição de ignição, energia liberada e recorrência, com os regimes causados pela composição nuclear, tanto do material achado quanto das cinzas do estouro. Isso depende principalmente do conteúdo de hidrogênio, hélio ou carbono. A ignição do carbono também pode ser a causa de "superbursts" extremamente raros.
O comportamento dos bursters de raios X é semelhante ao comportamento das novas recorrentes . Nesse caso, o objeto compacto é uma anã branca que acrescenta hidrogênio que finalmente sofre uma queima explosiva.
Observação de rajadas
Como uma enorme quantidade de energia é liberada em um curto período de tempo, grande parte da energia é liberada na forma de fótons de alta energia , de acordo com a teoria da radiação de corpo negro , neste caso os raios-X. Essa liberação de energia pode ser observada como um aumento da luminosidade da estrela com um telescópio espacial e é chamada de explosão de raios-X . Essas explosões não podem ser observadas na superfície da Terra porque nossa atmosfera é opaca aos raios-X. A maioria das estrelas explosivas de raios X exibe explosões recorrentes porque as explosões não são poderosas o suficiente para interromper a estabilidade ou a órbita de qualquer uma das estrelas, e todo o processo pode começar novamente. A maioria dos bursters de raios-X tem períodos irregulares, que podem ser da ordem de algumas horas a muitos meses, dependendo de fatores como a massa das estrelas, a distância entre as duas estrelas, a taxa de acreção e a composição exata do material agregado. Observacionalmente, as categorias de explosão de raios-X exibem características diferentes. Uma explosão de raios-X Tipo I tem um aumento acentuado seguido por um declínio lento e gradual do perfil de luminosidade. Uma explosão de raios-X do Tipo II exibe uma forma de pulso rápido e pode ter muitas explosões rápidas separadas por minutos. No entanto, apenas de duas fontes as explosões de raios-X do Tipo II foram observadas, e a maioria das explosões de raios-X são do Tipo I.
Variações mais detalhadas na observação de rajadas foram registradas à medida que os telescópios de imagens de raios-X melhoravam. Dentro da familiar forma de curva de luz de explosão, anomalias como oscilações (chamadas oscilações quase periódicas) e quedas foram observadas, com várias explicações nucleares e físicas sendo oferecidas, embora nenhuma ainda tenha sido provada. A espectroscopia revela um recurso de absorção de 4 keV e linhas de absorção semelhantes a H e He em Fe, mas acredita-se que estas derivem do disco de acreção. A derivação subsequente do redshift de Z = 35 para EXO 0748-676 forneceu uma restrição importante para a equação massa-raio da estrela de nêutrons, uma relação que ainda é um mistério, mas é uma prioridade principal para a comunidade astrofísica.
Aplicações à astronomia
Explosões luminosas de raios-X podem ser consideradas velas padrão , uma vez que a massa da estrela de nêutrons determina a luminosidade da explosão. Portanto, comparar o fluxo de raios-X observado com o valor previsto produz distâncias relativamente precisas. A observação de rajadas de raios-X permite também a determinação do raio da estrela de nêutrons.