UvA-DARE (Digital Academic Repository) Subluminous X-ray binaries Armas Padilla, M.A.P. Link to publication

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Armas Padilla, M.A.P.

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Armas Padilla, M. (2013). Subluminous X-ray binaries

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De entre todos los cuerpos celestes que conocemos, agujeros negros y estrellas de neutrones son sin duda algunos de los más interesantes. Sus desmesuradas densida-des 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 magné-ticos 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 (FiguraA). Su densidad es tan elevada que sólo una cucharada de su ma-terial 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 compor-tamiento 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 es-trella común, similar al Sol, conocida como eses-trella 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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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 (FiguraB).

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 astró-nomos, 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 ob-servatorios, 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 sub-grupo que alcanza luminosidades de tan solo LX∼1034−36erg s−1, varios ordenes de

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Figuur B: Ilustración una binaria de rayos X (Brian Christensen)

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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 obser-vatorios 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 (capítulo2) 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∼1034−36erg 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 ∼ 1035erg 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 capítulo4) 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 es-porádicamente 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 compo-nente térmica relativamente fría, lo cual indica que tiene como origen la superficie de la estrella de neutrones (ver figuraD). En particular, en el capítulo4se 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 (capítulo3) muestran que a bajas luminosidades el espectro se vuelve menos energético a medida que esta decrece, lo cual es

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consis-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 capítulo1.

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 com-pacto 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 capítulo5muestro 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 capítulo6presento 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 espera-das para un agujero negro observado a poca luminosidad.

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