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Evidencias de un agujero negro en la binaria transitoria de rayos X: XTE J1859+226.

Autor/es: (2011) Corral-Santana, J. M.; Casares, J.; Shahbaz, T.; Zurita, C.; Martínez-Pais, I. G.; Rodríguez-Gil, P.

Referencia: MNRAS, tmpL., 215C | Enlace

Representación de un sistema similar a XTE J1859+226. Se aprecia la estrella deformada por la influencia del agujero negro, el chorro de materia que va hacia el agujero negro y el disco que se forma en torno a éste. Fuente/Jesús Corral Santana (IAC). <br /><br />Hecha con el software BinSim, desarrollado por Rob Hynes, de la Universidad Estatal de Luisiana (EE UU).
Representación de un sistema similar a XTE J1859+226. Se aprecia la estrella deformada por la influencia del agujero negro, el chorro de materia que va hacia el agujero negro y el disco que se forma en torno a éste. Fuente/Jesús Corral Santana (IAC).

Hecha con el software BinSim, desarrollado por Rob Hynes, de la Universidad Estatal de Luisiana (EE UU).

Las binarias de rayos X son sistemas formados por un objeto compacto (estrella de neutrones o agujero negro) y una estrella de tipo “normal”. El objeto compacto arranca materia de la estrella que orbita alrededor del objeto compacto formando un disco de acreción.

Las binarias de rayos X transitorias son un tipo de binarias de rayos X que se caracterizan por estar la mayor parte de su vida en quietud. Ocasionalmente, el sistema entra en erupción, fenómeno relacionado con un brusco aumento del ritmo de acreción de materia sobre el agujero negro. Este aumento de brillo se produce en todas las longitudes de onda (¡llegando a ser de hasta 6 magnitudes en visible!) y es detectado por los satélites de rayos X. Tras un periodo de meses en este estado, el sistema vuelve a caer a su nivel de quietud.

En este estudio hemos descubierto que en la binaria transitoria de rayos X XTE J1859+226, el objeto compacto es un agujero negro de 5.42 masas solares. Para llegar a este resultado hemos usado fotometría tomada con los telescopios Isaac Newton, William Herschel y Nordic Optical Telescope desde el año 2000 y espectros del Gran Telescopio Canarias tomados en 2010. La curva de luz fotométrica nos permitió calcular que el periodo orbital del sistema era de 6.58h mientras que los espectros nos dieron la amplitud de la velocidad radial de la estrella compañera (541 km/s).

Estos dos parámetros permiten calcular la función de masas del objeto compacto (que es un límite inferior a la masa) dando un resultado de 4.5 masas solares. Según las ecuaciones de estado de la materia, las estrellas de neutrones no pueden exceder las tres masas solares, y por tanto en esta binaria el objeto compacto tiene que ser un agujero negro. La ausencia de eclipses en el sistema y

la profundidad de los picos en la curva de luz implican que el sistema tiene una inclinación entre 40º y 70º y, por tanto, una masa mínima del agujero negro de 5.42 masas solares.

Sólo se conocen unos 20 sistemas de estas características confirmados dinámicamente y se calcula que existen varios miles en la Vía Láctea, por lo que la estadística es muy pobre. Necesitamos aumentar la población de agujeros negros ya que la forma de la distribución de sus masas es muy importante para entender la evolución de estrellas masivas, supernovas y sistemas binarios.

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