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Proyectos de investigación astrofísica

Física de las Estrellas, Sistemas Planetarios y Medio Interestelar

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Naturaleza y Evolución de Binarias de Rayos X (P/309710)

T MUÑOZ DARIAS

Felipe Jiménez Ibarra, Sergio Palomo Nevado, Jonay González Hernández, Ignacio González Martínez-País, Pablo Rodríguez Gil, Montserrat Armas Padilla, Jorge Casares Velázquez, Manuel Linares Alegret, Cristina Zurita Espinosa, Pedro José Blay Serrano, Artemio Herrero Davó, Daniel Mata Sánchez, Vikram Dhillon, Garik Israelian, Tariq Shahbaz

 P. Charles (Univ. Southampton); M. Pérez Torres, P. Jonker (Univ. of Utrech); T. Marsh, D. Steeghs, B. Gaensicke (Univ. Warwick); R. Fender, S. Motta, K. O'Brien (Univ. Oxford); J.M. Paredes, M. Ribó (Univ. Barcelona); J. Marti (Univ. Jaén); T. Belloni, S. Campana, P. D’Avanzo (Obs. Brera); I. Negueruela, (Univ. Alicante); J.M. Corral-Santana (Univ. Católica, Chile); D. Russell (Univ. of Abu Dhabi); G. Ponti, B. de Marco (MPE); Rudy Wijnands (Univ. Amsterdam); N. Degenaar (Univ. Cambridge); A. de Ugarte (IAA); Y. Ueda (Universidad de Kyoto); R.I. Hynes (Univ. Louisiana).

Introducción

Las Binarias de Rayos X son binarias compactas dominadas por procesos de acreción sobre estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Un subgrupo de estos sistemas (binarias transitorias de rayos X, SXTs) se caracteriza por la presencia de erupciones recurrentes (varias décadas) durante las cuales la luminosidad aumenta típicamente un factor 103-106 en los rangos óptico y rayos X, respectivamente. Estos sistemas ofrecen un interés especial ya que contienen los candidatos a BH más firmes conocidos vía la determinación de la función de masa de la estrella compañera. El análisis de estos residuos estelares compactos es esencial, entre otras cosas, para el conocimiento de las últimas etapas en la evolución de estrellas masivas y la estructura de la materia nuclear. Desgraciadamente, el número de BH detectado es todavía demasiado pequeño para abordar análisis estadísticos comparativos con la población de binarias con NS.

Los objetivos científicos que se persiguen son:

1.- Expandir la muestra de BH midiendo funciones de masa en nuevas binarias transitorias. Asimismo, determinar los cocientes de masas y ángulos de inclinación para estimar las masas de las dos componentes y, por tanto, la naturaleza de los objetos compactos. Para ello se utilizan diversas técnicas espectrofotométricas en los rangos óptico e IR (incluyendo el análisis de emisión Bowen fluorescente de la estrella compañera, una nueva técnica descubierta por nuestro grupo). También estamos explorando nuevas estrategias que permiten aumentar significativamente la muestra de nuevos agujeros negros en quietud. Cuando el número de objetos sea suficientemente grande se intentarán abordar estudios estadísticos de la muestra de BH respecto a binarias con NS (e.g. distribución de masas, cocientes de masa, distribución galáctica) para caracterizar las dos poblaciones de objetos compactos. Se espera obtener información que permita restringir la ecuación de estado de la materia nuclear, la edad e historia evolutiva de estos sistemas (e.g. Mmax para NS, Mmin para BH, pérdida de masa de las estrellas progenitoras).

2.- Analizar la estructura y variabilidad de los discos de acreción alrededor de los objetos compactos en diferentes bandas espectrales (óptico-rayos X). La distribución espectral durante la erupción (especialmente a altas energías) y su variación temporal es esencial para restringir los modelos de erupción y la estructura física del disco (e.g. radio del disco advectivo o ADAF). En el óptico se estudiará la evolución del espectro durante las fases de erupción/quietud y la variación orbital de los perfiles de emisión utilizando técnicas de tomografía doppler. Esto nos permitirá analizar la distribución radial de emisividad de los discos y obtener restricciones al tamaño del disco, ritmo de transferencia de masa y estado evolutivo. Además, se ha abierto una nueva ventana con el descubrimiento de variabilidad óptica rápida (mins-segs) en los discos de acreción en quietud en varios BHs y NS. Es importante ampliar la muestra de sistemas y extraer el espectro de la variabilidad para restringir posibles mecanismos de producción. Por ejemplo, el estudio de las oscilaciones quasi-periódicas (QPOs) y de las propiedades del ruido temporal permite distinguir entre diferentes modelos de discos alabeados por irradiación y extraer información privilegiada sobre las inestabilidades que se forman en los discos alrededor de objetos compactos. Por su parte, el estudio de variaciones fotométricas durante las erupciones y la quietud permite determinar parámetros fundamentales de estos sistemas binarios, esenciales para determinar las masas de las componentes: e.g. Porb e inclinación mediante eclipses y efectos de irradiación, y cociente de masas a partir del período de “superhump” (batido entre el período de precesión del disco y Porb).

3.- Estudio de binarias de gamma, formadas por un púlsar joven en órbita alrededor de una estrella masiva. La interacción del viento de la estrella con el del púlsar genera emisión de muy alta energía (MeV-TeV), fuertemente modulada con el periodo orbital, que es detectada por telescopios Cherenkov como MAGIC y satélites de rayos gamma como Fermi. Seguimiento espectroscópico intensivo en el óptico permite caracterizar los parámetros fundamentales de estas binarias. Recientemente hemos descubierto la presencia del primer BH en una binaria de rayos gamma.  

Asimismo, se pretende estudiar la composición química de las estrellas compañeras y, concretamente, establecer el origen de las altas abundancias de litio y elementos-a descubiertas por el grupo. Para ello se proyecta:

a) Realizar análisis de metalicidad para encontrar evidencias de la explosión de Supernova que dio origen al BH/NS. Anomalías en las abundancias nos permitirán reconstruir la historia evolutiva de las estrellas progenitoras.

b) Investigar la formación de líneas de litio en los discos de acreción y en las atmósferas de las estrellas secundarias. La razón isotópica Li7/Li6 es un indicador del mecanismo de aceleración de partículas que produce estos elementos en el entorno del BH o NS.

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