BINARIE A RAGGI X

BINARIE A RAGGI-X

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

I sistemi binari stretti in cui una stella di neutroni o un buco nero accresce materia dalla sua compagna, di solito una stella nella sequenza principale, sono visibili come forti sorgenti di raggi X. Essi sono generalmente classificati come binarie a raggi X di massa elevata (HMXB), quando il compagno ha una massa maggiore di circa 10M_⊙, e binarie a raggi X di piccola massa (LMXB) quando il compagno è di massa minore di 1,2M_⊙.


	Nelle HMXB la sorgente del materiale di acrescimento è un forte vento stellare. Invece le LMXB sono prodotte da fuoriscita dal lobo di Roche della stella compagna, sia perché l'asse maggiore tra le binarie decresce a causa della perdita di momento angolare del sistema, sia perché il raggio della compagna aumenta per la sua evoluzione. A causa della rapida evoluzione della componente massiccia nelle HMXB questi sistemi sono giovani e di breve durata, circa 10⁵-10⁷ anni . Nelle LMXB la durata è determinata dal processo di trasferimento della massa, e può essere più lungo, 10⁷ -10⁹ anni. Per molti aspetti sono simili a variabili cataclismiche, e possono dar luogo a fenomeni analoghi. Molti tipi di variabili a raggi X sono state scoperte da quando sono state osservate, nel 1970. Tra queste, le pulsar a raggi X e le buster a raggi X sono stelle di neutroni. In altri tipi di binarie a raggi X può essere difficile determinare se la primaria è una stella di neutroni o un buco nero. Stelle di neutroni e buchi neri si formano in esplosioni di supernova, e in un sistema binario l'esplosione normalmente dovrebbe distruggere il sistema. Quindi una binaria a raggi X si formerà solo in condizioni particolari. PULSAR A RAGGI X. Le pulsar a raggi X appartengono sempre a sistemi binari e possono essere sia di tipo HMXB che LMXB. I periodi di impulso delle pulsar a raggi X in sistemi di massa elevata sono significativamente più lunghi di quelli delle pulsar radio, da pochi secondi a decine di minuti. Ancora diversamente dalle pulsar radio, il periodo del emissione pulsata di queste pulsar diminuisce con tempo. Le proprietà caratteristiche della pulsar a raggi X può essere compreso dalla loro natura binaria. Una stella di neutroni formata in un sistema binario è all'inizio una normale pulsar radio. Inizialmente, la forte radiazione della pulsar impedisce gas di cadere su di esso. Tuttavia, quando comincia a rallentare, la sua energia diminuisce, ed eventualmente la stellare vento dalla compagna può raggiungere la sua superficie. Il gas in ingresso viene convogliato nelle calotte polari magnetiche della stella di neutroni ed emette forte radiazione a raggi X quando colpisce la superficie. Questo produce l' osservata emissione pulsata.

In sistemi a bassa massa, il momento angolare del gas in entrata accelera la rotazione della pulsar. Il velocità di rotazione massima possibile di una stella di neutroni prima che le forze centrifughe iniziano a disgregarla corrisponde ad un periodo di circa un millisecondo. Alcune pulsar millisecondo con periodi di questo ordine sono note, sia nella regione radio e che regione dei raggi X. Si pensa che queste sono (o, nel caso della radio, sono state ) membri di sistemi binari.


BURSTER A RAGGI X. Le burster a raggi X sono variabili irregolari, che mostrano lampeggiamenti improvvisi, note come burster a raggi X di I tipo , a volte casuali. L'intervallo tipico tra esplosioni è di poche ore o giorni, ma sono anche noti lampi più vicini. La forza dello sfogo sembra essere legato al tempo di ricarica. Le esplosioni delle burster a raggi X di I tipo sono analoghe alle eruzioni delle nove classiche. Tuttavia, la sorgente di radiazione in queste stelle non può essere l'accensione dell'idrogeno, poiché la massima emissione è nella regione dei raggi X. Invece , gas dal compagno si deposita sulla superficie della stella di neutroni, dove l'idrogeno fonde costantemente in elio. Poi, quando il guscio crescente di elio raggiunge una temperatura critica, fonde in carbonio con un rapido flash dell'elio. Poiché, in questo caso, non c'è lo smorzamento dato dallo spessore degli strati esterni, il flash appare come una burst di radiazioni a raggi X. NOVE A RAGGI X. Le pulsar a raggi X e le busters devono essere stelle di neutroni. Altri sistemi binari a raggi X possono essere costituiti sia da stelle di neutroni che da buchi neri. Tutte le sorgenti di raggi X compatte sono variabili in una certa misura. Nelle sorgenti persistenti le variazioni sono moderate e una delle sorgenti è sempre visibile. Ma la maggior parte delle sorgenti sono sorgenti transitorie. Se le burst a raggi X corrispondono a nove classiche, le controparti delle nove nane sono le nove a raggi X, note anche come transienti a raggi X molli (SXT). Quantitativamente ci sono grandi differenze tra questi tipi di sistemi. Le nove nane hanno esplosioni che durano per pochi giorni a intervalli di pochi mesi, per le SXT le esplosioni accadono a intervalli decennali e durano per mesi. Una nova nana aumenta la sua luminosità di un fattore di circa 100 durante le esplosioni, mentre una SXT di un fattore di 10⁶. Le SXT si alternano tra (almeno) due stati: durante lo stato alto la radiazione termica dal disco di accrescimento domina, mentre nello stato basso i raggi X hanno una più alta energia, e sono prodotti da diffusione Compton da elettroni caldi in una corona del disco o in un jet.

MICROQUASAR. Un aspetto interessante delle binarie a raggi X è la loro connessione con i modelli dei nuclei attivi delle galassie (AGN) . In entrambi i sistemi un buco nero, che nel caso di AGN possono avere una massa nell'intervallo 10⁶ -10⁹ M_⊙, è circondato da un disco di accrescimento. In una binaria a raggi X vi è un simile disco di accrescimento che circonda un oggetto compatto, un buco nero di massa stellare. Mostrerà fenomeni per molti aspetti simili a quelli di un AGN. Dal momento che le sorgenti galattiche sono molto più vicine, e variano molto in scale temporali più brevi, essi possono consentire osservazioni più dettagliate di questi fenomeni. Per esempio, getti relativistici perpendicolari al disco sono comuni in AGN, e possono anche essere previste in binarie a raggi X. Alcuni esempi di tali microquasar sono stati scoperti. Inoltre, nei AGN il getto può talvolta puntare dritto verso di noi. Effetti relativistici potranno poi portare ad un brillòamento della sorgente. In un microquasar potrebbe esserci un effetto simile, che potrebbe fornire una spiegazione per le sorgenti di raggi X ultraluminose (ULX), fonti che sembrano essere troppo luminosi da produrre da ordinari buchi neri di massa stellare. Questo è importante, perché, secondo un modello alternativo delle ULX, contiengono un buco nero di massa intermedia con una massa circa 10³ M_⊙. L'origine di tale buco nero di massa intermedia , se esiste, è un problema aperto.