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Determinación de parámetros fundamentales en binarias compactas

  • Autores: Teodoro Muñoz Darias
  • Directores de la Tesis: Ignacio González Martínez-Pais (dir. tes.), Jorge Casares Velázquez (dir. tes.)
  • Lectura: En la Universidad de La Laguna ( España ) en 2008
  • Idioma: español
  • Tribunal Calificador de la Tesis: Rafael Rebolo López (presid.), María Jesús Arévalo Morales (secret.), Ignacio Negueruela Díez (voc.), Manuel Ángel Pérez Torres (voc.), Pablo Rodriguez Gil (voc.)
  • UNESCO :
    • 21 Astronomía y astrofísica
  • Enlaces
  • Resumen
    • Las binarias compactas son sistemas formados por un objeto compacto (agujero negro (AN), estrella de neutrones (EN) o enana blanca) que acrece gracias a la masa procedente de una estrella compañera (también llamada donante), De manera general, la transferencia se produce por medio de un disco de acreción. A las binarias compactas que albergan EN o AN se las conoce como binarias de rayos X (XRBs). En estos objetos el material del disco alcanza temperaturas muy altas (10^7 K) a consecuencia de la fricción que se produce en sus zonas internas, lo que hace que emita radiación en el rango de los rayos X principalmente. Las binarias de rayos X poco masivas (LMXBs) son una subclase de las XRBs en las cuales la compañera es una estrella con una masa pequeña (<1 Msol) que en un momento dado llena su lóbulo de Roche, lo que produce que parte de su materia caiga en el pozo de potencial del objeto compacto.

      La determinación directa de los parámetros fundamentales de las LMXBs mediante estudios dinámicos es esencial a la hora de construir la distribución de masas de objetos compactos. Su conocimiento es fundamental en varias áreas de la física, ya que impone restricciones observacionales tanto a la ecuación de estado de la materia nuclear, como al colapso de estrellas masivas y formación de residuos compactos. Estos estudios han estado tradicionalmente restringidos a fuentes transitorias, dado que, en los periodos de quietud de estas, el brillo de la estrella compañera es al menos comparable al del disco de acreción y por tanto es detectable espectroscópicamente. Esta condición es imprescindible para poder determinar las masas de las componentes del sistema. Debido a esta circunstancia, en la actualidad se conoce muy poco acerca de los parámetros fundamentales de las fuentes persistentes. Sus grandes ritmos de transferencia de materia producen luminosidades en rayos X muy elevadas (LX = 10^36-10^38 erg s^-1), cuyo reprocesamiento en el disco impide la detección de la estrella donante en el rango visible. Esta información es de vital interés, ya que es en estos sistemas donde se espera que los objetos compactos hayan acrecido considerablemente, y por tanto puedan ser más masivos de lo que lo eran en el momento de su formación.

      El descubrimiento de líneas de fluorescencia formadas en la cara irradiada de la estrella compañera ha permitido obtener las primeras restricciones dinámicas de 9 LMXBs persistentes. Estas surgen como consecuencia del reprocesamiento de la radiación energética generada en el disco y han abierto una nueva vía para la determinación de parámetros fundamentales en estos sistemas. Sin embargo, las líneas de emisión trazan el movimiento del centro de luz de la zona reprocesadora en vez del movimiento del centro de masas de la compañera. Debido a esto, sólo se han podido determinar hasta el momento límites inferiores a K2 (amplitud de la velocidad radial de la estrella donante), y por tanto a las masas.

      En esta tesis se aborda el problema general de obtener el valor real de K2 a partir de la medición de la velocidad radial descrita por líneas de emisión (Kem), que se conoce como 'corrección K'. Para ello se ha desarrollado un código numérico que basa su funcionamiento en dividir la superficie de la estrella compañera (que llena el lóbulo de Roche y por tanto adopta la forma de este) en una gran cantidad de pequeños elementos de resolución o teselas. Una de las múltiples aplicaciones de este código es la de integrar una línea de emisión sobre todas las teselas que resulten irradiadas en cada momento del ciclo orbital y calcular la diferencia entre Kem y K2 en función de los posibles parámetros orbitales de estas binarias.

      En este trabajo se presenta la aplicación de esta corrección a observaciones espectroscópicas realizadas con el Very Large Telescope, de 8.2 metros de diámetro, en las LMXBs X1822-371 y EXO 0748-676. La presencia de una EN masiva es clara en el primero de los casos, y probable en el segundo. Este método también ha sido utilizado para proporcionar límites más restrictivos a la masa de la LMXB con AN GX339-4, mostrando que este posee una masa > 6 Msol y probablemente >7 Msol.

      El descubrimiento de estas líneas de emisión provenientes de la estrella compañera, junto con el código desarrollado, posibilita a su vez la aplicación de la ecotomografía a estos sistemas. Este ha sido otro de los objetivos y logros de esta tesis. Esta técnica se vale de la variación a lo largo del periodo orbital de los retrasos temporales entre la emisión de la fuente de rayos X y la reprocesada en la compañera, para cartografiar la geometría de la zona reprocesadora. De este modo se pueden restringir parámetros fundamentales como el cociente de masas q o la inclinación. En la presente memoria de investigación se presentan los primeros resultados obtenidos mediante observaciones simultáneas de alta resolución temporal en rayos X y el visible de las LMXBs Sco X-1 y V801 Ara. Gracias a la utilización de filtros muy estrechos centrados en la mezcla de Bowen y en un continuo cercano, se ha podido medir en ambos casos retrasos entre la emisión en rayos X y estas dos bandas en el visible. Los retrasos medidos para ambos sistemas son consistentes con el tiempo de luz entre el objeto compacto y la cara irradiada de la compañera, hecho que se observa por primera vez en una LMXB. Además, en el caso de V801 Ara se constata que este retraso depende de la fase orbital, y es utilizado para inferir restricciones a los parámetros fundamentales de este sistema.


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