La interacción de estrellas binarias en rayos X

Crédito de la portada: SALT

Datos del artículo científico:

• Título: Phase-resolved XMM-Newton observations of the massive post-RLOF system HD 149404
• Autores: Rauw, S. Lizin, S. Rosu, E. Mossoux
• Institución de la primer autor: Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège, Allée du 6 Août, 19c, Bât B5c, 4000 Liège, Belgium
• Estado de la publicación: Aceptado en Astronomy & Astrophysics, acceso abierto en arxiv.

Lo que sabemos del sistema binario HD 149404

Un sistema binario son dos estrellas ligadas gravitatoriamente orbitando una alrededor de la otra. En el caso del sistema HD 149404, ambas estrellas son de tipo O por lo que ambas presentan viento estelar y el modo de interacción entre ambos vientos genera emisión de luz que podemos detectar para estudiar el sistema binario. El periodo orbital de las estrellas es de casi 10 días. La estrella más brillante se considera la primaria con una temperatura efectiva de 34000 Kelvin mientras que la secundaria tiene una temperatura ligeramente inferior de 28000 Kelvin. Además, la estrella secundaria tiene una sobreabundancia de nitrógeno (100 veces mayor que la proporción en nuestro Sol), lo cual solo se puede explicar si la estrella primaria le ha transferido masa a la secundaria. Este sistema presenta variaciones de brillo atribuidas a la interacción de ambos vientos, pero no se conoce con exactitud cómo se produce la interacción.

Las observaciones del sistema

El equipo firmante de este artículo ha observado el sistema en rayos X con el telescopio XMM-Newton y han elegido aproximadamente tres fases (o momentos orbitales) característicos del sistema respecto a nosotres para observarlo. Uno de los momentos es cuando la estrella secundaria está enfrente de la principal, otro cuando la primaria está enfrente de la secundaria y por último cuando se encuentran una a cada lado. La Figura 1 muestra la cantidad de fotones por segundo con cierta energía detectados en cada una de las fases. En las tres fases, el perfil de energía de los fotones tiene la misma forma, pero el número total de fotones detectados cuando la estrella secundaria está enfrente es menor.

Modelos que explican esta emisión

El grupo de investigación ha ajustado diferentes modelos considerando el viento que expulsan y la interacción entre ambos. En primer lugar, encuentran que la emisión no es tan intensa como en otras estrellas binarias. Esto se atribuye a que las estrellas están tan cerca (su separación es de unas 4 veces su tamaño) que los vientos de ambas no tienen suficiente espacio para acelerarse antes de colisionar, por lo que la interacción es menos energética y no genera tanta emisión en rayos X.

Los modelos favorecen una sobreabundancia de nitrógeno en la zona de interacción por lo que el viento de la estrella secundaria es relevante en la emisión en rayos X y, de hecho, con una mezcla a partes iguales de los vientos de las dos estrellas. Además, la disminución de emisión en todo el rango de energías cuando la estrella secundaria está enfrente apunta a que la zona de interacción entre los vientos debe estar ocultada por la estrella secundaria en esta fase.

Estudiando con mayor detalle la zona de interacción, les investigadores encuentran que el viento de la estrella primaria vence al de la estrella secundaria y, al estar tan juntas, el viento choca directamente en la superficie de la estrella secundaria. La Figura 2 muestra la zona de interacción de los vientos, a la izquierda se muestra el perfil de temperatura y a la derecha el de densidad. La poca variabilidad de la emisión entre las distintas fases se explica por la zona de interacción tan amplia que encuentran. Y la pequeña disminución cuando vemos la estrella secundaria de frente se debe a que oculta una mayor región de la zona de interacción.

Finalmente, para entender que la emisión en todas las bandas de energía sea igual independientemente de la fase en la que se encuentre, les autores proponen que el viento de ambas estrellas está formado por fragmentos compactos en vez de ser partículas individuales distribuidas uniformemente. De este modo, la emisión en rayos X en todo el rango de energías que se genera en la zona de interacción puede escapar entre las separaciones de los fragmentos mientras que, si los vientos fueran homogéneos, fotones con ciertas energías se absorberían más que otros.