Los secretos de un disco de acreción

Título: Tomographic reflection modelling of quasi-periodic oscillations in the black hole binary H 1743-322
Autores: Adam Ingram, Michiel van der Klis, Matthew Middleton, Diego Altamirano, Phil Uttley
Institución del primer autor: University of Amsterdam
Estado: Aceptado en MNRAS, Octubre 2016

Los hoyos negros representan el triunfo definitivo de la gravedad. De ellos, nada, ni siquiera la luz puede escapar.  Esto significa que los hoyos negros, al menos por si mismos, no emiten una detectable radiación electromagnética. Sin embargo, los científicos pueden estudiar estos objetos observando el comportamiento de estrellas y material alrededor de los hoyos negros cuando estos son partes de un sistema y no se encuentran aislados. Un  posible escenario es cuando un hoyo negro forma parte de un sistema binario con un estrella de secuencia principal (una estrella como nuestro sol que quema hidrógeno en su interior). Cuando la órbita de la estrella esta lo suficientemente cerca al hoyo negro, transferencia de masa ocurre, liberando así grandes cantidades de energía en forma de radiación electromagnética, especialmente en forma de rayos X. Debido a la conservación del momento angular, la masa transferida es a través de un disco de acreción que se forma alrededor del hoyo negro, ver figura 1. El disco de acreción emite un espectro luminoso multi-color que puede ser estudiado con telescopios tradicionales (ya sea en la tierra o telescopios en el espacio) en varias longitudes de ondas. Los modelos físicos del disco de acreción y de la materia rodeando el hoyo negro, nos proveen de información importante sobre estos. La naturaleza del disco de acreción, por ejemplo, depende de la masa y de incluso el spin del hoyo negro. Así que el estudio de este tipo de sistemas binarios (llamados binarias de rayos X) es un instrumento poderoso para los científicos estudiar estos objetos masivos. Esos sistemas representan una prueba a nuestros modelos estelares actuales, así como para el estado actual de nuestro entendimiento sobre el plasma y sobre el transporte radiativo en un ambiente sumamente relativista.

Representación artística de una binaria de rayo X. Credito: NASA

El fenómeno de acreción y el disco de acreción que nos permite estudiar los hoyos negros via radiacion electromagnetica, estampa su firma en el espectro  observado de estos sistemas. Un rasgo prominente en el espectro de rayos X es la linea llamada Kalpha. Esta linea de emisión es el resultado de la reflexión de rayos X en el material del disco. Esto pasa cuando el plasma a altas temperaturas en el interior del disco irradia a las partes más frías en el exterior del disco de acreción, causando que estas brillen debido a la fluorescencia. Esta reflexión provee información directa de la estructura, temperatura, estado de ionización y composición del gas en el disco de acreción. Es decir, que el estudio de la linear de hierro Kalpha nos brinda información  sobre la física del material circulando el hoyo negro, y estudiando su modulación los científicos pueden aprender sobre la dinámica de disco circulante.

Los autores del articulo de hoy usan datos de rayos X de dos telescopios, XMM-Newton y Nustar. Estos observando en los datos los componentes debido a la reflexion, se dan a la tarea de estudiar un fenómeno particular presente en muchos sistemas de rayos X binarios, las oscilaciones cuasi-periodics (QPOs, por sus siglas en ingles). La causa exacta de estas oscilaciones es todavía un misterio. Algunas explicaciones sugeridas incluyen inestabilidades en el disco, y variaciones geométricas del mismo. En el articulo de hoy, los autores proponen por primera vez un modelo físico que pudiera explicar estas oscilaciones. El modelo simula un patrón de iluminación giratorio que sería debido a la precesión del flujo interno que irradia el disco y provoca la reflexión. Los autores probaron su modelo con el agujero negro H 1743-322, y encontraron que los datos están bien descritos por dos parches brillantes que giran alrededor de la superficie del disco. Vea la Figura 2

Visualización del modelo propuesto de los QPOs y el correspondiente espectro de reflexión centrado en la línea de K_alpha de hierro en dos fases del QPO diferentes. El modelo muestra cómo las líneas de K_alpha cambian a medida que la parte interna del disco precede y cambia las partes del disco externo que ilumina. El cambio de forma de la línea de emisión se debe al efecto Doppler y a otros efectos relativistas que cambian a medida que se iluminan diferentes partes del disco. Una versión animada se encuentra en https://figshare.com/articles/Tomographic_modelling_of_H_1743-322/3503933

Estos también exploraron otros modelos fiscos que pudieran explicar los QPOs y la modulación observada en los componentes de rayos X reflejados. Por ejemplo, consideraron la posibilidad de que fuera por un cambio en la taza de ionización en el disco de acreción, o debido a la precesion de la parte externa del disco y no de la interna. Pero estos concluyen que el cambio en la reflexión sería causado por la precesión del flujo interno causado por el giro del agujero negro (precesión Lense-Thirring). Esto pasa debido a la precesión de la parte interna, lo que ocasiona la iluminación de diferentes partes del disco y cambia la forma e intensidad de la reflexión observada. Esto proporciona nueva evidencia de que los QPO son efectivamente un efecto geométrico y no un cambio en las propiedades del flujo de acreción.

La validez del modelo tiene que ser probada con más datos de otras binarias de rayos X. Pero esto abre la posibilidad de modelar la dinámica del disco de acreción estudiando los QPOs, y estudiando el espectro de reflexión de estas binarias de rayos X. Comprender la física subyacente de estos QPOs es un paso importante hacia la descripción completa de los sistemas binarios de rayos X.