Alternancia entre el estado de emisión de
Rayos - X y Pulsar en
Sistemas Binarios Interactuantes
María Alejandra De Vito1
Omar G. Benvenuto2
Jorge E. Horvath3
1. FCAGLP – IALP (CCT La Plata – CONICET)
2. FCAGLP – IALP (CCT La Plata – CONICET) - CICPBA
3. Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas
(Universidade de São Paulo)
Sistemas Binarios Interactuantes
Generalidades
Sistemas binarios en los que
ocurre transferencia de masa
debido al desborde del lóbulo
de Roche.
Descripción
La estrella donante transfiere masa a
la estrella receptora a través del punto
L1 de Lagrange.
La evolución de ambas componentes
cambia completamente respecto de la
que hubieran tenido estando aisladas.
Sistemas Binarios Interactuantes
El código de evolución binaria
Tratamiento estandard
- Calcula de manera autoconsistente la tasa de pérdida de masa, y el inicio y final
de las etapas de transferencia de masa.
- Tratamiento no conservativo (pérdidas de energía por radiación gravitatoria,
momento angular y frenado magnético).
- Sigue la evolución orbital del sistema.
- Tratamiento físico actualizado de los modelos estelares.
- Considera diferentes fracciones de tasas de acreción de materia por parte de la
estrella receptora.
(Benvenuto & De Vito 2003, MNRAS; De Vito & Benvenuto 2012, MNRAS)
Sistemas Binarios Interactuantes
Durante el proceso de transferencia de masa en un sistema binario interactuante
(SBI), éste se muestra como fuente de rayos X, generalmente detectable como
sistema binario de baja masa en rayos-X (LMXB).
Los modelos estandard de SBIs predicen una larga etapa de transferencia de masa,
con un pequeño número de nuevos desbordes del lóbulo de Roche (RLOFs),
debido a los flashes termonucleares experimentados por la estrella donante.
Resulta un pulsar de milisegundo (Prot < 10 ms)
+ una enana blanca de baja masa (M2  0.2 – 0.3 M)
Pero ...
Los modelos estandard de SBIs no son capaces de explicar la existencia de pulsares
de milisegundo aislados, no explican la existencia de “black widows”, ni de
“redbacks”.
Es necesario incluir nuevos ingredientes al código de evolución binaria que nos
permitan obtener modelos más realistas.
Sistemas Binarios Interactuantes
Redbacks
0.1 día < Porb < 1 día
0.2 M < M2 < 0.4 M
Black Widows
0.1 día < Porb < 1 día
M2 < 0.05 M
El tratamiento estandard no
es suficiente para explicar las
características principales de
estos sistemas.
Ubicación en el
plano M2 - Porb
La Evaporación y la Irradiación
La Evaporación
Genera una pérdida de masa extra a la estrella donante, el viento de evaporación,
producido por la irradiación del pulsar:
M 2 , evap 
 evap
2
2 v 2 , esc
 R2 
LP 

 a 
La Irradiación
2
(Stevens et al. (1992)
evap: eficiencia de evaporación
R2: radio de la estrella donante
a: semieje orbital
v2,esc: velocidad de escape
LP: luminosidad de frenado del pulsar
De importancia, dado que consideramos sistemas con períodos orbitales muy cortos.
Cuando la estrella donante transfiere masa sobre la estrella de neutrones, esta
libera una luminosidad de acreción que ilumina a la estrella donante, con un flujo:
Firr
 irr  GM 1  

M 1

2 
4  a  R1 
(Büning & Ritter 2004)
irrad: da cuenta de que no toda la luminosidad proviene
de radiación electromagnética y que no es isotrópica
R1, M1: radio y masa de la estrella receptora
Tasa de acreción
La Evaporación y la Irradiación
Benvenuto, De Vito & Horvath (2014) Masa mínima de acompañantes de pulsares
ATNF Data Base (Manchester et al. 2005)
P. Freire (www.naic.edu/~pfreire/GCpsr.html
Fermi gamma-ray sources
Relación P(M2)
(De Vito & Benvenuto 2010)
Tracks evolutivos correspondientes
a estrellas donantes de
Mi = 1.5 M y Pi = 0.75, 3.0, 6.0 y 12 d
Mi = 2.0 M y Pi = 1.00 y 1.50 d
Mi/M
evap
Pi/d
A
2.00
0.04
0.85
B
2.00
0.04
0.55
C
2.00
0.20
0.55
D
2.00
1.00
0.55
Evolucionan hacia la región de P(M2)
Las compañeras de los pulsares
están en estado de casi-llenado del
lóbulo de Roche (“quasi-RLOF”),
si se considera la irradiación, bien
distinto del estado de enana blanca.
BWs descienden de RBs
Sistemas que cambian de LMXB a PSR, y viceversa
Considerar la irradiación conduce a modelos con
transferencia de masa cíclica (Büning & Ritter 2004;
Benvenuto, De Vito & Horvath 2012).
Los cálculos predicen idas y vueltas entre el
estado de LMXB y de pulsar (PSR)
(Benvenuto, De Vito & Horvath 2014)
Las observaciones
SAX 1808.4-3658
Porb = 2 h
e < 5  10-4
M2  0.14 – 0.18 M
para MNS  0.14 – 0.18 M
(Chakrabarty & Morgan 1988)
Prueba directa de esta ida y vuelta de estados a
partir de la detección de pulsos coherentes de
rayos X de milisegundo en el flujo persistente de
rayos X (Wijnands & van der Klis 1998).
Región de redbacks
Sistemas que cambian de LMXB a PSR, y viceversa
FIRST J102347.67+003841.2
Porb = 4.8 h, Prot = 1.7 ms
M2  0.14 – 0.42 M, probablemente
llenando el lóbulo de Roche (material
ionizado circundante)
Redback.
Coincidente con PSR J1023+0038
Las observaciones de 2001 mostraron evidencia de flujo de masa.
Desde 2002 se registró un estado de quietud.
A mediados de 2013 aumentó la emisión UV y en rayos X (Stappers et al. 2013;
Patruno et al. 2014), junto con la interrupción de pulsos en radio
regresó la
fase de LMXB.
PSR J1824-2452I
Porb = 11 h, Prot = 3.9 ms, M2 ~ 0.2 M
Ha cambiado del estado de LMXB a PSR en la última década (Papitto et al. 2013).
Esto ocurre en un tiempo característico  meses - años
mucho más corto que la
escala de tiempo asociada a la transferencia de masa pulsada debido a la irradiación
( 2  109 años, Benvenuto , De Vito & Horvath 2014)
Sistemas que cambian de LMXB a PSR, y viceversa
PSR J1723-2837
Porb = 14.76 h, Prot = 1.86 ms
Eclipsante
los eclipses sugieren que la compañera del pulsar es una
estrella no degenerada, extendida.
Confirmado por Crawford et al. (2013), que
identifican a la compañera en IR, Óptico y UV.
M2 entre 0.4 y 0.7 M
para MPSR entre 1.4 y 2.0 M
XSS J12270-4859
Tipo espectral entre G0 y K5
Teff entre 5000 y 6000 K
R2 estimado mayor que el
esperado
quasi-RLOF
Es un redback, en su estado actual.
Experimentó una transición de LMXB a PSR (Bassa et al. 2014; Roy et al. 2014).
PSR J1023+0038 (PSR  LMXB)
XSS J12270-4859 (LMXB  PSR)
Han sido detectados experimentando
transiciones en sentidos opuestos
en escalas de tiempo humanas.
El estado de quasi - RLOF
Se entiende examinando la evolución de la estrella donante considerando
irradiación.
Si asumimos que antes del comienzo del RLOF no hay acreción sobre la estrella
de neutrones
no hay radiación incidente sobre la estrella donante.
Comienza la transferencia de masa
la irradiación fuerza a la estrella
donante a tener un valor instantáneo  , que supera al valor que tendría si
M2
despreciáramos la irradiación.
 M  max( M 2  M SI )
Cuanto más intensa es la irradiación, mayor es  M
Inicialmente, la irradiación hace que  M  0
GM
2
2
Pasado un tiempo   KH 
R 2 L2
perturbación debido
la estrella se relaja, y se amortigua la
a la irradiación.
La estrella donante se contrae, porque tiene una masa menor que la necesitaría
para estar en un estado de semi-contacto
finaliza el RLOF.
El estado de quasi - RLOF
Mientras tanto, el interior de la estrella donante evoluciona cambiando su perfil
químico, debido a las reacciones nucleares y a la mezcla.
Usualmente, esto hace que la estrella donante se expanda suficientemente como
para que ocurra un nuevo RLOF, en una escala de tiempo nuclear.
 KH
Evolución química
 M  0
Tiempo necesario para alcanzar una nueva condición de RLOF depende de  M :
- Irradiación débil (irr = 0.01)
 M pequeño.
La estrella necesita poco tiempo para evolucionar su perfil químico interno y
alcanzar la condición de RLOF
muchos ciclos de corta duración.
- Irradiación fuerte (irr = 1.00)
menos ciclos de mayor duración.
El estado de quasi - RLOF
Evolución de una
Estrella donante con (M2)i = 1.5 M
Estrella receptora con (MNS)i = 1.4 M
Período orbital
Pi = 1d
 = 0.5
La estrella de neutrones actúa como un punto
fuente isotrópico, liberando una luminosidad
de acreción

L acc 
quasi – RLOF
GM 1 M 1
R1
El flujo de energía incidente sobre la estrella
donante es
Firr 
 irr
4 a
2
L acc
irr ≤ 1 es la fracción de flujo incidente que
efectivamente irradia a la estrella donante.
irr = 0.00, 0.01, 0.10 y 1.00
Comportamiento Comportamiento
suave
escalonado
El caso del sistema redback PSR J1723-2837
Evolución de una
Estrella donante con (M2)i = 1.25 M
Estrella receptora con (MNS)i = 1.40 M
irr = 0.00, 0.01, 0.10 y 1.00
(librería de cálculos realizados en
Benvenuto, De Vito & Horvath 2014).
Recorridos evolutivos
Relación masa de la estrella donante –
período orbital
Rango de Teff compatibles con las
observaciones espectroscópicas
de la estrella donante
(Crawford et al. 2013).
M2 entre 0.4 y 0.7 M
para MPSR entre 1.4 y 2.0 M
El caso del sistema redback PSR J1723-2837
Gravedad superficial en función del tiempo
Tasa de transferencia de masa
en función del tiempo
Valores compatibles con los correspondientes
a una estrella de secuencia principal.
El caso del sistema redback PSR J1723-2837
Cociente de masas
en función del
tiempo
Fracción no llenada del lóbulo de
Roche en función del tiempo
q = MPSR / M2
q = 3.3 ± 0.5
(observaciones)
alcanzado a
t  4.9 Gyr.
A esa edad, los modelos con
irr = 0.00, 0.10 y 1.00 no experimentan
transferencia de masa cíclica.
Sí lo hace el modelo con irr = 0.01.
El régimen de baja irradiación
provee un modelo que describe
adecuadamente las propiedades
observadas de la estrella
donante en el sistema redback
PSR J1723-2837.
Conclusiones y Trabajo a futuro
 Las observaciones presentadas por Crawford et al. (2013) para la
acompañante de PSR J1723-2837 son consistentes con el planteo teórico de los
modelos con irradiación.
 En vista de nuestros resultados generales, sugerimos que esencialmente
todos los redbacks están en estado de quasi – RLOF, con una compañera no
degenerada.
 Esto es consistente con las observaciones presentadas por Roberts (2013), en las
que el factor de llenado del lóbulo de Roche es alto (50 al 95 % en redbacks).
 En vista a las observaciones en las que se detecta que SBIs cambian del
estado LMXB al estado de PSR, y viceversa, nuestros modelos pueden explicar
este cambio de estado solamente una vez (en escalas de tiempo humanas).
 Sin embargo, hay varios sistemas que se han observado cambiar de un
estado a otro en lapsos de tiempo del orden de meses.
 Parece natural buscar una solución a esta cuestión en fenómenos de corta
escala asociados a inestabilidades en el disco de acreción que rodea a la
estrella de neutrones.
Conclusiones y Trabajo a futuro
 Se sabe que los discos de acreción tienen inestabilidades de corta escala
(Modelo de Inestabilidad de Discos, DIM: Lasota 2001; Coriat et al. 2012).
 La evolución de la parte radial del disco debe resolverse con un método
implícito, en el que se permita variar el tamaño del disco con el tiempo (Hameury
et al. 1998).
 Estamos desarrollando un código capaz de modelar discos de acreción alrededor
de estrellas de neutrones, alimentados por su compañera binaria.
 Esperamos que la irradiación de la estrella de neutrones, que tiene un efecto
sumamente importante sobre la estrella donante, también lo tenga en el disco
de acreción que la rodea.
 Si la irradiación “sopla” las capas más internas del disco, la materia deja de
caer sobre la estrella de neutrones, y la veremos en el estado de PSR. A medida
que esas capas se van restituyendo, ya que el disco está alimentado por la estrella
donante, se re-establecerá la etapa de acreción sobre la estrella de neutrones,
volviendo la etapa de LMXB.
 Si esto ocurre en una escala de tiempo de meses … ¡¡¡ ευρηκα !!!
¡Muchas Gracias!
¡Gracias Sofi por tu arte!
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de Vito