1. Qué son

Las binarias de rayos X son una clase de sistemas binarios muy luminosos formados por un objeto compacto producto del colapso de una estrella (en nuestro caso un agujero negro) y una estrella de la secuencia principal, llamada estrella compañera. Las binarias de rayos X se clasifican según la masa de la estrella compañera en binarias de rayos X de baja masa y de alta masa. Las de baja masa tienen una compañera de masa mucho menor que la del Sol y las de alta masa tienen una compañera con masa mucho mayor que una masa solar.
La materia procedente de la estrella compañera cae sobre el objeto compacto, atraída por su campo gravitatorio, formando un disco de acrecimiento que gira a su alrededor. En la caída la energía se convierte en calor provocando que el disco alcance temperaturas de millones de grados y emita rayos X. Son objetos muy variables en escalas de tiempo que van desde pocos segundos a años, y dicha variabilidad está relacionada con cambios en la velocidad a la que incorporan el material.
Al igual que en las galaxias activas, en algunas binarias de rayos X se genera un chorro de materia (jet) que emerge perpendicular al disco y que puede extenderse a lo largo de varios parsecs. En algunos de estos chorros se observan componentes que viajan a velocidades próximas a la velocidad de la luz.

2. El experimento RXTE

La misión espacial de rayos X denominada RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) fue lanzada en 1995. A lo largo de sus dieciséis años de actividad hizo relevantes descubrimientos y ha dejado un importante legado de datos que tardará muchos años en ser explotado en su totalidad. Este satélite obtuvo variaciones temporales del brillo de objetos como enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros y otros sistemas emisores de rayos X en escalas de tiempo tan cortas como los microsegundos y tan largas como meses, a través de un amplio rango de energía de 2 a 250 kiloelectronvoltios (keV).
Uno de sus descubrimientos fue la existencia de estrellas de neutrones altamente magnetizadas (magnetares) y también se observaron los primeros púlsares de radio con período de milisegundos durante la fase de acreción, un escenario inédito en la formación de estos objetos. La misión detectó señales de rayos X a partir del gas caliente en los discos de acrecimiento alrededor de agujeros negros dentro de sistemas binarios, y el análisis de estos datos ayudó a comprender mejor cómo los agujeros negros reorientan parte de este gas en chorros perpendiculares al disco.
El satélite estaba formado por tres instrumentos: la Matriz de Conteo Proporcional, el Experimento de Rayos X de Alta Energía y el Monitor de Cielo Completo. La Matriz de Conteo Proporcional fue desarrollada para cubrir el rango de baja energía (2 - 60 keV) con una gran área de recepción de 6.250 cm2. Este área se superponía a la del Experimento de Rayos X de Alta Energía, aumentando la superficie de recolección en otros 1.600 cm2. Dicho experimento detectaba los rayos X hasta energías de 250 keV, formando así en conjunto un excelente detector de alta resolución. Por último, el Monitor de Cielo escaneaba todo el cielo cada 1,5 horas a muy bajas energías, monitorizando así el comportamiento de las fuentes de rayos X más brillantes, lo que permitía detectar cualquier nuevo fenómeno transitorio rápidamente.

3. Estados del agujero negro

1. LOCALIZAR LAS EXPLOSIONES

El estudio de las binarias de rayos X comienza por determinar cuándo se produjo una erupción, es decir, cuándo hubo actividad en el agujero negro. Para ello se representa la intensidad de la luz recibida frente al tiempo para cuantificar el número de erupciones detectadas. Por ejemplo, en la figura 1 se puede observar que el sistema binario denominado GX339-4 tuvo cuatro erupciones entre 2002 y 2011.

2. DIAGRAMA DUREZA-INTENSIDAD

Una vez encontradas las erupciones, se estudian los cambios de estado que sufre el agujero negro durante cada erupción. Estos estados se clasifican en: duro, intermedio duro, intermedio suave, suave y ultraluminoso. Este último estado está caracterizado como “anómalo” porque depende de la fuente y no siempre está presente durante la erupción. Los dos estados principales son el duro y el suave, los otros son estados intermedios de transición que no siempre se observan y su duración depende de cada objeto.
Se denomina dureza al cociente de la intensidad medida en dos intervalos de energía diferentes y sirve para caracterizar la forma del espectro de energía, equivalente a medir el color de una estrella. En un diagrama intensidad–dureza, los estados mencionados ocupan diferentes zonas del diagrama.
En la figura 2 se presentan dos diagramas: uno corresponde al caso teórico y el otro a un caso real.
En el diagrama se puede ver la evolución del sistema a través de los diferentes estados siguiendo la flecha evolutiva. El estado duro corresponde a la rama vertical derecha, lo que significa que está asociado con las fases temprana y tardía de la erupción. Probablemente, todas las erupciones comiencen en este estado, aunque no sea observable en algunas ocasiones por su corta duración. La transición al estado intermedio duro es muy difícil de precisar, porque las propiedades de este estado son compatibles con ser una extensión del anterior. Los estados intermedio duro e intermedio suave corresponden con las ramas horizontales superior e inferior del diagrama. Por último, el estado suave está situado en la rama vertical izquierda y, de existir el estado ultraluminoso, estaría localizado en esta misma zona pero con mayores valores de intensidad.
Este diagrama nos proporciona una manera rápida de estudiar la evolución global del agujero negro durante la erupción. Pero en la mayoría de los casos hay que realizar un estudio más detallado para poder determinar en cada momento en qué estado se encuentra.

3. ESTADOS DE EVOLUCIÓN DURANTE LA ERUPCIÓN

El estado del agujero negro se refleja en su espectro, al igual que sucede con las estrellas. La diferencia es que el espectro de un agujero negro es más fácil de caracterizar que el de una estrella. En determinadas unidades no es más que una recta que se puede describir por su pendiente, o lo que es lo mismo, por su índice espectral. Obteniendo este índice para cada observación que tenemos del objeto podemos determinar el estado en el que se encuentra.
Si el índice espectral tiene un valor comprendido entre 1,6 y 1,8, quiere decir que el espectro de energía tiene menos inclinación, es más duro, y que está dominado por la emisión a altas energías. En este caso el objeto se encuentra en el estado duro (ver figura 3).
Durante los dos estados intermedios el índice toma valores mayores, lo que significa que el espectro tiene mayor inclinación que para el estado anterior. En estos casos empieza a notarse la emisión termal del disco. Esta transición entre el estado duro y suave podría estar relacionada con el lanzamiento de los jets y/o con algún tipo de inestabilidad del disco, pero todavía no está bien determinado.
Por último, el estado suave está caracterizado por un espectro de energía con mucha mayor inclinación (ver figura 3), con un índice espectral con valores entre 2,3 y 2,5. En este caso, el espectro está dominado totalmente por la componente termal del disco, que emite la mayor parte del flujo a bajas energías. Después el objeto volvería a pasar por los estados intermedios, para llegar de nuevo al estado duro que sería observado en la parte final de la erupción.

4. Interpretación

La interpretación que mejor explicaría el espectro observado sería la siguiente: en el estado duro el disco de acrecimiento se encuentra alejado del horizonte de sucesos del agujero negro. Entre este y las partes más interiores del disco habría una región muy caliente, denominada corona, en la que habría un número importante de electrones de alta energía. Fotones de baja energía procedentes del disco entrarían en esta corona y, por medio del efecto Compton inverso, escaparían con una energía mucho más alta originando el espectro duro observado. Un modelo alternativo sugiere que el efecto Compton no se produce en la corona sino en el jet. Al aumentar el ritmo al que el agujero negro incorpora material, las partes internas del disco se irían acercando al agujero negro. En último término el disco llegaría a la última órbita estable y el sistema entraría en el estado suave. En este estado predomina la emisión procedente del disco, mientras que la corona (o el jet) habrían desaparecido. Por eso, la parte dura del espectro (altas energías) ha desaparecido casi completamente mientras que la emisión térmica suave (bajas energías) es la que predomina. Por otro lado, los estados intermedios ocurren durante la fase de incremento de la intensidad y en la fase de caída, con contribuciones intermedias entre la corona/jet o el disco.
Nuestra comprensión de las binarias de rayos X conteniendo un agujero negro ha mejorado enormemente en los últimos años gracias al desarrollo de tecnologías que permiten detectar y medir rayos X y gamma a bordo de satélites y misiones espaciales. Ello nos permite estudiar las propiedades de la materia en condiciones extremas de densidad y gravedad, estudios que no se pueden realizar en laboratorios terrestres.