Qué es una estrella de tipo Be y las BeXRBs.

Alguien dijo una vez que se podría saber todo sobre una estrella, menos de qué estaban hechas.
La Espectroscopía se encargó de demostrar el error de esa afirmación.
Si Ud. ya sabe qué es un espectro y las líneas espectrales, puede saltar la siguiente introducción.

Introducción:
La Espectroscopía es el estudio de la distribución de la energía de un cuerpo en las diferentes frecuencias o longitudes de onda (en diferentes colores).
(Wikipedia, Espectroscopia, https://es.wikipedia.org/wiki/Espectroscopia).
Cuando se descompone la luz de una estrella (por ejemplo haciéndola pasar por un prisma), se obtiene esa distribución o espectro de energía de la estrella. Como debido a su distancia se trata de un objeto puntual, su espectro tiene forma estirada o de línea (espectro lineal) debido a la descomposición de la luz de un objeto puntual en diferentes longitudes de onda, lo que hace que se repita su imagen puntual sucesivamente en todos los colores. Si con el “espectrógrafo” se produce un movimiento perpendicular a esa línea (un barrido), la imagen del espectro toma una apariencia más ancha (se hace un espectro en forma de banda) y se puede “leer” mejor la distribución de la energía en los diferentes colores.

Imagen sin créditos publicada en Astrofísica y Física (Blog – http://www.astrofisicayfisica.com/2012/06/que-es-el-espectro-electromagnetico.html)

Los distintos elementos absorben o emiten energía en determinados lugares del espectro. En el barrido producido durante la obtención del espectro, esos lugares aparecen como “líneas”; esas son las llamadas líneas espectrales de emisión o absorción.
(Wikipedia, Línea espectral, https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%Adnea_espectral).

Las estrellas se clasifican por su espectro en diferentes tipos espectrales.
Las de tipo “B”, son estrellas muy calientes y masivas, variables, de color blanco-azulado. Algunas de ellas muestran emisión de energía en una línea espectral del Hidrógeno conocida como H alfa.  Las estrellas de tipo B con esa emisión se las conoce como de tipo “Be”, donde la “e” indica esa particular emisión.
Las estrellas Be, están rodeadas de gas eyectado por la misma estrella.
Las hay binarias emisoras de rayos X, son las Be binarias en rayos X (Be-X ray binaries – BeXRBs). Éstas son estrellas Be con una compañera compacta (una estrella de neutrones) en una órbita ancha y muy excéntrica (muy estirada).

Ilustración de BeXRB sin crédito publicada en Astrofísica y Física (Blog – http://www.astrofisicayfisica.com/2013/08/la-variabilidad-en-la-emision-gamma.html

En su punto más cercano (periastro), la compacta puede tomar materia del disco de la Be. Esa materia se recalienta por autofricción a medida que cae en la estrella y emite energía en rayos X. En muchos casos, ese material circunestelar de la Be, está perturbado por su compañera por lo que presenta fragmentaciones y grandes diferencias de densidad. En algunos sistemas, es disco muestra evidencias de estar balanceándose en un movimiento de precesión.

 

Fuente:

  • MNRAS 000, 000–000 (2017) Preprint 30 June 2017, A precessing Be disk as a possible model for occultation events in GX 304−1, M. Kühnel et al.
    https://arxiv.org/pdf/1706.09657.pdf

pdp.

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