Astronomía

Causas de emisión de disco de acreción.

Causas de emisión de disco de acreción.


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Por lo que puedo ver, hay dos fuentes principales para la emisión de energía de un disco de acreción:

  • liberación de energía potencial gravitacional de la materia que cae;
  • fricción de la rotación diferencial dentro del disco.

¿Cuánta energía emitida se debe a cada proceso? De hecho, ¿existen otros procesos que contribuyan al espectro?


¿Qué sucede en el disco de acreción?

Un disco de acreción es una estructura (a menudo circunestelar disco) formado por material difuso en movimiento orbital alrededor de un cuerpo central masivo. Fricción causas material en órbita en el disco en espiral hacia adentro hacia el cuerpo central.

Además, ¿qué temperatura tiene un disco de acreción? La teoría predice que el gas fluye hacia el orificio en forma de un opaco y luminoso. disco, un llamado disco de acreción (ver figura 1), y se prevé que su temperatura alcance los 10 millones de grados.

De manera similar, ¿qué es el disco de acreción de un agujero negro?

Material, como gas, polvo y otros escombros estelares que se ha acercado a un calabozo pero no del todo caído en él, forma una banda aplanada de materia giratoria alrededor del horizonte de eventos llamada disco de acreción (o desct).

¿Cuánto duran los discos de acreción?

Discos de acreción en ráfagas de rayos gamma (GRB) La duración de la emisión rápida de GRB puede durar desde 0,01 - 2 segundos (ráfagas cortas) hasta 2 - 500 segundos (largo ráfagas) y puede explicarse mediante la fusión de objetos compactos o supernovas fallidas (colapsos), respectivamente.


Petrología básica

3.4.1.2 La hipótesis nebular

La hipótesis nebular es el modelo más aceptado para explicar la formación y evolución del Sistema Solar. Fue propuesto por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg, un científico sueco con ocupación como ingeniero de minas, anatomista y astrónomo. La hipótesis se aplicó originalmente solo a nuestro propio Sistema Solar. Ahora se cree que este método de formación del sistema planetario está funcionando en todo el universo. La hipótesis nebular postula que las estrellas se forman en nubes masivas y densas de hidrógeno molecular: nubes moleculares gigantes. Son gravitacionalmente inestables y la materia se fusiona en grupos más pequeños y densos en su interior, que luego proceden a colapsar y formar estrellas. La formación de estrellas es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la estrella joven. Esto puede dar lugar a planetas en determinadas circunstancias, que no se conocen bien. Por lo tanto, se cree que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella similar al Sol suele tardar unos 100 millones de años en formarse.

El disco protoplanetario es un disco de acreción que continúa alimentando a la estrella central. El disco está inicialmente muy caliente y se enfría más tarde en lo que se conoce como la etapa de “Estrella T Tauri (TTS)” por la posible formación de pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielos. Los granos pueden eventualmente coagularse en planetesimales del tamaño de un kilómetro. Los planetesimales son objetos sólidos que se cree que existen en discos protoplanetarios y en discos de escombros. Un disco protoplanetario es un disco circunestelar giratorio de gas denso que rodea a una estrella joven recién formada, es decir, un TTS. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acreciones descontroladas comienzan a dar como resultado la rápida formación (100.000-300.000 años) de embriones planetarios del tamaño de la Luna a Marte. Los embriones planetarios atraviesan una etapa de fusiones violentas, produciendo algunos planetas terrestres cerca de la estrella. La última etapa dura alrededor de 100 millones a 1.000 millones de años.

Estrella es una esfera masiva y luminosa de vasto plasma unida por fuerzas gravitacionales. El sol es la estrella más cercana al planeta Tierra y es la fuente de la mayor parte de la energía del planeta. Las estrellas son innumerables en número y se pueden ver brillar y centellear a lo lejos en la noche. Las estrellas se agrupan formando constelaciones.

A planeta es un objeto astronómico o celeste que orbita una estrella. El planeta es lo suficientemente masivo como para girar sobre su propio eje por su propia gravedad.

El Sistema Solar está formado por el Sol (Estrella) y su sistema planetario de ocho, sus lunas se formaron hace 4.600 millones de años a partir del colapso de una nube gigante. Los ocho planetas más cercanos al Sol hacia afuera son Mercurio, Venus, Tierra, Marte (rocas y metales), Júpiter, Saturno (hidrógeno y helio), Urano y Neptuno (agua, amoníaco y metano). Todos los planetas giran en órbitas casi circulares que se encuentran dentro de un disco casi plano llamado plano de la eclíptica.

La estrella, los planetas y el sistema solar se originan a partir de la misma nube y polvo parentales masivos gigantes y se complementan entre sí.


Estados similares de actividad identificados en agujeros negros de masa estelar y supermasiva

IMAGEN: La figura ilustra cómo la población de galaxias activas Seyfert-1 está típicamente dominada por la emisión del disco de acreción (estado 'suave'), mientras que la población de LINERs es mucho menor. ver más

Crédito: Teo Mu & ntildeoz Darias / Juan A. Fern & aacutendez Ontiveros

Los investigadores Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros, del Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) en Roma y Teo Mu & # 241oz-Darias, del Instituto de Astrof & # 237sica de Canarias (IAC), han escrito un artículo en el que describen los diferentes estados de actividad de una gran muestra de agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias. Los han clasificado utilizando el comportamiento de sus "relaciones" más cercanas, los agujeros negros de masa estelar en binarios de rayos X. El artículo acaba de ser publicado en la revista. Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society (MNRAS).

Los agujeros negros varían en masa desde objetos que tienen solo unas pocas veces la masa del sol hasta aquellos con miles de millones de masas solares. Comprender sus ciclos de actividad desde una perspectiva global ha sido objeto de investigación durante décadas. Las de masa estelar se encuentran en sistemas binarios junto con una estrella compañera de la que succionan el gas que necesitan para sostener su actividad, mientras que la variedad supermasiva se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias y se alimentan del gas. polvo y estrellas que caen en el pozo gravitacional del núcleo galáctico.

Los agujeros negros de masa estelar evolucionan rápidamente. Sus ciclos de actividad suelen durar unos meses o años, durante los cuales pasan por diferentes estados o fases. Estos se caracterizan por cambios en las propiedades de sus discos de acreción (donde el gas caliente se acumula antes de caer en el agujero negro), sus vientos y los chorros de material que producen. Hay dos estados principales, el primero dominado por el disco de acreción y el segundo por el chorro. El estado "blando" se observa por la emisión térmica del plasma del disco, mientras que el chorro se observa en el estado "duro", cuando el disco se enfría y la emisión en longitudes de onda de radio se vuelve muy intensa.

Debido a que son mucho más masivos, los agujeros negros supermasivos evolucionan mucho más lentamente que sus equivalentes de masa estelar. Entonces, mostrar la presencia de estados y fenómenos transitorios en estos implicaría observarlos durante millones de años, porque los cambios durante una vida humana serían demasiado pequeños para medirlos. Además, los núcleos de las galaxias son regiones con densas poblaciones de estrellas, y la absorción de luz por hidrógeno y polvo enmascara y oculta la radiación del disco de acreción alrededor del agujero negro central.

En este estudio Fern & # 225ndez-Ontiveros y Mu & # 241oz-Darias han utilizado una muestra de 167 galaxias activas para poder identificar los posibles estados de acreción de agujeros negros supermasivos con buenas estadísticas. La emisión del disco de acreción no se puede detectar directamente, pero el gas en la región central absorbe y procesa la radiación en forma de líneas espectrales. Usando las líneas de oxígeno y neón, que se observan en el infrarrojo medio, es posible probar la presencia del disco en estos objetos. "El estudio demuestra la presencia de estados de acreción en agujeros negros supermasivos, con propiedades muy similares a las que conocemos de los agujeros negros de masa estelar, donde los sistemas en el estado 'blando' albergan un disco brillante, y aquellos en el estado 'duro'". muestran una intensa emisión de radio mientras el disco está muy débil ”, explica Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros, investigador del INAF que se formó en el IAC.

"Este trabajo abre una nueva ventana para comprender el comportamiento del material (gas) cuando cae en agujeros negros con una amplia gama de masas, y ayuda a una comprensión más precisa de los ciclos de actividad de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias ", añade Teo Mu & # 241oz-Darias, investigador del IAC.

La figura ilustra cómo la población de galaxias activas Seyfert-1 está típicamente dominada por la emisión del disco de acreción (estado 'suave'), mientras que la población de LINERs es mucho menos luminosa y está dominada por chorros (estado 'duro'), que emiten intensamente en ondas de radio. Las galaxias Seyfert-2, en cambio, no muestran un comportamiento homogéneo y si bien una buena parte se comporta de forma similar a las Seyfert-1, un gran grupo de ellas se ubican en estados intermedios. Estos últimos también se observan en agujeros negros estelares durante cortos períodos de tiempo.

Artículo: Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros & Teo Mu & # 241oz-Darias, "¿Estados de acreción binaria de rayos X en núcleos galácticos activos? Detectando el disco de acreción de agujeros negros supermasivos con líneas nebulares del infrarrojo medio". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, abril de 2021. DOI: https: / / doi. org / 10. 1093 / mnras / stab1108

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Discos de acreción en sistemas estelares compactos

Los discos de acreción en sistemas estelares compactos que contienen enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros son el laboratorio principal para comprender el papel de los discos de acreción en una amplia variedad de entornos, desde protoestrellas hasta cuásares. El trabajo reciente sobre la inestabilidad y la dinámica de los discos ha proporcionado un nuevo marco teórico con el que estudiar los discos de acreción. El modelado de fenómenos dependientes del tiempo proporciona una nueva comprensión de las causas y la interpretación de la variabilidad fotométrica y espectroscópica y nuevas restricciones sobre el problema físico fundamental: el origen de la viscosidad en los discos de acreción. Este libro contiene reseñas de expertos sobre la naturaleza de las inestabilidades térmicas de ciclo límite y una variedad de temas estrechamente relacionados, desde la teoría del transporte del momento angular hasta el mapeo de eclipses de la estructura del disco. El resultado es un estudio contemporáneo completo de la estructura y evolución de los discos de acreción en sistemas binarios compactos.

  • Introducción a la investigación de discos de acreción (J Madera)
  • La inestabilidad del ciclo límite en los discos de acreción de Nova enana (J K Cannizzo)
  • Transporte de momento angular en discos de acreción de masa baja (E T Vishniac y amp P H Diamond)
  • Las líneas de emisión de los discos de acreción en estrellas variables cataclísmicas (E L Robinson y col.)
  • Mapeo Eclipse de discos de acreción: la primera década (K Horne)
  • Atmósferas de los discos de acreción y los espectros emergentes (G Shaviv y R Wehrse)
  • Discos y Magnetósferas (A R King & amp J P Lasota)
  • Pérdida de masa y capa límite (J E Drew y W Kley)
  • La interacción entre la corriente y el disco de acreción (M Livio)
  • Efectos de las mareas en los discos de acreción en sistemas binarios cercanos (Y Osaki et al.)
  • Discos de acreción en binarios de rayos X brillantes (H Inoue)
  • Modelos de iluminación de rayos X de transitorios de rayos X suaves (J M Hameury y col.)
  • Inestabilidades del disco de acreción de agujero negro (S Mineshige y amp M Kusunose)
MATERIA DELANTERA
INTRODUCCIÓN A LA INVESTIGACIÓN DE DISCOS DE ACRECIÓN

Se han escrito antes libros sobre discos de acreción, pero ninguno cubre el tema con tanto detalle como aquí. Este libro lleva al lector desde los conceptos básicos de los discos de acreción hasta el trabajo más actualizado que se está llevando a cabo actualmente en la materia. Se cubren tanto el trabajo de observación como el teórico. Como tal, es adecuado como introducción para aquellos que nunca han trabajado en esta área con muchas referencias útiles a otras revisiones. También será de gran utilidad para los astrónomos que estén trabajando en la zona. Cada capítulo se concentra en un aspecto diferente de los discos de acreción y está escrito por un experto en cada campo. El lector recibe numerosas referencias con las que podría profundizar en cualquier aspecto de su interés ...

LA INESTABILIDAD DEL CICLO LÍMITE EN LOS DISCOS DE ACRECIÓN DWARF NOVA

Revisamos el mecanismo del ciclo límite del disco de acreción en el contexto de los discos de acreción de la nova enana. Comenzamos con una discusión de la física básica detrás de la inestabilidad y luego pasamos a una descripción general de la comparación entre teoría y observación.

TRANSPORTE DE MOMENTO ANGULAR EN DISCOS DE ACRECIÓN DE MASA BAJA

Consideramos el transporte de momento angular en discos de acreción que son de baja masa, en el sentido de que las fuerzas gravitacionales producidas por el material en estos discos tienen un efecto insignificante sobre la dinámica del disco. No existe un consenso establecido sobre cómo se lleva a cabo este transporte. Observamos que, por razones fenomenológicas, el modelo α tradicional probablemente no sea una buena descripción de los discos reales. Aquí revisamos brevemente algunos de los modelos más prometedores. Estos incluyen modelos en los que el transporte del momento angular es impulsado por choques y por inestabilidades del campo magnético. Este último es más prometedor, pero requiere dinamo. Observamos que la dirección del transporte del momento angular debido a la convección en un disco conductor no se conoce ya que los mecanismos competidores están en funcionamiento. Discutimos brevemente una serie de posibles mecanismos de dinamo y sus problemas. Luego damos una exposición detallada del modelo de dínamo impulsado por ondas internas, en el que las ondas internas excitadas en radios grandes impulsan una dínamo α - Ω. El campo magnético azimutal producido de esta manera es inestable a una inestabilidad de cizallamiento magnético (MSI), que impulsa remolinos turbulentos casi isotrópicos con velocidades de fluido típicas de

VA , donde VA es la velocidad local de Alfvén. La escala de los eddys es

VA/ Ω, donde Ω es la frecuencia de rotación local. Esta turbulencia conduce a una saturación de la dínamo cuando VA

(H / r) 2/3 cs , donde H es la mitad del espesor del disco, cs es la velocidad del sonido local y r es la coordenada radial. Esto da lugar a un coeficiente de viscosidad adimensional efectivo

(H / r) 4/3 y coeficientes de difusión vertical y radial que son

(H / r) 4/3 Hcs . La difusión vertical de entropía resultante tendrá un efecto sustancial en los modelos detallados de estructura vertical en discos de acreción. Las inestabilidades viscosas y térmicas de los discos muy calientes, dominados por la presión de radiación y la dispersión de electrones, están sustancialmente moderadas en este modelo. Observamos que el MSI suprime en gran medida la inestabilidad de Parker en los discos de acreción.

LAS LÍNEAS DE EMISIÓN DE LOS DISCOS DE ACRECIÓN EN ESTRELLAS VARIABLES CATACLÍSMICAS

Esta revisión analiza las líneas de emisión de los discos de acreción en las novas enanas, las novas anti-enanas, las estrellas UX UMa y, en menor medida, las novas clásicas. La tomografía Doppler y los ajustes directos a los perfiles de línea promediados en el tiempo muestran que la distribución de la emisión de la línea de hidrógeno tiene un pico hacia el centro del disco y puede aproximarse mediante una distribución radial f (R) α R -β con β

1,5 - 2,0. El decremento de Balmer se aplana algo hacia el centro. Los anchos equivalentes de las líneas de emisión están fuertemente correlacionados con las magnitudes visuales absolutas de los sistemas, volviéndose más débiles a medida que los sistemas se vuelven más brillantes. También se correlacionan con la inclinación orbital, aumentando a medida que aumenta la inclinación orbital. Los modelos que invocan discos de acreción viscosos ópticamente delgados no logran reproducir las intensidades de las líneas observadas y su correlación con la inclinación orbital, y no pueden explicar el comportamiento detallado de las líneas de emisión durante los estallidos de las novas enanas. Existe evidencia de que las líneas de emisión son producidas por la irradiación del disco por la capa límite y la estrella central. Los modelos que invocan la irradiación concuerdan cualitativamente con los datos de observación.

MAPEO ECLIPSE DE DISCOS DE ACCRECIÓN: LA PRIMERA DÉCADA

Las observaciones de las curvas de luz de los eclipses se están utilizando para hacer mapas de los discos de acreción en variables cataclísmicas eclipsantes. Al observar la estructura de los discos de acreción reales, podemos probar modelos de la estructura de las atmósferas de los discos de acreción, aprender acerca de la viscosidad del disco de acreción mediante el seguimiento de las variaciones de tiempo en la estructura de los discos de nova enanos que experimentan estallidos y medir las tasas de acreción de masa en sistemas a diferentes niveles. períodos binarios para probar ideas sobre la evolución a largo plazo de variables cataclísmicas. Las estructuras de disco observadas en las novas enanas durante el estallido y en las variables similares a las novas de período largo confirman la ley T α R -3/4 predicha por la teoría para los discos de estado estable. Sin embargo, se encuentran perfiles radiales mucho más planos en los discos de las novas enanas inactivas, que parecen ser ópticamente delgadas, y en variables similares a las novas con períodos entre 3 y 4 horas, que pueden estar impulsando un disco de acreción. Este capítulo revisa los métodos de mapeo de eclipses y analiza algunos de los desafíos que presentan los mapas de disco de acreción para la teoría del disco de acreción.

ATMÓSFERAS DE DISCOS DE ACRECIÓN Y ESPECTOS EMERGENTES

Se revisa la construcción de atmósferas modelo autoconsistentes para discos de acreción estacionarios y se describe un método para calcular la estructura hidrostática correspondiente y el campo de radiación. Se discute y se demuestra la importancia de tales modelos para la comprensión del continuo y la emisión de línea, así como la necesidad de construir el modelo de una manera autoconsistente.

DISCOS Y MAGNETOSFERAS

Analizamos los flujos de acreción binaria cercanos hacia las estrellas de neutrones magnéticos y las enanas blancas. La imagen original del flujo del disco interrumpido por el flujo a lo largo de las líneas de campo magnético en algún radio interno falla en la mayoría de los casos, con la excepción de las binarias de estrella de neutrones en las que la compañera lo desborda en el lóbulo de Roche. En la acumulación de viento, o el desbordamiento del lóbulo de Roche sobre una enana blanca magnética, el flujo no se comprende bien y los modelos de disco no pueden explicar el balance de momento angular observado del binario. Discutimos los avances recientes en estas áreas.

PÉRDIDA MASIVA Y LA CAPA LÍMITE

En este capítulo, la atención se centra en dos fenómenos asociados con variables cataclísmicas no magnéticas en el estado alto, a saber, la capa límite ópticamente gruesa y el flujo de salida de alta velocidad. Se describe el estado de la técnica en el modelado hidrodinámico de la capa límite y se muestra que apoya el concepto "clásico" de la capa límite como un cinturón ecuatorial ópticamente grueso y físicamente delgado alrededor de la enana blanca en crecimiento. Se resumen las propiedades observadas y derivadas de los vientos variables cataclísmicos. A continuación, se ofrece una descripción general crítica de la posible relación física entre la pérdida de masa y la capa límite. Se presta especial atención a lo que se ha aprendido y se puede aprender de las observaciones de rayos X y ultravioleta de mayor sensibilidad.

LA INTERACCIÓN ENTRE EL STREAM Y EL DISCO DE ACCRECIÓN

Se revisa el problema de la interacción entre la corriente de gas del punto interior de Lagrange y el disco de acreción. Las observaciones de variables cataclísmicas y binarias de rayos X de baja masa indican que, además de los fenómenos asociados directamente con el punto brillante en el punto de impacto, el disco de acreción exhibe regiones de engrosamientos verticales en unas pocas fases binarias. Se señala que, de hecho, se espera una estructura vertical de este tipo sobre la base de consideraciones teóricas. Se argumenta que una combinación de observaciones y cálculos futuros puede producir parámetros importantes del sistema y una mejor comprensión de los procesos asociados con la acumulación en objetos compactos.

EFECTOS DE LAS MAREAS EN LOS DISCOS DE ACRECIÓN EN SISTEMAS BINARIOS CERCANOS

Los efectos de marea ejercidos por la estrella secundaria sobre los discos de acreción se analizan en sistemas binarios compactos cerrados. Las estructuras no simétricas de los discos de acreción se estudian mediante los siguientes tres métodos: (1) órbitas de partículas periódicas simples en el potencial binario, (2) el método de perturbación y (3) simulaciones hidrodinámicas completas. Luego se estudian las variaciones del radio del disco en el ciclo de explosión de las novas enanas. Se manifiestan más claramente en los efectos de las mareas o en los discos de acreción. La inestabilidad excéntrica impulsada por las mareas (o la inestabilidad de las mareas) en un disco de acreción se discute luego en relación con el fenómeno de superhump en las novas enanas de tipo SU UMa. Se argumenta que el fenómeno de super-explosión en las estrellas SU UMa probablemente se explica por una interacción de dos tipos de inestabilidades intrínsecas dentro de un disco: la inestabilidad térmica y la inestabilidad de las mareas.

DISCOS DE ACCRECIÓN EN BINARIOS DE RAYOS X BRILLANTES

Se revisan las observaciones de rayos X de binarios de rayos X de baja masa y candidatos a agujero negro. En estas fuentes, se considera que un disco de acreción se extiende cerca de una estrella de neutrones o un agujero negro y rige principalmente la aparición de la emisión de rayos X. Estas fuentes generalmente muestran estados espectrales suaves y duros, que posiblemente corresponden a dos estados intercambiables de la parte interna del disco de acreción. Por otro lado, la parte exterior del disco refleja, reprocesa y, a veces, oscurece los rayos X de la estrella compacta central. También se discuten las similitudes y diferencias entre las fuentes candidatas de estrellas de neutrones y agujeros negros.


Ambas estrellas en este sistema binario tienen discos de acreción a su alrededor

Las estrellas exhiben todo tipo de comportamientos a medida que evolucionan. Las pequeñas enanas rojas arden sin llama durante miles de millones o incluso billones de años. Las estrellas masivas arden calientes y brillantes, pero no duran mucho. Y luego, por supuesto, están las supernovas.

Algunas otras estrellas atraviesan un período de intensa llamarada cuando son jóvenes, y esas jóvenes estrellas llamativas han llamado la atención de los astrónomos. Un equipo de investigadores está utilizando el Atacama Large Millimeter / submilimeter Array (ALMA) para tratar de comprender la llamarada juvenil. Su nuevo estudio podría haber encontrado la causa y podría haber ayudado a responder a un problema de larga data en astronomía.

El tipo de estrella en cuestión son las estrellas FU Orionis (FU Ori). FU Orionis es tanto un tipo de estrella como una estrella específica en la constelación de Orión. El tipo lleva el nombre de la estrella específica, que fue la primera de su tipo que se vio brillar en 1937.

Las estrellas FU Ori son estrellas jóvenes que aún no están en la secuencia principal y no han adquirido toda su masa. Pueden estallar en varios órdenes de magnitud en un solo año. Estos episodios fulgurantes pueden durar décadas, y los investigadores creen que la actividad es causada por una mayor acumulación en la juventud de la estrella. Los científicos piensan que durante el destello, la estrella puede adquirir una cantidad significativa de su masa final.

& # 8220 La acreción episódica y sus implicaciones para la formación de estrellas y planetas no se comprenden bien. & # 8221

Pérez et. Alabama. 2020

Ahora, un equipo de investigadores está estudiando más de cerca las estrellas FU Ori. Sebastien Pérez de la Universidad de Santiago, Chile, dirigió el estudio. Su nuevo artículo se titula & # 8220Resolving the FU Orionis System with ALMA: Interacting Twin Disks? & # 8221 It & # 8217s publicado en The Astrophysical Journal.

Los científicos quieren saber qué hay detrás de esta acumulación y la quema asociada. ¿Solo algunas estrellas lo experimentan? ¿O es una etapa por la que pasan todas o la mayoría de las estrellas? ¿Cuánto tiempo dura? ¿Sucede solo una vez en la vida de una estrella? ¿Por qué termina?

El concepto de este artista muestra un objeto estelar joven y el disco de acreción giratorio que lo rodea. NASA / JPL-Caltech

Las protoestrellas jóvenes son menos luminosas de lo esperado según nuestro conocimiento de la formación estelar. Eso se conoce como el & # 8220 problema de la luminosidad & # 8221 en astronomía, y los científicos han estado luchando con ese problema durante mucho tiempo. Si las estrellas jóvenes se acumularan a un ritmo regular, deberían ser más luminosas. Si todas las estrellas jóvenes exhiben la actividad de destello observada en las estrellas FU Ori, podría explicar esta falta de luminosidad. Los astrónomos se han preguntado durante algún tiempo si la acumulación de masa en estas estrellas jóvenes en formación podría no ser constante, y si eso podría explicar el problema de la luminosidad.

& # 8220La acreción episódica y sus implicaciones para la formación de estrellas y planetas no se comprenden bien & # 8221, dicen los autores en su artículo. & # 8220 Se han propuesto varios procesos físicos para explicar eventos de acreción tan dramáticos. Los mecanismos más favorecidos incluyen la fragmentación del disco y la posterior migración hacia adentro de los fragmentos, la inestabilidad gravitacional y las inestabilidades magneto-rotacionales, entre otros. & # 8221

La estrella arquetípica FU Ori es su homónima, FU Orionis, en la constelación de Orión. Se observó una llamarada en 1937 y su magnitud aumentó de 16,5 a 9,6. Los astrónomos pensaron que era el único de su tipo, hasta que se observaron otros.

FU Orionis está en la constelación de Orion. No está marcado en esta imagen, pero está arriba ya la derecha de Betelgeuse. Crédito de la imagen: Por IAU y la revista Sky & amp Telescope (Roger Sinnott y Rick Fienberg) & # 8211 [1], CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15407823

FU Orionis son en realidad dos estrellas, cada una rodeada por su propio disco de acreción. Están en Orión, a unos 1360 años luz de distancia. Pérez y el equipo de investigadores examinaron de cerca el sistema con ALMA, el primer paso para comprender el comportamiento de destello del par binario y # 8217.

ALMA reveló dos discos de acreción, uno alrededor de cada estrella. Los científicos utilizaron observaciones y modelos para concluir que cada uno de los discos tiene un radio de aproximadamente 11 unidades astronómicas, que es pequeño pero comparable a otros discos proto-estelares. El par de discos está separado por unas 250 Unidades Astronómicas.

Las observaciones del continuo de ALMA muestran el polvo de los dos discos que rodean las estrellas binarias de FU Orionis. Cada disco tiene un radio de aproximadamente 11 AU. [Pérez et al. 2020]

La clave para comprender la actividad de las llamaradas en estas estrellas es el movimiento, o cinemática, de sus discos. Mientras el equipo estudiaba los discos, encontraron que cada uno estaba sesgado y asimétrico. Creen que podría deberse a algún tipo de sobrevuelo de otra estrella. También podría deberse a interacciones entre los propios discos. Cualquiera de los dos podría causar la acumulación episódica y la quema.

Impresión artística de una estrella joven que hace un berrinche cuando de repente aumenta su tasa de acreción y estalla. [Caltech / T. Pyle (IPAC)]

El equipo también encontró evidencia de una corriente de gas larga y arqueada entre los discos. Esa corriente refuerza el argumento de que los discos están interactuando. Como dicen en su artículo, & # 8220La emisión que revela la rotación del disco también parece asimétrica y sesgada, lo que sugiere que los discos están sujetos a interacción en forma de sobrevuelo & # 8221.

Los autores también señalan una alternativa a la interacción disco-disco que propuso otro equipo de investigadores. & # 8220Aquí, la captura de una nube o un fragmento de nube también conduce a nebulosas de reflexión en forma de arco y el arco de gas que conecta los discos.> La captura de este fragmento de nube también repone el disco, lo que permite un nuevo suministro de material para mantener la alta temperatura. tasa de acreción. & # 8221

El estudio no responde a la pregunta de luminosidad faltante de una vez por todas. Pero al utilizar ALMA para observar de cerca el par binario FU Ori, el equipo de científicos ha avanzado en nuestra comprensión de la acumulación episódica y la llamarada. Hay otros pares binarios de estrellas FU Ori, y serán objetivos para estudios futuros.


Agradecimientos

R.A.B. reconoce el apoyo a través de la beca EACOA de la Asociación de Observatorios de Asia Oriental. S.P.E., G.O. y L.H. reconocen el apoyo del ARC Discovery Project (número de proyecto DP180101061). G.O. recibió el apoyo de la subvención CAS LCWR 2018-XBQNXZ-B-021. A.M.S. contó con el apoyo de la Fundación para el Avance de la Física Teórica y las Matemáticas “BASIS”. Este trabajo fue apoyado por la subvención JP19K03921 de JSPS KAKENHI. T.H. cuenta con el apoyo financiero de las subvenciones MEXT / JSPS KAKENHI 16K05293 y 17K05398. J.O.C. reconoce el apoyo del Ministerio de Asuntos Exteriores y Cooperación Internacional de Italia (número de subvención MAECI ZA18GR02) y la Fundación Nacional de Investigación del Departamento de Ciencia y Tecnología de Sudáfrica (subvención número 113121 del DST-NRF) como parte del programa de investigación conjunta ISARP RADIOSKY2020. Este trabajo fue apoyado por el Centro Nacional de Ciencias, Polonia, a través de la subvención 2016/21 / B / ST9 / 01455. El LBA es parte de la Instalación Nacional del Telescopio de Australia, que está financiada por el Gobierno de Australia para operar como una Instalación Nacional administrada por CSIRO. Este trabajo fue apoyado por recursos proporcionados por el Centro de Supercomputación Pawsey con fondos del Gobierno de Australia y el Gobierno de Australia Occidental. El Observatorio Nacional de Radioastronomía es una instalación de la National Science Foundation operada bajo un acuerdo cooperativo por Associated Universities, Inc.


Los ojos de NICER en las estrellas que estallan

¿Qué le sucede al disco de acreción de una estrella de neutrones cuando su superficie explota brevemente? Un nuevo instrumento desplegado recientemente en la Estación Espacial Internacional (ISS) ahora está observando explosiones de estrellas de neutrones y reportando.

Implementar una nueva misión de rayos X

Lanzamiento de NICER a bordo de un cohete Falcon 9 en junio de 2017. [NASA / Tony Gray]

En las dos semanas posteriores al lanzamiento, NICER se extrajo de la cápsula SpaceX Dragon y se instaló en la ISS. Y a finales de mes, el instrumento ya estaba recopilando su primer conjunto de datos: observaciones de un estallido de rayos X brillante de Aql X-1, una estrella de neutrones que acumula materia de un compañero binario de baja masa.

Impacto de las ráfagas

El objetivo de NICER es proporcionar una nueva visión de la física de las estrellas de neutrones a energías de rayos X de 0,2 a 12 keV, una ventana que nos permite explorar ráfagas de energía que las estrellas de neutrones a veces emiten desde sus superficies.

Impresión artística de un binario de rayos X, en el que un objeto compacto acumula material de una estrella compañera. [ESA / NASA / Felix Mirabel]

En cuestión de segundos, la capa de material se quema, produciendo un estallido de emisión de la estrella de neutrones que eclipsa incluso las regiones internas del disco de acreción caliente. Luego, más material se canaliza hacia la estrella de neutrones y el proceso comienza de nuevo.

Aunque tenemos una buena imagen de la física que causa estas explosiones, todavía no entendemos el impacto que estos destellos de rayos X tienen en el disco de acreción y el entorno que rodea a la estrella de neutrones. En un nuevo estudio dirigido por Laurens Keek (Universidad de Maryland), un equipo de científicos ahora detalla lo que NICER ha aprendido sobre este tema.

Rayos X adicionales

Curva de luz (arriba) y relación de dureza (abajo) para el estallido de rayos X de Aql X-1 capturado por NICER el 3 de julio de 2017. [Keek et al. 2018]

  1. El estallido de radiación de la superficie de la estrella de neutrones fue reprocesado, es decir, dispersado o absorbido y reemitido por el disco de acreción.
  2. El flujo de acreción habitual y persistente mejoró como resultado del arrastre de radiación del estallido en el disco, lo que aumentó brevemente el flujo de rayos X del disco.

Si bien aún no podemos establecer de manera concluyente qué mecanismo domina, las observaciones de NICER muestran que las ráfagas tienen un impacto sustancial en su entorno de acreción. Y, como hay más de 100 sistemas de estallidos de rayos X en nuestra galaxia, podemos esperar que NICER nos permita explorar mejor el efecto de los estallidos de rayos X en los discos de estrellas de neutrones y sus alrededores en muchos sistemas diferentes en el futuro. .

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L. Keek et al 2018 ApJL 855 L4. doi:10.3847/2041-8213/aab104


Accretion (astronomy)

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Accretion ( Latin accretio "growth", "increase") is the term in astronomy for a process in which a cosmic object collects matter due to its gravitation or tidal forces (see Roche limit ).


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Keywords: active galactic nuclei, quasar, supermassive black holes, accretion disc, X-ray

Citation: Lusso E and Risaliti G (2018) The Physical Relation between Disc and Coronal Emission in Quasars. Front. Astron. Space Sci. 4:66. doi: 10.3389/fspas.2017.00066

Received: 13 November 2017 Accepted: 18 December 2017
Published: 08 January 2018.

Paola Marziani, Osservatorio Astronomico di Padova (INAF), Italy

Vahram Chavushyan, National Institute of Astrophysics, Optics and Electronics, Mexico
Luka C. Popovic, Astronomical Observatory Belgrade, Serbia
Alberto Rodriguez-Ardila, Laboratório Nacional de Astrofísica, Brazil

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