Alternancia entre el estado de emisión de Rayos - X y Pulsar en Sistemas Binarios Interactuantes María Alejandra De Vito 1 Omar G. Benvenuto 2 Jorge E. Horvath 3 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 Descripción La estrella donante transfiere masa a la estrella receptora a través del punto L 1 de Lagrange. La evolución de ambas componentes cambia completamente respecto de la que hubieran tenido estando aisladas. Generalidades Sistemas binarios en los que ocurre transferencia de masa debido al desborde del lóbulo de Roche.

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)

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 (P rot < 10 ms) + una enana blanca de baja masa (M 2  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

Ubicación en el plano M 2 - P orb Black Widows 0.1 día < P orb < 1 día M 2 < 0.05 M  Redbacks 0.1 día < P orb < 1 día 0.2 M  < M 2 < 0.4 M  El tratamiento estandard no es suficiente para explicar las características principales de estos sistemas.

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: (Stevens et al. (1992)  evap : eficiencia de evaporación R 2 : radio de la estrella donante a: semieje orbital v 2,esc : velocidad de escape L P : luminosidad de frenado del pulsar La Irradiación 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: (Büning & Ritter 2004)  irrad : da cuenta de que no toda la luminosidad proviene de radiación electromagnética y que no es isotrópica R 1, M 1 : radio y masa de la estrella receptora Tasa de acreción

La Evaporación y la Irradiación Benvenuto, De Vito & Horvath (2014) Relación P(M 2 ) (De Vito & Benvenuto 2010) M i /M   evap P i /d A B C D Masa mínima de acompañantes de pulsares ATNF Data Base (Manchester et al. 2005) P. Freire ( Fermi gamma-ray sources Tracks evolutivos correspondientes a estrellas donantes de M i = 1.5 M  y P i = 0.75, 3.0, 6.0 y 12 d M i = 2.0 M  y P i = 1.00 y 1.50 d Evolucionan hacia la región de P(M 2 ) 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 SAX 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). 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) P orb = 2 h e < 5  M 2  0.14 – 0.18 M  para M NS  0.14 – 0.18 M  (Chakrabarty & Morgan 1988) Región de redbacks Las observaciones

Sistemas que cambian de LMXB a PSR, y viceversa Coincidente con PSR J Las observaciones de 2001 mostraron evidencia de flujo de masa. FIRST J P orb = 4.8 h, P rot = 1.7 ms M 2  0.14 – 0.42 M , probablemente llenando el lóbulo de Roche (material ionizado circundante) Redback. 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. Desde 2002 se registró un estado de quietud. PSR J I P orb = 11 h, P rot = 3.9 ms, M 2 ~ 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  10 9 años, Benvenuto, De Vito & Horvath 2014 )

Sistemas que cambian de LMXB a PSR, y viceversa Eclipsante los eclipses sugieren que la compañera del pulsar es una estrella no degenerada, extendida. PSR J P orb = h, P rot = 1.86 ms Confirmado por Crawford et al. (2013), que identifican a la compañera en IR, Óptico y UV. Tipo espectral entre G0 y K5 T eff entre 5000 y 6000 K M 2 entre 0.4 y 0.7 M  para M PSR entre 1.4 y 2.0 M  R 2 estimado mayor que el esperado quasi-RLOF XSS J Es un redback, en su estado actual. Experimentó una transición de LMXB a PSR (Bassa et al. 2014; Roy et al. 2014). PSR J (PSR  LMXB) XSS J (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 despreciáramos la irradiación. Cuanto más intensa es la irradiación, mayor es Inicialmente, la irradiación hace que Pasado un tiempo  la estrella se relaja, y se amortigua la perturbación debido 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. Evolución química Tiempo necesario para alcanzar una nueva condición de RLOF depende de : - Irradiación débil (  irr = 0.01) 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 (M 2 ) i = 1.5 M  Estrella receptora con (M NS ) i = 1.4 M  Período orbital P i = 1d  = 0.5 La estrella de neutrones actúa como un punto fuente isotrópico, liberando una luminosidad de acreción El flujo de energía incidente sobre la estrella donante es  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 suave Comportamiento escalonado quasi – RLOF

El caso del sistema redback PSR J Evolución de una Estrella donante con (M 2 ) i = 1.25 M  Estrella receptora con (M NS ) i = 1.40 M   irr = 0.00, 0.01, 0.10 y 1.00 (librería de cálculos realizados en Benvenuto, De Vito & Horvath 2014). Rango de T eff compatibles con las observaciones espectroscópicas de la estrella donante (Crawford et al. 2013). Relación masa de la estrella donante – período orbital M 2 entre 0.4 y 0.7 M  para M PSR entre 1.4 y 2.0 M  Recorridos evolutivos

El caso del sistema redback PSR J 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 J Cociente de masas en función del tiempo Fracción no llenada del lóbulo de Roche en función del tiempo q = M PSR / M 2 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 = El régimen de baja irradiación provee un modelo que describe adecuadamente las propiedades observadas de la estrella donante en el sistema redback PSR J

Conclusiones y Trabajo a futuro  Las observaciones presentadas por Crawford et al. (2013) para la acompañante de PSR J 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 ).  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.  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 ).  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!