Dinámicas del sistema binario LS I+61 303

LS I+61 303 es un sistema binario de rayos gamma. En este sistema, una estrella de neutrones gira alrededor de una estrella Be. La estrella de neutrones es un objeto compacto y muy denso, mientras que la estrella Be es una estrella masiva que pierde material. Este sistema binario tiene un período orbital, que se refiere al tiempo que le toma a la estrella de neutrones completar una órbita alrededor de la estrella Be. Aparte de los cambios de brillo relacionados con su órbita, LS I+61 303 también muestra variaciones en brillo a largo plazo que ocurren en un período más largo, conocido como el período superorbital. Este período superorbital se observa en varios tipos de radiación, como ondas de radio, Rayos X y rayos gamma. Sin embargo, la razón de estas variaciones a largo plazo aún no está del todo clara.

#Modelo de Interacción del Viento de Pulsar

Una explicación sugerida para las variaciones superorbitales es la interacción entre el viento estelar de la estrella Be y el viento de pulsar de la estrella de neutrones. Un viento de pulsar consiste en partículas cargadas que se mueven a muy altas velocidades, lo que puede crear ondas de choque cuando se encuentran con el flujo de la estrella Be. Esta interacción podría causar la modulación superorbital observada en LS I+61 303.

Asumiendo que los rayos X se generan a partir de radiación sincrotrón, que es un tipo de radiación producida cuando partículas cargadas son aceleradas en campos magnéticos, se desarrolló un modelo para predecir los cambios esperados en el brillo durante los ciclos orbitales y superorbitales. El modelo muestra que las curvas de luz (gráficas de brillo a lo largo del tiempo) tendrían una forma específica, con dos picos durante el ciclo orbital, lo que indica los puntos de máximo brillo.

#Hallazgos Observacionales

Varios estudios han monitoreado LS I+61 303 usando múltiples telescopios a diferentes longitudes de onda, incluyendo radio, rayos X y rayos gamma. Los investigadores encontraron que el brillo del sistema tiene un patrón distintivo. Las observaciones de rayos X revelaron un pico notable, indicando emisiones fuertes alrededor de ciertas fases orbitales. Además, se notó que el brillo de rayos X y las ondas de radio emitidas por el sistema están correlacionados, lo que significa que cuando uno aumenta, el otro tiende a aumentar también. Sin embargo, los momentos de estos picos no siempre son los mismos, sugiriendo que podrían originarse de diferentes áreas o procesos dentro del sistema.

El pico de rayos X observado parece desplazarse con el tiempo, indicando que hay cambios ocurriendo en el sistema que afectan cuándo ocurre el máximo brillo. Los científicos también han notado que estos cambios varían dependiendo de la fase del ciclo superorbital.

#Teorías de Modulación Superorbital

Las razones detrás de las variaciones superorbitales en LS I+61 303 han sido objeto de investigación. Algunos científicos proponen que estas variaciones podrían estar vinculadas a cambios cíclicos en la densidad o la pérdida de masa de la estrella Be. Otra idea es que el período superorbital podría ser el resultado de una frecuencia de batido creada por la interacción entre el movimiento orbital de la estrella de neutrones y algún comportamiento oscilatorio del sistema. Sin embargo, esta idea podría no encajar bien con las detecciones de pulso de radio observadas en LS I+61 303.

Normalmente, sistemas como LS I+61 303 exhiben tanto variaciones orbitales como superorbitales, aunque las modulaciones superorbitales son bastante raras en binarios de rayos gamma. LS I+61 303 destaca en este aspecto, siendo uno de los pocos binarios de rayos gamma conocidos que muestran tales variaciones a largo plazo.

#Escenario de Precesión del Disco

Se ha propuesto que la precesión del disco alrededor de la estrella Be es un factor clave para entender los cambios superorbitales. La estrella Be tiene flujos que consisten en un viento polar de rápido movimiento y un disco ecuatorial más lento. El disco puede precesar, o tambalearse, alrededor de la estrella, lo que puede afectar cómo interactúa el viento de pulsar con él.

La precesión del disco puede llevar a cambios en la posición de las ondas de choque formadas por el viento de pulsar. Cuando la estrella de neutrones orbita la estrella Be, la posición cambiante del disco debido a la precesión puede desplazar la ubicación de la onda de choque, lo que a su vez altera el brillo observado desde el sistema.

#Modelo de Emisión de Rayos X

En este modelo, se asume que las emisiones de rayos X provienen principalmente de la radiación sincrotrón creada cuando las partículas en el viento de pulsar son aceleradas por el campo magnético en las ondas de choque. La intensidad de estas emisiones está influenciada por la distancia de la onda de choque a la estrella de neutrones y la inclinación del disco.

A medida que la estrella de neutrones se mueve en su órbita y el disco precesa, la distancia de la estrella de neutrones a la onda de choque variará, llevando a cambios en el brillo de rayos X que se ven desde la Tierra.

Esto significa que las variaciones observadas en el brillo, tanto en la fase orbital a corto plazo como en los ciclos superorbitales más largos, reflejarán las interacciones dinámicas que ocurren dentro del sistema binario.

#Curvas de Luz a Largo Plazo

Las curvas de luz calculadas a partir del modelo muestran cómo cambia el brillo de rayos X con el tiempo. Estos cálculos indican que los patrones de brillo observados en LS I+61 303 pueden explicarse bien por los modelos propuestos. Las predicciones se alinean con los datos observados, sugiriendo que las interacciones entre el viento de pulsar y el disco de la estrella Be causan los picos y valles observados en el brillo.

Las curvas de luz de rayos X muestran características distintivas debido a la dinámica de interacción, incluyendo un doble pico asimétrico que corresponde al período orbital. El modelo describe cómo estas características surgen de las variaciones en la ubicación de la onda de choque y la intensidad del campo magnético a medida que la estrella de neutrones orbita y el disco de la estrella Be precesa.

#Comparación con Otros Binarios Be/X-ray

Al comparar LS I+61 303 con otros binarios Be/X-ray, queda claro que este binario tiene características únicas. Las correlaciones vistas en las curvas de luz sugieren que las variaciones superorbitales podrían surgir de la influencia que la estrella de neutrones tiene en el disco de la estrella Be.

En general, los períodos superorbitales en otros sistemas a menudo están relacionados con la evolución del disco de la estrella Be, influenciada por la presencia del compañero de estrella de neutrones. Las fuerzas de marea de la estrella de neutrones pueden impactar la estructura y rotación del disco.

#Importancia de las Observaciones Multidimensionales

Es crucial realizar observaciones multidimensionales de LS I+61 303, ya que cada longitud de onda puede proporcionar diferentes información sobre los procesos en juego en el sistema. Las emisiones de radio probablemente provienen de la interacción del viento de pulsar con los flujos estelares a una mayor distancia, mientras que los rayos X se emiten más cerca de la estrella de neutrones.

Entender la relación entre estas emisiones es esencial para armar un panorama completo de las interacciones en LS I+61 303.

#Conclusión

LS I+61 303 presenta un fascinante estudio de caso sobre las interacciones en sistemas binarios, particularmente las influencias de una estrella de neutrones sobre una estrella Be. Las modulaciones superorbitales observadas brindan una valiosa oportunidad para explorar la dinámica entre el objeto compacto y la estrella masiva.

Si bien los modelos actualmente en uso ofrecen algunas explicaciones para los comportamientos observados, se necesita más investigación para refinar estos modelos y comprender completamente las complejidades de este sistema binario. La combinación de varias observaciones y análisis llevará a más información sobre los intrincados mecanismos que gobiernan las emisiones e interacciones dentro de LS I+61 303.