Universitat de - Departament d'Astronomia i Meteorologia ...

Resum de la tesi ix
Be de la seqüència principal o gegants, i estrelles O o B supergegants. Les primeres
tenen masses d’entre 8 i 20 M⊙, són objectes amb una elevada rotació, i tenen un disc
de decreció equatorial, que proporciona la matèria a ser acretada per part de l’objecte
compacte. Típicament aquest és una estrella de neutrons amb un camp magnètic
intens, i aquests sistemes solen ser púlsars de raigs X. En el cas de les supergegants,
de més de 15 M⊙, aquestes tenen un vent estel·lar intens, que proporciona la matèria
a ser acretada. En alguns casos també s’omple l’anomenat lòbul de Roche, amb la
qual cosa la transferència de matèria és encara més eficient. Com que en ambdós
casos es tracta d’estrelles joves, aquests sistemes se situen principalment en el disc
galàctic, ja que tracen la població estel.lar de tipus I. És important destacar que el
57% de les binàries de raigs X de massa alta a la Galàxia són púlsars de raigs X.
En les de massa baixa, de les quals se’n coneixen unes 149, l’estrella companya
té un tipus espectral posterior a B, i típicament tenen masses inferiors a 2 M⊙. En
aquest cas la transferència té lloc per desbordament del lòbul de Roche. La majoria
són fonts transitòries de raigs X. Algunes d’elles es classifiquen com a fonts Z (6
sistemes) i fonts Atoló (18 sistemes), depenent del patró traçat en diagrames color-
color de raigs X. Es creu que les primeres contenen estrelles de neutrons amb camps
magnètics de l’ordre de 10 10 G i ritmes d’acreció propers al límit d’Eddington,
mentre que les segones tenen camps magnètics febles inferiors a 10 8 G i ritmes
d’acreció d’entre una dècima i una centèssima del límit d’Eddington. Les binàries
de raigs X de massa baixa se situen en el bulb i en l’halo de la Galàxia, ja que són
objectes vells de Població II. De fet, 13 sistemes es troben en cúmuls globulars.
D’altra banda, aproximadament 43 binàries de raigs X també mostren emissió
en la banda ràdio de l’espectre electromagnètic, amb densitats de flux superiors
a 0.1–1 mJy. A més, aquesta emissió és produïda en escales angulars petites, de
manera que no pot tenir un origen tèrmic. En aquest contexte, el mecanisme més
eficient per produir l’emissió ràdio observada és el mecanisme d’emissió sincrotró,
segons el qual electrons altament relativistes interaccionen amb camps magnètics
i produeixen emissió ràdio, un percentatge de la qual està linealment polaritzada.
Com en alguns sistemes, com en SS 433, l’emissió ràdio es va observar formant una
estructura allargada o de tipus jet, com en els quàsars i nuclis actius de galàxies,
es va proposar que fluxos d’electrons relativistes eren ejectats perpendicularment
al disc d’acreció, i eren responsables d’emissió ràdio d’origen sincrotró en presència
de camps magnètics. S’han proposat diversos models per explicar la formació dels
jets, tot i que no hi ha encara un model àmpliament acceptat. El que si sembla