Año 20 Número 77 – Junio 2022
Por Federico García
En marzo de 2022, junto a colegas de las Universidades de Groningen en Países Bajos, Southampton en Inglaterra y el Observatorio de Brera, en Italia, publicamos un artículo en la revista Nature Astronomy titulado Acoplamiento entre la corona de acreción y el chorro relativista en el microcuasar GRS 1915+105 (versión en acceso abierto en arxiv.org). Allí presentamos los resultados de un estudio detallado de esta fuente utlizando observaciones en rayos-X obtenidas a lo largo de unos 15 años por el satélite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) y un monitoreo cuasi-simultáneo en la banda de radio realizado por el instrumento Ryle, que reveló la relación entre la radiación emitida por el chorro relativista y el flujo en rayos-X asociado a la línea de hierro originada en el disco de acreción, la temperatura de la corona de electrones calientes y una componente de variabilidad de alta frecuencia producida en la región más interna del flujo de acreción. Estos hallazgos muestran que la energía que alimenta a este sistema puede dirigirse en diferentes proporciones ya sea a la corona de rayos-X o bien al chorro brillante en ondas de radio, de manera que nunca se encuentran fuertemente activos de manera simultánea, lo que nos llevó a sugerir que en el microcuasar GRS 1915+105 la corona de rayos-X se convierte en el chorro relativista.
Los sistemas binarios de rayos-X
Los sistemas binarios de rayos-X están compuestos por un objeto compacto, que puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones, que acreta materia proveniente de su estrella compañera. Esta última es generalmente una estrella normal que al expandirse durante su evolución, desborda lo que se conoce como su lóbulo de Roche, comenzando a perder sus capas externas que son entonces atraídas hacia el objeto compacto, como se ilustra en la Figura 1. En este trabajo nos concentramos en GRS 1915+105, un sistema binario de rayos-X donde el objeto compacto es un agujero de negro de unas 12 veces la masa del Sol.
Figura 1: Ilustración del microcuasar GRS 1915+105 (Wikipedia)
Estos sistemas emiten la mayor parte de su energía en la banda de los rayos-X, distribuida en tres componentes principales. La primera es una componente térmica que domina la emisión a energías bajas, originada en un disco de acreción a través del cual fluye el material desde la estrella compañera hasta el agujero negro. La segunda es una componente que domina a altas energías, debida a que estos fotones que salen del disco de acreción interactúan con los electrones calientes de la corona del sistema, ganando energía en un proceso llamado Comptonización inversa. Esta componente presenta un corte abrupto a altas energías, a una energía que depende de la temperatura de los electrones de la corona (ver la Figura 2). La tercera componente es una línea de emisión de hierro, ensanchada, que se produce por la reflexión de los fotones de la corona que iluminan al disco de acreción, de manera que la forma del perfil observado de la línea se establece por efectos de la Relatividad Especial y General en el entorno más próximo al agujero negro. A su vez, esta radiación exhibe una fuerte variabilidad en múltiples escalas de tiempo que abacan desde las decenas de milisegundos hasta el orden de varios años.
Dependiendo de la importancia relativa de estas componentes espectrales, y de la amplitud de la variabilidad asociada, estos sistemas presentan diferentes estados. En el estado duro (LHS), el espectro de rayos-X está dominado por la emisión de la corona, con un alto grado de variabilidad en un amplio rango de frecuencias. Sus periodogramas contienen además componentes con una frecuencia bien determinada: las así llamadas oscilaciones quasi-periódicas (QPO). En cambio, en el estado blando (HSS), la emisión está dominada por el disco de acreción con muy poca o nula variabilidad en sus periodogramas. Además, en el estado duro, estas fuentes emiten en longitudes de onda infrarrojas y de radio con un espectro que es consistente con la radiación de un chorro compacto y opaco. En cambio, durante la transición hacia el estado blando, algunos de estos sistemas muestran emisiones de radio de nubes de plasma que son expulsadas en un chorro a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, con un espectro diluido.
Figura 2: El espectro típico de una binaria de rayos-X está conformado por emisión térmica (color rojo) y una componente dura de Comptonización que domina a más altas energías (color azul). Los estados principales en los que pueden encontrarse estas fuentes son el estado blando (HSS) donde la emisión es dominada por el disco de acreción, y el estado duro (LHS), dominado por la Comptonización, con un alto grado de variabilidad.
El microcuasar GRS 1915+105
GRS 1915+105 es una fuente con alta variabilidad tanto en los rayos-X como en longitudes de onda de radio. Al contrario de la amplia mayoría de estos sistemas, que entran en erupción y retornan a su estado de quietud en términos de meses a años, GRS 1915+105 permanece en erupción desde hace décadas. En rayos-X, su emisión cambia entre dos estados principales: uno dominado por un disco de acreción brillante y caliente, y otro en el que la corona de Comptonización domina el espectro, mientras el disco de acreción se enfría hasta temperaturas mucho más bajas. En cuanto a su variabilidad, en buena parte del tiempo, se observa la presencia de una QPO estrecha e intensa (llamada QPO Tipo-C) con frecuencias de entre 0.5 y 6 Hz, es decir, en escalas temporales de entre una décima y los dos segundos. Como en otros sistemas, la frecuencia de esta QPO aumenta a medida que la temperatura del disco de acreción también aumenta y el espectro de la fuente se ablanda. Además, el espectro de variabilidad muestra a veces una componente a alta frecuencia, es decir, asociada a variabilidad mucho más rápida (entre 60 y 80 Hz), denominada bump o protuberancia.
Nuestro conjunto de datos
En particular, en este trabajo hemos estudiado un gran conjunto de datos asociados a GRS 1915+105, que incluyó más de 1800 observaciones de rayos-X obtenidas con el satélite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), que estuvo activo entre los años 1996 y 2012. Estos datos los combinamos a su vez con estimaciones casi diarias del flujo de la fuente en frecuencias de radio, a 15 GHz, obtenidas con el radiotelescopio Ryle. La combinación de ambos conjuntos de datos, nos llevó a una muestra definitiva de 410 observaciones conteniendo datos simultáneos en rayos X y radio y para cada uno de ellos obtuvimos diversos parámetros físicos asociados a la fuente.
Estos parámetros incluyeron por ejemplo la medida del brillo de la fuente en radio, la estimación del grado de dureza del espectro de rayos X, la frecuencia central de la oscilación cuasi-periódica de la fuente y el retardo entre los fotones de bajas y altas energías, así como la intensidad de la protuberancia de alta frecuencia y los parámetros espectrales de la fuente tales como la temperatura del disco de acreción, de los electrones en la corona, etc.
Es notable que este conjunto de datos tan diverso abarca desde longitudes de onda de radio hasta los rayos-X, separadas por más de ocho órdenes de magnitud e incluye el estudio de propiedades temporales en escalas de tiempo que van desde los 10 milisegundos hasta más de 10 años.
Principales correlaciones encontradas
La Figura 3 resume las correlaciones más importantes que encontramos entre todas estas magnitudes a lo largo de más de 10 años de observaciones de GRS 1915+105. En los cuatro paneles, las abscisas y ordenadas son las mismas y se corresponden a la frecuencia observada en la QPO, y al grado de dureza del espectro de rayos-X, respectivamente. En cambio, los colores de los puntos en cada panel representan cantidades físicas diferentes, obtenidas con métodos muy diversos e independientes, como explicamos más arriba. En particular, los gráficos muestran la intensidad de la fuente en radio a 15 Ghz, asociada al chorro relativista (izquierda arriba), la temperatura de los electrones en la corona (derecha arriba), la intensidad de la línea de hierro (izquierda abajo) y la amplitud de la protuberancia de alta frecuencia (derecha abajo). Es de destacar la similitud encontrada entre todas las figuras, lo que demuestra la fuerte correlación entre estas magnitudes, que se manifiestan en parámetros observacionales completamente independientes.
Figura 3: grado de dureza de GRS 1915+105 como función de la frecuencia de la QPO. En cada panel, el color de las 410 observaciones corresponde a la intensidad de la fuente en radio (izquierda arriba), la temperatura de la corona (derecha arriba), intensidad de la línea de hierro (izquierda abajo) y a la amplitud de la variabilidad a alta frecuencia (derecha abajo). La cuasi-coincidencia entre los colores de los puntos en los cuatro gráficos evidencia la existencia de una fuerte correlación y anti-correlación entre todas estas magnitudes, que fueron obtenidas con métodos muy diferentes, ya sea a partir de análisis espectral y temporal de rayos-X o datos a frecuencias de radio.
En la Figura 4 mostramos la intensidad de la línea de hierro como función de la intensidad total recibida en los rayos-X por RXTE. En el panel de la izquierda, el color de los puntos representa el flujo de radio de 15 GHz de la fuente, mientras que a la derecha los colores representan los retardos entre los fotones de rayos-X duros y blandos a la frecuencia de la QPO. Retardos positivos significan que los fotones blandos, provenientes del disco, llegan adelantados respecto a los más duros, que provienen de la corona. Por un lado, en toda la figura se nota que la intensidad de la línea de hierro aumenta con el brillo total de la fuente. Sin embargo, también se ve que esta correlación se divide en dos grupos, siendo claramente más pronunciada cuando los retardos son positivos, que cuando son negativos.
Figura 4: intensidad de la línea de hierro como función de la intensidad total recibida en los rayos-X por RXTE. En el panel de la izquierda, el color de los puntos representa la internsidad de la fuente en radio ondas, mientras que a la derecha los colores representan los retardos entre los fotones de rayos-X duros y blandos a la frecuencia de la QPO. Retardos negativos implican que los fotones blandos, provenientes del disco llegan más tarde que aquellos más duros, que provienen de la corona.
La energía disponible y la geometría del sistema
Estos resultados proporcionan evidencia de un cambio en la geometría de la corona y ofrecen una pista única para comprender su naturaleza, y la del chorro relativista. La dispersión Compton inversa enfría la corona transfiriendo energía de los electrones a los fotones del disco. Sin embargo, la temperatura de la corona en estos sistemas permanece constante o incluso aumenta. Esto significa que debe existir una fuente de energía capaz de equilibrar el enfriamiento por efecto Compton inverso, mantieniendo alta la temperatura de la corona. Nuestros resultados revelan que en GRS 1915+105 la energía proporcionada por este mecanismo se divide para impulsar el chorro relativista, o calentar la corona, de manera que estas dos componentes nunca se encuentran activas simultáneamente. Como, a su vez, encontramos que la energía térmica disponible en la corona es mucho menor que la luminosidad de la corona, una posible alternativa que propusimos fue que la corona sea alimentada por energía magnética. Asimismo, esta energía magnética sería entonces responsable de la emisión de radio y del mecanismo de eyección del chorro relativista en estos sistemas binarios de agujeros negros.
Un escenario posible
Motivados por estos resultados, propusimos que en GRS 1915+105 la corona de electrones calientes, brillante en los rayos-X, se convierte en el chorro relativista que observamos en frecuencias de radio, y que ambos son, en momentos diferentes, la misma componente física.
Este escenario que intenta explicar la evolución de este sistema está ilustrado en la Figura 5 que detallamos a continuación. Cuando la frecuencia de la QPO es alta encontramos que la corona es relativamente grande y envuelve las partes internas del disco de acreción (a). En este estado, los fotones que salen de la corona en todas direcciones tienen una alta probabilidad de regresar al disco, de manera que los fotones blandos del disco se retrasan respecto a los más energéticos. A medida que la frecuencia de la QPO va bajando, el borde interior del disco se aleja del agujero negro, y el tiempo de retraso de los fotones y el tamaño de la corona disminuyen (b). En esta fase, el campo magnético que alimenta a la corona está relativamente desorganizado, y la energía magnética se disipa elevando la temperatura de la corona. Al cruzar la frecuencia de 2 Hz, el tamaño de la corona se vuelve comparable con el radio interior del disco de acreción, lo que hace disminiuir fuertemente la realimentación de fotones de la corona con el disco, de manera que los retrasos en la QPO se vuelven nulos (b). A partir de allí, la corona queda por dentro del disco de acreción, y el campo magnético comienza a ordenarse por lo que la disipación de energía en la corona disminuye, junto con su temperatura. Las líneas de campo magnético comienzan a canalizar el material de la corona en la dirección perpendicular al disco de acreción, y empieza a desarrollarse la emisión de radio asociada al chorro relativista (c). Luego, a medida que la frecuencia de la QPO continúa disminuyendo, el tamaño de la corona vuelve a aumentar pero lo hace en la dirección perpendicular al disco, manteniendo una configuración sin realimentación que produce retardos positivos o duros. Es decir que los fotones emitidos por el disco se retrasan a medida que son Comptonizados hasta energías más y más altas (d).
Figura 5: Nuestra interpretación del escenario de GRS 1915+105 basada en las correlaciones encontradas en nuestro trabajo.
Las correlaciones que encontramos en este trabajo con datos a diferentes longitudes de onda coinciden con la propuesta reciente de que en el sistema binario de rayos-X MAXI J1820+070, la corona se contrae al comienzo de la fase de erupción para luego volverse a expandir fuertemente. En nuestro trabajo sobre GRS 1915+105 mostramos que, como se especulara con anterioridad, la corona se contrae para luego convertirse en el chorro relativista brillante en radio y que, al menos por una parte del tiempo, la corona y el chorro son en realidad la misma componente física. La aparición de fuertes erupciones en longitudes de onda de radio cuando la frecuencia de la QPO se encuentra por debajo de 2 Hz refuerza esta idea. En la Figura 6 mostramos cómo durante los intervalos de tiempo en los que la emisión en radio es baja (curva turquesa), la frecuencia de la QPO se mueve más o menos al azar pero manteniéndose siempre por encima de 2 Hz (ver círculos rojos). Cada cierto tiempo, del orden de varios meses, el comportamiento de la frecuencia de la QPO comienza a ordenarse, disminuyendo sistemáticamente hasta tomar valores por debajo de 2 Hz (puntos azules). Casi al mismo tiempo, la emisión en radio asociada al chorro relativista aumenta fuertemente y se mantiene activa por varios días a la medida que este chorro es eyectado del sistema.
Figura 6: Dos erupciones en radio (curva turquesa) separadas por unos 450 días, donde se aprecia además la evolución de la frecuencia de la QPO (puntos rojos y azules).
Nuestra interpretación quedó plasmada en una animación con la que cierro este artículo, realizada por M. Méndez (U. Groningen), con quien publicamos estos resultados en Nature Astronomy (accesibles libremente también en arxiv.org).