Stellar wind diagnostics and accretion in the massive X-ray binary 4U1700-37 through high resolution X-ray spectroscopy

Resum

Los sistemas binarios de rayos X con compañera supergigante han suscitado un renovado interés en los últimos años como herramienta para el estudio de vientos estelares en estrellas masivas. Estas estrellas poseen fotosferas tan calientes que constituyen la fuente principal de fotones UV de las galaxias. Sus potentes vientos y su final como supernova, inyectan una cantidad significativa de materia y energía mecánica en el medio interestelar que las convierten en auténticos motores cósmicos. En las binarias de rayos X de alta masa, un objeto compacto (estrella de neutrones o agujero negro) orbita profundamente embebido en el viento estelar de la estrella óptica, acretando material. Esta acreción alimenta una potente fuente de rayos X que, a su vez, irradia el viento produciendo una serie de transiciones y líneas de emisión cuyo análisis aporta una valiosa información sobre las propiedades del viento, así como del propio flujo de materia acretante sobre el objeto compacto. En esta tesis se utilizan las observaciones llevadas a cabo por nuestro equipo con el espectrógrafo de rendija de transmisión (HETG) a bordo del telescopio espacial de rayos X Chandra, de la NASA, del sistema binario de alta masa con donante supergigante 4U1700-37. Para la reducción de los espectros de alta resolución hemos utilizado el software ciao (v 4.4). El análisis espectral se ha realizado con el software Interactive Spectral Interpretation System (isis) v 1.6.1-24. El primer objetivo es estudiar el proceso de acreción y la naturaleza del objeto compacto. El descenso radical de temperatura durante un estallido de rayo X es explicado mediante el enfriamiento Compton lo que proporciona evidencias de la naturaleza del objeto compacto del sistema 4U1700-37 como una estrella de neutrones magnetizada. El segundo objetivo es estudiar la estructura/física de las inhomogeneidades del viento estelar a través de la espectroscopía de alta resolución. Se encuentra que: a) el brillo de las líneas de emisión de las transiciones de la capa K, correspondientes a especies neutras, están directamente correlacionadas con la iluminación del continuo. Estas líneas no disminuyen significativamente durante el eclipse. Una posible explicación sería que estas líneas provinieran principalmente del viento estelar. b) Las líneas altamente ionizadas Fe xxv heliogenoide y Fe xxvi hidrogenoide Ly alfa, disminuyen durante el eclipse, por lo que deberían producirse cerca del objeto compacto donde el parámetro de ionización es mayor que 3. c) Para describir las líneas de emisión del continuo, se requiere la suma de dos modelos de plasma fotoionizado, uno con baja ionización (logaritmo del parámetro de ionización = -1), y otro con alta (logaritmo del parámetro de ionización = 2.4). De las medidas obtenidas para las líneas, podemos estimar un cociente de densidades alrededor de 300 entre las zonas de mayor y menor densidad del viento. Para ajustar el complejo del Si xiii heliogenoide, el plasma requiere un ensanchamiento de las líneas debido a movimiento general del plasma. Para reproducir el flujo observado de las líneas r y f, es necesario añadir una tercera componente de plasma ionizado colisionalmente. d) El ancho de las líneas no está resuelto, a excepción del Silicio. No hay una clara distinción o separación radial entre las especies quasi-neutras e inonizadas, lo que es consistente con las inhomogeneidades frías embebidas en el medio caliente y enrarecido que podrían estar constituyendo el viento.