BINARIAS DE RAYOS X DE ALTA MASA (HMXB)

Supongamos que tenemos un sistema de dos estrellas, ambas mayores a 10 masas solares (MS), y una más masiva que la otra (1). Para facilitar la explicación, vamos a fijar nuestra atención en dos puntos importantes en el desarrollo de estas estrellas.

El primer punto es acerca del viento estelar. El viento estelar es un proceso en el cuál la estrella expulsa partículas cargadas fuera de su superficie. Las estrellas muy masivas pierden una cantidad considerable de masa debido al viento estelar, los cuales son idénticos al viento Solar pero más intensos cuanto más masiva es la estrella. Por ejemplo, Antares, una estrella de 15 MS, pierde 1 x MS al año, mientras que el Sol pierde 1 x MS al año.
Regresando a nuestras dos estrellas, la estrella más grande perderá más masa vía viento estelar, y parte de esta masa será atrapada por la compañera. Algo importante es que la masa perdida por viento estelar viene de las capas externas de la estrella, es decir, el núcleo de la estrella queda intacto.

El segundo punto es que, como ya se mencionó en Ultimas etapas en la vida de una estella masiva, la estrella más masiva evolucionará más rápido. Es por esto que llegará a su fase de gigante roja antes que su compañera menos masiva (2).

Debido a que el destino final de una estrella está determinado principalmente según qué tan masivo es su núcleo, no importa si se perdió mucha masa por el viento estelar, al final de su etapa evolutiva, la estrella  sufrirá una explosión de supernova (3) dando nacimiento a un objeto compacto (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro). Si la explosión es lo suficientemente fuerte y la diferencia de masa con su compañera es muy grande, ésta podría lanzar la estrella compañera fuera de órbita y el sistema binario desaparecería dejando dos estrellas independientes. Si la explosión no rompe con el sistema, entonces tendremos un objeto compacto orbitando alrededor de una estrella muy masiva (4). Esta estrella masiva, a su vez, expulsará una importante cantidad de gas vía viento estelar.

La órbita del objeto compacto alrededor de la estrella masiva será generalmente de forma elíptica. Cuando el objeto compacto se encuentra más cerca de la estrella masiva jala gravitacionalmente más gas liberado por el viento estelar que cuando se encuentra más lejos. Esto hace que el proceso de acreción no sea uniforme a lo largo de la órbita; cuando los dos objetos se encuentran cerca hay acreción (5), cuando están más separados la acreción se detiene o se vuelve insignificante. Es por esto que la emisión de rayos X tiende a ser más débil en los sistemas HMXB que en los LMXB.