The accretion flow onto white dwarfs and its X-ray emission properties

Abstract

La combustión explosiva de Hidrógeno sobre la superficie de una enana blanca provoca estallidos de novas. El sistema binario donde una nova clásica ocurre es una variable cataclísmica (cuya estrella compañera es de la secuencia principial), mientras que las novas recurrentes ocurren en binarias simbióticas (cuya estrella compañera es una gigante roja). El análisis de la emisión de rayos X en novas en la etapa de post-estallido proporciona información importante acerca del mecanismo de explosión de las novas y el restablecimiento de la acreción. En algunos casos, como en el de la nova V2486 Oph 1998, observaciones con el satélite XMM-Newton años después del estallido indican que la acreción ha sido restablecida; y su espectro en rayos X es similar al de una variable cataclísmica magnética (del tipo de las polares intermedias). En este trabajo se ha desarrollado un modelo numérico para estudiar el flujo de acreción sobre enanas blancas magnéticas y su correspondiente emisión en rayos X con el objetivo de compararlo con las observaciones de novas en etapa de post-estallido, donde la acreción vuelve a estar activa. En este trabajo se han obtenido las distribuciones de temperatura, velocidad, presión y densidad a lo largo de la región de emisión, para diferentes masas de enanas blancas y diferentes ritmos de acreción. Así mismo, a partir de las distribuciones de temperatura y densidad es posible obtener el espectro de emisión en rayos X. Estos resultados se han aplicado a la nova V2487 Oph 1998 con el objetivo de caracterizar la región de emisión y obtener la masa de la enana blanca, ya que esta nova ha sido identificada como candidata de nova recurrente y progenitora de supernovas del tipo Ia.

Explosive burning of hydrogen on top of accreting white dwarfs causes nova outbursts. The binary system where classical novae occur is a cataclysmic variable (main sequence star companion), whereas (some) recurrent novae occur in symbiotic binaries (red giant star companion). The analysis of the X-ray emission from novae in their post outburst stages provides important information about the nova explosion mechanism and the reestablishment of accretion. In some cases, like V2487 Oph 1998, observations with XMM-Newton a few years after outburst indicate that accretion was re-established; X-ray spectra look like those of magnetic cataclysmic variables (of the intermediate polar class). In this work a numerical model of the accretion flow onto magnetic white dwarfs and of their corresponding X-ray emission has been developed to be compared with observations of post outburst novae where accretion is active again. We have obtained the distributions of the different physical quantities that describe the emission region, temperature, density, pressure and velocity, for different masses of the white dwarf and different accretion rates. The associated X-ray spectrum is also obtained. These results have been applied to nova V2487 Oph 1998 with the aim to obtain its white dwarf mass, since this nova has been identified as a good candidate for a recurrent nova and a type Ia Supernova progenitor.