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Estamos hechos de polvo de estrellas; o, al menos en partes significativas, de material procesado en las estrellas. Las estrellas gigantes calientes y masivas pueden impulsar la evolución química de las galaxias y desencadenar y apagar la formación estelar a través de sus fuertes vientos y su desaparición final como supernovas. Sin embargo, las mediciones ópticas y de rayos X de la pérdida de masa en los vientos discrepan fuertemente, y solo pueden convergir si los vientos están muy estructurados, con cúmulos más fríos y densos incrustados en un tenue gas caliente. Sin embargo, en las estrellas (casi) individuales, las propiedades del viento se deducen solamente para todo el conjunto del viento; no es posible realizar mediciones de grupos individuales o de acumulaciones, lo que limita nuestra comprensión de las propiedades del viento. Por suerte, la naturaleza nos proporciona laboratorios perfectos para estudiar los vientos aglomerados: las estrellas binarias de gran masa de rayos X (HMXB, por sus siglas en inglés). La radiación procedente de la proximidad del objeto compacto es casi puntual y, en efecto, hace que el viento reciba rayos X, en particular los cúmulos que cruzan nuestra línea de visión.<\/p>\n
En esta charla, mostraré cómo podemos utilizar una variedad de observaciones para restringir las propiedades del viento en algunas de las HMXB más brillantes de la actualidad. Me centraré especialmente en los avances de los últimos años realizados por la colaboración X-wind. La espectroscopia de rayos X de alta resolución resuelta en tiempo y absorción revela la composición del plasma multicomponente del viento, la estructura de la estela de acreción y la respuesta del viento a los cambios de irradiación. Las nuevas simulaciones de la acreción del viento allanan el camino para restringir las propiedades de los cúmulos a partir de la variabilidad estocástica de la absorción. Los futuros telescopios de rayos X, como XRISM y Athena, revolucionarán este campo, permitiéndonos observar los cúmulos individuales en fuentes brillantes y, por primera vez, hacer accesibles las fuentes débiles para la espectroscopia de alta resolución.<\/p>\n