En astronomía de rayos X , la oscilación cuasiperiódica ( QPO ) es la forma en que la luz de rayos X de un objeto astronómico parpadea en ciertas frecuencias. [1] En estas situaciones, los rayos X se emiten cerca del borde interior de un disco de acreción en el que el gas se arremolina sobre un objeto compacto como una enana blanca , una estrella de neutrones o un agujero negro . [2]
El fenómeno de los QPO promete ayudar a los astrónomos a comprender las regiones más internas de los discos de acreción y las masas, radios y períodos de giro de las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Los QPO podrían ayudar a poner a prueba la teoría de la relatividad general de Albert Einstein , que hace predicciones que difieren más de las de la gravedad newtoniana cuando la fuerza gravitacional es más fuerte o cuando la rotación es más rápida (cuando entra en juego un fenómeno llamado efecto Lense-Thirring ). Sin embargo, las diversas explicaciones de los QPO siguen siendo controvertidas y las conclusiones a las que se llegó a partir de su estudio siguen siendo provisionales.
Un QPO se identifica realizando un espectro de potencia de la serie temporal de rayos X. Se espera un nivel constante de ruido blanco a partir de la variación aleatoria del muestreo de la luz del objeto. Los sistemas que muestran QPO a veces también muestran ruido no periódico que aparece como una curva continua en el espectro de potencia. Una pulsación periódica aparece en el espectro de potencia como un pico de potencia en exactamente una frecuencia (una función delta de Dirac dada una observación lo suficientemente larga). Un QPO, por otro lado, aparece como un pico más amplio, a veces con una forma lorentziana .
¿Qué tipo de variación con el tiempo podría causar un QPO? Por ejemplo, el espectro de potencia de un disparo oscilante aparece como un continuo de ruido junto con un QPO. Un disparo oscilante es una variación sinusoidal que comienza de repente y decae exponencialmente. Un escenario en el que los disparos oscilantes causan los QPO observados podría involucrar "manchas" de gas en órbita alrededor de una estrella de neutrones rotatoria y débilmente magnetizada. Cada vez que una mancha se acerca a un polo magnético, se acumula más gas y aumentan los rayos X. Al mismo tiempo, la masa de la mancha disminuye, de modo que la oscilación decae.
A menudo, los espectros de potencia se forman a partir de varios intervalos de tiempo y luego se suman antes de que pueda verse que el QPO es estadísticamente significativo.
Los QPO se identificaron por primera vez en sistemas de enanas blancas y luego en sistemas de estrellas de neutrones. [3] [4]
Al principio, los sistemas de estrellas de neutrones que tenían QPO pertenecían a una clase (fuentes Z y fuentes de atolón) que no se conocía que tuviera pulsaciones. Como resultado, se desconocían los períodos de giro de estas estrellas de neutrones. Se cree que estas estrellas de neutrones tienen campos magnéticos relativamente bajos, por lo que el gas no cae principalmente sobre sus polos magnéticos, como en los púlsares en acreción . Debido a que sus campos magnéticos son tan bajos, el disco de acreción puede llegar muy cerca de la estrella de neutrones antes de ser interrumpido por el campo magnético.
Se observó que la variabilidad espectral de estas estrellas de neutrones se correspondía con los cambios en las QPO. Se encontró que las frecuencias típicas de las QPO estaban entre 1 y 60 Hz . Las oscilaciones más rápidas se encontraron en un estado espectral llamado Rama Horizontal, y se pensó que eran el resultado de la rotación combinada de la materia en el disco y la rotación de la estrella colapsada (el "modelo de frecuencia de batido"). Durante la Rama Normal y la Rama de Explosión, se pensó que la estrella se acercaba a su luminosidad de Eddington, en la que la fuerza de la radiación podía repeler el gas en acreción. Esto podría dar lugar a un tipo de oscilación completamente diferente.
Las observaciones realizadas en 1996 con el Rossi X-ray Timing Explorer permitieron detectar una variabilidad más rápida, y se descubrió que las estrellas de neutrones y los agujeros negros emiten rayos X que tienen QPO con frecuencias de hasta 1000 Hz aproximadamente. A menudo se encontraron QPO de "pico doble" en los que aparecían dos oscilaciones de aproximadamente la misma potencia en amplitudes altas. Estos QPO de frecuencia más alta pueden mostrar un comportamiento relacionado con el de los QPO de frecuencia más baja. [5]
Los QPO se pueden utilizar para determinar la masa de los agujeros negros . [6] La técnica utiliza una relación entre los agujeros negros y la parte interior de sus discos circundantes, donde el gas se mueve en espiral hacia el interior antes de alcanzar el horizonte de sucesos. El gas caliente se acumula cerca del agujero negro y emite un torrente de rayos X, con una intensidad que varía en un patrón que se repite a lo largo de un intervalo casi regular. Esta señal es el QPO. Los astrónomos han sospechado durante mucho tiempo que la frecuencia de un QPO depende de la masa del agujero negro. La zona de congestión se encuentra cerca de los agujeros negros pequeños, por lo que el reloj del QPO avanza rápidamente. A medida que los agujeros negros aumentan de masa, la zona de congestión se aleja más, por lo que el reloj del QPO avanza cada vez más lento.