Las fuentes astrofísicas de rayos X son objetos astronómicos con propiedades físicas que provocan la emisión de rayos X.
Varios tipos de objetos astrofísicos emiten rayos X. Incluyen cúmulos de galaxias , agujeros negros en núcleos galácticos activos (AGN), objetos galácticos como restos de supernovas , estrellas y estrellas binarias que contienen una enana blanca ( estrellas variables cataclísmicas y fuentes de rayos X súper blandas ), estrellas de neutrones o agujeros negros ( Binarias de rayos X ). Algunos cuerpos del Sistema Solar emiten rayos X, siendo el más notable la Luna , aunque la mayor parte del brillo de los rayos X de la Luna surge de los rayos X solares reflejados.
Además, las entidades celestes en el espacio se consideran fuentes celestes de rayos X. El origen de todas las fuentes de rayos X astronómicos observadas está en, cerca o asociado con una nube coronal o gas a temperaturas de la nube coronal por un período largo o breve.
Se cree que una combinación de muchas fuentes de rayos X no resueltas produce el fondo de rayos X observado . El continuo de rayos X puede surgir de bremsstrahlung , ya sea magnético o de Coulomb ordinario, radiación de cuerpo negro , radiación sincrotrón , dispersión Compton inversa de fotones de menor energía por electrones relativistas, colisiones en cadena de protones rápidos con electrones atómicos y recombinación atómica. , con o sin transiciones electrónicas adicionales. [1]
Los cúmulos de galaxias se forman por la fusión de unidades de materia más pequeñas, como grupos de galaxias o galaxias individuales. El material que cae (que contiene galaxias, gas y materia oscura ) gana energía cinética a medida que cae en el pozo de potencial gravitacional del cúmulo . El gas que cae choca con el gas que ya se encuentra en el cúmulo y se calienta entre 10 7 y 10 8 K, dependiendo del tamaño del cúmulo. Este gas muy caliente emite rayos X mediante emisión de bremsstrahlung térmica y emisión lineal de metales (en astronomía, "metales" a menudo se refiere a todos los elementos excepto hidrógeno y helio ). Las galaxias y la materia oscura no colisionan y rápidamente se virializan , orbitando en el pozo de potencial del cúmulo .
Con una significancia estadística de 8σ, se encontró que el desplazamiento espacial del centro de la masa total con respecto al centro de los picos de masa bariónica no se puede explicar con una alteración de la ley de la fuerza gravitacional. [2]
Una fuente de radio cuasi estelar ( quásar ) es una galaxia muy energética y distante con un núcleo galáctico activo (AGN). QSO 0836+7107 es un objeto cuasi -estelar ( QSO) que emite cantidades desconcertantes de energía de radio . Esta emisión de radio es causada por electrones que giran en espiral (y por lo tanto se aceleran) a lo largo de campos magnéticos que producen radiación ciclotrón o sincrotrón . Estos electrones también pueden interactuar con la luz visible emitida por el disco alrededor del AGN o el agujero negro en su centro. Estos fotones aceleran los electrones, que luego emiten radiación X y gamma mediante dispersión Compton y Compton inversa .
A bordo del Observatorio Compton de Rayos Gamma (CGRO) se encuentra el Experimento de Fuentes Transitorias y de Explosiones (BATSE) que detecta en el rango de 20 keV a 8 MeV . BATSE detectó QSO 0836+7107 o 4C 71.07 como una fuente de rayos gamma suaves y rayos X duros. "Lo que BATSE ha descubierto es que puede ser una fuente suave de rayos gamma", afirmó McCollough. QSO 0836+7107 es el objeto más débil y distante observado en rayos gamma suaves. Ya ha sido observado en rayos gamma por el Telescopio Experimental de Rayos Gamma Energéticos (EGRET), también a bordo del Observatorio de Rayos Gamma Compton . [3]
Las galaxias Seyfert son una clase de galaxias con núcleos que producen emisiones de líneas espectrales a partir de gas altamente ionizado . [4] Son una subclase de núcleos galácticos activos (AGN) y se cree que contienen agujeros negros supermasivos . [4]
Se ha observado que las siguientes galaxias de tipo temprano (NGC) son brillantes en rayos X debido a coronas gaseosas calientes: NGC 315 , 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 y 5128. [5] La emisión de rayos X puede explicarse como bremsstrahlung térmico del gas caliente (0,5-1,5 keV). [5]
Las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULX) son fuentes de rayos X no nucleares puntuales con luminosidades superiores al límite de Eddington de 3 × 10 32 W para un agujero negro de 20 M ☉ . [6] Muchos ULX muestran una fuerte variabilidad y pueden ser binarios de agujeros negros. Para pertenecer a la clase de agujeros negros de masa intermedia (IMBH), sus luminosidades, emisiones de discos térmicos, escalas de tiempo de variación y nebulosas de líneas de emisión circundantes deben sugerir esto. [6] Sin embargo, cuando la emisión se emite o excede el límite de Eddington, el ULX puede ser un agujero negro de masa estelar. [6] La cercana galaxia espiral NGC 1313 tiene dos ULX compactos, X-1 y X-2. Para X-1, la luminosidad de los rayos X aumenta hasta un máximo de 3 × 10 33 W, superando el límite de Eddington, y entra en un estado de ley de potencia pronunciado a altas luminosidades, más indicativo de un agujero negro de masa estelar, mientras que X-2 tiene el comportamiento opuesto y parece estar en el estado de rayos X duros de un IMBH. [6]
Los agujeros negros emiten radiación porque la materia que cae en ellos pierde energía gravitacional, lo que puede provocar la emisión de radiación antes de que la materia caiga en el horizonte de sucesos . La materia que cae tiene un momento angular , lo que significa que el material no puede caer directamente, sino que gira alrededor del agujero negro. Este material suele formar un disco de acreción . También se pueden formar discos de acreción luminosos similares alrededor de enanas blancas y estrellas de neutrones, pero en estas el gas que cae libera energía adicional al chocar contra la superficie de alta densidad a gran velocidad. En el caso de una estrella de neutrones, la velocidad de caída puede ser una fracción considerable de la velocidad de la luz.
En algunos sistemas de estrellas de neutrones o enanas blancas, el campo magnético de la estrella es lo suficientemente fuerte como para evitar la formación de un disco de acreción. El material del disco se calienta mucho debido a la fricción y emite rayos X. El material del disco pierde lentamente su momento angular y cae dentro de la estrella compacta. En las estrellas de neutrones y enanas blancas, se generan rayos X adicionales cuando el material golpea sus superficies. La emisión de rayos X de los agujeros negros es variable y su luminosidad varía en escalas de tiempo muy cortas. La variación de la luminosidad puede proporcionar información sobre el tamaño del agujero negro.
Una supernova de Tipo Ia es la explosión de una enana blanca en órbita alrededor de otra enana blanca o de una estrella gigante roja . La densa enana blanca puede acumular gas donado por su compañera. Cuando la enana alcanza la masa crítica de 1,4 M ☉ , se produce una explosión termonuclear. Como cada Tipo Ia brilla con una luminosidad conocida, los Tipo Ia se utilizan como " velas estándar " para medir distancias en el universo.
SN 2005ke es la primera supernova de Tipo Ia detectada en longitudes de onda de rayos X y es mucho más brillante en el ultravioleta de lo esperado.
Vela X-1 es un sistema binario de rayos X de alta masa (HMXB) pulsante y eclipsante , asociado con la fuente Uhuru 4U 0900-40 y la estrella supergigante HD 77581. La emisión de rayos X de la estrella de neutrones es causada por la captura y acreción de materia del viento estelar de la compañera supergigante. Vela X-1 es el prototipo de HMXB independiente. [7]
Un binario de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema estelar binario donde uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. [8]
Hércules X-1 está compuesto por una estrella de neutrones que acumula materia de una estrella normal (HZ Her), probablemente debido al desbordamiento del lóbulo de Roche . X-1 es el prototipo de las binarias de rayos X masivas, aunque se encuentra en el límite, ~2 M ☉ , entre las binarias de rayos X de alta y baja masa. [9]
La primera fuente de rayos X extrasolar fue descubierta el 12 de junio de 1962. [10] Esta fuente se llama Scorpius X-1 , la primera fuente de rayos X encontrada en la constelación de Escorpio , situada en dirección al centro de la Vía Láctea. . Scorpius X-1 está a unos 9.000 ly de la Tierra y, después del Sol, es la fuente de rayos X más potente del cielo con energías inferiores a 20 keV. Su salida de rayos X es de 2,3 × 10 31 W, aproximadamente 60.000 veces la luminosidad total del Sol. [11] Scorpius X-1 en sí es una estrella de neutrones. Este sistema está clasificado como binario de rayos X de baja masa (LMXB); la estrella de neutrones tiene aproximadamente 1,4 masas solares , mientras que la estrella donante tiene sólo 0,42 masas solares. [12]
A finales de la década de 1930, la presencia de un gas tenue y muy caliente que rodeaba al Sol se dedujo indirectamente a partir de líneas ópticas coronales de especies altamente ionizadas. [13] A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. [13] Después de detectar fotones de rayos X procedentes del Sol durante el vuelo de un cohete, T. Burnight escribió: "Se supone que el Sol es la fuente de esta radiación, aunque no se esperaría radiación de longitud de onda inferior a 4 Å desde Estimaciones teóricas de la radiación del cuerpo negro de la corona solar. [13] Y, por supuesto, la gente ha visto la corona solar en luz visible dispersa durante los eclipses solares.
Si bien las estrellas de neutrones y los agujeros negros son las fuentes puntuales por excelencia de rayos X, es probable que todas las estrellas de la secuencia principal tengan coronas lo suficientemente calientes como para emitir rayos X. [14] Las estrellas de tipo A o F tienen como máximo zonas de convección delgadas y, por lo tanto, producen poca actividad coronal. [15]
Se observan variaciones similares relacionadas con el ciclo solar en el flujo de rayos X solares y de radiación UV o EUV. La rotación es uno de los principales determinantes de la dinamo magnética, pero este punto no se pudo demostrar mediante la observación del Sol: de hecho, la actividad magnética del Sol está fuertemente modulada (debido al ciclo de las manchas magnéticas de 11 años), pero este efecto no se produce. depende directamente del período de rotación. [13]
Las erupciones solares suelen seguir el ciclo solar. CORONAS-F se lanzó el 31 de julio de 2001 para coincidir con el máximo del 23º ciclo solar. La erupción solar del 29 de octubre de 2003 aparentemente mostró un grado significativo de polarización lineal (> 70% en los canales E2 = 40–60 keV y E3 = 60–100 keV, pero sólo alrededor del 50% en E1 = 20–40 keV) en condiciones duras. Rayos X, [16] pero otras observaciones generalmente sólo han establecido límites superiores.
Los bucles coronales forman la estructura básica de la corona inferior y la región de transición del Sol. Estos bucles elegantes y altamente estructurados son una consecuencia directa del flujo magnético solar retorcido dentro del cuerpo solar. La población de bucles coronales puede estar directamente relacionada con el ciclo solar , es por esta razón que los bucles coronales a menudo se encuentran con manchas solares en sus puntos de pie. Los bucles coronales pueblan regiones tanto activas como tranquilas de la superficie solar. El telescopio de rayos X blandos (SXT) de Yohkoh observó rayos X en el rango de 0,25 a 4,0 keV , resolviendo las características solares en 2,5 segundos de arco con una resolución temporal de 0,5 a 2 segundos. SXT era sensible al plasma en el rango de temperatura de 2 a 4 MK, lo que la convierte en una plataforma de observación ideal para comparar con los datos recopilados de los bucles coronales TRACE que irradian en las longitudes de onda EUV. [17]
Las variaciones de la emisión de las llamaradas solares en rayos X suaves (10–130 nm) y EUV (26–34 nm) registradas a bordo del CORONAS-F demuestran que, para la mayoría de las llamaradas observadas por el CORONAS-F en 2001–2003, la radiación UV precedió a los rayos X. emisión entre 1 y 10 min. [18]
Cuando el núcleo de una estrella de masa media se contrae, provoca una liberación de energía que hace que la envoltura de la estrella se expanda. Esto continúa hasta que la estrella finalmente elimina sus capas externas. El núcleo de la estrella permanece intacto y se convierte en una enana blanca . La enana blanca está rodeada por una capa de gas en expansión en un objeto conocido como nebulosa planetaria. La nebulosa planetaria parece marcar la transición de una estrella de masa media de gigante roja a enana blanca. Las imágenes de rayos X revelan nubes de gas de varios millones de grados que han sido comprimidas y calentadas por el rápido viento estelar. Finalmente, la estrella central colapsa para formar una enana blanca. Durante aproximadamente mil millones de años después de que una estrella colapsa para formar una enana blanca, está "blanca" con temperaturas superficiales de ~20.000 K.
Se ha detectado emisión de rayos X de PG 1658+441, una enana blanca magnética, aislada y caliente, detectada por primera vez en una observación Einstein IPC y luego identificada en una observación de matriz multiplicadora de canales Exosat . [19] "El espectro de banda ancha de esta enana blanca DA se puede explicar como una emisión de una atmósfera homogénea, de alta gravedad y de hidrógeno puro con una temperatura cercana a los 28.000 K". [19] Estas observaciones de PG 1658+441 respaldan una correlación entre la temperatura y la abundancia de helio en atmósferas de enanas blancas. [19]
Una fuente de rayos X súper blandos (SSXS) irradia rayos X suaves en el rango de 0,09 a 2,5 keV . Se cree que los rayos X súper suaves se producen por la fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca de material extraído de una compañera binaria . [20] Esto requiere un flujo de material suficientemente alto para sostener la fusión.
Es posible que se estén produciendo variaciones reales de transferencia de masa en V Sge similares a SSXS RX J0513.9-6951, como lo revela el análisis de la actividad de SSXS V Sge, donde se producen episodios de estados bajos prolongados en un ciclo de ~400 días. [21]
HD 49798 es una estrella subenana que forma un sistema binario con RX J0648.0-4418. La estrella subenana es un objeto brillante en las bandas óptica y ultravioleta. Se conoce con precisión el período orbital del sistema. Las recientes observaciones de XMM-Newton , programadas para coincidir con el eclipse esperado de la fuente de rayos X, permitieron una determinación precisa de la masa de la fuente de rayos X (al menos 1,2 masas solares), estableciendo que la fuente de rayos X es una rara y ultra -Enana blanca masiva. [22]
Según la teoría, un objeto que tiene una masa inferior al 8% de la masa del Sol no puede sostener una fusión nuclear significativa en su núcleo. [23] Esto marca la línea divisoria entre las estrellas enanas rojas y las enanas marrones . La línea divisoria entre planetas y enanas marrones se produce con objetos que tienen masas inferiores a aproximadamente el 1% de la masa del Sol, o 10 veces la masa de Júpiter . Estos objetos no pueden fusionar el deuterio.
Sin una fuente central fuerte de energía nuclear, el interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convectivo. Cuando se combina con la rápida rotación que exhiben la mayoría de las enanas marrones, la convección crea las condiciones para el desarrollo de un fuerte y enredado campo magnético cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 podría tener su origen en el turbulento material caliente magnetizado debajo de la superficie de la enana marrón. Una llamarada bajo la superficie podría conducir calor a la atmósfera, permitiendo que fluyan corrientes eléctricas y producir una llamarada de rayos X, como la caída de un rayo . La ausencia de rayos X de LP 944-20 durante el período sin quema también es un resultado significativo. Establece el límite observacional más bajo de la potencia constante de rayos X producida por una estrella enana marrón y muestra que las coronas dejan de existir cuando la temperatura de la superficie de una enana marrón se enfría por debajo de aproximadamente 2500 °C y se vuelve eléctricamente neutra.
Utilizando el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA , los científicos han detectado rayos X de una enana marrón de baja masa en un sistema estelar múltiple. [24] Esta es la primera vez que una enana marrón tan cerca de su(s) estrella(s) madre(s) (estrellas similares al Sol TWA 5A) se ha resuelto en rayos X. [24] "Nuestros datos del Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que tiene una temperatura de unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad Chuo de Tokio. [24] "Esta enana marrón es hoy tan brillante como el Sol en luz de rayos X, mientras que es cincuenta veces menos masiva que el Sol", dijo Tsuboi. [24] "¡Esta observación, por lo tanto, plantea la posibilidad de que incluso los planetas masivos puedan emitir rayos X por sí mismos durante su juventud!" [24]
Se necesitan potenciales eléctricos de unos 10 millones de voltios y corrientes de 10 millones de amperios, cien veces mayores que los relámpagos más potentes, para explicar las auroras en los polos de Júpiter, que son mil veces más potentes que las de la Tierra.
En la Tierra, las auroras son provocadas por tormentas solares de partículas energéticas que perturban el campo magnético de la Tierra. Como lo muestra la apariencia de barrido hacia atrás en la ilustración, las ráfagas de partículas del Sol también distorsionan el campo magnético de Júpiter y, en ocasiones, producen auroras.
El espectro de rayos X de Saturno es similar al de los rayos X del Sol, lo que indica que la radiación X de Saturno se debe al reflejo de los rayos X solares en la atmósfera de Saturno. La imagen óptica es mucho más brillante y muestra las hermosas estructuras de los anillos, que no se detectaron en los rayos X.
Algunos de los rayos X detectados, procedentes de cuerpos del sistema solar distintos del Sol, son producidos por fluorescencia . Los rayos X solares dispersos proporcionan un componente adicional.
En la imagen de la Luna Röntgensatellit (ROSAT), el brillo de los píxeles corresponde a la intensidad de los rayos X. El brillante hemisferio lunar brilla en rayos X porque reemite rayos X provenientes del sol. El cielo de fondo tiene un brillo de rayos X, en parte debido a la miríada de poderosas galaxias activas distantes, no resueltas en la imagen ROSAT. El lado oscuro del disco de la Luna ensombrece esta radiación de fondo de rayos X procedente del espacio profundo. Algunos rayos X sólo parecen provenir del hemisferio lunar en sombra. En cambio, se originan en la geocorona terrestre o atmósfera extendida que rodea el observatorio de rayos X en órbita. La luminosidad de rayos X lunar medida de ~1,2 × 10 5 W convierte a la Luna en una de las fuentes de rayos X no terrestres más débiles conocidas.
El satélite Swift Gamma-Ray Burst Mission de la NASA estaba monitoreando el cometa Lulin cuando se acercaba a 63 Gm de la Tierra. Por primera vez, los astrónomos pueden ver imágenes simultáneas de rayos X y UV de un cometa. "El viento solar, una corriente de partículas del sol que se mueve rápidamente, interactúa con la nube de átomos más amplia del cometa. [25] Esto hace que el viento solar se ilumine con rayos X, y eso es lo que ve el XRT de Swift", dijo Stefan Immler, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard. Esta interacción, llamada intercambio de carga, produce rayos X de la mayoría de los cometas cuando pasan a una distancia de aproximadamente tres veces la distancia de la Tierra al Sol. Como Lulin es tan activo, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora de rayos X se extiende mucho más allá del Sol del cometa. [26]
La esfera celeste se ha dividido en 88 constelaciones. Las constelaciones de la IAU son áreas del cielo. Cada uno de ellos contiene notables fuentes de rayos X. Algunos de ellos son galaxias o agujeros negros en los centros de galaxias. Algunos son púlsares . Al igual que con las fuentes astronómicas de rayos X , esforzarse por comprender la generación de rayos X por la fuente aparente ayuda a comprender el Sol, el universo en su conjunto y cómo estos nos afectan en la Tierra.
Se han detectado múltiples fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda, utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la ESA .
3C 295 (Cl 1409+524) en Boötes es uno de los cúmulos de galaxias más distantes observados por telescopios de rayos X. El cúmulo está lleno de una enorme nube de gas de 50 MK que irradia fuertemente en rayos X. Chandra observó que la galaxia central es una fuente potente y compleja de rayos X.
Un gas caliente que emite rayos X impregna el cúmulo de galaxias MS 0735.6+7421 en Camelopardus. Dos enormes cavidades, cada una de 600.000 lyrs de diámetro, aparecen en lados opuestos de una gran galaxia en el centro del cúmulo. Estas cavidades están llenas de una burbuja magnetizada, alargada y de dos caras de electrones de energía extremadamente alta que emiten ondas de radio.
El hito de rayos X NGC 4151 , una galaxia espiral intermedia de Seyfert , tiene un agujero negro masivo en su núcleo. [27]
Una imagen de rayos X de Chandra de Sirio A y B muestra que Sirio B es más luminoso que Sirio A. [28] Mientras que en el rango visual, Sirio A es el más luminoso.
Con respecto a Cassiopea A SNR , se cree que la primera luz de la explosión estelar llegó a la Tierra hace aproximadamente 300 años, pero no hay registros históricos de avistamientos de la supernova progenitora, probablemente debido a que el polvo interestelar absorbió la radiación de longitud de onda óptica antes de que llegara a la Tierra (aunque Es posible que John Flamsteed la registrara como una estrella de sexta magnitud (3 Cassiopeiae) el 16 de agosto de 1680 [29] . Las posibles explicaciones se inclinan hacia la idea de que la estrella fuente era inusualmente masiva y previamente había expulsado gran parte de sus capas externas. Estas capas externas habrían cubierto la estrella y reabsorbido gran parte de la luz liberada cuando la estrella interna colapsó.
CTA 1 es otra fuente de rayos X SNR en Casiopea . Un púlsar en el remanente de supernova CTA 1 (4U 0000+72) inicialmente emitió radiación en las bandas de rayos X (1970-1977). Curiosamente, cuando se observó posteriormente (2008), no se detectó radiación de rayos X. En cambio, el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi detectó que el púlsar estaba emitiendo radiación de rayos gamma, la primera de su tipo. [30]
Se cree que tres estructuras alrededor de Eta Carinae representan ondas de choque producidas por la materia que se aleja de la superestrella a velocidades supersónicas. La temperatura del gas calentado por choque oscila entre 60 MK en las zonas centrales y 3 MK en la estructura exterior en forma de herradura. "La imagen de Chandra contiene algunos enigmas para las ideas existentes sobre cómo una estrella puede producir rayos X tan intensos y calientes", dice el profesor Kris Davidson de la Universidad de Minnesota . [31]
Abell 400 es un cúmulo de galaxias que contiene una galaxia ( NGC 1128 ) con dos agujeros negros supermasivos 3C 75 en espiral hacia la fusión.
El complejo Chamaeleon es una gran región de formación de estrellas (SFR) que incluye las nubes oscuras Chamaeleon I, Chamaeleon II y Chamaeleon III. Ocupa casi toda la constelación y se superpone con Apus , Musca y Carina . La densidad media de las fuentes de rayos X es de aproximadamente una fuente por grado cuadrado. [32]
La nube Chamaeleon I (Cha I) es una nube coronal y una de las regiones activas de formación de estrellas más cercanas a ~160 pc. [33] Está relativamente aislado de otras nubes de formación estelar, por lo que es poco probable que estrellas anteriores a la secuencia principal (PMS) más antiguas hayan llegado al campo. [33] La población estelar total es de 200 a 300. [33] La nube Cha I se divide a su vez en nube o región Norte y nube Sur o nube principal.
La nube oscura Chamaeleon II contiene unas 40 fuentes de rayos X. [34] La observación en Chamaeleon II se llevó a cabo del 10 al 17 de septiembre de 1993. [34] La fuente RXJ 1301.9-7706, un nuevo candidato WTTS de tipo espectral K1, es el más cercano a 4U 1302–77. [34]
"Chamaeleon III parece estar desprovisto de actividad de formación estelar actual". [35] HD 104237 ( tipo espectral A4e) observada por ASCA , ubicada en la nube oscura Chamaeleon III, es la estrella Herbig Ae/Be más brillante del cielo. [36]
El cúmulo de galaxias Abell 2142 emite rayos X y se encuentra en la Corona Boreal . Es uno de los objetos más masivos del universo.
A partir del análisis de rayos X del Chandra de las galaxias Antenas se descubrieron ricos depósitos de neón, magnesio y silicio. Estos elementos se encuentran entre los que forman los componentes básicos de los planetas habitables. Las nubes fotografiadas contienen magnesio y silicio en 16 y 24 veces, respectivamente, la abundancia en el Sol .
El chorro que se observa en los rayos X procedentes de PKS 1127-145 probablemente se deba a la colisión de un haz de electrones de alta energía con fotones de microondas.
La nebulosa Draco (una suave sombra de rayos X) está delineada por contornos y es de color negro azulado en la imagen de ROSAT de una parte de la constelación de Draco.
Abell 2256 es un cúmulo de galaxias de más de 500 galaxias. La doble estructura de esta imagen ROSAT muestra la fusión de dos cúmulos.
Dentro de las constelaciones de Orión y Eridanus y extendiéndose a través de ellas hay un "punto caliente" de rayos X suaves conocido como la Superburbuja de Orión-Eridanus , la Mejora Suave de Rayos X de Eridanus , o simplemente la Burbuja de Eridanus , un área de 25° de arcos entrelazados de Filamentos emisores de Hα.
Una gran nube de gas caliente se extiende por todo el cúmulo de galaxias Hidra A.
Arp260 es una fuente de rayos X en Leo Menor en RA 10 h 49 m 52,5 s Dec +32° 59′ 6″.
En las imágenes adyacentes se encuentra la constelación de Orión . En el lado derecho de las imágenes está la imagen visual de la constelación. A la izquierda está Orión como se ve sólo en rayos X. Betelgeuse se ve fácilmente sobre las tres estrellas del cinturón de Orión a la derecha. El objeto más brillante en la imagen visual es la luna llena, que también aparece en la imagen de rayos X. Los colores de los rayos X representan la temperatura de la emisión de rayos X de cada estrella: las estrellas calientes son de color blanco azulado y las estrellas más frías son de color amarillo rojizo.
El quinteto de Stephan resulta interesante por sus violentas colisiones. Cuatro de las cinco galaxias del Quinteto de Stephan forman una asociación física y están involucradas en una danza cósmica que muy probablemente terminará con la fusión de las galaxias. Cuando NGC 7318 B choca con el gas del grupo, una enorme onda de choque más grande que la Vía Láctea se propaga por el medio entre las galaxias, calentando parte del gas a temperaturas de millones de grados donde emiten rayos X detectables con el Chandra de la NASA . Observatorio de rayos X. NGC 7319 tiene un núcleo Seyfert tipo 2 .
El cúmulo de galaxias de Perseo es uno de los objetos más masivos del universo y contiene miles de galaxias inmersas en una vasta nube de gas de varios millones de grados.
Pictor A es una galaxia que puede tener un agujero negro en su centro que ha emitido gas magnetizado a una velocidad extremadamente alta. El punto brillante a la derecha de la imagen es la cabeza del jet. A medida que se adentra en el tenue gas del espacio intergaláctico, emite rayos X. Pictor A es una fuente de rayos X designada H 0517-456 y 3U 0510-44. [37]
Puppis A es un remanente de supernova (SNR) de unos 10 años luz de diámetro. La supernova ocurrió hace aproximadamente 3700 años.
El Centro Galáctico está entre 1745 y 2900, lo que corresponde a Sagitario A* , muy cerca de la fuente de radio Sagitario A (W24). Probablemente en el primer catálogo de fuentes de rayos X galácticos, [38] se sugieren dos Sgr X-1: (1) en 1744-2312 y (2) en 1755-2912, señalando que (2) es una identificación incierta. La fuente (1) parece corresponder a S11. [39]
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La forma inusual de la galaxia Cartwheel puede deberse a una colisión con una galaxia más pequeña como las de la parte inferior izquierda de la imagen. El último estallido estelar (formación de estrellas debido a ondas de compresión) ha iluminado el borde de Cartwheel, que tiene un diámetro mayor que el de la Vía Láctea. Hay un número excepcionalmente grande de agujeros negros en el borde de la galaxia, como se puede ver en el recuadro.
Desde el 27 de agosto de 2007, los descubrimientos relacionados con el ensanchamiento asimétrico de la línea de hierro y sus implicaciones para la relatividad han sido un tema de gran entusiasmo. Con respecto al ensanchamiento asimétrico de la línea de hierro, Edward Cackett de la Universidad de Michigan comentó: "Estamos viendo el gas azotando justo afuera de la superficie de la estrella de neutrones". "Y dado que la parte interior del disco obviamente no puede orbitar más cerca que la superficie de la estrella de neutrones, estas mediciones nos dan un tamaño máximo del diámetro de la estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones no pueden tener más de 18 a 20,5 millas de diámetro, según los resultados. que concuerdan con otro tipo de mediciones." [40]
"Hemos visto estas líneas asimétricas en muchos agujeros negros, pero esta es la primera confirmación de que las estrellas de neutrones también pueden producirlas. Muestra que la forma en que las estrellas de neutrones acumulan materia no es muy diferente de la de los agujeros negros, y da una nueva herramienta para probar la teoría de Einstein", dice Tod Strohmayer del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA . [40]
"Esto es física fundamental", dice Sudip Bhattacharyya, también del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland , y de la Universidad de Maryland . "Podría haber tipos exóticos de partículas o estados de la materia, como la materia de los quarks, en los centros de las estrellas de neutrones, pero es imposible crearlos en el laboratorio. La única forma de averiguarlo es comprender las estrellas de neutrones". [40]
Utilizando XMM-Newton , Bhattacharyya y Strohmayer observaron Serpens X-1, que contiene una estrella de neutrones y una compañera estelar. Cackett y Jon Miller de la Universidad de Michigan , junto con Bhattacharyya y Strohmayer, utilizaron las magníficas capacidades espectrales de Suzaku para estudiar Serpens X-1. Los datos de Suzaku confirmaron el resultado de XMM-Newton con respecto a la línea de hierro en Serpens X-1. [40]
M82 X-1 está en la constelación de la Osa Mayor a las 09 h 55 m 50,01 s +69° 40′ 46,0″. Fue detectado en enero de 2006 por el Rossi X-ray Timing Explorer .
En la Osa Mayor en RA 10 h 34 m 00.00 Dec +57° 40' 00.00" hay un campo de visión que está casi libre de absorción por el gas hidrógeno neutro dentro de la Vía Láctea. Se conoce como Lockman Hole . Cientos de X- A través de esta ventana se pueden ver fuentes de rayos de otras galaxias, algunas de ellas agujeros negros supermasivos.
Un microcuásar es un primo más pequeño de un cuásar que es un binario de rayos X que emite radio , con un par de chorros de radio a menudo resolubles. SS 433 es uno de los sistemas estelares más exóticos observados. Es una binaria eclipsante en la que la primaria es un agujero negro o una estrella de neutrones y la secundaria es una estrella tardía de tipo A. SS 433 se encuentra dentro de SNR W50 . El material del chorro que viaja del secundario al primario lo hace al 26% de la velocidad de la luz. El espectro de SS 433 se ve afectado por los desplazamientos Doppler y por la relatividad : cuando se restan los efectos del desplazamiento Doppler, queda un corrimiento al rojo residual que corresponde a una velocidad de unos 12.000 kps. Esto no representa una velocidad real del sistema lejos de la Tierra; más bien, se debe a la dilatación del tiempo , lo que hace que los relojes en movimiento parezcan a los observadores estacionarios funcionar más lentamente. En este caso, los átomos excitados que se mueven relativistamente en los chorros parecen vibrar más lentamente y, por tanto, su radiación aparece desplazada al rojo. [41]
LSI+61°303 es un sistema binario periódico de emisión de radio que también es la fuente de rayos gamma, CG135+01. [42] LSI+61°303 es una fuente de radio variable caracterizada por estallidos de radio no térmicos periódicos con un período de 26,5 d, atribuidos al movimiento orbital excéntrico de un objeto compacto, probablemente una estrella de neutrones, alrededor de un B0 que gira rápidamente. Estrella Ve, con una T eff ~26.000 K y una luminosidad de ~10 38 erg s −1 . [42] Las observaciones fotométricas en longitudes de onda ópticas e infrarrojas también muestran una modulación de 26,5 d. [42] De los aproximadamente 20 miembros de los sistemas binarios de rayos X Be , en 1996, sólo X Per y LSI+61°303 tienen estallidos de rayos X de luminosidad mucho mayor y espectro más duro (kT ~ 10–20 keV ) frente a (kT ≤ 1 keV); sin embargo, LSI+61°303 se distingue aún más por su fuerte y explosiva emisión de radio. [42] "Las propiedades de radio de LSI+61°303 son similares a las de las binarias de rayos X de alta masa "estándar" como SS 433 , Cyg X-3 y Cir X-1 ". [42]
Hay un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes , caracterizados por estallidos cortos con tiempos de ascenso muy rápidos (decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas, que se asocian con supergigantes OB y, por lo tanto, definen una nueva clase de rayos X masivos. binarios: Transitorios de rayos X rápidos supergigantes (SFXT). [43] XTE J1739–302 es uno de ellos. Descubierto en 1997, permaneció activo sólo un día, con un espectro de rayos X bien equipado con una bremsstrahlung térmica (temperatura de ~20 keV), que se asemeja a las propiedades espectrales de los púlsares en acreción, al principio fue clasificado como un peculiar Be/X- rayo transitorio con un estallido inusualmente corto. [44] Se observó una nueva explosión el 8 de abril de 2008 con Swift . [44]
Las observaciones realizadas por Chandra indican la presencia de bucles y anillos en el gas caliente emisor de rayos X que rodea a Messier 87 . Estos bucles y anillos se generan por variaciones en la velocidad a la que el material es expulsado del agujero negro supermasivo en forma de chorros. La distribución de los bucles sugiere que se producen erupciones menores cada seis millones de años.
Uno de los anillos, provocado por una gran erupción, es una onda de choque de 85.000 años luz de diámetro alrededor del agujero negro. Otras características notables observadas incluyen estrechos filamentos emisores de rayos X de hasta 100.000 años luz de largo y una gran cavidad en el gas caliente causada por una gran erupción hace 70 millones de años.
La galaxia también contiene un notable núcleo galáctico activo (AGN) que es una fuerte fuente de radiación de múltiples longitudes de onda, particularmente ondas de radio . [45]
Un magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente potente, cuya desintegración impulsa la emisión de copiosas cantidades de radiación electromagnética de alta energía , particularmente rayos X y rayos gamma . La teoría sobre estos objetos fue propuesta por Robert Duncan y Christopher Thompson en 1992, pero el primer estallido registrado de rayos gamma que se cree que proviene de un magnetar fue el 5 de marzo de 1979. [46] Estos campos magnéticos son cientos de miles de veces más fuertes. que cualquier imán hecho por el hombre, [47] y billones de veces más poderoso que el campo que rodea la Tierra . [48] A partir de 2003, son los objetos más magnéticos jamás detectados en el universo. [46]
El 5 de marzo de 1979, después de lanzar sondas a la atmósfera de Venus , Venera 11 y Venera 12 , mientras se encontraban en órbitas heliocéntricas, fueron alcanzadas a las 10:51 am EST por una explosión de radiación de rayos gamma. Este contacto elevó las lecturas de radiación en ambas sondas que experimenta Konus de 100 cuentas normales por segundo a más de 200.000 cuentas por segundo, en sólo una fracción de milisegundo. [46] Esta llamarada gigante fue detectada por numerosas naves espaciales y con estas detecciones fue localizada por la red interplanetaria en SGR 0526-66 dentro de la N-49 SNR de la Gran Nube de Magallanes . [49] Y Konus detectó otra fuente en marzo de 1979: SGR 1900+14 , ubicada a 20.000 años luz de distancia en la constelación de Aquila, tuvo un largo período de bajas emisiones, excepto la importante explosión de 1979, y un par después.
¿Cuál es la relación evolutiva entre púlsares y magnetares? A los astrónomos les gustaría saber si los magnetares representan una clase rara de púlsares, o si algunos o todos los púlsares pasan por una fase de magnetar durante sus ciclos de vida. El Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA ha revelado que la estrella de neutrones pulsante más joven conocida ha tenido una rabieta. La estrella colapsada libera ocasionalmente potentes explosiones de rayos X, que obligan a los astrónomos a repensar el ciclo de vida de las estrellas de neutrones.
"Estamos observando cómo un tipo de estrella de neutrones literalmente se transforma en otro ante nuestros propios ojos. Se trata de un eslabón perdido largamente buscado entre diferentes tipos de púlsares", dice Fotis Gavriil del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, y el Universidad de Maryland, Baltimore. [50]
PSR J1846-0258 está en la constelación de Aquila. Había sido clasificado como un púlsar normal debido a su rápido giro (3,1 s −1 ) y su espectro similar al de un púlsar. RXTE captó cuatro explosiones de rayos X similares a magnetares el 31 de mayo de 2006, y otra el 27 de julio de 2006. Aunque ninguno de estos eventos duró más de 0,14 segundos, todos provocaron el impacto de al menos 75.000 soles. "Nunca antes se había observado que un púlsar normal produjera explosiones de magnetares", afirma Gavriil. [50]
"No se pensaba que los púlsares jóvenes que giraban rápidamente tuvieran suficiente energía magnética para generar explosiones tan poderosas", dice Marjorie González, ex profesora de la Universidad McGill en Montreal, Canadá, y ahora con sede en la Universidad de Columbia Británica en Vancouver. "Aquí hay un púlsar normal que actúa como un magnetar". [50]
Las observaciones del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA mostraron que el objeto se había vuelto más brillante en rayos X, confirmando que las explosiones provenían del púlsar y que su espectro había cambiado para volverse más parecido a un magnetar. El hecho de que la velocidad de giro del PSR J1846 se esté desacelerando también significa que tiene un fuerte campo magnético que frena la rotación. El campo magnético implícito es billones de veces más fuerte que el campo de la Tierra, pero es de 10 a 100 veces más débil que un magnetar típico. Victoria Kaspi de la Universidad McGill señala: "El campo magnético real de PSR J1846 podría ser mucho más fuerte que la cantidad medida, lo que sugiere que muchas estrellas de neutrones jóvenes clasificadas como púlsares podrían en realidad ser magnetares disfrazados, y que la verdadera fuerza de su campo magnético sólo se revela durante miles de años a medida que aumentan su actividad". [50]
Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes del Sol en rayos X , el Sol es casi oscuro en rayos X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse , por el contrario, parece estar siempre oscura en los rayos X. [51] El flujo de rayos X desde toda la superficie estelar corresponde a un límite de flujo superficial que oscila entre 30 y 7000 ergios s −1 cm −2 en T=1 MK, hasta ~1 ergio s −1 cm −2 en temperaturas más altas. temperaturas, cinco órdenes de magnitud por debajo del tranquilo flujo de rayos X en la superficie del Sol. [51]
Al igual que la supergigante roja Betelgeuse, las gigantes rojas apenas emiten rayos X. [13] La causa de la deficiencia de rayos X puede implicar
Entre las gigantes rojas brillantes más destacadas se incluyen Aldebarán , Arcturus y Gamma Crucis . Hay una aparente "línea divisoria" de rayos X en el diagrama HR entre las estrellas gigantes a medida que cruzan desde la secuencia principal para convertirse en gigantes rojas. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) parece ser una estrella híbrida (partes de ambos lados) en la "Línea Divisoria" de la transición evolutiva a gigante roja. [52] α TrA puede servir para probar varios modelos de línea divisoria .
También hay un inicio bastante abrupto de la emisión de rayos X alrededor del tipo espectral A7-F0, con una amplia gama de luminosidades desarrollándose en la clase espectral F. [13]
En los pocos emisores coronales genuinos de tipo A tardío o F temprano, su débil funcionamiento con dinamo generalmente no es capaz de frenar considerablemente la estrella que gira rápidamente durante su corta vida, de modo que estas coronas brillan por su severo déficit de emisión de rayos X en comparación con a los flujos cromosféricos y de regiones de transición; este último puede ser seguido hasta estrellas de tipo A medio en niveles bastante altos. [13] Ya sea que estas atmósferas se calienten acústicamente y provoquen una corona débil y fría en "expansión" o no, o se calienten magnéticamente, el déficit de rayos X y las bajas temperaturas coronales atestiguan claramente la incapacidad de estas estrellas para mantener Coronas sustanciales y calientes comparables en algún modo a las estrellas activas más frías, a pesar de sus apreciables cromosferas. [13]
El medio ionizado caliente (HIM), que a veces consiste en gas coronal , emite rayos X en el rango de temperatura de 10 6 – 10 7 K. Los vientos estelares de cúmulos de estrellas jóvenes (a menudo con regiones HII gigantes o supergigantes rodeándolas) y las ondas de choque creadas por supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que conduce a turbulencias hipersónicas. Las estructuras resultantes, de distintos tamaños, pueden observarse, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, mediante telescopios satelitales de rayos X. Actualmente, el Sol viaja a través de la Nube Interestelar Local , una región más densa en la Burbuja Local de baja densidad .
Además de las fuentes discretas que se destacan contra el cielo, existen buenas pruebas de un fondo de rayos X difuso. [1] Durante más de una década de observaciones de la emisión de rayos X del Sol, en 1956 se obtuvo evidencia de la existencia de un flujo de fondo isotrópico de rayos X. [53] Este flujo de fondo se observa de manera bastante consistente en un amplio rango de energías. [1] El extremo temprano del espectro de alta energía para este fondo difuso de rayos X se obtuvo mediante instrumentos a bordo del Ranger 3 y el Ranger 5 . [1] El flujo de rayos X corresponde a una densidad de energía total de aproximadamente 5 x 10 −4 eV/cm 3 . [1] La imagen de fondo difuso de rayos X suaves (SXRB) de ROSAT muestra el aumento general de intensidad desde el plano galáctico hasta los polos. En las energías más bajas, 0,1 – 0,3 keV, casi todo el fondo de rayos X suaves (SXRB) observado es emisión térmica de plasma de ~10 6 K.
Al comparar el fondo de rayos X blandos con la distribución del hidrógeno neutro, en general se acepta que dentro del disco de la Vía Láctea, este hidrógeno neutro absorbe los rayos X súper blandos .
Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (oscuros en rayos X) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre mientras están en tránsito. "Estos métodos son especialmente prometedores para estrellas de baja masa, ya que un planeta similar a Júpiter podría eclipsar una zona coronal bastante importante". [13]
La primera fotografía de la Tierra en rayos X se tomó en marzo de 1996, con el satélite Polar en órbita. Las partículas cargadas energéticamente del Sol provocan auroras y energizan los electrones en la magnetosfera de la Tierra . Estos electrones se mueven a lo largo del campo magnético de la Tierra y eventualmente chocan contra la ionosfera terrestre , produciendo la emisión de rayos X.
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