Las fuentes de rayos X astrofísicos son objetos astronómicos con propiedades físicas que resultan en la emisión de rayos X.
Varios tipos de objetos astrofísicos emiten rayos X. Entre ellos se incluyen los cúmulos de galaxias , los agujeros negros en núcleos galácticos activos (AGN), objetos galácticos como remanentes de supernovas , estrellas y estrellas binarias que contienen una enana blanca ( estrellas variables cataclísmicas y fuentes de rayos X supersuaves ), estrella de neutrones o agujero negro ( 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 rayos X de la Luna surge de los rayos X solares reflejados.
Además, las entidades celestes en el espacio se analizan como fuentes de rayos X celestes. El origen de todas las fuentes de rayos X astronómicos observadas está en, cerca de, o asociado con una nube o gas coronal a temperaturas de nube coronal durante un período, sea 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 la radiación de frenado (ya sea magnética o de Coulomb ordinaria), la radiación de cuerpo negro , la radiación de sincrotrón , la dispersión Compton inversa de fotones de menor energía por electrones relativistas, las colisiones en cadena de protones rápidos con electrones atómicos y la recombinación atómica, con o sin transiciones de electrones 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 gravitatorio del cúmulo . El gas que cae choca con el gas que ya está en el cúmulo y se calienta por choque a entre 10 7 y 10 8 K dependiendo del tamaño del cúmulo. Este gas muy caliente emite rayos X por emisión térmica de bremsstrahlung y emisión lineal de metales (en astronomía, "metales" a menudo significa todos los elementos excepto hidrógeno y helio ). Las galaxias y la materia oscura no chocan 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 fuerza gravitacional. [2]
Una fuente de radio cuasi estelar ( cuásar ) 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 de 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 a través de la dispersión Compton y Compton inversa .
A bordo del Observatorio de Rayos Gamma Compton (CGRO) se encuentra el Experimento de Fuentes Transitorias y de Ráfagas (BATSE), que detecta en el rango de 20 keV a 8 MeV . QSO 0836+7107 o 4C 71.07 fue detectado por BATSE como una fuente de rayos gamma suaves y rayos X duros. "Lo que BATSE ha descubierto es que puede ser una fuente de rayos gamma suaves", dijo McCollough. QSO 0836+7107 es el objeto más débil y más distante que se puede observar 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 emisión 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 las coronas gaseosas calientes: NGC 315 , 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 y 5128. [5] La emisión de rayos X se puede explicar como bremsstrahlung térmico de 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] Muchas ULX muestran una fuerte variabilidad y pueden ser sistemas 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 es dirigida o supera el límite de Eddington, la ULX puede ser un agujero negro de masa estelar. [6] La cercana galaxia espiral NGC 1313 tiene dos ULX compactas, X-1 y X-2. Para X-1 la luminosidad de 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 pronunciada a altas luminosidades más indicativas 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 gravitatoria, 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 a menudo forma un disco de acreción . También se pueden formar discos de acreción luminosos similares alrededor de enanas blancas y estrellas de neutrones, pero en estos 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 impedir 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 en 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 varía en luminosidad en escalas de tiempo muy cortas. La variación de luminosidad puede proporcionar información sobre el tamaño del agujero negro.
Una supernova de tipo Ia es una explosión de una enana blanca en órbita alrededor de otra enana blanca o de una estrella gigante roja . La enana blanca densa puede acumular gas donado por la estrella 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, las supernovas de tipo Ia se utilizan como " candelas estándar " para medir distancias en el universo.
SN 2005ke es la primera supernova 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) eclipsante y pulsante , 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 desprendido. [7]
Un sistema binario de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema binario de estrellas en el que uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro y el otro componente es una estrella de masa intermedia. [8]
Hercules X-1 está compuesta 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 los sistemas binarios de rayos X masivos, aunque se encuentra en el límite, ~2 M ☉ , entre los sistemas binarios de rayos X de masa alta y baja. [9]
La primera fuente extrasolar de rayos X 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 , ubicada en la dirección del centro de la Vía Láctea . Scorpius X-1 está a unos 9.000 años luz de la Tierra y después del Sol es la fuente de rayos X más fuerte en el cielo a 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 un binario de rayos X de baja masa (LMXB); la estrella de neutrones tiene aproximadamente 1,4 masas solares , mientras que la estrella donante tiene solo 0,42 masas solares. [12]
A finales de los años 1930, se dedujo indirectamente la presencia de un gas muy caliente y tenue que rodeaba al Sol a partir de líneas coronales ópticas de especies altamente ionizadas. [13] A mediados de los años 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. [13] Después de detectar fotones de rayos X 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 una radiación de longitud de onda más corta que 4 Å a partir de las 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 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 y radiación UV o EUV solar. La rotación es uno de los determinantes primarios de la dinamo magnética, pero este punto no pudo demostrarse observando el Sol: la actividad magnética del Sol está de hecho fuertemente modulada (debido al ciclo de manchas magnéticas de 11 años), pero este efecto no 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 rayos X duros, [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 altamente estructurados y elegantes son una consecuencia directa del flujo magnético solar retorcido dentro del cuerpo solar. La población de bucles coronales se puede vincular directamente con el ciclo solar , es por esta razón que los bucles coronales se encuentran a menudo con manchas solares en sus puntos de pie. Los bucles coronales pueblan tanto las regiones activas como las tranquilas de la superficie solar. El Telescopio de rayos X suaves Yohkoh (SXT) observó rayos X en el rango de 0,25 a 4,0 keV , resolviendo las características solares a 2,5 segundos de arco con una resolución temporal de 0,5 a 2 segundos. SXT fue sensible al plasma en el rango de temperatura de 2 a 4 MK, lo que lo 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 erupciones solares en rayos X suaves (10–130 nm) y EUV (26–34 nm) registradas a bordo de CORONAS-F demuestran que, en la mayoría de las erupciones observadas por CORONAS-F en 2001–2003, la radiación UV precedió a la emisión de rayos X entre 1 y 10 minutos. [18]
Cuando el núcleo de una estrella de masa media se contrae, se produce una liberación de energía que hace que la envoltura de la estrella se expanda. Esto continúa hasta que la estrella finalmente expulsa 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" caliente con temperaturas superficiales de ~20.000 K.
Se ha detectado la emisión de rayos X de PG 1658+441, una enana blanca magnética, aislada y caliente, detectada por primera vez en una observación del IPC de Einstein y posteriormente identificada en una observación del conjunto de multiplicadores de canales de Exosat . [19] "El espectro de banda ancha de esta enana blanca DA se puede explicar como la 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 las atmósferas de enanas blancas. [19]
Una fuente de rayos X supersuaves (SSXS) irradia rayos X suaves en el rango de 0,09 a 2,5 keV . Se cree que los rayos X supersuaves se producen por fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca de material extraído de un compañero binario . [20] Esto requiere un flujo de material lo suficientemente alto como 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 V Sge SSXS, donde ocurren 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. El período orbital del sistema se conoce con precisión. Recientes observaciones de XMM-Newton, programadas para coincidir con el eclipse esperado de la fuente de rayos X, permitieron determinar con precisión la masa de la fuente de rayos X (al menos 1,2 masas solares), lo que estableció que la fuente de rayos X es una enana blanca ultramasiva y poco común. [22]
Según la teoría, un objeto que tiene una masa de menos de aproximadamente el 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 los planetas y las enanas marrones ocurre con objetos que tienen masas por debajo de aproximadamente el 1% de la masa del Sol, o 10 veces la masa de Júpiter . Estos objetos no pueden fusionar deuterio.
Sin una fuente de energía nuclear central potente, el interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convección. Cuando se combina con la rotación rápida que exhiben la mayoría de las enanas marrones, la convección establece las condiciones para el desarrollo de un campo magnético fuerte y enredado cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra desde LP 944-20 podría tener su origen en el material caliente magnetizado turbulento debajo de la superficie de la enana marrón. Una llamarada subsuperficial podría conducir calor a la atmósfera, permitiendo que fluyan corrientes eléctricas y produzcan una llamarada de rayos X, como un rayo . La ausencia de rayos X de LP 944-20 durante el período sin llamaradas también es un resultado significativo. Establece el límite observacional más bajo en la potencia constante de rayos X producida por una estrella enana marrón, y muestra que las coronas dejan de existir a medida que 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 (estrellas similares al Sol TWA 5A) ha sido resuelta en rayos X. [24] "Nuestros datos de Chandra muestran que los rayos X se originan en el plasma coronal de la enana marrón, que está a unos 3 millones de grados Celsius", dijo Yohko Tsuboi de la Universidad Chuo en Tokio. [24] "Esta enana marrón es tan brillante como el Sol hoy 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 podrían 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 rayos 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 alteran el campo magnético de la Tierra. Como lo muestra el aspecto de flecha hacia atrás en la ilustración, las ráfagas de partículas provenientes 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 a la reflexión de los rayos X solares por la atmósfera de Saturno. La imagen óptica es mucho más brillante y muestra las hermosas estructuras de los anillos, que no se detectaron con rayos X.
Algunos de los rayos X detectados, que se originan en cuerpos del sistema solar distintos del Sol, se producen por fluorescencia . Los rayos X solares dispersos proporcionan un componente adicional.
En la imagen de la Luna obtenida por el satélite 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 que se originan en el Sol. El cielo de fondo tiene un resplandor de rayos X en parte debido a la miríada de galaxias activas, potentes y distantes, que no se resuelven en la imagen ROSAT. El lado oscuro del disco de la Luna ensombrece esta radiación de fondo de rayos X que proviene del espacio profundo. Unos pocos rayos X parecen provenir solo del hemisferio lunar en sombra. En cambio, se originan en la geocorona de la Tierra o atmósfera extendida que rodea el observatorio de rayos X en órbita. La luminosidad de rayos X lunares medida de ~1,2 × 10 5 W hace que la Luna sea 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 que se mueve rápidamente desde el sol, interactúa con la nube más amplia de átomos 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, da como resultado rayos X de la mayoría de los cometas cuando pasan a una distancia de aproximadamente tres veces la de la Tierra del sol. Debido a que 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 UAI son áreas del cielo. Cada una de ellas contiene fuentes de rayos X notables. Algunas de ellas son galaxias o agujeros negros en el centro de las galaxias. Algunas son púlsares . Al igual que con las fuentes de rayos X astronómicos , 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 vasta nube de gas de 50 MK que irradia intensamente rayos X. Chandra observó que la galaxia central es una fuente potente y compleja de rayos X.
Un gas caliente que emite rayos X invade el cúmulo de galaxias MS 0735.6+7421 en Camelopardus. Dos enormes cavidades, cada una de 600.000 liras de diámetro, aparecen en lados opuestos de una gran galaxia en el centro del cúmulo. Estas cavidades están llenas de una burbuja alargada y magnetizada de dos lados de electrones de energía extremadamente alta que emiten ondas de radio.
NGC 4151 , una galaxia espiral intermedia Seyfert, un hito en rayos X, 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 más luminoso.
En cuanto 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 ningún avistamiento 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 fuera registrada como una estrella de sexta magnitud 3 Cassiopeiae por John Flamsteed el 16 de agosto de 1680 [29] ). Las posibles explicaciones se inclinan hacia la idea de que la estrella fuente era inusualmente masiva y había expulsado previamente gran parte de sus capas externas. Estas capas externas habrían envuelto la estrella y reabsorbido gran parte de la luz liberada cuando la estrella interior colapsó.
CTA 1 es otra fuente de rayos X SNR en Cassiopeia . 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 lo observó en un momento posterior (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, el primero de su tipo. [30]
Se cree que las tres estructuras que hay alrededor de Eta Carinae representan ondas de choque producidas por materia que se aleja de la superestrella a velocidades supersónicas. La temperatura del gas calentado por el choque varía de 60 MK en las regiones centrales a 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 calientes e intensos", 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 estelar (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 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 de formación estelar activa más cercanas a ~160 pc. [33] Está relativamente aislada de otras nubes de formación estelar, por lo que es poco probable que estrellas pre-secuencia principal (PMS) más antiguas se hayan desplazado hacia el campo. [33] La población estelar total es de 200 a 300. [33] La nube Cha I se divide a su vez en la nube o región Norte y la 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 la más cercana a 4U 1302–77. [34]
"Chamaeleon III parece estar desprovisto de actividad actual de formación estelar". [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 de Chandra de las Galaxias Antena se descubrieron ricos depósitos de neón, magnesio y silicio. Estos elementos se encuentran entre los que forman los bloques de construcción de los planetas habitables. Las nubes fotografiadas contienen magnesio y silicio en cantidades 16 y 24 veces, respectivamente, superiores a las del Sol .
El chorro exhibido en rayos X provenientes de PKS 1127-145 probablemente se debe 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 de 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 de rayos X suaves 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 Minor en AR 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 se encuentra la imagen visual de la constelación. A la izquierda se encuentra Orión tal como se ve solo en rayos X. Betelgeuse se ve fácilmente por encima de las tres estrellas del cinturón de Orión a la derecha. El objeto más brillante en la imagen visual es la luna llena, que también está 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 azul-blancas y las estrellas más frías son amarillo-rojas.
El Quinteto de Stephan es interesante debido a 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 Observatorio de rayos X Chandra de la NASA . NGC 7319 tiene un núcleo Seyfert de 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.
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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 chorro. A medida que se adentra en el gas tenue 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 se produjo hace aproximadamente 3700 años.
El centro galáctico se encuentra en 1745–2900, lo que corresponde a Sagitario A* , muy cerca de la fuente de radio Sagitario A (W24). En probablemente 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, notándose 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 que se ven en la parte inferior izquierda de la imagen. La explosión estelar más reciente (formación estelar debido a ondas de compresión) ha iluminado el borde de Cartwheel, que tiene un diámetro mayor que la Vía Láctea. Hay una cantidad excepcionalmente grande de agujeros negros en el borde de la galaxia, como se puede ver en el recuadro.
A partir del 27 de agosto de 2007, los descubrimientos relacionados con el ensanchamiento asimétrico de las líneas de hierro y sus implicaciones para la relatividad han sido un tema de gran interés. Con respecto al ensanchamiento asimétrico de las líneas de hierro, Edward Cackett, de la Universidad de Michigan, comentó: "Estamos viendo el gas dando vueltas justo fuera de la superficie de la estrella de neutrones". "Y como 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 29 a 33 kilómetros de diámetro, resultados que concuerdan con otros tipos de mediciones". [40]
"Hemos visto estas líneas asimétricas en muchos agujeros negros, pero ésta 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 a la de los agujeros negros, y nos da una nueva herramienta para investigar 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 materia, como la materia de quarks, en los centros de las estrellas de neutrones, pero es imposible crearlos en el laboratorio. La única manera 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 estrella compañera. 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 se encuentra en la constelación de la Osa Mayor a las 09 h 55 m 50.01 s +69° 40′ 46.0″. Fue detectada en enero de 2006 por el Rossi X-ray Timing Explorer .
En la Osa Mayor, a las 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 lo conoce como el Agujero de Lockman . A través de esta ventana se pueden ver cientos de fuentes de rayos X de otras galaxias, algunas de ellas agujeros negros supermasivos.
Un microcuásar es un primo más pequeño de un cuásar que es un sistema binario emisor de rayos X de radio , con un par de chorros de radio que a menudo se pueden resolver. SS 433 es uno de los sistemas estelares más exóticos observados. Es un sistema binario eclipsante con el primario o bien un agujero negro o bien una estrella de neutrones y el secundario es una estrella de tipo A tardía . SS 433 se encuentra dentro de SNR W50 . El material en el chorro que viaja desde el 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, hay un corrimiento al rojo residual que corresponde a una velocidad de unos 12.000 kps. Esto no representa una velocidad real del sistema alejándose de la Tierra; más bien, se debe a la dilatación del tiempo , que hace que los relojes en movimiento parezcan funcionar más lentamente para los observadores estacionarios. En este caso, los átomos excitados que se mueven relativísticamente en los chorros parecen vibrar más lentamente y, por lo tanto, su radiación aparece desplazada hacia el rojo. [41]
LSI+61°303 es un sistema binario periódico emisor 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 periódicos, no térmicos, con un período de 26,5 d, atribuidos al movimiento orbital excéntrico de un objeto compacto, probablemente una estrella de neutrones, alrededor de una estrella B0 Ve que gira rápidamente, 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 20 miembros aproximadamente del sistema binario de rayos X Be , en 1996, solo X Per y LSI+61°303 tienen erupciones de rayos X de mucha mayor luminosidad y espectro más duro (kT ~ 10–20 keV) frente a (kT ≤ 1 keV); sin embargo, LSI+61°303 se distingue además por su fuerte y explosiva emisión de radio. [42] "Las propiedades de radio de LSI+61°303 son similares a las de los sistemas binarios de rayos X de alta masa "estándar", como SS 433 , Cyg X-3 y Cir X-1 ". [42]
Hay un número creciente de transitorios recurrentes de rayos X , caracterizados por breves estallidos con tiempos de ascenso muy rápidos (decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas que están asociados con supergigantes OB y por lo tanto definen una nueva clase de binarias masivas de rayos X: Transitorios Rápidos de Rayos X Supergigantes (SFXTs). [43] XTE J1739–302 es uno de ellos. Descubierto en 1997, permaneció activo solo un día, con un espectro de rayos X bien ajustado a un bremsstrahlung térmico (temperatura de ~20 keV), similar a las propiedades espectrales de los púlsares en acreción, al principio se clasificó como un transitorio peculiar de Be/rayos X con un estallido inusualmente corto. [44] Se observó un nuevo estallido 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 pequeñas erupciones cada seis millones de años.
Uno de los anillos, causado 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 filamentos estrechos que emiten rayos X de hasta 100.000 años luz de longitud 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 alimenta la emisión de grandes cantidades de radiación electromagnética de alta energía , en particular 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 provino 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 poderosos que el campo que rodea a 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 dejar caer sondas en la atmósfera de Venus , Venera 11 y Venera 12 , mientras estaban 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 ambos experimentos Konus de las 100 cuentas por segundo normales a más de 200.000 cuentas por segundo, en solo 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 SNR N-49 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 , que tuvo un largo período de bajas emisiones, excepto el estallido significativo de 1979 y un par después.
¿Cuál es la relación evolutiva entre los púlsares y los 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 un berrinche. La estrella colapsada ocasionalmente libera potentes ráfagas de rayos X, que están obligando a los astrónomos a repensar el ciclo de vida de las estrellas de neutrones.
"Estamos viendo cómo un tipo de estrella de neutrones se transforma literalmente en otro ante nuestros propios ojos. Se trata de un eslabón perdido, buscado desde hace tiempo, entre los distintos tipos de púlsares", afirma Fotis Gavriil, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt (Maryland) y de la Universidad de Maryland (Baltimore). [50]
PSR J1846-0258 se encuentra en la constelación de Aquila. Se lo había 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 las de un magnetar 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 tuvieron una fuerza equivalente a al menos 75.000 soles. "Nunca antes se había observado que un púlsar normal produjera explosiones de magnetares", afirma Gavriil. [50]
"No se creía que los púlsares jóvenes y de rápida rotación tuvieran suficiente energía magnética para generar explosiones tan potentes", 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 tenemos un púlsar normal que actúa como un magnetar". [50]
Las observaciones del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA mostraron que el objeto había aumentado su brillo en rayos X, lo que confirma que las explosiones provenían del púlsar, y que su espectro había cambiado para parecerse más a un magnetar. El hecho de que la velocidad de giro de 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 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 ser en realidad magnetares disfrazados, y que la verdadera fuerza de su campo magnético solo se revela a lo largo de miles de años a medida que aumenta su actividad". [50]
Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes del Sol en rayos X , el Sol está casi oscuro en rayos X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse , por otro lado, parece estar siempre oscura en rayos X. [51] El flujo de rayos X de toda la superficie estelar corresponde a un límite de flujo superficial que varía de 30 a 7000 ergs s −1 cm −2 a T = 1 MK, a ~1 erg s −1 cm −2 a temperaturas más altas, cinco órdenes de magnitud por debajo del flujo de rayos X de la superficie del Sol tranquilo. [51]
Al igual que la supergigante roja Betelgeuse, las gigantes rojas prácticamente no emiten rayos X. [ 13] La causa de la deficiencia de rayos X puede estar relacionada con
Entre las gigantes rojas brillantes más destacadas se encuentran Aldebarán , Arcturus y Gamma Crucis . En el diagrama HR hay una aparente "línea divisoria" de rayos X 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 los diversos modelos de línea divisoria .
También hay un inicio bastante abrupto de emisión de rayos X alrededor del tipo espectral A7-F0, con un amplio rango de luminosidades desarrollándose a lo largo de la clase espectral F. [13]
En los pocos emisores coronales genuinos de tipo A tardío o F temprano, su débil operación de dinamo generalmente no es capaz de frenar considerablemente la estrella que gira rápidamente durante su corta vida, de modo que estas coronas se destacan por su severo déficit de emisión de rayos X en comparación con los flujos cromosféricos y de la región de transición; estos últimos pueden seguirse hasta estrellas de tipo A medio en niveles bastante altos. [13] Ya sea que estas atmósferas se calienten acústicamente y propulsen una corona débil y fría "en expansión" o que se calienten magnéticamente, el déficit de rayos X y las bajas temperaturas coronales atestiguan claramente la incapacidad de estas estrellas para mantener coronas calientes sustanciales de alguna manera comparables 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 , en el rango de temperatura de 10 6 – 10 7 K emite rayos X. Los vientos estelares de los cúmulos de estrellas jóvenes (a menudo con regiones HII gigantes o supergigantes que los rodean) y las ondas de choque creadas por las supernovas inyectan enormes cantidades de energía en sus alrededores, lo que conduce a una turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes, de diversos tamaños, se pueden observar, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, mediante telescopios satelitales de rayos X. El Sol está viajando actualmente 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, hay buena evidencia de un fondo difuso de rayos X. [1] Durante más de una década de observaciones de la emisión de rayos X del Sol, se obtuvo evidencia de la existencia de un flujo de fondo de rayos X isotrópico en 1956. [53] Este flujo de fondo se observa de manera bastante consistente en un amplio rango de energías. [1] El extremo temprano de alta energía del espectro para este fondo difuso de rayos X fue obtenido por instrumentos a bordo del Ranger 3 y 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 del fondo difuso de rayos X blandos (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 blandos (SXRB) observado es emisión térmica de plasma de ~10 6 K.
Comparando el fondo de rayos X suaves con la distribución del hidrógeno neutro, se acepta generalmente que, dentro del disco de la Vía Láctea, los rayos X súper suaves son absorbidos por este hidrógeno neutro.
Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (oscuros en rayos X) que eclipsan parte de la corona de su estrella madre durante su tránsito. "Estos métodos son particularmente prometedores para las estrellas de baja masa, ya que un planeta similar a Júpiter podría eclipsar un área coronal bastante significativa". [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 procedentes del Sol provocan auroras y energizan los electrones de la magnetosfera terrestre. Estos electrones se mueven a lo largo del campo magnético de la Tierra y finalmente chocan con la ionosfera terrestre , lo que produce la emisión de rayos X.
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