La astronomía de rayos X es una rama observacional de la astronomía que se ocupa del estudio de la observación y detección de rayos X de objetos astronómicos . La radiación X es absorbida por la atmósfera terrestre , por lo que los instrumentos para detectar rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos , cohetes sonda y satélites . La astronomía de rayos X utiliza un tipo de telescopio espacial que puede ver la radiación de rayos X que los telescopios ópticos estándar , como los Observatorios de Mauna Kea , no pueden.
Se espera que los objetos astronómicos que contienen gases extremadamente calientes emitan rayos X a temperaturas desde aproximadamente un millón de kelvin (K) hasta cientos de millones de kelvin (MK). Además, el mantenimiento de la capa E de gas ionizado en lo alto de la termosfera de la Tierra también sugería una fuerte fuente extraterrestre de rayos X. Aunque la teoría predijo que el Sol y las estrellas serían fuentes prominentes de rayos X, no había forma de verificarlo porque la atmósfera de la Tierra bloquea la mayoría de los rayos X extraterrestres. No fue hasta que se desarrollaron formas de enviar paquetes de instrumentos a grandes altitudes que se pudieron estudiar estas fuentes de rayos X.
La existencia de rayos X solares fue confirmada a principios de mediados del siglo XX por V-2 convertidos en cohetes sondeo , y la detección de rayos X extraterrestres ha sido la misión principal o secundaria de múltiples satélites desde 1958. [1 ] La primera fuente de rayos X cósmica (más allá del Sistema Solar) fue descubierta por un cohete sonda en 1962. Llamada Scorpius X-1 (Sco X-1) (la primera fuente de rayos X encontrada en la constelación de Escorpio ), la X -La emisión de rayos de Scorpius X-1 es 10.000 veces mayor que su emisión visual, mientras que la del Sol es aproximadamente un millón de veces menor. Además, la producción de energía en rayos X es 100.000 veces mayor que la emisión total del Sol en todas las longitudes de onda .
Desde entonces se han descubierto miles de fuentes de rayos X. Además, el espacio intergaláctico en los cúmulos de galaxias está lleno de un gas caliente, pero muy diluido, a una temperatura de entre 100 y 1000 megakelvins (MK). La cantidad total de gas caliente es de cinco a diez veces la masa total de las galaxias visibles.
En 1927, EO Hulburt del Laboratorio de Investigación Naval de Estados Unidos y sus asociados Gregory Breit y Merle A. Tuve de la Carnegie Institution de Washington exploraron la posibilidad de equipar los cohetes de Robert H. Goddard para explorar la atmósfera superior. "Dos años más tarde, propuso un programa experimental en el que se podría instrumentar un cohete para explorar la atmósfera superior, incluida la detección de radiación ultravioleta y rayos X a gran altura". [2]
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. [3] Se sabe que el Sol está rodeado por una corona tenue y caliente. [4] A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. [3]
La búsqueda de fuentes de rayos X procedentes de la atmósfera terrestre comenzó el 5 de agosto de 1948 a las 12:07 GMT. Un cohete V-2 del ejército estadounidense (anteriormente alemán) como parte del Proyecto Hermes fue lanzado desde White Sands Proving Grounds . Los primeros rayos X solares fueron registrados por T. Burnight. [5]
Durante las décadas de 1960, 70, 80 y 90, la sensibilidad de los detectores aumentó considerablemente durante los 60 años de astronomía de rayos X. Además, la capacidad de enfocar rayos X se ha desarrollado enormemente, lo que permite producir imágenes de alta calidad de muchos objetos celestes fascinantes.
Los primeros vuelos con cohetes de sondeo para la investigación de rayos X se realizaron en el campo de misiles White Sands en Nuevo México con un cohete V-2 el 28 de enero de 1949. Se colocó un detector en la sección del cono de la nariz y el cohete se lanzó en una trayectoria suborbital. vuelo a una altitud justo por encima de la atmósfera. Los rayos X del Sol fueron detectados por el experimento Blossom del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU . a bordo. [6]
Un cohete Aerobee 150 lanzado el 19 de junio de 1962 (UTC) detectó los primeros rayos X emitidos desde una fuente fuera de nuestro sistema solar [7] [8] (Scorpius X-1). [9] Ahora se sabe que fuentes de rayos X como Sco X-1 son estrellas compactas , como estrellas de neutrones o agujeros negros . El material que cae en un agujero negro puede emitir rayos X, pero el agujero negro en sí no. La fuente de energía para la emisión de rayos X es la gravedad . El gas y el polvo que caen son calentados por los fuertes campos gravitacionales de estos y otros objetos celestes. [10] Basándose en los descubrimientos en este nuevo campo de la astronomía de rayos X, comenzando con Scorpius X-1, Riccardo Giacconi recibió el Premio Nobel de Física en 2002. [11]
El mayor inconveniente de los vuelos con cohetes es su muy corta duración (apenas unos minutos por encima de la atmósfera antes de que el cohete vuelva a caer a la Tierra) y su limitado campo de visión . Un cohete lanzado desde Estados Unidos no podrá detectar fuentes en el cielo del sur; un cohete lanzado desde Australia no podrá detectar fuentes en el cielo del norte.
En astronomía, el medio interestelar (o ISM ) es el gas y el polvo cósmico que impregnan el espacio interestelar: la materia que existe entre los sistemas estelares dentro de una galaxia. Llena el espacio interestelar y se mezcla suavemente con el medio intergaláctico circundante . El medio interestelar consiste en una mezcla extremadamente diluida (según los estándares terrestres) de iones , átomos , moléculas , granos de polvo más grandes, rayos cósmicos y campos magnéticos (galácticos). [12] La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética , es el campo de radiación interestelar .
De interés es el medio ionizado caliente (HIM), que consiste en una expulsión de nubes coronales desde las superficies estelares a 10 6 -10 7 K que emite rayos X. El ISM es turbulento y lleno de estructura en todas las escalas espaciales. Las estrellas nacen en lo profundo de grandes complejos de nubes moleculares , normalmente de unos pocos parsecs de tamaño. Durante su vida y muerte, las estrellas interactúan físicamente con el ISM. 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 son burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente. Actualmente, el Sol viaja a través de la Nube Interestelar Local , una región más densa en la Burbuja Local de baja densidad .
Para medir el espectro de la emisión difusa de rayos X del medio interestelar en el rango de energía de 0,07 a 1 keV, la NASA lanzó un Black Brant 9 desde White Sands Missile Range, Nuevo México, el 1 de mayo de 2008. [13] El investigador principal Para la misión está el Dr. Dan McCammon de la Universidad de Wisconsin-Madison .
Los vuelos en globo pueden transportar instrumentos a altitudes de hasta 40 km sobre el nivel del mar, donde se encuentran por encima del 99,997% de la atmósfera terrestre. A diferencia de un cohete, donde los datos se recopilan durante unos breves minutos, los globos pueden permanecer en el aire durante mucho más tiempo. Sin embargo, incluso a tales altitudes, gran parte del espectro de rayos X todavía se absorbe. Los rayos X con energías inferiores a 35 keV (5600 aJ) no pueden alcanzar los globos. El 21 de julio de 1964, se descubrió que el remanente de supernova de la Nebulosa del Cangrejo era una fuente de rayos X duros (15-60 keV) gracias a un contador de centelleo instalado en un globo lanzado desde Palestina, Texas , Estados Unidos. Esta fue probablemente la primera detección de rayos X basada en un globo procedente de una fuente de rayos X cósmica discreta. [14]
El telescopio de enfoque de alta energía (HEFT) es un experimento a bordo de un globo para obtener imágenes de fuentes astrofísicas en la banda de rayos X duros (20-100 keV). [15] Su vuelo inaugural tuvo lugar en mayo de 2005 desde Fort Sumner, Nuevo México, EE.UU. La resolución angular de HEFT es c. 1,5'. En lugar de utilizar un telescopio de rayos X de ángulo rasante , HEFT utiliza un novedoso recubrimiento multicapa de tungsteno -silicio para extender la reflectividad de los espejos de incidencia rasante anidados más allá de 10 keV. HEFT tiene una resolución energética de 1,0 keV de ancho completo a la mitad del máximo a 60 keV. HEFT se lanzó para un vuelo en globo de 25 horas en mayo de 2005. El instrumento funcionó dentro de las especificaciones y observó Tau X-1 , la Nebulosa del Cangrejo.
Un experimento a bordo de un globo llamado espectrómetro de rayos gamma y rayos X duros de alta resolución (HIREGS) observó las emisiones de rayos X y gamma del Sol y otros objetos astronómicos. [16] [17] Fue lanzado desde la estación McMurdo , en la Antártida , en diciembre de 1991 y 1992. Vientos constantes llevaron el globo en un vuelo circumpolar que duró aproximadamente dos semanas cada vez. [18]
El rockoon , una mezcla de cohete y globo , era un cohete de combustible sólido que, en lugar de encenderse inmediatamente mientras estaba en tierra, era transportado primero a la atmósfera superior mediante un globo lleno de gas. Luego, una vez separado del globo en su máxima altura, el cohete se encendía automáticamente. Esto logró una mayor altitud, ya que el cohete no tuvo que moverse a través de las capas de aire más gruesas e inferiores que habrían requerido mucho más combustible químico.
El concepto original de "rockoons" fue desarrollado por Cmdr. Lee Lewis, comandante. G. Halvorson, SF Singer y James A. Van Allen durante el crucero de lanzamiento de cohetes Aerobee del USS Norton Sound el 1 de marzo de 1949. [6]
Del 17 al 27 de julio de 1956, el Laboratorio de Investigación Naval (NRL) a bordo lanzó ocho cohetes Deacon para observaciones solares ultravioleta y de rayos X a ~30° N ~121,6° W, al suroeste de la isla San Clemente , apogeo: 120 km. [19]
Los satélites son necesarios porque los rayos X son absorbidos por la atmósfera terrestre, por lo que los instrumentos para detectar rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos, cohetes sonda y satélites. Los telescopios de rayos X (XRT) tienen direccionalidad o capacidad de obtención de imágenes variables según la reflexión del ángulo de mirada en lugar de la refracción o la reflexión de gran desviación. [20] [21] Esto los limita a campos de visión mucho más estrechos que los telescopios visibles o UV. Los espejos pueden estar hechos de cerámica o láminas de metal. [22]
El primer telescopio de rayos X de la astronomía se utilizó para observar el Sol. La primera imagen de rayos X (tomada con un telescopio de incidencia rasante) del Sol fue tomada en 1963, por un telescopio a bordo de un cohete. El 19 de abril de 1960 se tomó la primera imagen de rayos X del Sol utilizando una cámara estenopeica en un cohete Aerobee-Hi. [23]
La utilización de espejos de rayos X para la astronomía de rayos X extrasolares requiere simultáneamente:
Los detectores de astronomía de rayos X se han diseñado y configurado principalmente para la detección de energía y ocasionalmente de longitud de onda utilizando una variedad de técnicas generalmente limitadas a la tecnología de la época.
Los detectores de rayos X recogen rayos X individuales (fotones de radiación electromagnética de rayos X) y cuentan el número de fotones recogidos (intensidad), la energía (0,12 a 120 keV) de los fotones recogidos, la longitud de onda (aprox. 0,008–8 nm ), o qué tan rápido se detectan los fotones (cuentas por hora), para informarnos sobre el objeto que los emite.
Varios tipos de objetos astrofísicos emiten, fluorescen o reflejan rayos X, desde cúmulos de galaxias , pasando por agujeros negros en núcleos galácticos activos (AGN), hasta objetos galácticos como restos de supernovas , estrellas y estrellas binarias que contienen una enana blanca ( estrellas variables cataclísmicas). y fuentes de rayos X súper suaves ), 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 los rayos X de la Luna surge de los rayos X solares reflejados. 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 , radiación de cuerpo negro , radiación de sincrotrón o lo que se llama 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. [24]
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. [25]
Hercules X-1 está compuesto por una estrella de neutrones que acumula materia de una estrella normal (HZ Herculis), 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. [26]
En julio de 2020, los astrónomos informaron de la observación de un " candidato a evento de perturbación de marea fuerte " asociado con ASASSN-20hx, ubicado cerca del núcleo de la galaxia NGC 6297, y señalaron que la observación representaba uno de los "muy pocos eventos de perturbación de marea con ley de potencia fuerte ". Espectros de rayos X ". [27] [28]
La esfera celeste se ha dividido en 88 constelaciones. Las constelaciones de la Unión Astronómica Internacional (IAU) son áreas del cielo. Cada uno de ellos contiene notables fuentes de rayos X. Algunos de ellos han sido identificados a partir de modelos astrofísicos como galaxias o agujeros negros en los centros de las galaxias. Algunos son púlsares . Al igual que con las fuentes ya modeladas con éxito por la astrofísica 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 . Las constelaciones son un dispositivo astronómico para manejar la observación y la precisión independientemente de la teoría o interpretación física actual. La astronomía existe desde hace mucho tiempo. La teoría física cambia con el tiempo. Con respecto a las fuentes celestes de rayos X, la astrofísica de rayos X tiende a centrarse en la razón física del brillo de los rayos X, mientras que la astronomía de rayos X tiende a centrarse en su clasificación, orden de descubrimiento, variabilidad, resolubilidad y su relación con fuentes cercanas en otras constelaciones.
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. Los rayos X suaves son emitidos por gas caliente (T ~ 2–3 MK) en el interior de la superburbuja. Este objeto brillante forma el fondo de la "sombra" de un filamento de gas y polvo. El filamento se muestra mediante los contornos superpuestos, que representan una emisión de 100 micrómetros de polvo a una temperatura de aproximadamente 30 K medida por IRAS . Aquí el filamento absorbe rayos X suaves entre 100 y 300 eV, lo que indica que el gas caliente se encuentra detrás del filamento. Este filamento puede ser parte de una capa de gas neutro que rodea la burbuja caliente. Su interior recibe energía de la luz ultravioleta (UV) y los vientos estelares de estrellas calientes de la asociación Orión OB1. Estas estrellas energizan una superburbuja de aproximadamente 1200 lys de ancho que se observa en las porciones visual (Hα) y de rayos X del espectro.
Por lo general, se considera que la astronomía observacional ocurre en la superficie de la Tierra (o debajo de ella en la astronomía de neutrinos ). La idea de limitar la observación a la Tierra incluye orbitar la Tierra. Tan pronto como el observador abandona los acogedores confines de la Tierra, se convierte en un explorador del espacio profundo. [29] Excepto el Explorer 1 y el Explorer 3 y los satélites anteriores de la serie, [30] normalmente, si una sonda va a ser un explorador del espacio profundo, abandona la Tierra o una órbita alrededor de la Tierra.
Para que un satélite o sonda espacial califique como astrónomo/explorador de rayos X del espacio profundo o "astronobot"/explorador, todo lo que necesita llevar a bordo es un XRT o detector de rayos X y abandonar la órbita de la Tierra.
Ulises fue lanzado el 6 de octubre de 1990 y llegó a Júpiter con su " tirachinas gravitacional " en febrero de 1992. Pasó por el polo sur solar en junio de 1994 y cruzó el ecuador de la eclíptica en febrero de 1995. Los rayos X solares y los rayos gamma cósmicos estallaron El experimento (GRB) tenía tres objetivos principales: estudiar y monitorear las erupciones solares, detectar y localizar explosiones cósmicas de rayos gamma y la detección in situ de auroras jovianas. Ulises fue el primer satélite que llevó un detector de explosiones gamma que salió de la órbita de Marte. Los detectores de rayos X duros funcionaron en el rango de 15 a 150 keV. Los detectores consistían en cristales de CsI (Tl) de 23 mm de espesor x 51 mm de diámetro montados mediante tubos de luz de plástico en fotomultiplicadores. El detector duro cambió su modo de funcionamiento dependiendo de (1) la tasa de conteo medida, (2) el comando en tierra o (3) el cambio en el modo de telemetría de la nave espacial. El nivel de activación generalmente se estableció en 8-sigma por encima del fondo y la sensibilidad es 10 −6 erg/cm 2 (1 nJ/m 2 ). Cuando se registra una activación de ráfaga, el instrumento cambia para registrar datos de alta resolución, grabándolos en una memoria de 32 kbit para una lectura de telemetría lenta. Los datos de ráfaga constan de 16 s de velocidades de conteo de resolución de 8 ms o 64 s de velocidades de conteo de 32 ms de la suma de los 2 detectores. También hubo espectros de energía de 16 canales de la suma de los 2 detectores (tomado en integraciones de 1, 2, 4, 16 o 32 segundos). Durante el modo de 'espera', los datos se tomaron en integraciones de 0,25 o 0,5 s y 4 canales de energía (el tiempo de integración más corto fue de 8 s). Nuevamente, se sumaron las salidas de los 2 detectores.
Los detectores de rayos X blandos Ulysses consistían en detectores de barrera de superficie de Si de 2,5 mm de espesor × 0,5 cm 2 de área. Una ventana frontal de lámina de berilio de 100 mg/cm 2 rechazó los rayos X de baja energía y definió un FOV cónico de 75° (medio ángulo). Estos detectores se enfriaron pasivamente y funcionan en el rango de temperatura de -35 a -55 °C. Este detector tenía 6 canales de energía, que cubrían el rango de 5 a 20 keV.
La astronomía teórica de rayos X es una rama de la astronomía teórica que se ocupa de la astrofísica teórica y la astroquímica teórica de la generación, emisión y detección de rayos X aplicadas a objetos astronómicos .
Al igual que la astrofísica teórica , la astronomía teórica de rayos X utiliza una amplia variedad de herramientas que incluyen modelos analíticos para aproximar el comportamiento de una posible fuente de rayos X y simulaciones numéricas computacionales para aproximar los datos de observación. Una vez que las posibles consecuencias observacionales estén disponibles, se pueden comparar con observaciones experimentales. Los observadores pueden buscar datos que refuten un modelo o ayuden a elegir entre varios modelos alternativos o en conflicto.
Los teóricos también intentan generar o modificar modelos para tener en cuenta nuevos datos. En caso de inconsistencia, la tendencia general es intentar realizar modificaciones mínimas al modelo para ajustarlo a los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos inconsistentes a lo largo del tiempo puede llevar al abandono total de un modelo.
La mayoría de los temas de astrofísica , astroquímica , astrometría y otros campos que son ramas de la astronomía estudiadas por los teóricos involucran rayos X y fuentes de rayos X. Muchos de los inicios de una teoría se pueden encontrar en un laboratorio terrestre donde se construye y estudia una fuente de rayos X.
La teoría del dínamo describe el proceso mediante el cual un fluido giratorio, convectivo y conductor eléctrico actúa para mantener un campo magnético . Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos anormalmente duraderos en los cuerpos astrofísicos. Si algunos de los campos magnéticos estelares son realmente inducidos por dinamos, entonces la intensidad del campo podría estar asociada con la velocidad de rotación. [31]
A partir del espectro de rayos X observado, combinado con los resultados de emisión espectral para otros rangos de longitud de onda, se puede construir un modelo astronómico que aborde la posible fuente de emisión de rayos X. Por ejemplo, con Scorpius X-1, el espectro de rayos X cae abruptamente a medida que la energía de los rayos X aumenta hasta 20 keV, lo que probablemente se deba a un mecanismo de plasma térmico. [24] Además, no hay emisión de radio, y el continuo visible es aproximadamente lo que se esperaría de un plasma caliente que se ajuste al flujo de rayos X observado. [24] El plasma podría ser una nube coronal de un objeto central o un plasma transitorio, donde se desconoce la fuente de energía, pero podría estar relacionado con la idea de un binario cercano. [24]
En el espectro de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo hay tres características que difieren mucho de Scorpius X-1: su espectro es mucho más duro, el diámetro de su fuente está en años luz (ly), no en unidades astronómicas (AU), y su radio y la emisión óptica de sincrotrón es fuerte. [24] Su luminosidad general de rayos X rivaliza con la emisión óptica y podría ser la de un plasma no térmico. Sin embargo, la Nebulosa del Cangrejo aparece como una fuente de rayos X que es una bola central de plasma diluido que se expande libremente, donde el contenido de energía es 100 veces el contenido de energía total de la gran porción visible y de radio, obtenida de la fuente desconocida. [24]
La "Línea Divisoria" a medida que las estrellas gigantes evolucionan para convertirse en gigantes rojas también coincide con las Líneas Divisorias del Viento y la Corona. [32] Para explicar la caída en la emisión de rayos X a través de estas líneas divisorias, se han propuesto varios modelos:
Las binarias de rayos X de gran masa (HMXB) están compuestas por estrellas compañeras supergigantes OB y objetos compactos, normalmente estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Las binarias supergigantes de rayos X (SGXB) son HMXB en las que los objetos compactos orbitan a compañeros masivos con períodos orbitales de unos pocos días (3 a 15 días) y en órbitas circulares (o ligeramente excéntricas). Los SGXB muestran los típicos espectros de rayos X duros de los púlsares en acreción y la mayoría muestra una fuerte absorción como los HMXB oscurecidos. La luminosidad de los rayos X ( L x ) aumenta hasta 10 36 ergios −1 (10 29 vatios). [ cita necesaria ]
El mecanismo que desencadena el diferente comportamiento temporal observado entre los SGXB clásicos y los transitorios rápidos de rayos X supergigantes (SFXT) recientemente descubiertos aún se debate. [33]
Se dice que la astronomía estelar de rayos X comenzó el 5 de abril de 1974 [ ¿por quién? ] , con la detección de rayos X de Capella . [34] Un vuelo de cohete en esa fecha calibró brevemente su sistema de control de actitud cuando un sensor estelar apuntó el eje de carga útil a Capella (α Aur). Durante este período, un sistema reflector de rayos X alineado con el sensor de estrellas detectó rayos X en el rango de 0,2 a 1,6 keV. [34] La luminosidad de rayos X de L x = 10 31 ergios −1 (10 24 W) está cuatro órdenes de magnitud por encima de la luminosidad de rayos X del Sol. [34]
Las estrellas coronales, o estrellas dentro de una nube coronal , son omnipresentes entre las estrellas de la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell . [3] Se han utilizado experimentos con instrumentos a bordo del Skylab y Copernicus para buscar emisiones suaves de rayos X en el rango de energía ~0,14–0,284 keV de las coronas estelares. [35] Los experimentos a bordo del ANS lograron encontrar señales de rayos X de Capella y Sirius (α CMa). Por primera vez se propuso la emisión de rayos X desde una corona mejorada similar a la solar. [35] La alta temperatura de la corona de Capella obtenida del primer espectro de rayos X coronal de Capella usando HEAO 1 requería confinamiento magnético a menos que fuera un viento coronal que fluyera libremente. [3]
En 1977 se descubre que Proxima Centauri emite radiación de alta energía en el XUV. En 1978, se identificó α Cen como una fuente coronal de baja actividad. [36] Con el funcionamiento del observatorio Einstein , la emisión de rayos X fue reconocida como un rasgo característico común a una amplia gama de estrellas que cubren esencialmente todo el diagrama de Hertzsprung-Russell. [36] La encuesta inicial de Einstein arrojó importantes conclusiones:
Para ajustarse al espectro de resolución media de UX Arietis , se requerían abundancias subsolares. [3]
La astronomía de rayos X estelares está contribuyendo a una comprensión más profunda de
La sabiduría actual sostiene que las estrellas masivas de la secuencia principal coronal son estrellas A tardías o F tempranas, una conjetura que está respaldada tanto por la observación como por la teoría. [3]
Las estrellas recién formadas se conocen como estrellas previas a la secuencia principal durante la etapa de evolución estelar antes de alcanzar la secuencia principal . Las estrellas en esta etapa (edades <10 millones de años) producen rayos X en sus coronas estelares. Sin embargo, su emisión de rayos X es de 10 3 a 10 5 veces más intensa que la de las estrellas de la secuencia principal de masas similares. [37]
El Observatorio Einstein descubrió la emisión de rayos X de estrellas anteriores a la secuencia principal . [38] [39] Esta emisión de rayos X se produce principalmente por llamaradas de reconexión magnética en las coronas estelares, y muchas llamaradas pequeñas contribuyen a la emisión de rayos X "inactiva" de estas estrellas. [40] Las estrellas anteriores a la secuencia principal tienen grandes zonas de convección, que a su vez impulsan fuertes dinamos, produciendo fuertes campos magnéticos superficiales. Esto conduce a una alta emisión de rayos X de estas estrellas, que se encuentran en el régimen de rayos X saturado, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal que muestran una modulación rotacional de la emisión de rayos X. Otras fuentes de emisión de rayos X incluyen puntos críticos de acreción [41] y flujos de salida colimados. [42]
La emisión de rayos X como indicador de la juventud estelar es importante para los estudios de las regiones de formación estelar. La mayoría de las regiones de formación estelar en la Vía Láctea se proyectan en campos del plano galáctico con numerosas estrellas de campo no relacionadas. A menudo es imposible distinguir los miembros de un cúmulo estelar joven de las estrellas contaminantes de campo utilizando únicamente imágenes ópticas e infrarrojas. La emisión de rayos X puede atravesar fácilmente la absorción moderada de las nubes moleculares y puede utilizarse para identificar candidatos a miembros del cúmulo. [43]
Dada la falta de una zona de convección exterior significativa, la teoría predice la ausencia de una dinamo magnética en las estrellas A anteriores. [3] En las primeras estrellas de tipo espectral O y B, las sacudidas que se desarrollan en vientos inestables son la fuente probable de rayos X. [3]
Más allá del tipo espectral M5, la dinamo αω clásica ya no puede funcionar, ya que la estructura interna de las estrellas enanas cambia significativamente: se vuelven completamente convectivas. [3] Como una dinamo distribuida (o α 2 ) puede volverse relevante, tanto el flujo magnético en la superficie como la topología de los campos magnéticos en la corona deberían cambiar sistemáticamente a lo largo de esta transición, lo que quizás resulte en algunas discontinuidades en los rayos X. características alrededor de la clase espectral dM5. [3] Sin embargo, las observaciones no parecen respaldar esta imagen: la detección de rayos X de masa más baja durante mucho tiempo, VB 8 (M7e V), ha mostrado una emisión constante a niveles de luminosidad de rayos X ( L X ) ≈ 10 26 erg·s −1 (10 19 W) y se enciende hasta un orden de magnitud mayor. [3] La comparación con otras enanas M tardías muestra una tendencia bastante continua. [3]
Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas anteriores a la secuencia principal. En cuanto a sus propiedades de emisión de rayos X, algunas son
La naturaleza de estas fuertes emisiones sigue siendo controvertida con modelos que incluyen
Las estrellas FK Com son gigantes del tipo espectral K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas ( L X ≥ 10 32 erg·s −1 o 10 25 W) y las más calientes conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. [3] Sin embargo, la hipótesis popular actual implica una fusión de un sistema binario cercano en el que el momento angular orbital del compañero se transfiere al primario. [3]
Pólux es la estrella más brillante de la constelación de Géminis , a pesar de su designación Beta, y la decimoséptima más brillante del cielo. Pollux es una estrella K gigante de color naranja que crea un interesante contraste de color con su "gemelo" blanco, Castor. Se ha encontrado evidencia de una corona exterior caliente y soportada magnéticamente alrededor de Pólux, y se sabe que la estrella es un emisor de rayos X. [44]
Nuevas observaciones de rayos X realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran tres estructuras distintas: un anillo exterior en forma de herradura de unos 2 años luz de diámetro, un núcleo interior caliente de unos 3 meses luz de diámetro y una fuente central caliente de menos de 1 mes luz de diámetro que puede contener a la superestrella que impulsa todo el espectáculo. El anillo exterior proporciona evidencia de otra gran explosión que ocurrió hace más de 1.000 años. Se cree que estas 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 . [45] Davidson es el investigador principal de las observaciones de Eta Carina realizadas por el Telescopio Espacial Hubble . "Según la teoría más popular, los rayos X se producen mediante la colisión de corrientes de gas procedentes de dos estrellas tan cercanas entre sí que nos parecerían una fuente puntual. Pero, ¿qué sucede con las corrientes de gas que escapan a distancias mayores? La materia caliente extendida en medio de la nueva imagen ofrece nuevas y exigentes condiciones que cualquier teoría debe cumplir." [45]
Colectivamente, los astrónomos aficionados observan una variedad de objetos y fenómenos celestes, a veces con equipos que ellos mismos construyen. La Academia de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos (USAFA) es la sede del único programa universitario de satélites de los EE. UU. y ha desarrollado y continúa desarrollando los cohetes sondeo FalconLaunch. [46] Además de cualquier esfuerzo directo de aficionados para colocar cargas útiles de astronomía de rayos X en el espacio, existen oportunidades que permiten que cargas útiles experimentales desarrolladas por estudiantes se coloquen a bordo de cohetes de sondeo comerciales como un viaje gratuito. [47]
Existen limitaciones importantes para los aficionados que observan e informan sobre experimentos en astronomía de rayos X: el costo de construir un cohete o globo de aficionado para colocar un detector lo suficientemente alto y el costo de las piezas apropiadas para construir un detector de rayos X adecuado.
Como la astronomía de rayos X utiliza una sonda espectral importante para observar la fuente, es una herramienta valiosa en los esfuerzos por comprender muchos enigmas.
Los campos magnéticos son omnipresentes entre las estrellas, pero no entendemos exactamente por qué, ni hemos comprendido completamente la desconcertante variedad de mecanismos físicos del plasma que actúan en los entornos estelares. [3] Algunas estrellas, por ejemplo, parecen tener campos magnéticos, campos magnéticos estelares fósiles que quedaron de su período de formación, mientras que otras parecen generar el campo de nuevo con frecuencia.
Cuando se detecta inicialmente una fuente de rayos X extrasolar, la primera pregunta que se suele plantear es "¿Cuál es la fuente?" A menudo se realiza una búsqueda exhaustiva en otras longitudes de onda, como la visible o la radio, de posibles objetos coincidentes. Muchas de las ubicaciones de rayos X verificadas aún no tienen fuentes fácilmente discernibles. La astrometría de rayos X se convierte en una preocupación seria que resulta en demandas cada vez mayores de resolución angular y radiancia espectral más finas .
Existen dificultades inherentes a la hora de realizar identificaciones por rayos X/ópticas, por rayos X/radio y por rayos X/rayos X basadas únicamente en coincidencias posicionales, especialmente con desventajas a la hora de realizar identificaciones, como las grandes incertidumbres en los determinantes posicionales obtenidos a partir de globos y cohetes, mala separación de fuentes en la poblada región hacia el centro galáctico, variabilidad de fuentes y multiplicidad de nomenclatura de fuentes. [48]
Las fuentes de rayos X equivalentes a las estrellas se pueden identificar calculando la separación angular entre los centroides de la fuente y la posición de la estrella. La separación máxima permitida es un compromiso entre un valor mayor para identificar tantas coincidencias reales como sea posible y un valor menor para minimizar la probabilidad de coincidencias falsas. "Un criterio de coincidencia adoptado de 40" encuentra casi todas las posibles coincidencias de fuentes de rayos X manteniendo al mismo tiempo la probabilidad de coincidencias espurias en la muestra en un 3%". [49]
Todas las fuentes de rayos X detectadas en, alrededor o cerca del Sol parecen estar asociadas con procesos en la corona , que es su atmósfera exterior.
En el ámbito de la astronomía de rayos X solares existe el problema del calentamiento coronal . La fotosfera del Sol tiene una temperatura efectiva de 5570 K [50] , sin embargo, su corona tiene una temperatura promedio de 1–2 × 10 6 K. [51] Sin embargo, las regiones más calientes son 8–20 × 10 6 K. [51 ] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción directa de calor desde la fotosfera. [52]
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona proviene del movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento de la corona. [51] El primero es el calentamiento ondulatorio , en el que las turbulencias en la zona de convección producen ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas. [51] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiental en forma de calor. [53] El otro es el calentamiento magnético , en el que la energía magnética se acumula continuamente mediante el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes erupciones solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanollamaradas . [54]
Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas de Alfvén, se disipan o refractan antes de alcanzar la corona. [55] Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el foco de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas. [51]
Una eyección de masa coronal (CME) es un plasma expulsado que consta principalmente de electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados como helio, oxígeno y hierro), además de las regiones coronales cerradas del campo magnético. La evolución de estas estructuras magnéticas cerradas en respuesta a diversos movimientos fotosféricos en diferentes escalas de tiempo (convección, rotación diferencial, circulación meridional) conduce de alguna manera a la CME. [56] Las firmas energéticas a pequeña escala, como el calentamiento del plasma (observado como un brillo compacto y suave de rayos X) pueden ser indicativos de CME inminentes.
El sigmoideo de rayos X suaves (una intensidad de rayos X suaves en forma de S) es una manifestación observacional de la conexión entre la estructura coronal y la producción de CME. [56] "Relacionar los sigmoides en longitudes de onda de rayos X (y otras) con estructuras magnéticas y sistemas de corriente en la atmósfera solar es la clave para comprender su relación con las CME". [56]
La primera detección de una eyección de masa coronal (CME) como tal fue realizada el 1 de diciembre de 1971 por R. Tousey del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU. utilizando OSO 7 . [57] Las observaciones anteriores de transitorios coronales o incluso fenómenos observados visualmente durante los eclipses solares ahora se entienden como esencialmente la misma cosa.
La mayor perturbación geomagnética, probablemente resultante de una CME "prehistórica", coincidió con la primera erupción solar observada, en 1859. La llamarada fue observada visualmente por Richard Christopher Carrington y la tormenta geomagnética se observó con el magnetógrafo de grabación en Kew Gardens . El mismo instrumento registró una entrepierna , una perturbación instantánea de la ionosfera terrestre por rayos X suaves ionizantes. Esto no pudo entenderse fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X (por Roentgen ) y al reconocimiento de la ionosfera (por Kennelly y Heaviside ).
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. LSI+61°303 es un sistema binario periódico de emisión de radio que también es la fuente de rayos gamma, CG135+01. Las observaciones están revelando 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 de rayos: Transitorios de rayos X rápidos supergigantes (SFXT). 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 . 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, en particular rayos X y rayos gamma .
Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes de la derecha, a veces el Sol está casi oscuro en rayos X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse , por el contrario, parece estar siempre oscura en los rayos X. Las gigantes rojas apenas emiten rayos X. 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. Altair es del tipo espectral A7V y Vega es A0V. La luminosidad total de rayos X de Altair es al menos un orden de magnitud mayor que la luminosidad de rayos X de Vega. Se espera que la zona de convección exterior de las primeras estrellas F sea muy poco profunda y esté ausente en las enanas de tipo A; sin embargo, el flujo acústico desde el interior alcanza un máximo en las estrellas A tardías y F tempranas, lo que provoca investigaciones de la actividad magnética en las estrellas de tipo A a lo largo de tres líneas principales. Las estrellas químicamente peculiares de tipo espectral Bp o Ap son fuentes de radio magnéticas apreciables, la mayoría de las estrellas Bp/Ap pasan desapercibidas y, de las que se informó anteriormente que producían rayos X, sólo unas pocas de ellas pueden identificarse probablemente como estrellas individuales. 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".
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". [3]
A medida que los detectores de rayos X se han vuelto más sensibles, han observado que algunos planetas y otros objetos celestes normalmente no luminiscentes en rayos X, bajo ciertas condiciones, emiten, fluorescen o reflejan rayos X. [ cita necesaria ]
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 más amplia de átomos del cometa. 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 unas 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. [58]
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