Una imagen de Chandra de NGC 4485 y NGC 4490: dos ULX potenciales
Una fuente de rayos X ultraluminosa ( ULX ) es una fuente astronómica de rayos X que es menos luminosa que un núcleo galáctico activo pero es más consistentemente luminosa que cualquier proceso estelar conocido (más de 10 39 erg /s, o 10 32 vatios ), suponiendo que irradia isotrópicamente (igual en todas direcciones). Normalmente hay alrededor de un ULX por galaxia en las galaxias que los albergan, pero algunas galaxias contienen muchos. No se ha demostrado que la Vía Láctea contenga un ULX, aunque SS 433 puede ser una posible fuente. El principal interés en los ULX surge de que su luminosidad excede la luminosidad de Eddington de las estrellas de neutrones e incluso de los agujeros negros estelares . No se sabe qué alimenta los ULX; Los modelos incluyen la emisión de rayos de objetos de masa estelar, agujeros negros de masa intermedia en acreción y emisión súper Eddington.
Hechos observacionales
Los ULX fueron descubiertos por primera vez en la década de 1980 por el Observatorio Einstein . ROSAT realizó observaciones posteriores . Los observatorios de rayos X XMM-Newton y Chandra han logrado grandes avances , que tienen una resolución espectral y angular mucho mayor . Un estudio de los ULX realizado por observaciones de Chandra muestra que hay aproximadamente un ULX por galaxia en las galaxias que albergan ULX (la mayoría no). [1]
Los ULX se encuentran en todo tipo de galaxias, incluidas las galaxias elípticas , pero son más ubicuos en galaxias con formación de estrellas y en galaxias que interactúan gravitacionalmente. Decenas de porcentajes de los ULX son, de hecho, cuásares de fondo ; La probabilidad de que un ULX sea una fuente de fondo es mayor en las galaxias elípticas que en las galaxias espirales .
Modelos
El hecho de que los ULX tengan luminosidades de Eddington mayores que la de los objetos de masa estelar implica que son diferentes de los binarios de rayos X normales . Hay varios modelos de ULX y es probable que se apliquen diferentes modelos para diferentes fuentes.
Emisión radiada : si la emisión de las fuentes es intensamente irradiada, el argumento de Eddington se elude dos veces: primero, porque la luminosidad real de la fuente es menor que la inferida, y segundo, porque el gas acumulado puede provenir de una dirección diferente a aquella en la que se encuentra la fuente. se emiten fotones . Los modelos indican que las fuentes de masa estelar pueden alcanzar luminosidades de hasta 10 40 erg/s (10 33 W), suficiente para explicar la mayoría de las fuentes, pero demasiado baja para las fuentes más luminosas. Si la fuente es de masa estelar y tiene un espectro térmico , su temperatura debe ser alta, multiplicada por la temperatura la constante de Boltzmann kT ≈ 1 keV, y no se esperan oscilaciones cuasi periódicas .
Agujeros negros de masa intermedia : en la naturaleza se observan agujeros negros con masas del orden de diez veces la masa del Sol , y con masas de millones a miles de millones de veces la masa solar. Los primeros son ' agujeros negros estelares ', producto final de estrellas masivas, mientras que los segundos son agujeros negros supermasivos , y existen en los centros de las galaxias. Los agujeros negros de masa intermedia (IMBH) son una hipotética tercera clase de objetos, con masas en el rango de cientos a miles de masas solares. [2] Los agujeros negros de masa intermedia son lo suficientemente ligeros como para no hundirse hasta el centro de sus galaxias anfitrionas por fricción dinámica , pero lo suficientemente masivos como para poder emitir en luminosidades ULX sin exceder el límite de Eddington . Si un ULX es un agujero negro de masa intermedia, en el estado alto/blando debería tener un componente térmico de un disco de acreción que alcanza su punto máximo a una temperatura relativamente baja ( kT ≈ 0,1 keV) y puede exhibir una oscilación cuasi periódica a temperaturas relativamente bajas. frecuencias .
Un argumento a favor de algunas fuentes como posibles IMBH es la analogía de los espectros de rayos X como binarios de rayos X de agujeros negros de masa estelar ampliados. Se ha observado que los espectros de los binarios de rayos X pasan por varios estados de transición. Los más notables de estos estados son el estado bajo/duro y el estado alto/blando (ver Remillard & McClintock 2006). El estado bajo/duro o estado dominado por la ley de potencia se caracteriza por un espectro de rayos X absorbido según la ley de potencia con un índice espectral de 1,5 a 2,0 (espectro de rayos X duro). Históricamente, este estado se asociaba con una menor luminosidad, aunque con mejores observaciones con satélites como RXTE, este no es necesariamente el caso. El estado alto/blando se caracteriza por un componente térmico absorbido (cuerpo negro con una temperatura de disco de ( kT ≈ 1,0 keV) y una ley de potencia (índice espectral ≈ 2,5). Al menos una fuente ULX, Holmberg II X-1, ha sido observado en estados con espectros característicos tanto del estado alto como del estado bajo, lo que sugiere que algunos ULX pueden estar acumulando IMBH (ver Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).
Cuásares de fondo : una fracción significativa de los ULX observados son, de hecho, fuentes de fondo. Estas fuentes pueden identificarse por una temperatura muy baja (por ejemplo, el exceso suave en los cuásares PG).
Restos de supernova : Los restos brillantes de supernova (SN) tal vez puedan alcanzar luminosidades tan altas como 10 39 erg/s (10 32 W). Si un ULX es un remanente de SN, no varía en escalas de tiempo cortas y se desvanece en una escala de tiempo del orden de unos pocos años.
Holmberg II X-1 : Este famoso ULX reside en una galaxia enana. Múltiples observaciones con XMM han revelado la fuente en un estado tanto bajo/duro como alto/blando, lo que sugiere que esta fuente podría ser una binaria de rayos X ampliada o IMBH en acreción.
M82 X-1 : Este es el ULX más luminoso conocido (en octubre de 2004) y a menudo ha sido señalado como el mejor candidato para albergar un agujero negro de masa intermedia. [3] M82-X1 está asociado con un cúmulo de estrellas , exhibe oscilaciones cuasi periódicas (QPO), tiene una modulación de 62 días en su amplitud de rayos X.
M82 X-2 : Un ULX inusual que se descubrió en 2014 como un púlsar en lugar de un agujero negro. [4]
M101 -X1 : Uno de los ULX más brillantes, con luminosidades de hasta 10,41 erg /s (10,34 W ). Este ULX coincide con una fuente óptica que seha interpretado como una estrella supergigante , lo que respalda el caso de que puede ser una binaria de rayos X. [5]
Imágenes lado a lado del Hubble y del Very Large Telescope MUSE del entorno alrededor de NGC 1313 X-1. La imagen MUSE RGB de la nebulosa tallada por el ULX ubicada en su centro (indicada por una estrella) se ve en tres filtros estrechos que muestran emisiones de oxígeno, azufre e hidrógeno [6] .NGC 1313 X1 y X2 : NGC 1313, una galaxia espiral en la constelación del Retículo , contiene dos fuentes de rayos X ultraluminosas. [7] Estas dos fuentes tenían componentes de disco de baja temperatura, lo que se interpretó como posible evidencia de la presencia de un agujero negro de masa intermedia . [8] Sin embargo, si bien la emisión de baja energía puede modelarse como un disco de baja temperatura, la emisión de alta energía está en desacuerdo con la hipótesis del agujero negro de masa intermedia . [9] Además, se han detectado pulsaciones de rayos X en NGC 1313 X-2, [10] identificando el objeto como una estrella de neutrones . Al mismo tiempo, la hipótesis del agujero negro de masa intermedia no puede explicar la presencia de grandes burbujas ópticas que rodean a cada uno de los ULX. [11] [12] Es más probable que estos dos ULX alberguen estrellas de neutrones de masa estelar o agujeros negros que estén acretando a velocidades de transferencia de masa súper Eddington y que los poderosos vientos del disco de acreción hayan destruido la cavidad que los rodea. [6]
RX J0209.6-7427 : Un sistema binario de rayos X Be transitorio detectado por última vez en 1993 en el puente de Magallanes y que se descubrió que era un púlsar ULX cuando despertó de un sueño profundo después de 26 años en 2019. [13] [14]
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