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