La emisión de rayos X se produce desde muchos objetos celestes . Estas emisiones pueden tener un patrón , ocurrir de forma intermitente o como un evento astronómico transitorio . En la astronomía de rayos X se han descubierto muchas fuentes colocando un detector de rayos X sobre la atmósfera de la Tierra . A menudo, la primera fuente de rayos X descubierta en muchas constelaciones es un transitorio de rayos X. Estos objetos muestran niveles cambiantes de emisión de rayos X. El astrónomo del NRL Dr. Joseph Lazio afirmó: [1] "... se sabe que el cielo está lleno de objetos transitorios que emiten en longitudes de onda de rayos X y gamma, ...". Hay un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes. En el sentido de viajar como un transitorio, la única fuente estelar de rayos X que no pertenece a una constelación es el Sol . Visto desde la Tierra, el Sol se mueve de oeste a este a lo largo de la eclíptica , pasando en el transcurso de un año por las doce constelaciones del Zodíaco y Ofiuco .
SCP 06F6 es (o era) un objeto astronómico de tipo desconocido, descubierto el 21 de febrero de 2006, en la constelación de Boötes [2] durante un estudio del cúmulo de galaxias CL 1432.5+3332.8 con la Cámara Avanzada para Sondeos de Canal de Campo Amplio del Telescopio Espacial Hubble . [3]
El satélite europeo de rayos X XMM Newton realizó una observación a principios de agosto de 2006 que parece mostrar un resplandor de rayos X alrededor de SCP 06F6 , [4] dos órdenes de magnitud más luminoso que el de las supernovas. [5]
La mayoría de las fuentes transitorias de rayos X astronómicos tienen estructuras temporales simples y consistentes: típicamente un brillo rápido seguido de un desvanecimiento gradual, como en una nova o una supernova .
GRO J0422+32 [6] es un candidato a nova de rayos X y agujero negro que fue descubierto por el instrumento BATSE en el satélite Compton Gamma Ray Observatory el 5 de agosto de 1992. [7] [8] Durante el estallido, se observó que era más fuerte que la fuente de rayos gamma de la Nebulosa del Cangrejo hasta energías de fotones de aproximadamente 500 keV . [9]
XTE J1650-500 es una fuente binaria transitoria de rayos X ubicada en la constelación de Ara . El período binario es de 0,32 d. [10]
Los " transitorios de rayos X suaves " están compuestos por algún tipo de objeto compacto (probablemente una estrella de neutrones) y algún tipo de estrella "normal" de baja masa (es decir, una estrella con una masa de alguna fracción de la masa del Sol). Estos objetos muestran niveles cambiantes de emisión de rayos X de baja energía, o "suaves", probablemente producidas de algún modo por la transferencia variable de masa de la estrella normal al objeto compacto. En efecto, el objeto compacto "devora" a la estrella normal, y la emisión de rayos X puede proporcionar la mejor visión de cómo ocurre este proceso. [11]
Los transitorios de rayos X suaves Cen X-4 y Apl X-1 fueron descubiertos por Hakucho , el primer satélite astronómico de rayos X de Japón .
Los estallidos de rayos X son una clase de estrellas binarias de rayos X que exhiben aumentos periódicos y rápidos en luminosidad (típicamente un factor de 10 o más) que alcanzan su pico en el régimen de rayos X del espectro electromagnético . Estos sistemas astrofísicos están compuestos por un objeto compacto en acreción , típicamente una estrella de neutrones u ocasionalmente un agujero negro , y una estrella "donante" compañera; la masa de la estrella donante se utiliza para categorizar el sistema como un binario de rayos X de alta masa (más de 10 masas solares ) o de baja masa (menos de 1 masa solar), abreviados como LMXB y HMXB, respectivamente. Los estallidos de rayos X difieren observacionalmente de otras fuentes transitorias de rayos X (como los púlsares de rayos X y los transitorios suaves de rayos X ), mostrando un tiempo de ascenso brusco (1 – 10 segundos) seguido de suavizamiento espectral (una propiedad de los cuerpos negros en enfriamiento ). Los estallidos individuales se caracterizan por un flujo integrado de 10 39-40 ergios. [12]
Un estallido de rayos gamma (GRB, por sus siglas en inglés) es un destello altamente luminoso de rayos gamma , la forma más energética de radiación electromagnética . GRB 970228 fue un GRB detectado el 28 de febrero de 1997 a las 02:58 UTC . Antes de este evento, los GRB solo se habían observado en longitudes de onda gamma. Durante varios años, los físicos habían esperado que estos estallidos fueran seguidos por un resplandor de mayor duración en longitudes de onda más largas, como las ondas de radio , los rayos X e incluso la luz visible . Este fue el primer estallido en el que se observó un resplandor de este tipo. [13]
Se detectó una fuente transitoria de rayos X que se desvaneció con una pendiente de ley de potencia en los días posteriores al estallido. Este resplandor de rayos X fue el primer resplandor de GRB detectado hasta ahora. [14]
En algunos tipos de púlsares de rayos X , la estrella compañera es una estrella Be que gira muy rápidamente y aparentemente desprende un disco de gas alrededor de su ecuador. Las órbitas de la estrella de neutrones con estas compañeras suelen ser grandes y de forma muy elíptica. Cuando la estrella de neutrones pasa cerca o a través del disco circunestelar Be, capturará material y se convertirá temporalmente en un púlsar de rayos X. El disco circunestelar alrededor de la estrella Be se expande y se contrae por razones desconocidas, por lo que estos son púlsares de rayos X transitorios que se observan solo de forma intermitente, a menudo con meses o años entre episodios de pulsación de rayos X observables.
SAX J1808.4-3658 es un púlsar de rayos X transitorio, intermitente y con acreción de milisegundos. Además, se han observado oscilaciones de ráfagas de rayos X y oscilaciones cuasiperiódicas, además de pulsaciones coherentes de rayos X, en SAX J1808.4-3658, lo que lo convierte en una piedra de Rosetta para la interpretación del comportamiento temporal de los sistemas binarios de rayos X de baja masa .
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). [15] 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. [16] Se observó un nuevo estallido el 8 de abril de 2008 con Swift . [16]
El Sol tranquilo , aunque menos activo que las regiones activas, está inundado de procesos dinámicos y eventos transitorios (puntos brillantes, nanollamaradas y chorros). [17]
Una eyección de masa coronal (EMC) es un plasma expulsado que consiste principalmente en electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados como helio, oxígeno y hierro), más las regiones cerradas del campo magnético coronal que lo arrastran . Las firmas energéticas de pequeña escala, como el calentamiento del plasma (observado como brillo compacto de rayos X suaves) pueden ser indicativas de EMC inminentes. El sigmoide de rayos X suaves (una intensidad en forma de S de rayos X suaves) es una manifestación observacional de la conexión entre la estructura coronal y la producción de EMC. [18]
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 los EE. UU. utilizando el 7º Observatorio Solar Orbital ( OSO 7 ). [19] 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, resultante presumiblemente de un CME "prehistórico", coincidió con la primera llamarada solar observada , en 1859. La llamarada fue observada visualmente por Richard Christopher Carrington y la tormenta geomagnética se observó con el magnetógrafo de registro en Kew Gardens . El mismo instrumento registró una corchea , una perturbación instantánea de la ionosfera de la Tierra por rayos X suaves ionizantes . Esto no podía 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 ).
A diferencia de las auroras terrestres, que son transitorias y solo ocurren en momentos de mayor actividad solar, las auroras de Júpiter son permanentes, aunque su intensidad varía de un día para otro. Constan de tres componentes principales: los óvalos principales, que son características circulares estrechas y brillantes (< 1000 km de ancho) ubicadas aproximadamente a 16° de los polos magnéticos; [20] las manchas aurorales satélite, que corresponden a las huellas de las líneas de campo magnético que conectan sus ionosferas con la ionosfera de Júpiter, y las emisiones polares transitorias situadas dentro de los óvalos principales. [20] [21] Las emisiones aurorales se detectaron en casi todas las partes del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X (hasta 3 keV).
El monitor de rayos X de Solwind , designado NRL-608 o XMON, fue una colaboración entre el Laboratorio de Investigación Naval y el Laboratorio Nacional de Los Álamos . El monitor constaba de 2 contadores proporcionales de argón colimados. El ancho de banda del instrumento de 3-10 keV estaba definido por la absorción de la ventana del detector (la ventana era de berilio de 0,254 mm) y el discriminador de nivel superior. El volumen de gas activo (mezcla P-10) tenía una profundidad de 2,54 cm, lo que proporcionaba una buena eficiencia hasta 10 keV. Los conteos se registraron en 2 canales de energía. Los colimadores de láminas definieron un campo de visión de 3° x 30° (FWHM) para cada detector; los ejes largos de los campos de visión eran perpendiculares entre sí. Los ejes largos estaban inclinados 45 grados con respecto a la dirección de escaneo, lo que permitía la localización de eventos transitorios con una precisión de aproximadamente 1 grado.
El experimento PHEBUS registró eventos transitorios de alta energía en el rango de 100 keV a 100 MeV. Consistía en dos detectores independientes y sus componentes electrónicos asociados . Cada detector consistía en un cristal de bismuto germinado (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor, rodeado por una cubierta de plástico anti-coincidencia. Los dos detectores se dispusieron en la nave espacial de manera que observaran 4 π estereorradianes . El modo ráfaga se activó cuando la tasa de conteo en el rango de energía de 0,1 a 1,5 MeV excedió el nivel de fondo en 8 σ (desviaciones estándar) en 0,25 o 1,0 segundos. Había 116 canales en todo el rango de energía. [22]
También a bordo del Observatorio Astrofísico Internacional Granat había cuatro instrumentos WATCH que podían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV con una precisión de 0,5° utilizando un colimador de modulación de rotación. En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrían aproximadamente el 75% del cielo. La resolución energética era del 30% FWHM a 60 keV. Durante los períodos de calma, las tasas de conteo en dos bandas de energía (6 a 15 y 15 a 180 keV) se acumulaban durante 4, 8 o 16 segundos, dependiendo de la disponibilidad de memoria de la computadora de a bordo. Durante un evento transitorio o de ráfaga, las tasas de conteo se acumulaban con una resolución temporal de 1 s por 36 s. [22]
El Observatorio de Rayos Gamma Compton (CGRO) lleva el Experimento de Fuentes Transitorias y de Ráfagas (BATSE) que detecta en el rango de 20 keV a 8 MeV.
El satélite WIND fue lanzado el 1 de noviembre de 1994. Al principio, el satélite tenía una órbita lunar de paso alrededor de la Tierra. Con la ayuda del campo gravitatorio de la Luna, el apogeo de Wind se mantuvo sobre el hemisferio diurno de la Tierra y se realizaron observaciones magnetosféricas. Más adelante en la misión, la nave espacial Wind se insertó en una órbita especial de "halo" en el viento solar aguas arriba de la Tierra, alrededor del punto de equilibrio Sol-Tierra en dirección al Sol (L1). El satélite tiene un período de giro de ~ 20 segundos, con el eje de giro normal a la eclíptica. WIND lleva el Espectrómetro de Rayos Gamma Transitorios (TGRS) que cubre el rango de energía de 15 keV - 10 MeV, con una resolución de energía de 2,0 keV a 1,0 MeV (E/delta E = 500).
El tercer satélite astronómico pequeño de Estados Unidos (SAS-3) se lanzó el 7 de mayo de 1975 con tres objetivos científicos principales: 1) determinar la ubicación de fuentes de rayos X brillantes con una precisión de 15 segundos de arco; 2) estudiar fuentes seleccionadas en el rango de energía de 0,1 a 55 keV; y 3) buscar continuamente en el cielo novas de rayos X, llamaradas y otros fenómenos transitorios. Era un satélite giratorio con capacidad de apuntar. SAS 3 fue el primero en descubrir rayos X de un sistema binario WD altamente magnético, AM Her, descubrió rayos X de Algol y HZ 43 y examinó el fondo de rayos X blando (0,1 a 0,28 kev).
Tenma fue el segundo satélite astronómico japonés de rayos X lanzado el 20 de febrero de 1983. Tenma llevaba detectores GSFC que tenían una resolución de energía mejorada (por un factor de 2) en comparación con los contadores proporcionales y realizaron las primeras mediciones sensibles de la región espectral de hierro para muchos objetos astronómicos. Rango de energía: 0,1 keV - 60 keV. Contador proporcional de centelleador de gas: 10 unidades de 80 cm2 cada una, campo de visión ~ 3 grados (FWHM), 2 - 60 keV. Monitor de fuente transitoria: 2 - 10 keV.
El primer satélite dedicado a la astronomía de la India , cuyo lanzamiento a bordo del PSLV está previsto para mediados de 2010, [23] Astrosat monitoreará el cielo en rayos X para detectar nuevos transitorios, entre otros objetivos científicos.
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