Astronomía de rayos x
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 de la Tierra, por lo que los instrumentos para detectar rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos, cohetes de sondeo 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 la emisión de rayos X de los objetos astronómicos que contienen gases extremadamente calientes a temperaturas de alrededor de un millón de kelvin (K) a 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 sugirió 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 verificar esto 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 alturas 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 de sondeo, y la detección de rayos X extraterrestres ha sido la misión principal o secundaria de múltiples satélites desde 1958. 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 Scorpius), 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 salida 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 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.
Vuelos de cohetes sonoros
El 28 de enero de 1949, se realizaron los primeros vuelos de cohetes de sondeo para la investigación de rayos X en el campo de tiro de misiles de White Sands en Nuevo México con un cohete V-2. Se colocó un detector en la sección del cono de nariz y se lanzó el cohete. en un vuelo suborbital 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.
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 (Scorpius X-1). 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 lo hace. 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 gravitatorios de estos y otros objetos celestes. Basado 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.
El mayor inconveniente de los vuelos con cohetes es su corta duración (solo unos minutos por encima de la atmósfera antes de que el cohete vuelva a caer a la Tierra) y su campo de visión limitado. Un cohete lanzado desde Estados Unidos no podrá ver fuentes en el cielo del sur; un cohete lanzado desde Australia no podrá ver fuentes en el cielo del norte.
Proyecto de calorímetro cuántico de rayos X (XQC)
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 (para los estándares terrestres) de iones, átomos, moléculas, granos de polvo más grandes, rayos cósmicos y campos magnéticos (galácticos). 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 eyección de nube coronal de las superficies estelares a 106-107 K que emite rayos X. El ISM es turbulento y está lleno de estructura en todas las escalas espaciales. Las estrellas nacen en el interior de grandes complejos de nubes moleculares, normalmente de unos pocos parsecs de tamaño. Durante sus vidas y muertes, las estrellas interactúan físicamente con el ISM. 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 su entorno, lo que conduce a una turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes son burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente. El Sol viaja actualmente 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. El investigador principal para la misión está el Dr. Dan McCammon de la Universidad de Wisconsin–Madison.
Globos
Los vuelos en globo pueden llevar 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 en el que 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) mediante un contador de centelleo volado en un globo lanzado desde Palestina, Texas, Estados Unidos. Esta fue probablemente la primera detección basada en globos de rayos X de una fuente discreta de rayos X cósmicos.
Telescopio de enfoque de alta energía
El telescopio de enfoque de alta energía (HEFT) es un experimento a bordo de un globo para generar imágenes de fuentes astrofísicas en la banda de rayos X duros (20–100 keV). 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 hace uso de un novedoso revestimiento multicapa de tungsteno-silicio para ampliar la reflectividad de los espejos anidados de incidencia rasante más allá de 10 keV. HEFT tiene una resolución de energía 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.
Espectrómetro de rayos gamma y rayos X duros de alta resolución (HIREGS)
Un experimento a bordo de un globo llamado espectrómetro de rayos gamma y rayos X duros de alta resolución (HIREGS, por sus siglas en inglés) observó emisiones de rayos X y rayos gamma del Sol y otros objetos astronómicos. Fue lanzado desde la estación McMurdo, Antártida, en diciembre de 1991 y 1992. Los vientos constantes llevaron el globo en un vuelo circumpolar que duró aproximadamente dos semanas cada vez.
Rocas
El rockoon, una combinación de cohete y globo, era un cohete de combustible sólido que, en lugar de encenderse de inmediato mientras estaba en tierra, se llevaba primero a la parte superior atmósfera por un globo lleno de gas. Luego, una vez separado del globo a su altura máxima, el cohete se encendió automáticamente. Esto logró una mayor altitud, ya que el cohete no tuvo que moverse a través de las capas de aire inferiores más gruesas que habrían requerido mucho más combustible químico.
El concepto original de "rockoons" fue desarrollado por Cmdr. Lee Lewis, Comandante. G. Halvorson, S. F. Singer y James A. Van Allen durante el lanzamiento del cohete Aerobee del USS Norton Sound el 1 de marzo de 1949.
Del 17 al 27 de julio de 1956, el Laboratorio de Investigación Naval (NRL) lanzó a bordo ocho rocas Deacon para observaciones de rayos X y ultravioleta solar a ~30° N ~121,6° W, al suroeste de la isla de San Clemente, apogeo: 120 km.
Satélite astronómico de rayos X
Los satélites de astronomía de rayos X estudian las emisiones de rayos X de los objetos celestes. Los satélites, que pueden detectar y transmitir datos sobre las emisiones de rayos X, se implementan como parte de la rama de la ciencia espacial conocida como astronomía de rayos X. Los satélites son necesarios porque la radiación X es absorbida por la atmósfera de la Tierra, por lo que los instrumentos para detectar los rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos, cohetes de sondeo y satélites.
Telescopios y espejos de rayos X
Los telescopios de rayos X (XRT) tienen una direccionalidad variable o una capacidad de generación de imágenes basada en la reflexión del ángulo de observación en lugar de la refracción o la reflexión de gran desviación. Esto los limita a campos de visión mucho más estrechos que los telescopios visibles o UV. Los espejos pueden estar hechos de cerámica o lámina metálica.
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 usando una cámara estenopeica en un cohete Aerobee-Hi.
La utilización de espejos de rayos X para la astronomía extrasolar de rayos X requiere simultáneamente:
- la capacidad de determinar la ubicación a la llegada de una fotona de rayos X en dos dimensiones y
- una eficiencia de detección razonable.
Detectores astronómicos de rayos X
Los detectores astronómicos de rayos X se diseñaron y configuraron principalmente para la detección de energía y, ocasionalmente, de longitudes de onda utilizando una variedad de técnicas que generalmente se limitan a la tecnología de la época.
Los detectores de rayos X recolectan rayos X individuales (fotones de radiación electromagnética de rayos X) y cuentan la cantidad de fotones recolectados (intensidad), la energía (0,12 a 120 keV) de los fotones recolectados, la longitud de onda (c. 0,008 –8 nm), o qué tan rápido se detectan los fotones (conteos por hora), para informarnos sobre el objeto que los está emitiendo.
Fuentes astrofísicas de rayos X
Varios tipos de objetos astrofísicos emiten, emiten fluorescencia o reflejan rayos X, desde cúmulos de galaxias, a través de agujeros negros en núcleos galácticos activos (AGN) hasta 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 (binarios 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. 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 denomina dispersión Compton inversa de fotones de baja energía por electrones relativistas, colisiones en cadena de protones rápidos con electrones atómicos y recombinación atómica, con o sin transiciones de electrones adicionales.
Una binaria de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema estelar binario en el que uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia.
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 masivas de rayos X, aunque se encuentra en el límite, ~2 M☉, entre las binarias de rayos X de alta y baja masa.
En julio de 2020, los astrónomos informaron de la observación de un "candidato a evento de interrupción de marea dura" asociado con ASASSN-20hx, ubicado cerca del núcleo de la galaxia NGC 6297, y señaló que la observación representó uno de los "muy pocos eventos de interrupción de mareas con espectros de rayos X de ley de potencia dura".
Fuentes de rayos X celestes
La esfera celeste se ha dividido en 88 constelaciones. Las constelaciones de la Unión Astronómica Internacional (IAU) son áreas del cielo. Cada uno de estos contiene notables fuentes de rayos X. Algunos de ellos han sido identificados a partir de modelos astrofísicos como galaxias o agujeros negros en el centro 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 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, capacidad de resolución y su relación con fuentes cercanas en otras constelaciones.
Dentro de las constelaciones de Orión y Eridanus, y extendiéndose a lo largo de ellas, hay un 'punto caliente' de rayos X suave; conocida como la superburbuja de Orión-Eridanus, la mejora de rayos X blandos 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 del polvo a una temperatura de unos 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 está energizado por luz ultravioleta (UV) y vientos estelares de estrellas calientes en la asociación Orion OB1. Estas estrellas activan una superburbuja de aproximadamente 1200 lys a través de la cual se observa en las porciones visual (Hα) y de rayos X del espectro.
Propuestos (futuros) satélites de observación de rayos X
Hay varios proyectos propuestos para satélites de observación de rayos X. Vea el enlace del artículo principal arriba.
Astronomía exploratoria de rayos X
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. A excepción de Explorer 1 y Explorer 3 y los satélites anteriores de la serie, por lo general, si una sonda va a ser un explorador del espacio profundo, deja la Tierra o una órbita alrededor de la Tierra.
Para que un satélite o una sonda espacial califique como un astrónomo/explorador de rayos X del espacio profundo o un 'astronobot'/explorador, todo lo que necesita llevar a bordo es un XRT o un detector de rayos X y salir de la Tierra& #39;s órbita.
Ulysses fue lanzado el 6 de octubre de 1990 y llegó a Júpiter para 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. El experimento de rayos X solares y rayos gamma cósmicos (GRB) tenía 3 objetivos principales: estudiar y monitorear las erupciones solares, detectar y localizar estallidos de rayos gamma cósmicos y detección in situ de auroras jovianas. Ulysses fue el primer satélite con un detector de rayos gamma que salió de la órbita de Marte. Los detectores de rayos X duros operaron en el rango de 15 a 150 keV. Los detectores consistían en cristales CsI(Tl) de 23 mm de espesor × 51 mm de diámetro montados mediante tubos de luz de plástico en fotomultiplicadores. El detector duro cambió su modo de funcionamiento según (1) la tasa de conteo medida, (2) el comando desde tierra o (3) el cambio en el modo de telemetría de la nave espacial. El nivel de activación generalmente se estableció para 8 sigma por encima del fondo y la sensibilidad es 10−6 erg/cm2 (1 nJ/m2). Cuando se registra un disparo 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 consisten en 16 s de tasas de conteo de resolución de 8 ms o 64 s de tasas 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 (tomados en integraciones de 1, 2, 4, 16 o 32 segundos). Durante 'esperar' modo, los datos se tomaron en integraciones de 0,25 o 0,5 s y 4 canales de energía (con el tiempo de integración más corto de 8 s). Nuevamente, se sumaron las salidas de los 2 detectores.
Los detectores de rayos X blandos Ulysses constaban de detectores de barrera de superficie de silicio de 2,5 mm de espesor × 0,5 cm2 de área. Una ventana frontal de lámina de berilio de 100 mg/cm2 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, cubriendo el rango de 5 a 20 keV.
Astronomía teórica de rayos X
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 de la observación están disponibles, se pueden comparar con las 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 el caso de una inconsistencia, la tendencia general es tratar de hacer modificaciones mínimas al modelo para ajustar 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 teóricos involucran rayos X y fuentes de rayos X. Muchos de los comienzos de una teoría se pueden encontrar en un laboratorio basado en la Tierra donde se construye y estudia una fuente de rayos X.
Dinamos
La teoría de la dínamo describe el proceso a través del cual un fluido giratorio, convectivo y conductor de electricidad actúa para mantener un campo magnético. Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos anómalos de larga duración en los cuerpos astrofísicos. Si algunos de los campos magnéticos estelares son realmente inducidos por dínamos, entonces la intensidad del campo podría estar asociada con la velocidad de rotación.
Modelos astronómicos
(Chandra X-Ray Observatory).
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 fuente probable de emisión de rayos X. Por ejemplo, con Scorpius X-1, el espectro de rayos X cae abruptamente a medida que la energía de rayos X aumenta hasta 20 keV, lo que probablemente se deba a un mecanismo de plasma térmico. 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. 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.
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 emisión de radio y sincrotrón óptico son fuertes. 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.
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. Para explicar la caída en la emisión de rayos X a través de estas líneas divisorias, se han propuesto varios modelos:
- baja densidades de la región de transición, que conducen a una baja emisión en coronae,
- extinción del viento de alta densidad de emisión coronal,
- sólo los lazos coronales frescos se vuelven estables,
- cambios en una estructura de campo magnético a esa topología abierta, que conduce a una disminución del plasma confinado magnéticamente, o
- cambios en el carácter de dinamo magnético, lo que lleva a la desaparición de campos estelares dejando sólo campos pequeños y generados por turbulencia entre gigantes rojos.
Astronomía analítica de rayos X
Las binarias de rayos X de alta masa (HMXB) están compuestas por estrellas compañeras supergigantes OB y objetos compactos, generalmente estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Las binarias de rayos X supergigantes (SGXB) son HMXB en las que los objetos compactos orbitan compañeros masivos con períodos orbitales de unos pocos días (3-15 d) y en órbitas circulares (o ligeramente excéntricas). Los SGXB muestran los espectros de rayos X duros típicos de los púlsares en acreción y la mayoría muestra una fuerte absorción como HMXB oscurecidos. La luminosidad de los rayos X (Lx) aumenta hasta 1036 erg·s−1 (1029vatios).
Todavía se debate el mecanismo que desencadena el diferente comportamiento temporal observado entre los SGXB clásicos y los transitorios rápidos de rayos X supergigantes (SFXT) recientemente descubiertos.
Astronomía estelar de rayos X
Se dice que la astronomía estelar de rayos X comenzó el 5 de abril de 1974, con la detección de rayos X de Capella. 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, los rayos X en el rango de 0,2 a 1,6 keV fueron detectados por un sistema reflector de rayos X alineado con el sensor de estrellas. La luminosidad de rayos X de Lx = 1031 erg·s−1 (1024 W) está cuatro órdenes de magnitud por encima de la luminosidad de los rayos X del Sol.
Corona estelar
Las estrellas coronales, o estrellas dentro de una nube coronal, son omnipresentes entre las estrellas en la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell. Se han utilizado experimentos con instrumentos a bordo de Skylab y Copernicus para buscar emisiones de rayos X suaves en el rango de energía ~ 0,14-0,284 keV de coronas estelares. Los experimentos a bordo de ANS lograron encontrar señales de rayos X de Capella y Sirius (α CMa). Se propuso por primera vez la emisión de rayos X de una corona solar mejorada. 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 de flujo libre.
En 1977, se descubre que Proxima Centauri emite radiación de alta energía en el XUV. En 1978, α Cen se identificó como una fuente coronal de baja actividad. Con el funcionamiento del observatorio de Einstein, la emisión de rayos X se reconoció como un rasgo característico común a una amplia gama de estrellas que cubrían esencialmente todo el diagrama de Hertzsprung-Russell. La encuesta inicial de Einstein condujo a importantes conocimientos:
- Las fuentes de rayos X abundan entre todos los tipos de estrellas, a través del diagrama Hertzsprung-Russell y a través de la mayoría de las etapas de la evolución,
- las luminosidades de rayos X y su distribución a lo largo de la secuencia principal no estaban de acuerdo con las teorías de calentamiento acústico de larga data, pero ahora se interpretaron como el efecto de la calefacción coronal magnética, y
- estrellas que son similares revelan grandes diferencias en su salida de rayos X si su período de rotación es diferente.
Para adaptarse al espectro de resolución media de UX Ari, se requerían abundancias subsolares.
La astronomía de rayos X estelares está contribuyendo a una comprensión más profunda de
- campos magnéticos en dynamos magnetohidrodinámicos,
- la liberación de energía en plasmas astrofísicos tenues a través de diversos procesos plasma-físicos, y
- las interacciones de radiación de alta energía con el ambiente estelar.
La sabiduría actual dice que las estrellas masivas coronales de la secuencia principal son estrellas A tardías o estrellas F tempranas, una conjetura que está respaldada tanto por la observación como por la teoría.
Estrellas jóvenes de poca masa
Las estrellas recién formadas se conocen como estrellas anteriores a la secuencia principal durante la etapa de evolución estelar antes de llegar a 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 103 a 105 veces más fuerte que la de las estrellas de la secuencia principal de masas similares.
La emisión de rayos X para estrellas anteriores a la secuencia principal fue descubierta por el Observatorio Einstein. Esta emisión de rayos X es producida principalmente por destellos de reconexión magnética en las coronas estelares, con muchos destellos pequeños que contribuyen al estado 'quiescente'. Emisión de rayos X de estas estrellas. Las estrellas anteriores a la secuencia principal tienen grandes zonas de convección, que a su vez impulsan potentes dínamos, lo que produce fuertes campos magnéticos en la superficie. Esto conduce a la 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 calientes de acreción y flujos de salida colimados.
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 de estrellas 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 los contaminantes de las estrellas de campo utilizando únicamente imágenes ópticas e infrarrojas. La emisión de rayos X puede penetrar fácilmente la absorción moderada de las nubes moleculares y se puede utilizar para identificar miembros de grupos candidatos.
Vientos inestables
Dada la falta de una zona de convección exterior significativa, la teoría predice la ausencia de una dínamo magnética en las estrellas A anteriores. En estrellas tempranas de tipo espectral O y B, los choques que se desarrollan en vientos inestables son la fuente probable de rayos X.
Enanas M más geniales
(feminine)Más allá del tipo espectral M5, la dínamo αω clásica ya no puede operar debido a que la estructura interna de las estrellas enanas cambia significativamente: se vuelven completamente convectivas. Dado que una dínamo distribuida (o α2) 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 las características de rayos X alrededor de la clase espectral dM5. 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 (LX) ≈ 1026 erg·s−1 (1019 W) y se enciende hasta un orden de magnitud más alto. La comparación con otras enanas M tardías muestra una tendencia bastante continua.
Fuerte emisión de rayos X de las estrellas Herbig Ae/Be
Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas anteriores a la secuencia principal. En cuanto a sus propiedades de emisión de rayos X, algunos son
- reminiscente de estrellas calientes,
- otros apuntan a la actividad coronal como en estrellas frescas, en particular la presencia de bengalas y temperaturas muy altas.
La naturaleza de estas fuertes emisiones sigue siendo controvertida con modelos que incluyen
- vientos estelares inestables,
- vientos colliding,
- corona magnética,
- disco coronae,
- imanósferas alimentadas por el viento,
- choques de acreción,
- la operación de un dinamo cocido,
- la presencia de desconocidos compañeros de tipo tardío.
K gigantes
Las estrellas FK Com son gigantes de tipo espectral K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas (LX ≥ 1032 erg·s−1 o 1025 W) y la más caliente conocida con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. Sin embargo, la hipótesis popular actual implica la fusión de un sistema binario cercano en el que el momento angular orbital del compañero se transfiere al primario.
Polux 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 naranja gigante que hace un contraste de color interesante con su 'gemela' blanca, Castor. Se ha encontrado evidencia de una corona exterior caliente, sostenida magnéticamente alrededor de Pólux, y se sabe que la estrella es un emisor de rayos X.
Eta carinae
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 un núcleo central caliente fuente de menos de 1 mes luz de diámetro que puede contener la superestrella que impulsa todo el espectáculo. El anillo exterior proporciona evidencia de otra gran explosión que ocurrió hace más de 1000 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 regiones centrales y 3 MK en la estructura exterior en forma de herradura. "La imagen de Chandra contiene algunos rompecabezas para las ideas existentes de cómo una estrella puede producir rayos X tan calientes e intensos," dice el Prof. Kris Davidson de la Universidad de Minnesota. Davidson es el investigador principal de las observaciones de Eta Carina realizadas por el telescopio espacial Hubble. "En la teoría más popular, los rayos X se forman al colisionar corrientes de gas de dos estrellas tan cercanas que a nosotros nos parecerían una fuente puntual. Pero, ¿qué sucede con las corrientes de gas que escapan a distancias más lejanas? El material caliente extendido en el medio de la nueva imagen ofrece nuevas y exigentes condiciones para que cualquier teoría las cumpla."
Astronomía de rayos X para aficionados
En conjunto, 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 el hogar del único programa satelital de pregrado de los EE. UU., y ha desarrollado y continúa desarrollando los cohetes de sondeo FalconLaunch. Además de los esfuerzos directos de los aficionados para poner cargas útiles de astronomía de rayos X en el espacio, existen oportunidades que permiten que las cargas útiles experimentales desarrolladas por los estudiantes se coloquen a bordo de cohetes de sondeo comerciales como un viaje gratuito.
Existen limitaciones importantes para los aficionados que observan y reportan experimentos en astronomía de rayos X: el costo de construir un cohete o globo de aficionados para colocar un detector lo suficientemente alto y el costo de las piezas adecuadas para construir un detector de rayos X adecuado.
Historia de la astronomía de rayos X
En 1927, E.O. Hulburt del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU. 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".
A fines de la década de 1930, la presencia de un tenue gas muy caliente que rodeaba al Sol se infirió indirectamente a partir de líneas ópticas coronales de especies altamente ionizadas. Se sabe que el Sol está rodeado por una tenue corona caliente. A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol.
El comienzo de la búsqueda de fuentes de rayos X por encima de la atmósfera terrestre fue el 5 de agosto de 1948 a las 12:07 GMT. Un cohete V-2 del Ejército de EE. UU. (anteriormente alemán) como parte del Proyecto Hermes fue lanzado desde White Sands Proving Grounds. Los primeros rayos X solares fueron registrados por T. Burnight.
Durante las décadas de 1960, 1970, 1980 y 1990, la sensibilidad de los detectores aumentó considerablemente durante los 60 años de la astronomía de rayos X. Además, la capacidad de enfocar los rayos X se ha desarrollado enormemente, lo que permite la producción de imágenes de alta calidad de muchos objetos celestes fascinantes.
Preguntas principales en astronomía de rayos X
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.
Campos magnéticos estelares
Los campos magnéticos son omnipresentes entre las estrellas, pero no entendemos con precisión por qué, ni hemos entendido completamente la desconcertante variedad de mecanismos físicos del plasma que actúan en los entornos estelares. 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.
Astrometría de fuentes de rayos X extrasolares
Con la detección inicial de una fuente de rayos X extrasolar, la primera pregunta que suele hacerse es "¿Cuál es la fuente?" A menudo se realiza una búsqueda exhaustiva en otras longitudes de onda, como visible o de radio, para posibles objetos coincidentes. Muchas de las ubicaciones de rayos X verificadas todavía no tienen fuentes fácilmente discernibles. La astrometría de rayos X se convierte en una preocupación seria que da como resultado una demanda cada vez mayor de resolución angular y radiación espectral más finas.
Existen dificultades inherentes al hacer identificaciones de rayos X/ópticas, rayos X/radio y rayos X/rayos basadas únicamente en coincidencias posicionales, especialmente con desventajas en hacer identificaciones, como las grandes incertidumbres en la posición determinantes hechos de globos y cohetes, mala separación de fuentes en la región poblada hacia el centro galáctico, variabilidad de fuentes y la multiplicidad de nomenclatura de fuentes.
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 y mantiene la probabilidad de coincidencias falsas en la muestra en un 3%."
Astronomía solar de rayos X
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.
Problema de calentamiento coronal
En el área de la astronomía solar de rayos X, existe el problema del calentamiento coronal. La fotosfera del Sol tiene una temperatura efectiva de 5570 K, pero su corona tiene una temperatura promedio de 1–2 × 106 K. Sin embargo, las regiones más cálidas tienen 8–20 × 106 K. La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción directa de calor desde la fotosfera.
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona la proporciona el 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. El primero es el calentamiento por olas, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiental en forma de calor. El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente por 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: nanodestellos.
Actualmente, no está claro si las olas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas de Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas.
Eyección de masa coronal
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 de campo magnético cerrado coronal de arrastre. La evolución de estas estructuras magnéticas cerradas en respuesta a varios movimientos fotosféricos en diferentes escalas de tiempo (convección, rotación diferencial, circulación meridional) de alguna manera conduce a la CME. Las firmas energéticas a pequeña escala, como el calentamiento por plasma (observado como un brillo de rayos X suave y compacto) pueden ser indicativas de CME inminentes.
El sigmoide de rayos X blandos (una intensidad de rayos X blandos en forma de S) es una manifestación observacional de la conexión entre la estructura coronal y la producción de CME. "Relacionar los sigmoides en longitudes de onda de rayos X (y otras) con estructuras magnéticas y sistemas actuales en la atmósfera solar es la clave para comprender su relación con las CME."
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. Observaciones anteriores de transitorios coronales o incluso los fenómenos observados visualmente durante los eclipses solares ahora se entienden como esencialmente lo mismo.
La perturbación geomagnética más grande, resultado presumiblemente de un "prehistórico" CME, coincidió con la primera llamarada solar observada, en 1859. La llamarada fue observada visualmente por Richard Christopher Carrington y la tormenta geomagnética fue observada con el magnetógrafo registrador en Kew Gardens. El mismo instrumento registró un crotchet, una perturbación instantánea de la ionosfera de la Tierra al ionizar rayos X suaves. 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).
Fuentes de rayos X exóticas
Un microcuásar es un primo más pequeño de un cuásar que es un binario de rayos X emisores de radio, con un par de chorros de radio que a menudo se pueden resolver. LSI+61°303 es un sistema binario emisor de radio periódico 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 subida 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 rayos X masivos. binarios de rayos: transitorios rápidos de rayos X supergigantes (SFXT). Las observaciones realizadas por Chandra indican la presencia de bucles y anillos en el gas caliente que emite rayos X que rodea a Messier 87. Una magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente potente, cuya descomposición potencia la emisión de grandes cantidades de radiación electromagnética de alta energía, en particular rayos X y rayos gamma.
Estrellas oscuras de rayos X
Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes de la derecha, a veces el Sol es casi oscuro como un rayo X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse, por otro lado, parece estar siempre oscuro como 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 un amplio rango de luminosidades que se desarrollan en la clase espectral F. Altair es de 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 estrellas F tempranas sea muy poco profunda y esté ausente en las enanas tipo A, pero el flujo acústico del interior alcanza un máximo para las estrellas A tardías y F tempranas, lo que provoca investigaciones de actividad magnética en estrellas tipo A a lo largo de tres líneas principales. Las estrellas químicamente peculiares de tipo espectral Bp o Ap son fuentes de radio magnética apreciables, la mayoría de las estrellas Bp/Ap permanecen sin ser detectadas, y de las que se informó anteriormente que producían rayos X, solo algunas de ellas pueden identificarse como probablemente estrellas individuales. Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (rayos X oscuros) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre durante el 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".
Planeta/cometa oscuro de rayos X
Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (rayos X oscuros) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre durante el 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".
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 de rayos X bajo ciertas condiciones emiten, emiten fluorescencia o reflejan rayos X.
Cometa Lulin
El satélite Swift Gamma-Ray Burst Mission de la NASA estaba monitoreando el cometa Lulin mientras 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 de átomos más amplia 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 Vuelo Espacial 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 distancia de la Tierra al Sol. Debido a que Lulin es tan activa, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora de rayos X se extiende mucho más hacia el sol que el cometa.
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