Cygnus X-1
Cygnus X-1 (abreviado Cyg X-1) es una fuente galáctica de rayos X en la constelación de Cygnus y fue la primera fuente de este tipo ampliamente aceptada como agujero negro. Fue descubierto en 1971 durante el vuelo de un cohete y es una de las fuentes de rayos X más fuertes detectables desde la Tierra, produciendo una densidad máxima de flujo de rayos X de 2.3×10−23 W/(m2⋅Hz) (2.3×103 jansky). Sigue siendo uno de los objetos astronómicos más estudiados de su clase. Ahora se estima que el objeto compacto tiene una masa de aproximadamente 21,2 veces la masa del Sol y se ha demostrado que es demasiado pequeño para ser cualquier tipo conocido de estrella normal u otro objeto probable además de un agujero negro. Si es así, el radio de su horizonte de eventos tiene 300 km "como límite superior al dimensión lineal de la región de origen" de ráfagas de rayos X ocasionales que duran solo alrededor de 1 ms.
Cygnus X-1 pertenece a un sistema binario de rayos X de gran masa, ubicado a unos 2,22 kiloparsecs del Sol, que incluye una estrella variable supergigante azul denominada HDE 226868, que orbita a unos 0,2 AU, o el 20 % de la distancia de la Tierra al Sol. Un viento estelar de la estrella proporciona material para un disco de acreción alrededor de la fuente de rayos X. La materia en el disco interno se calienta a millones de grados, generando los rayos X observados. Un par de chorros relativistas, dispuestos perpendicularmente al disco, transportan parte de la energía del material que cae hacia el espacio interestelar.
Este sistema puede pertenecer a una asociación estelar llamada Cygnus OB3, lo que significaría que Cygnus X-1 tiene unos 5 millones de años y se formó a partir de una estrella progenitora que tenía más de 40 masas solares. La mayor parte de la masa de la estrella se desprendió, probablemente como un viento estelar. Si esta estrella hubiera explotado como una supernova, la fuerza resultante probablemente habría expulsado el remanente del sistema. Por lo tanto, la estrella puede haber colapsado directamente en un agujero negro.
Cygnus X-1 fue objeto de una apuesta científica amistosa entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne en 1975, en la que Hawking apostó a que no se trataba de un agujero negro. Concedió la apuesta en 1990 después de que los datos de observación reforzaran el caso de que efectivamente había un agujero negro en el sistema. Esta hipótesis carece de evidencia empírica directa, pero generalmente se ha aceptado a partir de evidencia indirecta.
Descubrimiento y observación
La observación de las emisiones de rayos X permite a los astrónomos estudiar fenómenos celestes que involucran gas con temperaturas de millones de grados. Sin embargo, debido a que las emisiones de rayos X están bloqueadas por la atmósfera de la Tierra, la observación de las fuentes celestes de rayos X no es posible sin elevar los instrumentos a altitudes donde los rayos X pueden penetrar. Cygnus X-1 se descubrió utilizando instrumentos de rayos X que fueron transportados por un cohete de sondeo lanzado desde White Sands Missile Range en Nuevo México. Como parte de un esfuerzo continuo para mapear estas fuentes, se realizó una encuesta en 1964 utilizando dos cohetes suborbitales Aerobee. Los cohetes llevaban contadores Geiger para medir la emisión de rayos X en el rango de longitud de onda 1-15 Å en un 8,4 ° sección del cielo. Estos instrumentos barrían el cielo mientras los cohetes giraban, produciendo un mapa de escaneos muy próximos entre sí.
Como resultado de estos estudios, se descubrieron ocho nuevas fuentes de rayos X cósmicos, incluido Cyg XR-1 (más tarde Cyg X-1) en la constelación Cygnus. Las coordenadas celestes de esta fuente se estimaron como ascensión recta 19h53m y declinación 34,6°. No estaba asociado con ninguna fuente de radio u óptica especialmente prominente en esa posición.
Al ver la necesidad de estudios de mayor duración, en 1963 Riccardo Giacconi y Herb Gursky propusieron el primer satélite orbital para estudiar fuentes de rayos X. La NASA lanzó su satélite Uhuru en 1970, lo que condujo al descubrimiento de 300 nuevas fuentes de rayos X. Las observaciones extendidas de Uhuru de Cygnus X-1 mostraron fluctuaciones en la intensidad de los rayos X que ocurren varias veces por segundo. Esta rápida variación significaba que la generación de energía debía tener lugar en una región relativamente pequeña de aproximadamente 105 km, ya que la velocidad de la luz restringe la comunicación entre regiones más distantes. Para una comparación de tamaño, el diámetro del Sol es aproximadamente 1.4×106 km.
En abril y mayo de 1971, Luc Braes y George K. Miley del Observatorio de Leiden, y de forma independiente Robert M. Hjellming y Campbell Wade del Observatorio Nacional de Radioastronomía, detectaron emisiones de radio de Cygnus X-1 y su posición de radio precisa. identificó la fuente de rayos X en la estrella AGK2 +35 1910 = HDE 226868. En la esfera celeste, esta estrella se encuentra aproximadamente a medio grado de la estrella de cuarta magnitud Eta Cygni. Es una estrella supergigante que por sí misma es incapaz de emitir las cantidades observadas de rayos X. Por lo tanto, la estrella debe tener un compañero que pueda calentar el gas a los millones de grados necesarios para producir la fuente de radiación de Cygnus X-1.
Louise Webster y Paul Murdin, del Observatorio Real de Greenwich, y Charles Thomas Bolton, trabajando de forma independiente en el Observatorio David Dunlap de la Universidad de Toronto, anunciaron el descubrimiento de un compañero oculto masivo de HDE 226868 en 1972. Mediciones del desplazamiento Doppler del espectro de la estrella demostró la presencia de la compañera y permitió estimar su masa a partir de los parámetros orbitales. Basándose en la alta masa predicha del objeto, supusieron que podría ser un agujero negro, ya que la estrella de neutrones más grande posible no puede exceder tres veces la masa del Sol.
Con más observaciones que fortalecieron la evidencia, a fines de 1973 la comunidad astronómica generalmente admitió que Cygnus X-1 probablemente era un agujero negro. Las mediciones más precisas de Cygnus X-1 demostraron una variabilidad de hasta un solo milisegundo. Este intervalo es consistente con la turbulencia en un disco de materia acumulada que rodea un agujero negro: el disco de acreción. Los estallidos de rayos X que duran alrededor de un tercio de segundo coinciden con el marco de tiempo esperado de la materia que cae hacia un agujero negro.
Desde entonces, Cygnus X-1 se ha estudiado ampliamente mediante observaciones realizadas con instrumentos terrestres y en órbita. Las similitudes entre las emisiones de binarios de rayos X como HDE 226868/Cygnus X-1 y los núcleos galácticos activos sugieren un mecanismo común de generación de energía que involucra un agujero negro, un disco de acreción en órbita y chorros asociados. Por esta razón, Cygnus X-1 se identifica entre una clase de objetos llamados microquasars; un análogo de los cuásares, o fuentes de radio cuasi-estelares, que ahora se sabe que son núcleos galácticos activos distantes. Los estudios científicos de sistemas binarios como HDE 226868/Cygnus X-1 pueden conducir a una mayor comprensión de la mecánica de las galaxias activas.
Sistema binario
El objeto compacto y la estrella supergigante azul forman un sistema binario en el que orbitan alrededor de su centro de masa cada 5,599829 días. Desde la perspectiva de la Tierra, el objeto compacto nunca va detrás de la otra estrella; en otras palabras, el sistema no se eclipsa. Sin embargo, la inclinación del plano orbital a la línea de visión desde la Tierra sigue siendo incierta, con predicciones que van desde 27° a 65°. Un estudio de 2007 estimó la inclinación como 48.0±6,8°, lo que significaría que el semieje mayor se trata de 0.2 AU, o el 20 % de la distancia de la Tierra al Sol. Se cree que la excentricidad orbital es solo 0.018±0.002, lo que significa una órbita casi circular. La distancia de la Tierra a este sistema es de unos 1.860 ± 120 parsecs (6.070 ± 390 años luz).
El sistema HDE 226868/Cygnus X-1 comparte un movimiento común a través del espacio con una asociación de estrellas masivas llamada Cygnus OB3, que se encuentra a aproximadamente 2000 parsecs del Sol. Esto implica que HDE 226868, Cygnus X-1 y esta asociación OB pueden haberse formado al mismo tiempo y lugar. Si es así, entonces la edad del sistema es aproximadamente 5±1,5 millones de años. El movimiento de HDE 226868 con respecto a Cygnus OB3 es 9±3 km/s, un valor típico para el movimiento aleatorio dentro de una asociación estelar. HDE 226868 está a unos 60 parsecs del centro de la asociación y podría haber alcanzado esa separación en aproximadamente 7±2 millones de años, lo que coincide aproximadamente con la edad estimada de la asociación.
Con una latitud galáctica de 4° y una longitud galáctica de 71°, este sistema se encuentra hacia el interior a lo largo del mismo Espolón de Orión, en el que el Sol se encuentra dentro de la Vía Láctea, cerca de donde el espolón se acerca al Brazo de Sagitario. Se ha descrito que Cygnus X-1 pertenece al brazo de Sagitario, aunque la estructura de la Vía Láctea no está bien establecida.
Objeto compacto
De varias técnicas, la masa del objeto compacto parece ser mayor que la masa máxima de una estrella de neutrones. Los modelos evolutivos estelares sugieren una masa de 20±5 masas solares, mientras que otras técnicas dieron como resultado 10 masas solares. La medición de las periodicidades en la emisión de rayos X cerca del objeto produjo un valor más preciso de 14,8±1 masa solar. En todos los casos, lo más probable es que el objeto sea un agujero negro, una región del espacio con un campo gravitatorio que es lo suficientemente fuerte como para evitar el escape de la radiación electromagnética del interior. El límite de esta región se denomina horizonte de sucesos y tiene un radio efectivo denominado radio de Schwarzschild, que es de aproximadamente 44 km para Cygnus X-1. Cualquier cosa (incluida la materia y los fotones) que pasa a través de este límite no puede escapar. Las nuevas mediciones publicadas en 2021 arrojaron una masa estimada de 21,2±2.2 masas solares.
Es posible que en 1992 se haya detectado evidencia de tal horizonte de eventos mediante observaciones ultravioleta (UV) con el fotómetro de alta velocidad del telescopio espacial Hubble. A medida que los cúmulos de materia autoluminosos giran en espiral hacia un agujero negro, su radiación se emite en una serie de pulsos que están sujetos a un desplazamiento al rojo gravitacional a medida que el material se acerca al horizonte. Es decir, las longitudes de onda de la radiación aumentan constantemente, como predice la relatividad general. La materia que golpea un objeto sólido y compacto emitiría un estallido final de energía, mientras que el material que pasa a través de un horizonte de sucesos no lo haría. Dos de esos "trenes de pulso moribundos" se observaron, lo que es consistente con la existencia de un agujero negro.
El giro del objeto compacto aún no está bien determinado. El análisis anterior de los datos del Observatorio de rayos X Chandra basado en el espacio sugirió que Cygnus X-1 no estaba girando en un grado significativo. Sin embargo, la evidencia anunciada en 2011 sugiere que gira extremadamente rápido, aproximadamente 790 veces por segundo.
Formación
La estrella más grande de la asociación Cygnus OB3 tiene una masa 40 veces mayor que la del Sol. A medida que las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente, esto implica que la estrella progenitora de Cygnus X-1 tenía más de 40 masas solares. Dada la masa estimada actual del agujero negro, la estrella progenitora debe haber perdido más de 30 masas solares de material. Es posible que parte de esta masa se haya perdido en HDE 226868, mientras que el resto probablemente fue expulsado por un fuerte viento estelar. El enriquecimiento en helio de la atmósfera exterior de HDE 226868 puede ser evidencia de esta transferencia de masa. Es posible que el progenitor haya evolucionado hasta convertirse en una estrella Wolf-Rayet, que expulsa una proporción sustancial de su atmósfera usando un viento estelar tan poderoso.
Si la estrella progenitora hubiera explotado como una supernova, las observaciones de objetos similares muestran que lo más probable es que el remanente hubiera sido expulsado del sistema a una velocidad relativamente alta. Como el objeto permaneció en órbita, esto indica que el progenitor puede haber colapsado directamente en un agujero negro sin explotar (o como máximo produjo solo una explosión relativamente modesta).
Disco de acrecentamiento
Se cree que el objeto compacto está orbitado por un disco delgado y plano de materia acumulada conocido como disco de acreción. Este disco se calienta intensamente por la fricción entre el gas ionizado en las órbitas internas que se mueven más rápido y en las externas más lentas. Se divide en una región interna caliente con un nivel relativamente alto de ionización (que forma un plasma) y una región externa más fría y menos ionizada que se extiende hasta unas 500 veces el radio de Schwarzschild, o unos 15 000 km.
Aunque tiene una gran y variable variación errática, Cygnus X-1 suele ser la fuente persistente más brillante de rayos X duros (aquellos con energías desde aproximadamente 30 hasta varios cientos de kiloelectronvoltios) en el cielo. Los rayos X se producen como fotones de menor energía en el delgado disco de acreción interno, luego reciben más energía a través de la dispersión Compton con electrones de muy alta temperatura en una corona geométricamente más gruesa, pero casi transparente que lo envuelve, así como por alguna reflexión adicional. de la superficie del disco delgado. Una posibilidad alternativa es que los rayos X puedan ser dispersados por Compton por la base de un chorro en lugar de una corona de disco.
La emisión de rayos X de Cygnus X-1 puede variar en un patrón algo repetitivo denominado oscilaciones cuasi periódicas (QPO). La masa del objeto compacto parece determinar la distancia a la que el plasma circundante comienza a emitir estos QPO, y el radio de emisión disminuye a medida que disminuye la masa. Esta técnica se ha utilizado para estimar la masa de Cygnus X-1, proporcionando una verificación cruzada con otras derivaciones de masa.
Nunca se han visto desde Cygnus X-1 pulsaciones con un período estable, similares a las que resultan del giro de una estrella de neutrones. Las pulsaciones de las estrellas de neutrones son causadas por el campo magnético giratorio de la estrella de neutrones, pero el teorema de la falta de cabello garantiza que el campo magnético de un agujero negro está exactamente alineado con su eje de rotación y, por lo tanto, es estático. Por ejemplo, se pensó que el binario de rayos X V 0332+53 era un posible agujero negro hasta que se encontraron pulsaciones. Cygnus X-1 tampoco ha mostrado nunca ráfagas de rayos X similares a las que se ven en las estrellas de neutrones. Cygnus X-1 cambia de forma impredecible entre dos estados de rayos X, aunque los rayos X también pueden variar continuamente entre esos estados. En el estado más común, los rayos X son "duros", lo que significa que la mayoría de los rayos X tienen alta energía. En el estado menos común, los rayos X son "suaves", y la mayoría de los rayos X tienen menor energía. El estado blando también muestra una mayor variabilidad. Se cree que el estado duro se origina en una corona que rodea la parte interna del disco de acreción más opaco. El estado suave ocurre cuando el disco se acerca al objeto compacto (posiblemente tan cerca como 150 km), acompañado de enfriamiento o eyección de la corona. Cuando se genera una nueva corona, Cygnus X-1 vuelve al estado duro.
La transición espectral de Cygnus X-1 se puede explicar utilizando una solución de flujo advectivo de dos componentes, como proponen Chakrabarti y Titarchuk. Un estado duro es generado por la comptonización inversa de los fotones semilla del disco de Keplaria y también los fotones de sincrotrón producidos por los electrones calientes en la capa límite soportada por presión centrífuga (CENBOL).
El flujo de rayos X de Cygnus X-1 varía periódicamente cada 5,6 días, especialmente durante la conjunción superior, cuando los objetos en órbita están más alineados con la Tierra y la fuente compacta está más distante. Esto indica que las emisiones están bloqueadas parcialmente por materia circunestelar, que puede ser el viento estelar de la estrella HDE 226868. Hay una periodicidad de aproximadamente 300 días en la emisión, que podría deberse a la precesión del disco de acreción.
Reactores
A medida que la materia acumulada cae hacia el objeto compacto, pierde energía potencial gravitacional. Parte de esta energía liberada es disipada por chorros de partículas, alineados perpendicularmente al disco de acreción, que fluyen hacia afuera con velocidades relativistas (es decir, las partículas se mueven a una fracción significativa de la velocidad de la luz). Este par de chorros proporciona un medio para que un disco de acreción elimine el exceso de energía y el momento angular. Pueden ser creados por campos magnéticos dentro del gas que rodea el objeto compacto.
Los jets Cygnus X-1 son radiadores ineficientes y, por lo tanto, liberan solo una pequeña proporción de su energía en el espectro electromagnético. Es decir, aparecen "oscuros". El ángulo estimado de los chorros con respecto a la línea de visión es de 30° y es posible que estén en precesión. Uno de los chorros está chocando con una parte relativamente densa del medio interestelar (ISM), formando un anillo energizado que puede detectarse por su emisión de radio. Esta colisión parece estar formando una nebulosa que se ha observado en las longitudes de onda ópticas. Para producir esta nebulosa, el chorro debe tener una potencia promedio estimada de 4–14×1036 erg/s, o (9±5)×1029 W. Esto es más de 1.000 veces la energía emitida por el Sol. No hay un anillo correspondiente en la dirección opuesta porque ese chorro está frente a una región de menor densidad del ISM.
En 2006, Cygnus X-1 se convirtió en el primer agujero negro de masa estelar que mostró evidencia de emisión de rayos gamma en la banda de muy alta energía, por encima de 100 GeV. La señal se observó al mismo tiempo que un destello de rayos X duros, lo que sugiere un vínculo entre los eventos. La llamarada de rayos X puede haberse producido en la base del chorro, mientras que los rayos gamma podrían haberse generado donde el chorro interactúa con el viento estelar de HDE 226868.
HDE 226868
HDE 226868 es una estrella supergigante con una clase espectral de O9.7 Iab, que se encuentra en el límite entre las estrellas de clase O y clase B. Tiene una temperatura superficial estimada de 31 000 K y una masa de aproximadamente 20 a 40 veces la masa del Sol. Según un modelo evolutivo estelar, a una distancia estimada de 2000 pársecs, esta estrella puede tener un radio igual a unas 15 a 17 veces el radio solar y tiene aproximadamente 300 000 a 400 000 veces la luminosidad del Sol. A modo de comparación, se estima que el objeto compacto orbita HDE 226868 a una distancia de unos 40 radios solares, o el doble del radio de esta estrella.
La superficie de HDE 226868 está siendo distorsionada por la gravedad del compañero masivo, formando una forma de lágrima que se distorsiona aún más por la rotación. Esto hace que el brillo óptico de la estrella varíe en 0,06 magnitudes durante cada órbita binaria de 5,6 días, y la magnitud mínima se produce cuando el sistema está alineado con la línea de visión. El "elipsoidal" el patrón de variación de la luz resulta del oscurecimiento de las extremidades y del oscurecimiento por gravedad de la superficie de la estrella.
Cuando se compara el espectro de HDE 226868 con el de la estrella similar Epsilon Orionis, la primera muestra una sobreabundancia de helio y una escasez de carbono en su atmósfera. Las líneas espectrales ultravioleta y de hidrógeno-alfa de HDE 226868 muestran perfiles similares a los de la estrella P Cygni, lo que indica que la estrella está rodeada por una envoltura gaseosa que se acelera alejándose de la estrella a velocidades de aproximadamente 1500 km/s.
Al igual que otras estrellas de su tipo espectral, se cree que HDE 226868 pierde masa en un viento estelar a una tasa estimada de 2.5×10−6 masas solares por año. Esto es el equivalente a perder una masa igual a la del Sol cada 400.000 años. La influencia gravitacional del objeto compacto parece estar remodelando este viento estelar, produciendo una geometría de viento enfocada en lugar de un viento esféricamente simétrico. Los rayos X de la región que rodea al objeto compacto calientan e ionizan este viento estelar. A medida que el objeto se mueve a través de diferentes regiones del viento estelar durante su órbita de 5,6 días, las líneas UV, la emisión de radio y los propios rayos X varían.
El lóbulo de Roche de HDE 226868 define la región del espacio alrededor de la estrella donde el material en órbita permanece unido gravitacionalmente. El material que pasa más allá de este lóbulo puede caer hacia el compañero en órbita. Se cree que este lóbulo de Roche está cerca de la superficie de HDE 226868 pero no se desborda, por lo que el material en la superficie estelar no está siendo arrancado por su compañero. Sin embargo, una proporción significativa del viento estelar emitido por la estrella es atraído hacia el disco de acreción del objeto compacto después de pasar más allá de este lóbulo.
El gas y el polvo entre el Sol y HDE 226868 da como resultado una reducción en la magnitud aparente de la estrella, así como un enrojecimiento del tono: la luz roja puede penetrar más eficazmente el polvo en el medio interestelar. El valor estimado de la extinción interestelar (AV) es de 3,3 magnitudes. Sin la materia intermedia, HDE 226868 sería una estrella de quinta magnitud y, por lo tanto, visible a simple vista.
Stephen Hawking y Kip Thorne
Cygnus X-1 fue objeto de una apuesta entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne, en la que Hawking apostó en contra de la existencia de agujeros negros en la región. Hawking luego describió esto como una 'póliza de seguro'. de clases En su libro Una breve historia del tiempo escribió:
Esta era una forma de póliza de seguro para mí. He hecho mucho trabajo en agujeros negros, y todo se desperdiciaría si resultase que los agujeros negros no existen. Pero en ese caso, tendría el consuelo de ganar mi apuesta, que me ganaría cuatro años de la revista Ojo privado. Si existen agujeros negros, Kip recibirá un año de Ático. Cuando hicimos la apuesta en 1975, estábamos 80% seguros de que Cygnus X-1 era un agujero negro. Por ahora [1988], diría que estamos cerca del 95% de seguros, pero la apuesta todavía no se ha resuelto.
Según la edición actualizada del décimo aniversario de Una breve historia del tiempo, Hawking ha concedido la apuesta debido a los datos de observación posteriores a favor de los agujeros negros. En su propio libro Black Holes and Time Warps, Thorne informa que Hawking concedió la apuesta irrumpiendo en la oficina de Thorne mientras estaba en Rusia, encontrando la apuesta enmarcada y firmándola. Si bien Hawking se refirió a la apuesta como si tuviera lugar en 1975, la apuesta escrita en sí (de puño y letra de Thorne, con su firma y la de Hawking) lleva firmas de testigos adicionales bajo una leyenda que dice "Presenciamos este décimo". día de diciembre de 1974". Esta fecha fue confirmada por Kip Thorne en el episodio del 10 de enero de 2018 de Nova en PBS.
En la cultura popular
Cygnus X-1 es el tema de una serie de canciones de dos partes de la banda canadiense de rock progresivo Rush. La primera parte, "Book I: The Voyage", es la última canción del álbum de 1977 A Farewell to Kings. La segunda parte, "Book II: Hemispheres", es la primera canción del siguiente álbum de 1978, Hemispheres. La letra describe a un explorador a bordo de la nave espacial Rocinante, que viaja al agujero negro, creyendo que puede haber algo más allá. A medida que se acerca, se vuelve cada vez más difícil controlar la nave y finalmente se ve atraído por la atracción de la gravedad.
En la película de ciencia ficción de Disney The Black Hole, el barco de reconocimiento científico capitaneado por el Dr. Hans Reinhardt para estudiar el agujero negro del título de la película es el Cygnus, presumiblemente (aunque nunca se dijo como tal) llamado así por el primer agujero negro identificado, Cygnus X-1.
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