astronomía de rayos X

Los primeros vuelos de cohetes sonda para la investigación de rayos X se realizaron en el Campo de Pruebas de Misiles de White Sands, en Nuevo México, con un cohete V-2 el 28 de enero de 1949. Se colocó un detector en la sección del cono de la nariz y el cohete fue lanzado en un vuelo suborbital a una altitud justo por encima de la atmósfera. Los rayos X provenientes del Sol fueron detectados por el experimento Blossom del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos a bordo. ^{[ 6 ]}

Un cohete Aerobee 150 lanzado el 19 de junio de 1962 (UTC) detectó los primeros rayos X emitidos por una fuente fuera del Sistema Solar ^{[ 7 ] [ 8 ]} (Scorpius X-1). ^{[ 9 ]} Ahora se sabe que tales fuentes de rayos X como Scorpius 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 se calientan por los fuertes campos gravitatorios de estos y otros objetos celestes. ^{[ 10 ]} Basándose en 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. ^{[ 11 ]}

El principal inconveniente de los vuelos en cohete es su corta duración (apenas unos minutos sobre la atmósfera antes de que el cohete regrese a la Tierra) y su limitado campo de visión . 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 MIE) 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 (según los estándares terrestres) de iones , átomos , moléculas , granos de polvo más grandes, rayos cósmicos y campos magnéticos (galácticos). ^{[ 12 ]} 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 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 las profundidades de grandes complejos de nubes moleculares , típicamente de unos pocos pársecs de tamaño. Durante su vida y muerte, las estrellas interactúan físicamente con el ISM. Los vientos estelares de cúmulos estelares jóvenes (a menudo con regiones HII gigantes o supergigantes a su alrededor) y las ondas de choque creadas por supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que conduce a turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes son burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente. El Sol está viajando 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. ^{[ 13 ]} El investigador principal de la misión es el Dr. Dan McCammon de la Universidad de Wisconsin-Madison .

Los vuelos en globo pueden transportar 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, donde los datos se recopilan durante unos pocos 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 sigue siendo absorbido. 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 instalado en un globo lanzado desde Palestine, Texas , Estados Unidos. Probablemente, esta fue la primera detección de rayos X de una fuente cósmica discreta mediante un globo. ^{[ 14 ]}

Telescopio de enfoque de alta energía

El telescopio de enfoque de alta energía (HEFT) es un experimento transportado por globo para obtener imágenes de fuentes astrofísicas en la banda de rayos X duros (20–100 keV). ^{[ 15 ]} Su vuelo inaugural tuvo lugar en mayo de 2005 desde Fort Sumner, Nuevo México, EE. UU. La resolución angular de HEFT es de aproximadamente 1,5'. En lugar de utilizar un telescopio de rayos X de ángulo rasante , HEFT utiliza un novedoso recubrimiento multicapa de tungsteno -silicio para extender la reflectividad de espejos de incidencia rasante anidados más allá de 10 keV. HEFT tiene una resolución energética de 1,0 keV de ancho completo a media altura a 60 keV. HEFT fue lanzado 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.

El cohete-roca-globo , una combinación de cohete y globo , era un cohete de combustible sólido que, en lugar de encenderse inmediatamente en tierra, era transportado primero a la atmósfera superior por un globo lleno de gas. Luego, una vez separado del globo a su altura máxima, el cohete se encendía automáticamente. Esto permitía alcanzar una mayor altitud, ya que el cohete no tenía que atravesar las capas de aire más densas e inferiores, lo que habría requerido mucho más combustible químico.

El concepto original de "rockoons" fue desarrollado por el comandante Lee Lewis, el comandante G. Halvorson, SF Singer y James A. Van Allen durante el crucero de lanzamiento de cohetes Aerobee del USS Norton Sound  el 1 de marzo de 1949. ^{[ 6 ]}

La puesta en órbita de satélites con sensores de rayos X solares brindó la oportunidad de realizar observaciones continuas a largo plazo. Los primeros experimentos de este tipo, a bordo de Vanguard 3 y Explorer 7 , fracasaron debido a una calibración insuficiente y a la rápida saturación de los sensores. SOLRAD 1 , lanzado en 1960, fue el primer satélite en lograr medir con éxito los rayos X solares. ^{[ 1 ] : 63–64}

Se necesitan satélites porque los rayos X son absorbidos por la atmósfera terrestre, por lo que los instrumentos para detectarlos deben ser llevados a gran altitud mediante globos, cohetes sonda y satélites. Los telescopios de rayos X (XRT) tienen direccionalidad o capacidad de imagen variables basadas en la reflexión de ángulo rasante en lugar de la refracción o la reflexión de gran desviación. ^{[ 20 ] [ 21 ]} Esto limita sus campos de visión a campos mucho más estrechos que los telescopios visibles o ultravioleta. Los espejos pueden estar hechos de cerámica o lámina metálica. ^{[ 22 ]}

El primer telescopio de rayos X en astronomía se utilizó para observar el Sol. La primera imagen de rayos X (tomada con un telescopio de incidencia rasante) del Sol se obtuvo en 1963 mediante un telescopio a bordo de un cohete. El 19 de abril de 1960, se tomó la primera imagen de rayos X del Sol utilizando una cámara estenopeica en un cohete Aerobee-Hi. ^{[ 23 ]}

La utilización de espejos de rayos X para la astronomía de rayos X extrasolares requiere simultáneamente:

• la capacidad de determinar la ubicación en el momento de la llegada de un fotón de rayos X en dos dimensiones y
• una eficiencia de detección razonable.

Los detectores de astronomía de rayos X se han diseñado y configurado principalmente para la detección de energía y, ocasionalmente, para la detección de longitud de onda, utilizando diversas técnicas generalmente limitadas a la tecnología de la época.

Los detectores de rayos X recogen rayos X individuales (fotones de radiación electromagnética de rayos X) y cuentan el número de fotones recogidos (intensidad), la energía (de 0,12 a 120 keV) de los fotones recogidos, la longitud de onda (aprox. 0,008–8  nm) o la velocidad a la que se detectan los fotones (recuentos por hora), para informarnos sobre el objeto que los emite.

La teoría de la dinamo describe el proceso mediante el cual un fluido giratorio, convectivo y conductor de electricidad mantiene un campo magnético . Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos anómalamente prolongados en cuerpos astrofísicos. Si algunos de los campos magnéticos estelares son realmente inducidos por dinamos, entonces la intensidad del campo podría estar asociada con la velocidad de rotación. ^{[ 31 ]}

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 probable fuente de emisión de rayos X. Por ejemplo, con Scorpius X-1, el espectro de rayos X disminuye abruptamente a medida que aumenta la energía de los rayos X hasta 20 keV, lo que probablemente se deba a un mecanismo de plasma térmico. ^{[ 24 ]} 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. ^{[ 24 ]} El plasma podría ser una nube coronal de un objeto central o un plasma transitorio, donde la fuente de energía es desconocida, pero podría estar relacionado con la idea de un sistema binario cercano. ^{[ 24 ]}

En el espectro de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo hay tres características que difieren enormemente de Scorpius X-1: su espectro es mucho más duro, su diámetro de fuente se mide en años luz (al), no en unidades astronómicas (UA), y su emisión de radio y sincrotrón óptica es intensa. ^{[ 24 ]} Su luminosidad total de rayos X rivaliza con la emisión óptica y podría corresponder a un plasma no térmico. Sin embargo, la Nebulosa del Cangrejo aparece como una fuente de rayos X que es una esfera central de plasma diluido en libre expansión, donde el contenido energético es 100 veces mayor que el contenido energético total de la gran porción visible y de radio, obtenida de la fuente desconocida. ^{[ 24 ]}

La "Línea divisoria" a medida que las estrellas gigantes evolucionan para convertirse en gigantes rojas también coincide con las líneas divisorias del viento estelar y de la corona. ^{[ 32 ]} Para explicar la caída en la emisión de rayos X a través de estas líneas divisorias, se han propuesto varios modelos:

1. bajas densidades de la región de transición, lo que conlleva una baja emisión en las coronas,
2. extinción de la emisión coronal por vientos de alta densidad,
3. Solo los bucles coronales fríos se vuelven estables,
4. cambios en la estructura de un campo magnético a una topología abierta, lo que conlleva una disminución del plasma confinado magnéticamente, o
5. cambios en el carácter de la dinamo magnética, que llevan a la desaparición de los campos estelares dejando solo campos a pequeña escala generados por turbulencia entre las gigantes rojas. ^{[ 32 ]}

Las estrellas coronales, o estrellas dentro de una nube coronal , son omnipresentes entre las estrellas en la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell . ^{[ 3 ]} Se han utilizado experimentos con instrumentos a bordo de Skylab y Copernicus para buscar emisión de rayos X blandos en el rango de energía ~0,14–0,284 keV de coronas estelares. ^{[ 35 ]} 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 mejorada similar a la solar. ^{[ 35 ]} La alta temperatura de la corona de Capella, obtenida a partir del primer espectro de rayos X coronales de Capella usando HEAO 1, requería confinamiento magnético a menos que fuera un viento coronal de flujo libre. ^{[ 3 ]}

En 1977 se descubrió que Proxima Centauri emitía radiación de alta energía en el ultravioleta extremo (XUV). En 1978, α Cen fue identificada como una fuente coronal de baja actividad. ^{[ 36 ]} Con la operación del observatorio Einstein , la emisión de rayos X fue reconocida como una característica común a una amplia gama de estrellas que cubren prácticamente todo el diagrama de Hertzsprung-Russell. ^{[ 36 ]} El estudio inicial de Einstein condujo a importantes descubrimientos:

• Las fuentes de rayos X abundan entre todos los tipos de estrellas, a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell y en la mayoría de las etapas de evolución,
• Las luminosidades de rayos X y su distribución a lo largo de la secuencia principal no coincidían con las teorías de calentamiento acústico, favorecidas durante mucho tiempo, sino que ahora se interpretaban como el efecto del calentamiento coronal magnético, y
• Las estrellas que por lo demás son similares revelan grandes diferencias en su emisión de rayos X si su período de rotación es diferente. ^{[ 3 ]}

Para ajustar el espectro de resolución media de UX Arietis , se requirieron abundancias subsolares. ^{[ 3 ]}

La astronomía estelar de rayos X está contribuyendo a una comprensión más profunda de

• campos magnéticos en dinamos magnetohidrodinámicas,
• la liberación de energía en plasmas astrofísicos tenues a través de diversos procesos plasmofísicos, y
• las interacciones de la radiación de alta energía con el entorno estelar. ^{[ 3 ]}

La opinión generalizada es que las estrellas masivas de la secuencia principal coronal son estrellas de tipo A tardío o de tipo F temprano, una conjetura que está respaldada tanto por la observación como por la teoría. ^{[ 3 ]}

Las estrellas recién formadas se conocen como estrellas presecuencia principal durante la etapa de evolución estelar anterior a que alcancen 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 intensa que la de las estrellas de la secuencia principal de masas similares. ^{[ 37 ]}

La emisión de rayos X de las estrellas presecuencia principal fue descubierta por el Observatorio Einstein . ^{[ 38 ] [ 39 ]} Esta emisión de rayos X se produce principalmente por llamaradas de reconexión magnética en las coronas estelares, con muchas llamaradas pequeñas que contribuyen a la emisión de rayos X "quieta" de estas estrellas. ^{[ 40 ]} Las estrellas presecuencia principal tienen grandes zonas de convección, que a su vez impulsan fuertes dinamos, produciendo fuertes campos magnéticos superficiales. 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 secuencia principal que muestran modulación rotacional de la emisión de rayos X. Otras fuentes de emisión de rayos X incluyen puntos calientes de acreción ^{[ 41 ]} y flujos de salida colimados. ^{[ 42 ]}

La emisión de rayos X, como indicador de la juventud estelar, es importante para los estudios de regiones de formación estelar. La mayoría de las regiones de formación estelar 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 las estrellas de campo contaminantes utilizando únicamente imágenes ópticas e infrarrojas. La emisión de rayos X puede penetrar fácilmente la absorción moderada de las nubes moleculares y puede utilizarse para identificar posibles miembros del cúmulo. ^{[ 43 ]}

Dada la falta de una zona de convección externa significativa, la teoría predice la ausencia de una dinamo magnética en las estrellas A tempranas. ^{[ 3 ]} En las estrellas tempranas de tipo espectral O y B, las ondas de choque que se desarrollan en vientos inestables son la fuente probable de rayos X. ^{[ 3 ]}

Más allá del tipo espectral M5, la dinamo αω clásica ya no puede operar, ya que la estructura interna de las estrellas enanas cambia significativamente: se vuelven completamente convectivas. ^{[ 3 ]} A medida que una dinamo distribuida (o α ² ) puede volverse relevante, tanto el flujo magnético en la superficie como la topología de los campos magnéticos en la corona deberían cambiar sistemáticamente a través de esta transición, lo que podría resultar en algunas discontinuidades en las características de rayos X alrededor de la clase espectral dM5. ^{[ 3 ]} Sin embargo, las observaciones no parecen respaldar esta imagen: la detección de rayos X de menor masa a largo plazo, VB 8 (M7e V), ha mostrado una emisión constante en niveles de luminosidad de rayos X ( L _X )  ≈ 10 ²⁶ erg·s ⁻¹ (10 ¹⁹ W) y llamaradas hasta un orden de magnitud más alto. ^{[ 3 ]} La comparación con otras enanas M tardías muestra una tendencia bastante continua. ^{[ 3 ]}

Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas de presecuencia principal. En cuanto a sus propiedades de emisión de rayos X, algunas son...

• que recuerdan a las estrellas calientes,
• Otros señalan la actividad coronal como en las estrellas frías, en particular la presencia de llamaradas y temperaturas muy altas. ^{[ 3 ]}

La naturaleza de estas fuertes emisiones ha seguido siendo controvertida con modelos que incluyen

• vientos estelares inestables,
• vientos que chocan,
• coronas magnéticas,
• coronas de disco,
• magnetosferas alimentadas por el viento,
• choques de acreción,
• el funcionamiento de una dinamo de corte,
• la presencia de compañeros de tipo tardío desconocidos. ^{[ 3 ]}

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 ( L _X ≥ 10 ³² erg·s ⁻¹ o 10 ²⁵ W) y las más calientes conocidas, con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. ^{[ 3 ]} Sin embargo, la hipótesis popular actual implica la fusión de un sistema binario cercano en el que el momento angular orbital de la compañera se transfiere a la primaria. ^{[ 3 ]}

Pólux es la estrella más brillante de la constelación de Géminis , a pesar de su designación Beta, y la decimoséptima más brillante del cielo. Pólux es una estrella K gigante de color naranja que crea un interesante contraste cromático con su "gemela" blanca, Cástor. Se han encontrado evidencias de una corona exterior caliente y sostenida magnéticamente alrededor de Pólux, y se sabe que la estrella emite rayos X. ^{[ 44 ]}

Nuevas observaciones de rayos X del Observatorio de Rayos X Chandra muestran tres estructuras distintas: un anillo exterior en forma de herradura de aproximadamente 2 años luz de diámetro, un núcleo interno caliente de aproximadamente 3 meses luz de diámetro y una fuente central caliente de menos de 1 mes luz de diámetro que podría 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 materia que se aleja de la superestrella a velocidades supersónicas. La temperatura del gas calentado por el choque varía de 60 MK en las regiones centrales a 3 MK en la estructura exterior en forma de herradura. "La imagen de Chandra plantea algunos interrogantes sobre las ideas existentes acerca de cómo una estrella puede producir rayos X tan calientes e intensos", dice el profesor Kris Davidson de la Universidad de Minnesota . ^{[ 45 ]} Davidson es el investigador principal de las observaciones de Eta Carinae realizadas por el Telescopio Espacial Hubble . Según la teoría más popular, los rayos X se producen por la colisión de corrientes de gas de dos estrellas tan cercanas que, para nosotros, parecerían una fuente puntual. Pero, ¿qué ocurre con las corrientes de gas que se alejan más? La extensa masa caliente en el centro de la nueva imagen plantea nuevas y exigentes condiciones para cualquier teoría. ^{[ 45 ]}

Los campos magnéticos son omnipresentes entre las estrellas, pero no entendemos con precisión por qué, ni hemos comprendido completamente la desconcertante variedad de mecanismos físicos del plasma que actúan en los entornos estelares. ^{[ 3 ]} Algunas estrellas, por ejemplo, parecen tener campos magnéticos, campos magnéticos estelares fósiles remanentes de su período de formación, mientras que otras parecen generar el campo de nuevo con frecuencia.

Tras la detección inicial de una fuente extrasolar de rayos X, la primera pregunta que suele surgir es: "¿Cuál es la fuente?". A menudo se realiza una búsqueda exhaustiva en otras longitudes de onda, como la visible o la de radio, para encontrar posibles objetos coincidentes. Muchas de las localizaciones de rayos X verificadas aún no presentan fuentes fácilmente discernibles. La astrometría de rayos X se convierte en una preocupación importante que genera una demanda cada vez mayor de una resolución angular y una radiancia espectral más precisas .

Existen dificultades inherentes al realizar identificaciones de rayos X/ópticas, rayos X/radio y rayos X/rayos X basadas únicamente en coincidencias posicionales, especialmente con limitaciones en las identificaciones, tales como las grandes incertidumbres en los determinantes posicionales obtenidos con globos y cohetes, la escasa separación de fuentes en la región densamente poblada hacia el centro galáctico, la variabilidad de las fuentes y la multiplicidad de nomenclaturas de fuentes. ^{[ 48 ]}

Las fuentes de rayos X que son contrapartes de las estrellas pueden identificarse calculando la separación angular entre los centroides de las fuentes y la posición de la estrella. La separación máxima permitida es un compromiso entre un valor mayor para identificar la mayor cantidad posible de coincidencias reales y un valor menor para minimizar la probabilidad de coincidencias espurias. "Un criterio de coincidencia adoptado de 40" encuentra casi todas las posibles coincidencias de fuentes de rayos X, manteniendo la probabilidad de cualquier coincidencia espuria en la muestra en un 3 %. ^{[ 49 ]}

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.

El satélite Swift de la NASA , perteneciente a la misión de estallidos de rayos gamma, monitoreó el cometa Lulin mientras se acercaba a 63 millones de kilómetros de la Tierra. Por primera vez, los astrónomos pueden observar imágenes simultáneas en ultravioleta y rayos X de un cometa. "El viento solar —una corriente de partículas que se mueve rápidamente desde el Sol— interactúa con la nube de átomos más extensa del cometa. Esto provoca que el viento solar emita rayos X, y eso es lo que detecta el XRT de Swift", explicó Stefan Immler, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard. Esta interacción, denominada intercambio de carga, produce rayos X en la mayoría de los cometas cuando pasan a una distancia del Sol equivalente a aproximadamente tres veces la distancia de la Tierra. Debido a la gran actividad de Lulin, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora ​​de rayos X se extiende mucho más allá del Sol, en dirección opuesta al cometa. ^{[ 59 ]}

El contenido de este artículo fue adaptado y ampliado a partir de http://imagine.gsfc.nasa.gov/ Archivado el 21 de enero de 2004 en Wayback Machine (Dominio público).