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Fuente de rayos X ultraluminosa

Una imagen de Chandra de NGC 4485 y NGC 4490: dos posibles ULX En astronomía y astrofísica, una fuente de rayos X ultraluminosa ( ULX ) es menos luminosa que un núcleo galáctico...

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Una imagen de Chandra de NGC 4485 y NGC 4490: dos posibles ULX

En astronomía y astrofísica, una fuente de rayos X ultraluminosa ( ULX ) es menos luminosa que un núcleo galáctico activo pero más consistentemente luminosa que cualquier proceso estelar conocido (más de 10 39 erg /s, o 10 32 vatios ), suponiendo que radie isótropamente (lo mismo en todas las direcciones). Normalmente hay alrededor de una ULX por galaxia en las galaxias que las albergan, pero algunas galaxias contienen muchas. No se ha demostrado que la Vía Láctea contenga una ULX, aunque SS 433 es un candidato. El principal interés en las ULX se debe a que su luminosidad supera la luminosidad de Eddington de las estrellas de neutrones e incluso de los agujeros negros estelares . No se sabe qué alimenta a las ULX; los modelos incluyen la emisión de rayos de objetos de masa estelar, la acreción de agujeros negros de masa intermedia y la emisión super-Eddington.

Hechos observacionales

Los ULX fueron descubiertos por primera vez en la década de 1980 por el Observatorio Einstein . Posteriormente, ROSAT realizó observaciones . Los observatorios de rayos X XMM-Newton y Chandra han logrado grandes avances, ya que tienen una resolución espectral y angular mucho mayor . Un estudio de los ULX realizado con observaciones de Chandra muestra que hay aproximadamente un ULX por galaxia en las galaxias que albergan ULX (la mayoría no lo hacen). [1] Los ULX se encuentran en todos los tipos de galaxias, incluidas las elípticas , pero son más ubicuos en las galaxias formadoras de estrellas y en las galaxias que interactúan gravitacionalmente. Decenas de por ciento de los ULX son, de hecho, cuásares de fondo ; la probabilidad de que un ULX sea una fuente de fondo es mayor en las galaxias elípticas que en las espirales .

Modelos

El hecho de que los ULX tengan luminosidades de Eddington mayores que las de los objetos de masa estelar implica que son diferentes de los sistemas binarios de rayos X normales . Existen varios modelos para los ULX y es probable que se apliquen diferentes modelos para diferentes fuentes.

Emisión con haz — Si la emisión de las fuentes es intensamente emitida, el argumento de Eddington se evita dos veces: primero porque la luminosidad real de la fuente es menor que la inferida, y segundo porque el gas acretado puede provenir de una dirección diferente a la de la emisión de los fotones . Los modelos indican que las fuentes de masa estelar pueden alcanzar luminosidades de hasta 10 40 erg/s (10 33 W), suficiente para explicar la mayoría de las fuentes, pero demasiado baja para las fuentes más luminosas. Si la fuente tiene masa estelar y un espectro térmico , su temperatura debería ser alta, temperatura multiplicada por la constante de Boltzmann kT ≈ 1 keV, y no se esperan oscilaciones cuasiperiódicas .

Agujeros negros de masa intermedia — Los agujeros negros se observan en la naturaleza con masas del orden de diez veces la masa del Sol , y con masas de millones a miles de millones de veces la masa solar. Los primeros son ' agujeros negros estelares ', el producto final de estrellas masivas, mientras que los segundos son agujeros negros supermasivos , y existen en los centros de las galaxias. Los agujeros negros de masa intermedia (IMBH) son una tercera clase hipotética de objetos, con masas en el rango de cientos a miles de masas solares. [2] Los agujeros negros de masa intermedia son lo suficientemente ligeros como para no hundirse hasta el centro de sus galaxias anfitrionas por fricción dinámica , pero lo suficientemente masivos como para poder emitir a luminosidades ULX sin exceder el límite de Eddington . Si un ULX es un agujero negro de masa intermedia, en el estado alto/blando debería tener un componente térmico proveniente de un disco de acreción que alcanza un pico a una temperatura relativamente baja ( kT  ≈ 0,1 keV) y puede exhibir una oscilación cuasiperiódica a frecuencias relativamente bajas .

Un argumento a favor de algunas fuentes como posibles IMBH es la analogía de los espectros de rayos X como sistemas binarios de rayos X de agujeros negros de masa estelar a mayor escala. Se ha observado que los espectros de los sistemas binarios de rayos X pasan por varios estados de transición. Los más notables de estos estados son el estado bajo/duro y el estado alto/suave (véase Remillard y McClintock 2006). El estado bajo/duro o estado dominado por la ley de potencia se caracteriza por un espectro de rayos X de ley de potencia absorbido con un índice espectral de 1,5 a 2,0 (espectro de rayos X duro). Históricamente, este estado se asociaba con una luminosidad menor, aunque con mejores observaciones con satélites como RXTE, este no es necesariamente el caso. El estado alto/suave se caracteriza por un componente térmico absorbido (cuerpo negro con una temperatura de disco de ( kT  ≈ 1,0 keV) y ley de potencia (índice espectral ≈ 2,5). Se ha observado al menos una fuente ULX, Holmberg II X-1, en estados con espectros característicos tanto del estado alto como del bajo. Esto sugiere que algunos ULX pueden estar acumulando IMBH (véase Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).

Cuásares de fondo : una fracción significativa de los ULX observados son, de hecho, fuentes de fondo. Dichas fuentes pueden identificarse por una temperatura muy baja (por ejemplo, el exceso blando en los cuásares PG).

Restos de supernova : los remanentes de supernova (SN) brillantes pueden alcanzar luminosidades de hasta 10 39 erg/s (10 32 W). Si una ULX es un remanente de SN, no es variable en escalas de tiempo cortas y se desvanece en una escala de tiempo del orden de unos pocos años.

ULX notables

SS 433 - posible objeto de rayos ULX
  • Holmberg II X-1 : este famoso ULX se encuentra en una galaxia enana. Varias observaciones con XMM han revelado que la fuente se encuentra en un estado tanto bajo/duro como alto/suave, lo que sugiere que esta fuente podría ser un sistema binario de rayos X de mayor escala o un IMBH en acreción.
  • M74 : Posiblemente contiene un agujero negro de masa intermedia , como lo observó Chandra en 2005.
  • M82 X-1 : Este es el ULX más luminoso conocido (hasta octubre de 2004), y a menudo ha sido señalado como el mejor candidato para albergar un agujero negro de masa intermedia. [3] M82-X1 está asociado con un cúmulo de estrellas , exhibe oscilaciones cuasiperiódicas (QPOs), tiene una modulación de 62 días en su amplitud de rayos X.
  • M82 X-2 : un ULX inusual que, según se descubrió en 2014, era un púlsar en lugar de un agujero negro. [4]
  • M101 -X1 : Una de las ULX más brillantes, con luminosidades de hasta 10 41 erg/s (10 34 W). Esta ULX coincide con una fuente óptica que se ha interpretado como una estrella supergigante , lo que apoya la hipótesis de que podría tratarse de unsistema binario de rayos X. [5]
  • Imágenes del entorno de NGC 1313 X-1 tomadas en paralelo con el telescopio Hubble y el Very Large Telescope. La imagen RGB de la nebulosa creada por el telescopio ULX en su centro (indicada por una estrella) se ve en tres filtros estrechos que muestran la emisión de oxígeno, azufre e hidrógeno [6] .
    NGC 1313 X1 y X2 : NGC 1313, una galaxia espiral en la constelación Reticulum , contiene dos fuentes de rayos X ultraluminosas. [7] Estas dos fuentes tenían componentes de disco de baja temperatura, lo que se interpretó como posible evidencia de la presencia de un agujero negro de masa intermedia . [8] Sin embargo, mientras que la emisión de baja energía se puede modelar como un disco de baja temperatura, la emisión de alta energía está en desacuerdo con la hipótesis del agujero negro de masa intermedia . [9] Además, se han detectado pulsaciones de rayos X en NGC 1313 X-2, [10] identificando el objeto como una estrella de neutrones . Al mismo tiempo, la hipótesis del agujero negro de masa intermedia no puede explicar la presencia de grandes burbujas ópticas que rodean cada uno de los ULX. [11] [12] Es más probable que estos dos ULX alberguen estrellas de neutrones de masa estelar o agujeros negros que se acumulan a tasas de transferencia de masa superiores a las de Eddington y que los poderosos vientos del disco de acreción hayan destruido la cavidad que los rodea. [6]
  • RX J0209.6-7427 : Un sistema binario transitorio de rayos X Be detectado por última vez en 1993 en el puente de Magallanes, que resultó ser un púlsar ULX cuando despertó de su sueño profundo después de 26 años en 2019. [13] [14]

Véase también

Referencias

  1. ^ Swartz, DA; et al. (Oct 2004). "La población de fuentes de rayos X ultraluminosas del Archivo Chandra de Galaxias". The Astrophysical Journal Supplement Series . 154 (2): 519–539. arXiv : astro-ph/0405498 . Código Bibliográfico :2004ApJS..154..519S. doi :10.1086/422842. S2CID  16576561.
  2. ^ Merritt, David (2013). Dinámica y evolución de los núcleos galácticos. Princeton, NJ: Princeton University Press . ISBN 9781400846122.
  3. ^ Miller, JM; et al. (octubre de 2004). "Una comparación de fuentes de rayos X ultraluminosas candidatas a agujero negro de masa intermedia y agujeros negros de masa estelar". The Astrophysical Journal . 614 (2): L117–L120. arXiv : astro-ph/0406656 . Código Bibliográfico :2004ApJ...614L.117M. doi :10.1086/425316. S2CID  8471249.
  4. ^ Bachetti, M.; Harrison, FA; Walton, DJ; Grefenstette, BW; Chakrabaty, D.; Fürst, F.; Barret, D.; et al. (9 de octubre de 2014). "Una fuente de rayos X ultraluminosa alimentada por una estrella de neutrones en acreción". Nature . 514 (7521): 202–204. arXiv : 1410.3590 . Bibcode :2014Natur.514..202B. doi :10.1038/nature13791. PMID  25297433. S2CID  4390221.
  5. ^ Kuntz, KD; et al. (febrero de 2005). "La contraparte óptica de M101 ULX-1". The Astrophysical Journal . 620 (1): L31–L34. Bibcode :2005ApJ...620L..31K. doi : 10.1086/428571 . hdl : 2060/20050123916 .
  6. ^ ab Orange, The White (18 de enero de 2023). "Cómo los agujeros negros y las estrellas de neutrones causan estragos en el medio interestelar (con imágenes reales)". Medium . Consultado el 18 de enero de 2023 .
  7. ^ Irion R (23 de julio de 2003). "Argumentos más sólidos a favor de los agujeros negros de tamaño mediano".
  8. ^ Miller, JM; et al. (marzo de 2003). "Evidencia espectroscópica de rayos X de agujeros negros de masa intermedia: discos de acreción fríos en dos fuentes de rayos X ultraluminosas". Astrophysical Journal Letters . 585 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0211178 . Código Bibliográfico :2003ApJ...585L..37M. doi :10.1086/368373. S2CID  119389674.
  9. ^ Bachetti, Matteo; Rana, Vikram; Walton, Dominic J.; Barret, Didier; Harrison, Fiona A.; Boggs, Steven E.; Christensen, Finn E.; Craig, William W.; Fabian, Andrew C.; Fürst, Felix; Grefenstette, Brian W.; Hailey, Charles J.; Hornschemeier, Ann; Madsen, Kristin K.; Miller, Jon M. (13 de noviembre de 2013). "LAS FUENTES DE RAYOS X ULTRALUMINOSAS NGC 1313 X-1 Y X-2: UN ESTUDIO DE BANDA ANCHA CON NuSTAR Y XMM-Newton". The Astrophysical Journal . 778 (2): 163. arXiv : 1310.0745 . Código Bibliográfico :2013ApJ...778..163B. doi :10.1088/0004-637X/778/2/163. ISSN  0004-637X. S2CID  28161179.
  10. ^ Sathyaprakash, R.; Roberts, TP; Walton, DJ; Fuerst, F.; Bachetti, M.; Pinto, C.; Alston, WN; Earnshaw, HP; Fabian, AC; Middleton, MJ; Soria, R. (1 de septiembre de 2019). "El descubrimiento de pulsaciones coherentes débiles en la fuente de rayos X ultraluminosa NGC 1313 X-2". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 488 (1): L35–L40. arXiv : 1906.00640 . Código Bibliográfico :2019MNRAS.488L..35S. doi : 10.1093/mnrasl/slz086 . ISSN  0035-8711.
  11. ^ Pakull, Manfred W.; Mirioni, Laurent (26 de febrero de 2002). "Contrapartes ópticas de fuentes de rayos X ultraluminosas". arXiv : astro-ph/0202488 .
  12. ^ Gúrpide, A.; Parra, M.; Godet, O.; Contini, T.; Olive, J. -F. (1 de octubre de 2022). "Espectroscopia MUSE de la ULX NGC 1313 X-1: una burbuja ionizada por choque, una nebulosa fotoionizada por rayos X y dos remanentes de supernova". Astronomía y Astrofísica . 666 : A100. arXiv : 2201.09333 . Bibcode :2022A&A...666A.100G. doi :10.1051/0004-6361/202142229. ISSN  0004-6361. S2CID  246240982.
  13. ^ Chandra, AD; Roy, J.; Agrawal, PC; Choudhury, M. (3 de junio de 2020). "Estudio de un estallido reciente en el binario Be/rayos X RX J0209.6−7427 con AstroSat: ¿un nuevo púlsar de rayos X ultraluminoso en el Puente de Magallanes?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (3): 2664–2672. arXiv : 2004.04930 . Bibcode :2020MNRAS.495.2664C. doi : 10.1093/mnras/staa1041 .
  14. ^ "Una fuente de rayos X ultrabrillante despierta cerca de una galaxia no tan lejana". Royal Astronomical Society . 3 de junio de 2020.
  • Remillard, Ronald A.; McClintock, Jeffrey E. (septiembre de 2006). "Propiedades de rayos X de sistemas binarios de agujeros negros". Revista anual de astronomía y astrofísica . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph/0606352 . Código Bibliográfico :2006ARA&A..44...49R. doi :10.1146/annurev.astro.44.051905.092532. S2CID  119417042.
  • Winter, LM; et al. (Oct 2006). "Estudio de archivo XMM-Newton de la población ULX en galaxias cercanas". Astrophysical Journal . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph/0512480 . Bibcode :2006ApJ...649..730W. doi :10.1086/506579. S2CID  118445260.
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