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 altitud mediante globos , cohetes sonda 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 que los objetos astronómicos que contienen gases extremadamente calientes a temperaturas que van desde aproximadamente un millón de kelvin (K) hasta cientos de millones de kelvin (MK) emitan rayos X. Además, el mantenimiento de la capa E de gas ionizado en lo alto de la termosfera terrestre también sugería una potente fuente extraterrestre de rayos X. Aunque la teoría predecía que el Sol y las estrellas serían importantes fuentes de rayos X, no había forma de verificarlo porque la atmósfera terrestre bloquea la mayoría de los rayos X extraterrestres. No fue hasta que se desarrollaron formas de enviar paquetes de instrumentos a grandes altitudes 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 los V-2 convertidos en cohetes sonda , y la detección de rayos X extraterrestres ha sido la misión principal o secundaria de múltiples satélites desde 1958. ^[1] 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 Escorpio ), la emisión de rayos X 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 de 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.

En 1927, EO Hulburt, del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos, y sus colaboradores Gregory Breit y Merle A. Tuve , del Instituto Carnegie de Washington, exploraron la posibilidad de equipar los cohetes de Robert H. Goddard para explorar la atmósfera superior. "Dos años después, propuso un programa experimental en el que se podría equipar un cohete para explorar la atmósfera superior, incluida la detección de radiación ultravioleta y rayos X a grandes altitudes". ^[2]

A finales de la década de 1930, se infirió indirectamente la presencia de un gas muy caliente y tenue alrededor del Sol a partir de líneas coronales ópticas de especies altamente ionizadas. ^[3] Se sabe que el Sol está rodeado por una corona tenue y caliente. ^[4] A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. ^[3]

El 5 de agosto de 1948, a las 12:07 GMT, se inició la búsqueda de fuentes de rayos X por encima de la atmósfera terrestre . Se lanzó un cohete V-2 del ejército estadounidense (antes alemán) como parte del Proyecto Hermes desde White Sands Proving Grounds . Los primeros rayos X solares fueron registrados por T. Burnight. ^[5]

Durante los años 60, 70, 80 y 90, la sensibilidad de los detectores aumentó considerablemente durante los 60 años de astronomía de rayos X. Además, la capacidad de enfocar los rayos X se desarrolló enormemente, lo que permitió la producción de imágenes de alta calidad de muchos objetos celestes fascinantes.

Los primeros vuelos de sondeo con cohetes para la investigación de rayos X se llevaron a cabo en el campo de misiles 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 se lanzó 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 los EE. UU. a bordo. ^[6]

El 19 de junio de 1962 (UTC) se lanzó un cohete Aerobee 150 que detectó los primeros rayos X emitidos por una fuente externa a nuestro sistema solar ^{[7] [8]} (Scorpius X-1). ^[9] 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 se calientan por los fuertes campos gravitatorios de estos y otros objetos celestes. ^[10] Basándose en los descubrimientos en este nuevo campo de la astronomía de rayos X, empezando por Scorpius X-1, Riccardo Giacconi recibió el Premio Nobel de Física en 2002. ^[11]

El mayor inconveniente de los vuelos con cohetes es su corta duración (apenas unos minutos por encima de la atmósfera antes de que el cohete caiga de nuevo 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.

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 (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 nubes coronales de superficies estelares a 10 ⁶ -10 ⁷ K que emite rayos X. El ISM es turbulento y lleno de estructura en todas las escalas espaciales. Las estrellas nacen en las profundidades de grandes complejos de nubes moleculares , típicamente de unos pocos parsecs de tamaño. Durante sus vidas y muertes, las estrellas interactúan físicamente con el ISM. Los vientos estelares de los cúmulos jóvenes de estrellas (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 sus alrededores, lo que conduce a una 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 el campo de misiles White Sands, 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 llevar instrumentos a altitudes de hasta 40 km sobre el nivel del mar, donde se encuentran por encima de hasta el 99,997% de la atmósfera de la Tierra. A diferencia de un cohete donde los datos se recogen 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 (5.600 aJ) no pueden llegar a 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. ^[14]

El telescopio de enfoque de alta energía (HEFT) es un experimento transportado en 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 revestimiento multicapa de tungsteno y silicio para extender la reflectividad de los espejos de incidencia rasante anidados más allá de los 10 keV. HEFT tiene una resolución energética 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.

Un experimento a bordo de un globo, llamado Espectrómetro de rayos gamma y rayos X duros de alta resolución (HIREGS), observó emisiones de rayos X y rayos gamma del Sol y otros objetos astronómicos. ^{[16] [17]} Fue lanzado desde la estación McMurdo , en la Antártida, en diciembre de 1991 y 1992. Los vientos constantes llevaron al globo en un vuelo circumpolar que duró aproximadamente dos semanas cada vez. ^[18]

El rockoon , una mezcla de cohete y globo , era un cohete de combustible sólido que, en lugar de encenderse inmediatamente mientras estaba en tierra, era transportado primero a la atmósfera superior por un globo lleno de gas. Luego, una vez separado del globo en su altura máxima, el cohete se encendía automáticamente. De esta manera, se lograba una mayor altitud, ya que el cohete no tenía 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 el comandante Lee Lewis, el comandante G. Halvorson, SF Singer y James A. Van Allen durante el crucero de lanzamiento del cohete Aerobee del USS  Norton Sound el 1 de marzo de 1949. ^[6]

Del 17 al 27 de julio de 1956, el Laboratorio de Investigación Naval (NRL) lanzó a bordo ocho cohetes Deacon para realizar observaciones de rayos X y ultravioleta solar a ~30° N ~121,6° O, al suroeste de la isla de San Clemente , apogeo: 120 km. ^[19]

Los satélites son necesarios porque los rayos X son absorbidos por la atmósfera terrestre, por lo que los instrumentos para detectarlos deben llevarse a gran altitud mediante globos, cohetes sonda y satélites. Los telescopios de rayos X (XRT) tienen una direccionalidad o capacidad de imagen variable en función de la reflexión del ángulo de oblicuidad en lugar de la refracción o la reflexión con gran desviación. ^{[20] [21]} Esto los limita a campos de visión mucho más estrechos que los telescopios visibles o ultravioleta. Los espejos pueden estar hechos de cerámica o láminas de metal. ^[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 tomó 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 a bordo de 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 de la llegada de un fotón de rayos X en dos dimensiones y
• Una eficiencia de detección razonable.

Los detectores astronómicos de rayos X han sido diseñados y configurados principalmente para la detección de energía y, ocasionalmente, de longitud de onda, utilizando una variedad de 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 la cantidad de fotones recogidos (intensidad), la energía (0,12 a 120 keV) de los fotones recogidos, la longitud de onda (c. 0,008–8 nm) o la velocidad con la que se detectan los fotones (cuentas por hora), para informarnos sobre el objeto que los emite.

Varios tipos de objetos astrofísicos emiten, fluorescen 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 ( binarias 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 la radiación de frenado , la radiación de cuerpo negro , la radiación de sincrotrón o lo que se llama dispersión Compton inversa de fotones de menor energía por electrones relativistas, colisiones en cadena de protones rápidos con electrones atómicos y recombinación atómica, con o sin transiciones electrónicas adicionales. ^[24]

Un sistema binario de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema binario de estrellas en el que uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro y el otro componente es una estrella de masa intermedia. ^[25]

Hercules X-1 está compuesta 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 los sistemas binarios de rayos X masivos, aunque se encuentra en el límite, ~2  M _☉ , entre los sistemas binarios de rayos X de masa alta y baja. ^[26]

En julio de 2020, los astrónomos informaron sobre la observación de un " candidato a evento de disrupción de marea dura " asociado con ASASSN-20hx, ubicado cerca del núcleo de la galaxia NGC 6297, y señalaron que la observación representaba uno de los "muy pocos eventos de disrupción de marea con espectros de rayos X de ley de potencia dura ". ^{[27] [28]}

La esfera celeste se ha dividido en 88 constelaciones. Las constelaciones de la Unión Astronómica Internacional (UAI) son áreas del cielo. Cada una de ellas contiene notables fuentes de rayos X. Algunas de ellas han sido identificadas a partir de modelos astrofísicos como galaxias o agujeros negros en los centros de las galaxias. Algunas 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 estos nos afectan en la Tierra . Las constelaciones son un dispositivo astronómico para manejar la observación y la precisión independientemente de la teoría física o interpretación actual. La astronomía ha existido durante mucho tiempo. La teoría física cambia con el tiempo. Con respecto a las fuentes de rayos X celestes, 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 través de ellas hay un "punto caliente" de rayos X suaves conocido como la Superburbuja de Orión-Eridanus , el Realce de rayos X suaves 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 la emisión de 100 micrómetros del polvo a una temperatura de aproximadamente 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 recibe energía de la luz ultravioleta (UV) y de los vientos estelares de las estrellas calientes de la asociación Orión OB1. Estas estrellas alimentan una superburbuja de unos 1200 lys de diámetro que se observa en las partes visibles (Hα) y de rayos X del espectro.

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 cómodos confines de la Tierra, se convierte en un explorador del espacio profundo. ^[29] A excepción del Explorer 1 y el Explorer 3 y los satélites anteriores de la serie, ^[30] por lo general, si una sonda va a ser un explorador del espacio profundo, abandona la Tierra o una órbita alrededor de la Tierra.

Para que un satélite o una sonda espacial puedan ser calificados como astrónomos/exploradores de rayos X del espacio profundo o "astronobot"/exploradores, todo lo que necesitan llevar a bordo es un detector XRT o de rayos X y abandonar la órbita de la Tierra.

El Ulysses fue lanzado el 6 de octubre de 1990 y llegó a Júpiter para su " tirachinas gravitacional " en febrero de 1992. Pasó el polo sur solar en junio de 1994 y cruzó el ecuador eclíptico en febrero de 1995. El experimento de rayos X solares y rayos gamma cósmicos (GRB) tenía tres objetivos principales: estudiar y monitorear las erupciones solares, detectar y localizar los estallidos de rayos gamma cósmicos y detectar in situ las auroras jovianas. Ulysses fue el primer satélite que transportó un detector de estallidos 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 de CsI(Tl) de 23 mm de espesor × 51 mm de diámetro montados a través de tubos de luz de plástico a fotomultiplicadores. El detector duro cambió su modo de operación dependiendo de (1) la tasa de conteo medida, (2) el comando terrestre o (3) el cambio en el modo de telemetría de la nave espacial. El nivel de disparo generalmente se estableció para 8 sigma por encima del fondo y la sensibilidad es 10 ⁻⁶ erg/cm ² (1 nJ/m ² ). 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 16 espectros de energía de canal de la suma de los 2 detectores (tomados en integraciones de 1, 2, 4, 16 o 32 segundos). Durante el modo de "espera", los datos se tomaron en integraciones de 0,25 o 0,5 s y 4 canales de energía (siendo 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 consistían en detectores de barrera de superficie de Si de 2,5 mm de espesor × 0,5 cm2 de área. Una ventana frontal de lámina de berilio de 100 mg/cm2 ^{rechazaba los} rayos X de baja energía y definía un campo de visión cónico de 75° (medio ángulo). Estos detectores se enfriaban pasivamente y funcionaban en un rango de temperatura de −35 a −55 °C. Este detector tenía 6 canales de energía, que cubrían el rango de 5 a 20 keV.

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 aplicada a los 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 observacionales. Una vez que se dispone de las posibles consecuencias observacionales, 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 conflictivos.

Los teóricos también intentan generar o modificar modelos para tener en cuenta nuevos datos. En caso de inconsistencia, la tendencia general es intentar hacer modificaciones mínimas al modelo para que se ajuste a 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 estudiados por los teóricos involucran rayos X y fuentes de rayos X. Muchos de los inicios de una teoría pueden encontrarse en un laboratorio terrestre donde se construye y estudia una fuente de rayos X.

La teoría de la dinamo describe el proceso mediante el cual un fluido giratorio, conductor de electricidad y que produce convección actúa para mantener un campo magnético . Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos de duración anómala en los 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 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 los rayos X aumenta hasta 20 keV, lo que es probable para 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 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 (UA), y su emisión de radio y sincrotrón óptico son fuertes. ^[24] Su luminosidad total 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 en expansión libre, 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. ^[24]

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

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

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 compañeras masivas con períodos orbitales de unos pocos días (3-15 d), y en órbitas circulares (o ligeramente excéntricas). Las SGXB muestran los espectros de rayos X duros típicos de los púlsares en acreción y la mayoría muestra una fuerte absorción como HMXB oscurecidas. La luminosidad de rayos X ( L _x ) aumenta hasta 10 ³⁶ erg·s ⁻¹ (10 ²⁹ vatios). ^{[ cita requerida ]}

El mecanismo que desencadena el diferente comportamiento temporal observado entre los SGXB clásicos y los transitorios rápidos de rayos X supergigantes (SFXT) descubiertos recientemente aún es objeto de debate. ^[33]

La primera detección de rayos X estelares se produjo el 5 de abril de 1974, con la detección de rayos X desde Capella . ^[34] Un vuelo de cohete en esa fecha calibró brevemente su sistema de control de actitud cuando un sensor estelar apuntó el eje de la 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 estelar. ^[34] La luminosidad de rayos X de L _x = 10 ³¹ erg·s ⁻¹ (10 ²⁴ W) es cuatro órdenes de magnitud superior a la luminosidad de rayos X del Sol. ^[34]

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 emisiones de rayos X suaves 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 coronal de Capella utilizando HEAO 1 requirió confinamiento magnético a menos que fuera un viento coronal de flujo libre. ^[3]

En 1977 se descubrió que Próxima Centauri emitía radiación de alta energía en el XUV. En 1978, se identificó a α Cen como una fuente coronal de baja actividad. ^[36] Con el funcionamiento del observatorio Einstein , la emisión de rayos X se reconoció como una característica común a una amplia gama de estrellas que cubrían esencialmente 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 la evolución.
• Las luminosidades de los rayos X y su distribución a lo largo de la secuencia principal no concordaban 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 son similares en otros aspectos 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 de rayos X estelares está contribuyendo a una comprensión más profunda de

• campos magnéticos en dinamos magnetohidrodinámicos,
• la liberación de energía en plasmas astrofísicos tenues a través de diversos procesos plasma-físicos, y
• las interacciones de la radiación de alta energía con el entorno estelar. ^[3]

La creencia actual sostiene que las estrellas masivas de la secuencia principal coronal son estrellas de fase A tardía o de fase F temprana, una conjetura que está respaldada tanto por la observación como por la teoría. ^[3]

Las estrellas recién formadas se conocen como estrellas pre-secuencia principal durante la etapa de evolución estelar antes de 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 entre 10 ³ y 10 ⁵ veces más fuerte que la de las estrellas de la secuencia principal de masas similares. ^[37]

La emisión de rayos X de las estrellas pre-secuencia principal fue descubierta por el Observatorio Einstein . ^{[38] [39]} Esta emisión de rayos X es producida principalmente por llamaradas de reconexión magnética en las coronas estelares, con muchas llamaradas pequeñas que contribuyen a la emisión de rayos X "quiescente" de estas estrellas. ^[40] Las estrellas pre-secuencia 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 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 ^[41] y salidas colimadas. ^[42]

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 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 los contaminantes de 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 puede utilizarse para identificar candidatos a miembros del cúmulo. ^[43]

Dada la falta de una zona de convección externa significativa, la teoría predice la ausencia de un dinamo magnético en las primeras estrellas A. ^[3] En las primeras estrellas de tipo espectral O y B, los choques que se desarrollan en vientos inestables son la fuente probable de rayos X. ^[3]

Más allá del tipo espectral M5, el dínamo clásico αω ya no puede operar a medida que la estructura interna de las estrellas enanas cambia significativamente: se vuelven completamente convectivas. ^[3] A medida que un dínamo distribuido (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 lo largo de esta transición, tal vez dando como resultado algunas discontinuidades en las características de rayos X alrededor de la clase espectral dM5. ^[3] Sin embargo, las observaciones no parecen apoyar esta imagen: la detección de rayos X de menor masa a largo plazo, VB 8 (M7e V), ha mostrado una emisión constante a niveles de luminosidad de rayos X ( L _X ) ≈ 10 ²⁶ erg·s ⁻¹ (10 ¹⁹ W) y erupciones hasta un orden de magnitud superior. ^[3] La comparación con otras enanas M tardías muestra una tendencia bastante continua. ^[3]

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

• que recuerda a las estrellas calientes,
• Otros apuntan a 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 chocando,
• coronas magnéticas,
• coronas de disco,
• magnetosferas alimentadas por el viento,
• Choques de acreción,
• el funcionamiento de una dinamo de corte,
• la presencia de compañeros desconocidos de tipo tardío. ^[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 están 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 una fusión de un sistema binario cercano en el que el momento angular orbital de la estrella compañera se transfiere a la primaria. ^[3]

Pollux 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 gigante naranja K que crea un interesante contraste de color con su "gemela" blanca, Castor. Se han encontrado pruebas de una corona exterior caliente y sostenida magnéticamente alrededor de Pollux, y se sabe que la estrella es un emisor de rayos X. ^[44]

Las 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 una fuente central caliente de menos de un 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 1.000 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 contiene algunos enigmas para las ideas existentes sobre 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 Carina realizadas con el telescopio espacial Hubble . "En la teoría más popular, los rayos X se forman al chocar corrientes de gas de dos estrellas tan cercanas entre sí que a nosotros nos parecerían una fuente puntual. Pero ¿qué sucede con las corrientes de gas que escapan a distancias mayores? El material caliente extendido en el medio de la nueva imagen ofrece nuevas condiciones exigentes que cualquier teoría debe cumplir". ^[45]

En conjunto, los astrónomos aficionados observan una variedad de objetos y fenómenos celestes, a veces con equipos que construyen ellos mismos. La Academia de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos (USAFA, por sus siglas en inglés) es la sede del único programa de satélites para estudiantes de grado de los Estados Unidos, y ha desarrollado y continúa desarrollando los cohetes de sondeo FalconLaunch. ^[46] Además de cualquier esfuerzo directo 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 estudiantes se coloquen a bordo de cohetes de sondeo comerciales como un viaje gratuito. ^[47]

Existen importantes limitaciones para que los aficionados observen y divulguen experimentos en astronomía de rayos X: el coste de construir un cohete o globo amateur para colocar un detector a una altura suficiente y el coste de las piezas apropiadas para construir un detector de rayos X adecuado.

Como la astronomía de rayos X utiliza una gran sonda espectral para observar la fuente, es una herramienta valiosa en los esfuerzos por comprender muchos enigmas.

Los campos magnéticos son omnipresentes entre las estrellas, pero no entendemos exactamente por qué, ni hemos comprendido por completo la desconcertante variedad de mecanismos físicos del plasma que actúan en entornos estelares. ^[3] 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.

Cuando se detecta una fuente de rayos X extrasolares, la primera pregunta que suele hacerse 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 ubicaciones de rayos X verificadas aún no tienen fuentes fácilmente discernibles. La astrometría de rayos X se convierte en una preocupación seria que da lugar a demandas cada vez mayores de una resolución angular y una radiancia espectral más precisas .

Existen dificultades inherentes a la realización de identificaciones de rayos X/ópticas, rayos X/radio y rayos X/rayos X basadas únicamente en coincidencias posicionales, especialmente con desventajas en la realización de identificaciones, como las grandes incertidumbres en los determinantes posicionales hechos a partir de globos y cohetes, la pobre separación de fuentes en la región abarrotada hacia el centro galáctico, la variabilidad de las fuentes y la multiplicidad de la nomenclatura de las fuentes. ^[48]

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 mientras mantiene la probabilidad de cualquier coincidencia falsa en la muestra en un 3%." ^[49]

Todas las fuentes de rayos X detectadas en el Sol , alrededor o cerca de él parecen estar asociadas con procesos en la corona , que es su atmósfera exterior.

En el área de la astronomía de rayos X solares, existe el problema del calentamiento coronal . La fotosfera del Sol tiene una temperatura efectiva de 5.570 K ^[50], pero su corona tiene una temperatura promedio de 1–2 × 10 ⁶ K. ^[51] Sin embargo, las regiones más calientes tienen una temperatura de 8–20 × 10 ⁶ K. ^[51] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción de calor directa desde la fotosfera. ^[52]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionada por el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. ^[51] El primero es el calentamiento ondulatorio , en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. ^[51] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiental en forma de calor. ^[53] 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: nano erupciones . ^[54]

Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. ^[55] Además, las ondas 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 por llamaradas. ^[51]

Una eyección de masa coronal (EMC) es un plasma expulsado que consiste principalmente en electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados ​​como helio, oxígeno y hierro), más las regiones cerradas del campo magnético coronal que lo arrastran. 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 EMC. ^[56] Las firmas energéticas de pequeña escala como el calentamiento del plasma (observado como brillo compacto y suave de rayos X) pueden ser indicativas de EMC inminentes.

La sigmoide de rayos X blandos (una intensidad en forma de S de rayos X blandos) es una manifestación observacional de la conexión entre la estructura coronal y la producción de CME. ^[56] "Relacionar las sigmoideas en longitudes de onda de rayos X (y otras) con estructuras magnéticas y sistemas de corriente en la atmósfera solar es la clave para entender su relación con las CME". ^[56]

La primera detección de una eyección de masa coronal (CME) como tal fue realizada el 1 de diciembre de 1971 por R. Tousey del Laboratorio de Investigación Naval de los EE. UU. utilizando OSO 7. [ ^57] Las observaciones anteriores de transitorios coronales o incluso fenómenos observados visualmente durante los eclipses solares ahora se entienden como esencialmente la misma cosa.

La mayor perturbación geomagnética, resultante presumiblemente de un CME "prehistórico", coincidió con la primera llamarada solar observada, en 1859. La llamarada fue observada visualmente por Richard Christopher Carrington y la tormenta geomagnética se observó con el magnetógrafo de registro en Kew Gardens . El mismo instrumento registró una corchea , una perturbación instantánea de la ionosfera de la Tierra por rayos X suaves ionizantes. Esto no podía entenderse fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X (por Roentgen ) y al reconocimiento de la ionosfera (por Kennelly y Heaviside ).

Un microcuásar es un primo pequeño de un cuásar que es un sistema binario emisor de rayos X de radio , con un par de chorros de radio a menudo resolubles. LSI+61°303 es un sistema binario periódico emisor de radio 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 ascenso muy rápidos (decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas que están asociados con supergigantes OB y, por lo tanto, definen una nueva clase de sistemas binarios masivos de rayos X: Transitorios rápidos de rayos X supergigantes (SFXT). Las observaciones realizadas por Chandra indican la presencia de bucles y anillos en el gas caliente emisor de rayos X que rodea a Messier 87. Un magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente poderoso, cuya desintegración alimenta la emisión de copiosas cantidades de radiación electromagnética de alta energía, particularmente rayos X y rayos gamma .

Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes de la derecha, a veces el Sol está casi oscuro en rayos X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse , por otro lado, parece estar siempre oscura en rayos X. Las gigantes rojas casi no emiten rayos X. Hay un inicio bastante abrupto de emisión de rayos X alrededor del tipo espectral A7-F0, con un amplio rango de luminosidades desarrollándose a lo largo de la clase espectral F. Altair es del tipo espectral A7V y Vega es A0V. La luminosidad total en rayos X de Altair es al menos un orden de magnitud mayor que la luminosidad en rayos X de Vega. Se espera que la zona de convección exterior de las estrellas F tempranas sea muy superficial y ausente en las enanas de tipo A, sin embargo, el flujo acústico del interior alcanza un máximo para las estrellas A tardías y F tempranas, lo que provoca investigaciones de la actividad magnética en estrellas de tipo A a lo largo de tres líneas principales. Las estrellas químicamente peculiares de tipo espectral Bp o Ap son fuentes de radio magnéticas apreciables; la mayoría de las estrellas Bp/Ap permanecen sin detectar y, de las que se informó al principio que producían rayos X, solo unas pocas pueden identificarse como estrellas probablemente individuales. Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (oscuros en rayos X) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre durante su tránsito. "Estos métodos son particularmente prometedores para las estrellas de baja masa, ya que un planeta como Júpiter podría eclipsar un área coronal bastante significativa".

Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (oscuros en rayos X) que eclipsan parte de la corona de su estrella madre durante su 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". ^[3]

A medida que los detectores de rayos X se han vuelto más sensibles, se ha observado que algunos planetas y otros objetos celestes normalmente no luminiscentes emiten, fluorescen o reflejan rayos X en determinadas condiciones. ^{[ cita requerida ]}

El satélite Swift Gamma-Ray Burst Mission de la NASA estaba monitoreando el cometa Lulin cuando 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 que se mueve rápidamente desde el sol, interactúa con la nube más amplia de átomos 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 Vuelos Espaciales 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 de la Tierra del Sol. Debido a que Lulin es tan activo, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora ​​de rayos X se extiende mucho más allá del sol del cometa. ^[58]

El contenido de este artículo fue adaptado y ampliado de http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (Dominio público)

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