Transitorio de rayos X - X-ray transient
La emisión de rayos X se produce desde muchos objetos celestes . Estas emisiones pueden tener un patrón , ocurrir de manera intermitente o como un evento astronómico transitorio . En la astronomía de rayos X muchas fuentes han sido descubiertos por la colocación de un detector de rayos X por encima de la Tierra atmósfera 's. A menudo, la primera fuente de rayos X descubierto en muchas constelaciones es una transitoria de rayos X . Estos objetos muestran niveles cambiantes de emisión de rayos X. El astrónomo de NRL Dr. Joseph Lazio declaró: "... se sabe que el cielo está lleno de objetos transitorios que emiten en longitudes de onda de rayos X y gamma, ...". Hay un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes. En el sentido de viajar como un transitorio, la única fuente de rayos X estelar que no pertenece a una constelación es el Sol . Visto desde la Tierra, el Sol se mueve de oeste a este a lo largo de la eclíptica , pasando en el transcurso de un año a través de las doce constelaciones del Zodíaco y Ophiuchus .
Transitorios exóticos de rayos X
SCP 06F6 es (o era) un objeto astronómico de tipo desconocido, descubierto el 21 de febrero de 2006, en la constelación del Boyero durante un estudio del cúmulo de galaxias CL 1432.5 + 3332.8 con el telescopio espacial Hubble 's Advanced Camera for Surveys canal amplio campo.
El satélite europeo de rayos X XMM Newton hizo una observación a principios de agosto de 2006 que parece mostrar un resplandor de rayos X alrededor de SCP 06F6 , dos órdenes de magnitud más luminoso que el de las supernovas.
Nova o supernova
La mayoría de las fuentes transitorias de rayos X astronómicos tienen estructuras de tiempo simples y consistentes; típicamente un brillo rápido seguido de un desvanecimiento gradual, como en una nova o supernova .
GRO J0422 + 32 es una nova de rayos X y un candidato a agujero negro que fue descubierto por el instrumento BATSE en el satélite CGRO el 5 de agosto de 1992. Durante el estallido, se observó que era más fuerte que la fuente de rayos gamma de la Nebulosa del Cangrejo en energías de fotones de aproximadamente 500 keV .
Fuente de rayos X binaria transitoria
XTE J1650-500 es una fuente de rayos X binaria transitoria ubicada en la constelación Ara . El período binario es 0,32 d.
Transitorios de rayos X suaves
Los " transitorios de rayos X suaves " están compuestos por algún tipo de objeto compacto (probablemente una estrella de neutrones) y algún tipo de estrella "normal" de baja masa (es decir, una estrella con una masa de una fracción de la masa del Sol). Estos objetos muestran niveles cambiantes de emisión de rayos X de baja energía o "suaves", probablemente producidos de alguna manera por la transferencia variable de masa de la estrella normal al objeto compacto. En efecto, el objeto compacto "engulle" la estrella normal, y la emisión de rayos X puede proporcionar la mejor vista de cómo se produce este proceso.
Los transitorios de rayos X suaves Cen X-4 y Apl X-1 fueron descubiertos por Hakucho , el primer satélite de astronomía de rayos X de Japón .
Explosión de rayos X
Las explosiones de rayos X son una clase de estrellas binarias de rayos X que exhiben aumentos periódicos y rápidos en la luminosidad (típicamente un factor de 10 o más) que alcanzó su punto máximo en el régimen de rayos X del espectro electromagnético . Estos sistemas astrofísicos están compuestos por un objeto compacto en crecimiento , típicamente una estrella de neutrones u ocasionalmente un agujero negro , y una estrella compañera "donante"; la masa de la estrella donante se utiliza para categorizar el sistema como binario de rayos X de alta masa (por encima de 10 masas solares ) o de baja masa (menos de 1 masa solar), abreviado como LMXB y HMXB, respectivamente. Las explosiones de rayos X difieren observacionalmente de otras fuentes transitorias de rayos X (como los púlsares de rayos X y los transitorios de rayos X suaves ), mostrando un tiempo de aumento brusco (1 a 10 segundos) seguido de un ablandamiento espectral (una propiedad de enfriar los cuerpos negros ). Las ráfagas individuales se caracterizan por un flujo integrado de 10 39-40 ergios.
Explosión de rayos gamma
Un estallido de rayos gamma (GRB) es un destello muy luminoso de rayos gamma , la forma más enérgica de radiación electromagnética . GRB 970228 fue un GRB detectado el 28 de febrero de 1997 a las 02:58 UTC . Antes de este evento, los GRB solo se habían observado en longitudes de onda gamma. Durante varios años, los físicos habían esperado que estas explosiones fueran seguidas por un resplandor de mayor duración en longitudes de onda más largas, como ondas de radio , rayos X e incluso luz visible . Este fue el primer estallido para el que se observó un resplandor crepuscular.
Se detectó una fuente de rayos X transitoria que se desvaneció con una pendiente de ley de potencia en los días posteriores a la explosión. Este resplandor de rayos X fue el primer resplandor de GRB jamás detectado.
Púlsares transitorios de rayos X
Para algunos tipos de púlsares de rayos X , la estrella compañera es una estrella Be que gira muy rápidamente y aparentemente arroja un disco de gas alrededor de su ecuador. Las órbitas de la estrella de neutrones con estas compañeras suelen ser grandes y de forma muy elíptica. Cuando la estrella de neutrones pasa cerca o a través del disco circunestelar Be, capturará material y se convertirá temporalmente en un púlsar de rayos X. El disco circunestelar alrededor de la estrella Be se expande y contrae por razones desconocidas, por lo que estos son púlsares de rayos X transitorios que se observan solo de manera intermitente, a menudo con meses o años entre episodios de pulsaciones de rayos X observables.
SAX J1808.4-3658 es un púlsar transitorio de rayos X de milisegundos que es intermitente. Además, en SAX J1808.4-3658 se han observado oscilaciones de ráfagas de rayos X y oscilaciones cuasi-periódicas, además de pulsaciones coherentes de rayos X, lo que la convierte en una piedra de Rosetta para la interpretación del comportamiento temporal de los rayos X de baja masa. binarios .
Transitorios supergigantes de rayos X rápidos (SFXT)
Hay un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes, caracterizados por estallidos cortos con tiempos de subida muy rápidos (~ decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas que se asocian con supergigantes OB y, por lo tanto, definen una nueva clase de rayos X masivos. binarios de rayos: Transitorios supergigantes de rayos X rápidos (SFXT). XTE J1739–302 es uno de ellos. Descubierto en 1997, permaneció activo solo un día, con un espectro de rayos X bien equipado con un bremsstrahlung térmico (temperatura de ∼20 keV), que se asemeja a las propiedades espectrales de los púlsares en acumulación, al principio se clasificó como un Be / X- peculiar. rayo transitorio con un estallido inusualmente corto. Se observó una nueva explosión el 8 de abril de 2008 con Swift .
El Sol como transitorio de rayos X
El Sol tranquilo , aunque menos activo que las regiones activas, está inundado de procesos dinámicos y eventos transitorios (puntos brillantes, nanoflares y chorros).
Una eyección de masa coronal (CME) es un plasma expulsado que consta principalmente de electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados como helio, oxígeno y hierro), más las regiones de campo magnético cerrado coronal de arrastre . Las firmas energéticas a pequeña escala, como el calentamiento del plasma (observado como un brillo compacto de rayos X suaves) pueden ser indicativos de CME inminentes. El sigmoide de rayos X suave (una intensidad en forma de S de los rayos X suaves) es una manifestación observacional de la conexión entre la estructura coronal y la producción de CME.
La primera detección de una eyección de masa coronal (CME) como tal fue realizada el 1 de diciembre de 1971 por R. Tousey del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU. Utilizando el Séptimo Observatorio Solar Orbital ( OSO 7 ). Las observaciones anteriores de los transitorios coronales o incluso los fenómenos observados visualmente durante los eclipses solares ahora se entienden esencialmente como lo mismo.
La perturbación geomagnética más grande, resultante presumiblemente de una CME "prehistórica", coincidió con la primera erupción solar observada , en 1859. La llamarada fue observada visualmente por Richard Christopher Carrington y la tormenta geomagnética se observó con el magnetógrafo de grabación en Kew Gardens . El mismo instrumento registró un entrepierna , una perturbación instantánea de la ionosfera de la Tierra mediante la ionización de rayos X suaves . Esto no pudo 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 ).
Rayos X transitorios de Júpiter
A diferencia de las auroras de la Tierra, que son transitorias y solo ocurren en momentos de mayor actividad solar, las auroras de Júpiter son permanentes, aunque su intensidad varía de un día a otro. Consisten en tres componentes principales: los óvalos principales, que son características circulares brillantes y estrechas (<1000 km de ancho) ubicadas aproximadamente a 16 ° de los polos magnéticos; las manchas aurorales de los satélites, que corresponden a las huellas de las líneas del campo magnético que conectan sus ionosferas con la ionosfera de Júpiter, y las emisiones polares transitorias situadas dentro de los óvalos principales. Las emisiones de auroras se detectaron en casi todas las partes del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X (hasta 3 keV).
Detección de transitorios de rayos X
El monitor de rayos X de Solwind , designado NRL-608 o XMON, fue una colaboración entre el Laboratorio de Investigación Naval y el Laboratorio Nacional de Los Alamos . El monitor constaba de 2 contadores proporcionales de argón colimados. El ancho de banda del instrumento de 3-10 keV se definió mediante la absorción de la ventana del detector (la ventana era de berilio de 0,254 mm) y el discriminador de nivel superior. El volumen de gas activo (mezcla P-10) era de 2,54 cm de profundidad, lo que proporcionaba una buena eficacia hasta 10 keV. Los recuentos se registraron en 2 canales de energía. Los colimadores de listones definieron un campo de visión de 3 ° x 30 ° (FWHM) para cada detector; los ejes largos de los campos de visión eran perpendiculares entre sí. Los ejes largos se inclinaron 45 grados con respecto a la dirección de exploración, lo que permitió la localización de eventos transitorios en aproximadamente 1 grado.
El experimento PHEBUS registró eventos transitorios de alta energía en el rango de 100 keV a 100 MeV. Consistía en dos detectores independientes y su electrónica asociada . Cada detector constaba de un cristal germinado de bismuto (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor, rodeado por una funda de plástico anti-coincidencia. Los dos detectores se colocaron en la nave espacial para observar 4 π estereorradianes . El modo de ráfaga se activó cuando la tasa de recuento en el rango de energía de 0,1 a 1,5 MeV excedió el nivel de fondo en 8 σ (desviaciones estándar) en 0,25 o 1,0 segundos. Había 116 canales en el rango de energía.
También a bordo del Observatorio Astrofísico Internacional Granat había cuatro instrumentos WATCH que podían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV dentro de 0.5 ° usando un Colimador de Modulación de Rotación. En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrían aproximadamente el 75% del cielo. La resolución de energía fue del 30% FWHM a 60 keV. Durante los períodos tranquilos, las tasas de recuento en dos bandas de energía (de 6 a 15 y de 15 a 180 keV) se acumularon durante 4, 8 o 16 segundos, según la disponibilidad de memoria de la computadora a bordo. Durante una ráfaga o un evento transitorio, las tasas de recuento se acumularon con una resolución de tiempo de 1 s por 36 s.
El Observatorio de Rayos Gamma de Compton (CGRO) lleva el Experimento de Fuente Transitoria y Ráfaga (BATSE) que detecta en el rango de 20 keV a 8 MeV.
WIND fue lanzado el 1 de noviembre de 1994. Al principio, el satélite tenía una órbita lunar oscilante alrededor de la Tierra. Con la ayuda del campo gravitacional de la Luna, el apogeo del viento se mantuvo durante el hemisferio diurno de la Tierra y se realizaron observaciones magnetosféricas. Más adelante en la misión, la nave espacial Wind se insertó en una órbita especial de "halo" en el viento solar corriente arriba de la Tierra, alrededor del punto de equilibrio Sol-Tierra hacia el sol (L1). El satélite tiene un período de giro de ~ 20 segundos, con el eje de giro normal a la eclíptica. WIND lleva el espectrómetro de rayos gamma transitorios (TGRS) que cubre el rango de energía de 15 keV a 10 MeV, con una resolución de energía de 2.0 keV a 1.0 MeV (E / delta E = 500).
El tercer satélite de astronomía pequeño de EE. UU. (SAS-3) se lanzó el 7 de mayo de 1975, con 3 objetivos científicos principales: 1) determinar las ubicaciones de las fuentes de rayos X brillantes con una precisión de 15 segundos de arco; 2) estudiar las fuentes seleccionadas en el rango de energía de 0,1 a 55 keV; y 3) buscar continuamente en el cielo novas de rayos X, llamaradas y otros fenómenos transitorios. Era un satélite giratorio con capacidad de apuntar. SAS 3 fue el primero en descubrir rayos X de un sistema binario WD altamente magnético, AM Her, descubrió rayos X de Algol y HZ 43, y examinó el fondo de rayos X suaves (0.1-0.28 kev).
Tenma fue el segundo satélite de astronomía de rayos X japonés lanzado el 20 de febrero de 1983. Tenma llevaba detectores GSFC que tenían una resolución de energía mejorada (en un factor de 2) en comparación con los contadores proporcionales y realizaron las primeras mediciones sensibles de la región espectral de hierro para muchos objetos astronómicos. Rango de energía: 0,1 keV - 60 keV. Contador proporcional del centelleador de gas: 10 unidades de 80 cm 2 cada una, FOV ~ 3deg (FWHM), 2-60 keV. Monitor de fuente transitoria: 2 - 10 keV.
Astrosat , el primer satélite dedicado a la astronomía de la India , que se lanzará a bordo del PSLV a mediados de 2010, supervisará el cielo de rayos X en busca de nuevos transitorios, entre otros enfoques científicos.
Ver también
- Astronomía exploratoria de rayos X
- Fuente de rayos X X-1
- Astronomía de rayos x
- Fuentes astrofísicas de rayos X