Fonte de raios-X astrofísicos - Astrophysical X-ray source
Fontes astrofísicas de raios-X são objetos astronômicos com propriedades físicas que resultam na emissão de raios-X .
Existem vários tipos de objetos astrofísicos que emitem raios-X, de aglomerados de galáxias , através de buracos negros em núcleos galácticos ativos (AGN) até objetos galácticos, como remanescentes de supernovas , estrelas e estrelas binárias contendo uma anã branca ( estrelas variáveis cataclísmicas e fontes de raios-X supermacias ), estrela de nêutrons ou buraco negro ( binários de raios-X ). Alguns corpos do sistema solar emitem raios-X, o mais notável sendo a Lua , embora a maior parte do brilho dos raios-X da Lua surja dos raios-X solares refletidos. Acredita-se que uma combinação de muitas fontes de raios-X não resolvidas produza o fundo de raios-X observado . O contínuo de raios-X pode surgir de bremsstrahlung , Coulomb magnético ou comum, radiação de corpo negro , radiação síncrotron , espalhamento Compton inverso de fótons de baixa energia por elétrons relativísticos, colisões de prótons rápidos com elétrons atômicos e recombinação atômica , com ou sem transições eletrônicas adicionais.
Além disso, as entidades celestes no espaço são discutidas como fontes de raios-X celestes. A origem de todas as fontes de raios-X astronômicas observadas está em, próximo a, ou associada a uma nuvem coronal ou gás em temperaturas de nuvem coronal por um período longo ou breve.
Aglomerados de galáxias
Aglomerados de galáxias são formados pela fusão de unidades menores de matéria, como grupos de galáxias ou galáxias individuais. O material em queda (que contém galáxias, gás e matéria escura ) ganha energia cinética à medida que cai no poço de potencial gravitacional do aglomerado . O gás em queda colide com o gás já no cluster e é aquecido por choque entre 10 7 e 10 8 K dependendo do tamanho do cluster. Este gás muito quente emite raios-X por emissão de bremsstrahlung térmica e emissão de linha de metais (em astronomia, 'metais' geralmente significa todos os elementos, exceto hidrogênio e hélio ). As galáxias e a matéria escura não colidem e rapidamente tornam-se virializadas , orbitando no poço de potencial do aglomerado .
Com uma significância estatística de 8σ, verificou-se que o deslocamento espacial do centro da massa total a partir do centro dos picos de massa bariônica não pode ser explicado com uma alteração da lei da força gravitacional.
Quasares
Na luz visível, 4C 71.07 é menos do que impressionante, apenas um ponto distante de luz. É no rádio e nos raios X - e agora, nos raios gama - que esse objeto realmente brilha. 4C 71.07 é sua designação no 4o catálogo de fontes de rádio da Universidade de Cambridge. 4C 71.07 tem um desvio para o vermelho de z = 2,17, colocando-o a cerca de 11 bilhões de anos em um universo de 12 a 15 bilhões de anos (usando z = 1 como 5 bilhões de anos-luz).
|
Uma fonte de rádio quase estelar ( quasar ) é uma galáxia distante e muito energética com um núcleo galáctico ativo (AGN). QSO 0836 + 7107 é um Q uasi- S tellar O bject (QSO) que emite quantidades desconcertantes de energia de rádio. Esta emissão de rádio é causada por elétrons em espiral (acelerando) ao longo de campos magnéticos, produzindo radiação cíclotron ou síncrotron . Esses elétrons também podem interagir com a luz visível emitida pelo disco ao redor do AGN ou do buraco negro em seu centro. Esses fótons aceleram os elétrons, que então emitem radiação X e gama via Compton e espalhamento Compton inverso .
A bordo do Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) está o Burst and Transient Source Experiment (BATSE), que detecta na faixa de 20 keV a 8 MeV . QSO 0836 + 7107 ou 4C 71.07 foi detectado por BATSE como uma fonte de raios gama suaves e raios X duros. "O que a BATSE descobriu é que pode ser uma fonte de raios gama suave", disse McCollough. QSO 0836 + 7107 é o objeto mais fraco e distante a ser observado em raios gama suaves. Já foi observado em raios gama pelo Telescópio Experimental de Raios Gama Energéticos (EGRET), também a bordo do Observatório de Raios Gama Compton .
Galáxias Seyfert
Galáxias Seyfert são uma classe de galáxias com núcleos que produzem emissão de linha espectral de gás altamente ionizado . Eles são uma subclasse de núcleos galácticos ativos (AGN), e acredita-se que contenham buracos negros supermassivos .
Galáxias brilhantes de raios-x
Observou-se que as seguintes galáxias de tipo precoce (NGCs) apresentam brilho de raios X devido à corona gasosa quente: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 e 5128 A emissão de raios X pode ser explicada como bremsstrahlung térmico de gás quente (0,5–1,5 keV).
Fontes ultraluminosas de raios X
As fontes ultraluminosas de raios-X (ULXs) são fontes de raios-X pontuais e não nucleares com luminosidades acima do limite de Eddington de 3 × 10 32 W para um buraco negro de 20 M ☉ . Muitos ULXs mostram grande variabilidade e podem ser binários de buraco negro. Para cair na classe de buracos negros de massa intermediária (IMBHs), suas luminosidades, emissões de disco térmico, escalas de tempo de variação e nebulosas de linhas de emissão circundantes devem sugerir isso. No entanto, quando a emissão é transmitida ou excede o limite de Eddington, o ULX pode ser um buraco negro de massa estelar. A galáxia espiral próxima NGC 1313 tem dois ULXs compactos, X-1 e X-2. Para X-1, a luminosidade dos raios X aumenta até um máximo de 3 × 10 33 W, excedendo o limite de Eddington, e entra em um estado de lei de potência íngreme em altas luminosidades mais indicativas de um buraco negro de massa estelar, enquanto X-2 tem o comportamento oposto e parece estar no estado de raio-X rígido de um IMBH.
Buracos negros
Os buracos negros emitem radiação porque a matéria que cai neles perde energia gravitacional, o que pode resultar na emissão de radiação antes que a matéria caia no horizonte de eventos . A matéria em queda tem momento angular , o que significa que o material não pode cair diretamente, mas gira em torno do buraco negro. Este material freqüentemente forma um disco de acreção . Discos de acreção luminosa semelhantes também podem se formar em torno de anãs brancas e estrelas de nêutrons, mas nesses o gás em queda libera energia adicional ao bater contra a superfície de alta densidade com alta velocidade. No caso de uma estrela de nêutrons, a velocidade de queda pode ser uma fração considerável da velocidade da luz.
Em algumas estrelas de nêutrons ou sistemas anãs brancas, o campo magnético da estrela é forte o suficiente para evitar a formação de um disco de acreção. O material do disco fica muito quente devido ao atrito e emite raios-X. O material no disco perde lentamente seu momento angular e cai na estrela compacta. Em estrelas de nêutrons e anãs brancas, raios-X adicionais são gerados quando o material atinge suas superfícies. A emissão de raios X dos buracos negros é variável, variando em luminosidade em escalas de tempo muito curtas. A variação na luminosidade pode fornecer informações sobre o tamanho do buraco negro.
Remanescentes de supernova (SNR)
Supernova 2005ke, que foi detectada em 2005, é uma supernova Tipo Ia, uma importante explosão de "vela padrão" usada por astrônomos para medir distâncias no universo. Aqui é mostrada a explosão em comprimentos de onda ópticos, ultravioleta e de raios-X. Esta é a primeira imagem de raio-X de um Tipo Ia e forneceu evidências observacionais de que o Tipo Ia é a explosão de uma anã branca orbitando uma estrela gigante vermelha.
|
|
Uma supernova Tipo Ia é uma explosão de uma anã branca em órbita ao redor de outra anã branca ou de uma estrela gigante vermelha . A densa anã branca pode acumular gás doado pela companheira. Quando o anão atinge a massa crítica de 1,4 M ☉ , ocorre uma explosão termonuclear. Como cada tipo Ia brilha com uma luminosidade conhecida, os tipos Ia são chamados de "velas padrão" e são usados pelos astrônomos para medir distâncias no universo.
SN 2005ke é a primeira supernova Tipo Ia detectada em comprimentos de onda de raios-X e é muito mais brilhante no ultravioleta do que o esperado.
Emissão de raios-x de estrelas
Vela X-1
Vela X-1 é um sistema binário de raios-X de alta massa pulsante e eclipsante (HMXB), associado à fonte Uhuru 4U 0900-40 e à estrela supergigante HD 77581. A emissão de raios-X da estrela de nêutrons é causada pelo captura e acréscimo de matéria do vento estelar do companheiro supergigante. Vela X-1 é o protótipo HMXB destacado.
Hercules X-1
Um binário de raios-X de massa intermediária (IMXB) é um sistema estelar binário onde um dos componentes é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. O outro componente é uma estrela de massa intermediária.
Hércules X-1 é composto de matéria de acreção de uma estrela de nêutrons de uma estrela normal (HZ Her), provavelmente devido ao transbordamento do lóbulo de Roche . X-1 é o protótipo para os binários massivos de raios-X, embora caia na fronteira, ~ 2 M ☉ , entre os binários de raios-X de alta e baixa massa.
Scorpius X-1
A primeira fonte extra-solar de raios-X foi descoberta em 12 de junho de 1962. Essa fonte é chamada de Scorpius X-1 , a primeira fonte de raios-X encontrada na constelação de Scorpius , localizada na direção do centro da Via Láctea . Scorpius X-1 está a cerca de 9.000 ly da Terra e depois do Sol é a fonte de raios-X mais forte no céu com energias abaixo de 20 keV. Sua produção de raios-X é 2,3 × 10 31 W, cerca de 60.000 vezes a luminosidade total do sol. A própria Scorpius X-1 é uma estrela de nêutrons. Este sistema é classificado como um binário de raios-X de baixa massa (LMXB); a estrela de nêutrons tem aproximadamente 1,4 massa solar , enquanto a estrela doadora tem apenas 0,42 massa solar.
sol
No final da década de 1930, a presença de um gás muito quente e tênue ao redor do Sol foi inferida indiretamente a partir de linhas coronais ópticas de espécies altamente ionizadas. Em meados da década de 1940, observações de rádio revelaram uma coroa de rádio ao redor do sol. Depois de detectar fótons de raios-X do Sol no curso de um voo de foguete, T. Burnight escreveu: "O sol é considerado a fonte desta radiação, embora radiação de comprimento de onda menor que 4 Å não seja esperada a partir de estimativas teóricas de radiação de corpo negro da coroa solar. " E, é claro, as pessoas viram a coroa solar em luz visível espalhada durante os eclipses solares.
Embora as estrelas de nêutrons e os buracos negros sejam as fontes pontuais quintessenciais de raios-X, todas as estrelas da sequência principal provavelmente têm coronas quentes o suficiente para emitir raios-X. Estrelas do tipo A ou F têm no máximo zonas de convecção delgadas e, portanto, produzem pouca atividade coronal.
Variações semelhantes relacionadas ao ciclo solar são observadas no fluxo de raios-X solares e radiação UV ou EUV. A rotação é um dos principais determinantes do dínamo magnético, mas este ponto não pode ser demonstrado pela observação do Sol: a atividade magnética do Sol é de fato fortemente modulada (devido ao ciclo de pontos magnéticos de 11 anos), mas este efeito não é diretamente dependente do período de rotação.
As explosões solares geralmente seguem o ciclo solar. CORONAS-F foi lançado em 31 de julho de 2001 para coincidir com o 23º ciclo solar máximo. A erupção solar de 29 de outubro de 2003 aparentemente mostrou um grau significativo de polarização linear (> 70% nos canais E2 = 40-60 keV e E3 = 60-100 keV, mas apenas cerca de 50% em E1 = 20-40 keV) no disco rígido Raios-X, mas outras observações geralmente definem apenas limites superiores.
Os loops coronais formam a estrutura básica da coroa inferior e da região de transição do sol. Esses loops altamente estruturados e elegantes são uma consequência direta do fluxo magnético solar torcido dentro do corpo solar. A população de loops coronais pode estar diretamente ligada ao ciclo solar , é por esta razão que loops coronais são freqüentemente encontrados com manchas solares em seus pontos de apoio. Os loops coronais povoam as regiões ativas e silenciosas da superfície solar. O Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT) observou raios X na faixa de 0,25–4,0 keV , resolvendo feições solares para 2,5 segundos de arco com uma resolução temporal de 0,5–2 segundos. O SXT foi sensível ao plasma na faixa de temperatura de 2–4 MK, tornando-o uma plataforma de observação ideal para comparar com os dados coletados dos loops coronais TRACE que irradiam nos comprimentos de onda EUV.
Variações de emissão de erupções solares em raios-X moles (10-130 nm) e EUV (26-34 nm) registradas a bordo do CORONAS-F demonstram para a maioria das chamas observadas pelo CORONAS-F em 2001-2003, radiação UV precedida de raios-X emissão por 1–10 min.
Anãs brancas
Quando o núcleo de uma estrela de massa média se contrai, isso causa uma liberação de energia que faz com que o envelope da estrela se expanda. Isso continua até que a estrela finalmente exploda suas camadas externas. O núcleo da estrela permanece intacto e se torna uma anã branca . A anã branca é cercada por uma camada de gás em expansão em um objeto conhecido como nebulosa planetária. A nebulosa planetária parece marcar a transição de uma estrela de massa média de gigante vermelha para anã branca. Imagens de raios-X revelam nuvens de gás de milhões de graus que foram comprimidos e aquecidos pelo rápido vento estelar. Eventualmente, a estrela central colapsa para formar uma anã branca. Por cerca de um bilhão de anos após o colapso de uma estrela para formar uma anã branca, ela é "branca" quente com temperaturas de superfície de ~ 20.000 K.
A emissão de raios-X foi detectada a partir de PG 1658 + 441, uma anã branca magnética quente, isolada, detectada pela primeira vez em uma observação de Einstein IPC e posteriormente identificada em uma observação de matriz de multiplicador de canal Exosat . "O espectro de banda larga desta anã branca DA pode ser explicado como a emissão de uma atmosfera homogênea, de alta gravidade e de hidrogênio puro com uma temperatura próxima de 28.000 K." Essas observações de PG 1658 + 441 apóiam uma correlação entre a temperatura e a abundância de hélio em atmosferas de anãs brancas.
Uma fonte de raios X supermacia (SSXS) irradia raios X suaves na faixa de 0,09 a 2,5 keV . Acredita-se que os raios X supermacios sejam produzidos por fusão nuclear constante na superfície de material de uma anã branca extraída de uma companheira binária . Isso requer um fluxo de material suficientemente alto para sustentar a fusão.
Variações reais de transferência de massa podem estar ocorrendo em V Sge semelhante a SSXS RX J0513.9-6951, conforme revelado pela análise da atividade do SSXS V Sge, onde episódios de longos estados baixos ocorrem em um ciclo de ~ 400 dias.
RX J0648.0-4418 é um pulsador de raios-X na nebulosa do Caranguejo . HD 49798 é uma estrela subanã que forma um sistema binário com RX J0648.0-4418. A estrela subanã é um objeto brilhante nas bandas ótica e UV. O período orbital do sistema é conhecido com precisão. As observações recentes de XMM-Newton programadas para coincidir com o eclipse esperado da fonte de raios-X permitiram uma determinação precisa da massa da fonte de raios-X (pelo menos 1,2 massas solares), estabelecendo a fonte de raios-X como um raro, ultra - anã branca maciça.
Anãs marrons
De acordo com a teoria, um objeto que tem uma massa inferior a cerca de 8% da massa do Sol não pode sustentar uma fusão nuclear significativa em seu núcleo. Isso marca a linha divisória entre as estrelas anãs vermelhas e as anãs marrons . A linha divisória entre os planetas e as anãs marrons ocorre com objetos que têm massas abaixo de cerca de 1% da massa do Sol, ou 10 vezes a massa de Júpiter . Esses objetos não podem fundir o deutério.
LP 944-20
Sem uma fonte de energia nuclear central forte, o interior de uma anã marrom está em ebulição rápida ou em estado de convecção. Quando combinada com a rotação rápida que a maioria das anãs marrons exibe, a convecção cria condições para o desenvolvimento de um campo magnético forte e emaranhado próximo à superfície. A explosão observada por Chandra no LP 944-20 pode ter sua origem no material quente magnetizado turbulento abaixo da superfície da anã marrom. Um clarão sub-superficial pode conduzir calor para a atmosfera, permitindo que correntes elétricas fluam e produzam um clarão de raios-X, como um raio . A ausência de raios-X do LP 944-20 durante o período sem queima também é um resultado significativo. Ele define o limite de observação mais baixo na potência constante de raios-X produzida por uma estrela anã marrom e mostra que as coronas deixam de existir quando a temperatura da superfície de uma anã marrom esfria abaixo de cerca de 2500 ° C e se torna eletricamente neutra.
TWA 5B
Usando o Observatório de raios-X Chandra da NASA , os cientistas detectaram raios-X de uma anã marrom de baixa massa em um sistema estelar múltiplo. Esta é a primeira vez que uma anã marrom tão perto de sua (s) estrela (s)-mãe (estrelas semelhantes ao Sol TWA 5A) foi resolvida em raios-X. "Nossos dados do Chandra mostram que os raios X se originam do plasma coronal da anã marrom, que tem cerca de 3 milhões de graus Celsius", disse Yohko Tsuboi, da Universidade Chuo, em Tóquio. “Esta anã marrom é tão brilhante quanto o Sol hoje em raios-X, enquanto é cinquenta vezes menos massiva que o Sol”, disse Tsuboi. "Esta observação, portanto, levanta a possibilidade de que mesmo planetas massivos possam emitir raios-X por si próprios durante sua juventude!"
Reflexão de raios X
Júpiter mostra intensa emissão de raios-X associada a auroras em suas regiões polares (imagem de raios-X do observatório Chandra à esquerda). O esquema que acompanha ilustra como a atividade auroral extraordinariamente frequente e espetacular de Júpiter é produzida. O forte campo magnético de rotação rápida de Júpiter (linhas azuis claras) gera fortes campos elétricos no espaço ao redor do planeta. Partículas carregadas (pontos brancos), presas no campo magnético de Júpiter, estão continuamente sendo aceleradas (partículas de ouro) para baixo na atmosfera acima das regiões polares, de modo que as auroras estão quase sempre ativas em Júpiter. Período de observação: 17 horas, 24-26 de fevereiro de 2003.
|
Potenciais elétricos de cerca de 10 milhões de volts e correntes de 10 milhões de amperes - cem vezes maiores do que os relâmpagos mais poderosos - são necessários para explicar as auroras nos pólos de Júpiter, que são mil vezes mais poderosas do que as da Terra.
Na Terra, as auroras são desencadeadas por tempestades solares de partículas energéticas, que perturbam o campo magnético terrestre. Conforme mostrado pela aparência recuada na ilustração, rajadas de partículas do Sol também distorcem o campo magnético de Júpiter e, ocasionalmente, produzem auroras.
O espectro de raios X de Saturno é semelhante ao dos raios X do Sol, indicando que a radiação X de Saturno é devida à reflexão dos raios X solares pela atmosfera de Saturno. A imagem óptica é muito mais brilhante e mostra as belas estruturas em anel, que não foram detectadas em raios-X.
Fluorescência de raios-x
Alguns dos raios X detectados, originários de outros corpos do sistema solar que não o Sol, são produzidos por fluorescência . Os raios X solares dispersos fornecem um componente adicional.
Na imagem Röntgensatellit (ROSAT) da Lua, o brilho do pixel corresponde à intensidade dos raios-X. O hemisfério lunar brilhante brilha em raios-X porque reemite os raios-X provenientes do sol. O céu de fundo tem um brilho de raios-X em parte devido à miríade de galáxias distantes e poderosas, não resolvidas na imagem ROSAT. O lado escuro do disco da Lua sombreia essa radiação de fundo de raios-X vinda do espaço profundo. Alguns raios-X parecem vir apenas do hemisfério lunar sombreado. Em vez disso, eles se originam na geocorona da Terra ou atmosfera estendida que circunda o observatório orbital de raios-X. A luminosidade lunar de raios-X medida de ~ 1,2 × 10 5 W torna a Lua uma das mais fracas fontes de raios-X não terrestres conhecidas.
Detecção de cometa
O satélite Swift Gamma-Ray Burst Mission da NASA estava monitorando o cometa Lulin enquanto este se aproximava de 63 Gm da Terra. Pela primeira vez, os astrônomos podem ver imagens simultâneas de raios X e UV de um cometa. "O vento solar - um fluxo rápido de partículas do sol - interage com a nuvem de átomos mais ampla do cometa. Isso faz com que o vento solar se ilumine com raios-X, e é isso que o XRT de Swift vê", disse Stefan Immler, do Goddard Space Flight Center. Essa interação, chamada de troca de carga, resulta em raios-X da maioria dos cometas quando eles passam cerca de três vezes a distância da Terra ao sol. Como Lulin é tão ativo, sua nuvem atômica é especialmente densa. Como resultado, a região emissora de raios-X se estende muito em direção ao Sol do cometa.
Fontes de raios-X celestiais
A esfera celestial foi dividida em 88 constelações. As constelações IAU são áreas do céu. Cada um deles contém fontes notáveis de raios-X. Alguns deles são galáxias ou buracos negros no centro das galáxias. Alguns são pulsares . Assim como acontece com as fontes astronômicas de raios-X , o esforço para compreender a geração de raios-X pela fonte aparente ajuda a compreender o Sol, o universo como um todo e como isso nos afeta na Terra.
Andrômeda
Múltiplas fontes de raios-X foram detectadas na Galáxia de Andrômeda, usando observações do observatório orbital XMM-Newton da ESA .
Boötes
3C 295 (Cl 1409 + 524) em Boötes é um dos aglomerados de galáxias mais distantes observados por telescópios de raios-X . O cluster é preenchido com uma vasta nuvem de gás 50 MK que irradia fortemente em raios-X. Chandra observou que a galáxia central é uma fonte forte e complexa de raios-X.
Camelopardalis
O gás quente que emite raios-X permeia o aglomerado de galáxias MS 0735.6 + 7421 em Camelopardus. Duas vastas cavidades - cada uma com 600.000 lyrs de diâmetro aparecem em lados opostos de uma grande galáxia no centro do aglomerado. Essas cavidades são preenchidas com uma bolha dupla-lateral, alongada e magnetizada de elétrons de energia extremamente alta que emitem ondas de rádio.
Canes Venatici
O ponto de referência de raios X NGC 4151 , uma galáxia espiral intermediária de Seyfert tem um buraco negro massivo em seu núcleo.
Canis Major
Uma imagem de raios-X Chandra de Sirius A e B mostra que Sirius B é mais luminoso do que Sirius A. Enquanto na faixa visual, Sirius A é mais luminoso.
Cassiopeia
Em relação à Cassiopea A SNR , acredita-se que a primeira luz da explosão estelar atingiu a Terra há aproximadamente 300 anos, mas não há registros históricos de qualquer avistamento da supernova progenitora, provavelmente devido à poeira interestelar absorvendo radiação de comprimento de onda óptico antes de chegar à Terra (embora é possível que tenha sido registrada como uma estrela de sexta magnitude ( 3 Cassiopeiae por John Flamsteed em 16 de agosto de 1680). As possíveis explicações apontam para a ideia de que a estrela fonte era incomumente massiva e já havia ejetado grande parte de suas camadas externas. Essas camadas externas teriam encoberto a estrela e reabsorvido grande parte da luz liberada quando a estrela interna entrou em colapso.
CTA 1 é outra fonte de raios-X SNR em Cassiopeia . Um pulsar no remanescente de supernova CTA 1 (4U 0000 + 72) inicialmente emitiu radiação nas bandas de raios-X (1970–1977). Estranhamente, quando isso foi observado em um momento posterior (2008), a radiação de raios X não foi detectada. Em vez disso, o Telescópio Espacial Fermi de raios gama detectou que o pulsar estava emitindo radiação de raios gama, o primeiro de seu tipo.
Carina
Acredita-se que três estruturas em torno de Eta Carinae representem ondas de choque produzidas pela matéria que se afasta da superestrela em velocidades supersônicas. A temperatura do gás aquecido por choque varia de 60 MK nas regiões centrais a 3 MK na estrutura externa em forma de ferradura. "A imagem do Chandra contém alguns quebra-cabeças para as idéias existentes de como uma estrela pode produzir raios-X tão intensos e quentes", disse o professor Kris Davidson, da Universidade de Minnesota .
Cetus
Abell 400 é um aglomerado de galáxias, contendo uma galáxia ( NGC 1128 ) com dois buracos negros supermassivos 3C 75 em espiral em direção à fusão.
Chamaeleon
O complexo Chamaeleon é uma grande região de formação de estrelas (SFR) que inclui as nuvens escuras Chamaeleon I, Chamaeleon II e Chamaeleon III. Ele ocupa quase toda a constelação e se sobrepõe em Apus , Musca e Carina . A densidade média das fontes de raios X é de cerca de uma fonte por grau quadrado.
Nuvem escura Chamaeleon I
A nuvem Chamaeleon I (Cha I) é uma nuvem coronal e uma das regiões ativas de formação estelar mais próximas em ~ 160 pc. É relativamente isolado de outras nuvens formadoras de estrelas, por isso é improvável que estrelas pré-sequência principal (PMS) mais antigas tenham entrado no campo. A população estelar total é de 200–300. A nuvem Cha I é ainda dividida em nuvem norte ou região e nuvem sul ou nuvem principal.
Nuvem escura Chamaeleon II
A nuvem escura Chamaeleon II contém cerca de 40 fontes de raios-X. A observação em Chamaeleon II foi realizada de 10 a 17 de setembro de 1993. Fonte RXJ 1301.9-7706, um novo candidato WTTS do tipo espectral K1, está mais próximo de 4U 1302-77.
Nuvem escura Chamaeleon III
"Chamaeleon III parece estar desprovido de atividade atual de formação de estrelas." HD 104237 ( tipo espectral A4e) observada por ASCA , localizada na nuvem escura Chamaeleon III, é a estrela Herbig Ae / Be mais brilhante no céu.
Corona Borealis
O aglomerado de galáxias Abell 2142 emite raios-X e está na Corona Borealis . É um dos objetos mais massivos do universo.
Corvus
A partir da análise de raios-X do Chandra das Galáxias Antenas, ricos depósitos de néon, magnésio e silício foram descobertos. Esses elementos estão entre aqueles que formam os blocos de construção de planetas habitáveis. As nuvens fotografadas contêm magnésio e silício em 16 e 24 vezes, respectivamente, a abundância no sol .
Cratera
O jato exibido em raios-X vindos de PKS 1127-145 é provavelmente devido à colisão de um feixe de elétrons de alta energia com fótons de microondas.
Draco
A nebulosa Draco (uma sombra suave de raios-X) é delineada por contornos e é azul-escura na imagem de ROSAT de uma parte da constelação de Draco.
Abell 2256 é um aglomerado de galáxias de mais de 500 galáxias. A estrutura dupla desta imagem ROSAT mostra a fusão de dois clusters.
Eridanus
Dentro das constelações de Orion e Eridanus e estendendo-se através delas está um "ponto quente" de raio-X macio conhecido como Orion-Eridanus Superbubble , o Eridanus Soft X-ray Enhancement , ou simplesmente a Eridanus Bubble , uma área de 25 ° de arcos interligados de Filamentos emissores de Hα.
Hidra
Uma grande nuvem de gás quente se estende por todo o aglomerado de galáxias Hydra A.
Leo menor
Arp260 é uma fonte de raios-X em Leo Menor em RA 10 h 49 m 52,5 s Dez + 32 ° 59 ′ 6 ″.
Orion
Nas imagens adjacentes estão a constelação de Orion . No lado direito das imagens está a imagem visual da constelação. À esquerda está Orion visto apenas em raios-X. Betelgeuse é facilmente vista acima das três estrelas do cinturão de Órion à direita. O objeto mais brilhante na imagem visual é a lua cheia, que também está na imagem de raios-X. As cores dos raios X representam a temperatura da emissão dos raios X de cada estrela: as estrelas quentes são branco-azuladas e as estrelas mais frias são vermelho-amarelado.
Pegasus
O Quinteto de Stephan é interessante por causa de suas violentas colisões. Quatro das cinco galáxias no Quinteto de Stephan formam uma associação física e estão envolvidas em uma dança cósmica que provavelmente terminará com a fusão das galáxias. Conforme NGC 7318 B colide com o gás do grupo, uma enorme onda de choque maior que a Via Láctea se espalha por todo o meio entre as galáxias, aquecendo parte do gás a temperaturas de milhões de graus onde eles emitem raios-X detectáveis com o Chandra da NASA Observatório de raios-X . NGC 7319 tem um núcleo Seyfert tipo 2 .
Perseu
O aglomerado de galáxias Perseus é um dos objetos mais massivos do universo, contendo milhares de galáxias imersas em uma vasta nuvem de gás de milhões de graus.
Pictor
O Pictor A é uma galáxia que pode ter um buraco negro em seu centro que emitiu gás magnetizado em velocidade extremamente alta. O ponto brilhante à direita da imagem é a cabeça do jato. À medida que penetra no tênue gás do espaço intergaláctico, ele emite raios-X. O Pictor A é a fonte de raios-X designada H 0517-456 e 3U 0510-44.
Puppis
Puppis A é um remanescente de supernova (SNR) com cerca de 10 anos-luz de diâmetro. A supernova ocorreu há aproximadamente 3700 anos.
Sagitário
O Centro Galáctico está em 1745–2900 que corresponde a Sagitário A * , muito próximo à fonte de rádio Sagitário A (W24). Provavelmente no primeiro catálogo de fontes galácticas de raios-X, dois Sgr X-1s são sugeridos: (1) em 1744-2312 e (2) em 1755-2912, observando que (2) é uma identificação incerta. A fonte (1) parece corresponder a S11.
Escultor
A forma incomum da Galáxia Cartwheel pode ser devido a uma colisão com uma galáxia menor, como aquelas no canto esquerdo inferior da imagem. A explosão estelar mais recente (formação de estrelas devido às ondas de compressão) iluminou a borda da roda do carro, que tem um diâmetro maior do que a Via Láctea. Há um número excepcionalmente grande de buracos negros na orla da galáxia, como pode ser visto na inserção.
Serpens
Desde 27 de agosto de 2007, as descobertas relativas ao alargamento assimétrico da linha de ferro e suas implicações para a relatividade têm sido um tópico de muito entusiasmo. Com respeito ao alargamento assimétrico da linha de ferro, Edward Cackett, da Universidade de Michigan , comentou: "Estamos vendo o gás girando do lado de fora da superfície da estrela de nêutrons". "E como a parte interna do disco obviamente não pode orbitar mais perto do que a superfície da estrela de nêutrons, essas medições nos dão um tamanho máximo do diâmetro da estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons não podem ter mais do que 18 a 20,5 milhas de diâmetro, resultados que concordam com outros tipos de medidas. "
"Vimos essas linhas assimétricas de muitos buracos negros, mas esta é a primeira confirmação de que as estrelas de nêutrons também podem produzi-las. Mostra que a forma como as estrelas de nêutrons agregam matéria não é muito diferente da dos buracos negros, e dá -nos uma nova ferramenta para sondar a teoria de Einstein", diz Tod Strohmayer da NASA 's Goddard Space Flight Center .
"Esta é a física fundamental", diz Sudip Bhattacharyya, também do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland , e da Universidade de Maryland . "Pode haver tipos exóticos de partículas ou estados da matéria, como quark matéria, nos centros das estrelas de nêutrons, mas é impossível criá-los em laboratório. A única maneira de descobrir é entendendo as estrelas de nêutrons."
Usando XMM-Newton , Bhattacharyya e Strohmayer observaram Serpens X-1, que contém uma estrela de nêutrons e uma companheira estelar. Cackett e Jon Miller da Universidade de Michigan , junto com Bhattacharyya e Strohmayer, usaram as excelentes capacidades espectrais de Suzaku para pesquisar Serpens X-1. Os dados da Suzaku confirmaram o resultado do XMM-Newton referente à linha de ferro em Serpens X-1.
Ursa Maior
Mosaico Chandra das fontes de raios-X no buraco de Lockman . Código de cores: Energia (vermelho 0,4-2keV, verde 2-8keV, azul 4-8keV). A imagem tem cerca de 50 arcmin por lado.
|
M82 X-1 está na constelação de Ursa Maior às 09 h 55 m 50,01 s + 69 ° 40 ′ 46,0 ″. Foi detectado em janeiro de 2006 pelo Rossi X-ray Timing Explorer .
Na Ursa Maior em RA 10 h 34 m 00,00 Dez + 57 ° 40 '00,00 "é um campo de visão quase livre de absorção por gás hidrogênio neutro dentro da Via Láctea. É conhecido como Buraco de Lockman . Centenas de X- fontes de raios de outras galáxias, algumas delas buracos negros supermassivos, podem ser vistas através desta janela.
Fontes exóticas de raios-x
Microquasar
Um microquasar é um primo menor de um quasar que é um binário de raios-X emissor de rádio , com um par de jatos de rádio frequentemente resolvível. SS 433 é um dos sistemas estelares mais exóticos observados. É um binário eclipsante com o primário um buraco negro ou estrela de nêutrons e o secundário é uma estrela tipo A tardia . SS 433 está dentro do SNR W50 . O material no jato que viaja do secundário para o primário o faz a 26% da velocidade da luz. O espectro de SS 433 é afetado por desvios Doppler e pela relatividade : quando os efeitos do desvio Doppler são subtraídos, há um desvio para o vermelho residual que corresponde a uma velocidade de cerca de 12.000 kps. Isso não representa uma velocidade real do sistema longe da Terra; em vez disso, é devido à dilatação do tempo , o que faz com que os relógios em movimento pareçam estar funcionando mais lentamente para os observadores estacionários. Nesse caso, os átomos excitados que se movem relativisticamente nos jatos parecem vibrar mais lentamente e sua radiação, portanto, parece deslocada para o vermelho.
Seja binários de raios-X
LSI + 61 ° 303 é um sistema binário de emissão de rádio periódico que também é a fonte de raios gama, CG135 + 01. LSI + 61 ° 303 é uma fonte de rádio variável caracterizada por explosões de rádio não térmicas periódicas com um período de 26,5 d, atribuído ao movimento orbital excêntrico de um objeto compacto, provavelmente uma estrela de nêutrons, em torno de uma estrela B0 Ve de rotação rápida, com um T eff ~ 26.000 K e luminosidade de ~ 10 38 erg s −1 . Observações fotométricas em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos também mostram uma modulação de 26,5 d. Dos cerca de 20 membros dos sistemas binários de raios-X Be , a partir de 1996, apenas X Per e LSI + 61 ° 303 têm explosões de raios-X de luminosidade muito maior e espectro mais difícil (kT ~ 10–20 keV) vs. (kT ≤ 1 keV); entretanto, o LSI + 61 ° 303 se distingue ainda mais por sua emissão de rádio forte e explosiva. "As propriedades de rádio do LSI + 61 ° 303 são semelhantes às dos binários de raios-X de alta massa" padrão ", como SS 433 , Cyg X-3 e Cir X-1 ."
Transientes de raios-X rápidos supergigantes (SFXTs)
Há um número crescente de transientes recorrentes de raios-X , caracterizados por explosões curtas com tempos de subida muito rápidos (dezenas de minutos) e durações típicas de algumas horas que estão associadas a supergigantes OB e, portanto, definem uma nova classe de raios-X massivos binários: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs). XTE J1739–302 é um deles. Descoberto em 1997, permanecendo ativo apenas um dia, com um espectro de raios-X bem equipado com um bremsstrahlung térmico (temperatura de ∼20 keV), lembrando as propriedades espectrais de pulsares de acréscimo, foi inicialmente classificado como um Be / X- peculiar raio transiente com uma explosão incomumente curta. Uma nova explosão foi observada em 8 de abril de 2008 com o Swift .
Messier 87
As observações feitas pelo Chandra indicam a presença de loops e anéis no gás quente que emite raios-X que envolve Messier 87 . Esses loops e anéis são gerados por variações na taxa na qual o material é ejetado do buraco negro supermassivo em jatos. A distribuição de loops sugere que pequenas erupções ocorrem a cada seis milhões de anos.
Um dos anéis, causado por uma grande erupção, é uma onda de choque de 85.000 anos-luz de diâmetro ao redor do buraco negro. Outras características notáveis observadas incluem filamentos emissores de raios-X estreitos com até 100.000 anos-luz de comprimento e uma grande cavidade no gás quente causada por uma grande erupção há 70 milhões de anos.
A galáxia também contém um notável núcleo galáctico ativo (AGN) que é uma forte fonte de radiação de múltiplos comprimentos de onda, particularmente ondas de rádio .
Magnetares
Um magnetar é um tipo de estrela de nêutrons com um campo magnético extremamente poderoso, cujo decaimento potencializa a emissão de grandes quantidades de radiação eletromagnética de alta energia , particularmente raios X e raios gama . A teoria sobre esses objetos foi proposta por Robert Duncan e Christopher Thompson em 1992, mas a primeira explosão registrada de raios gama que se pensava ter sido de um magnetar foi em 5 de março de 1979. Esses campos magnéticos são centenas de milhares de vezes mais fortes do que qualquer homem ímã feito por eles e quatrilhões de vezes mais poderoso do que o campo ao redor da Terra . Em 2003, eles são os objetos mais magnéticos já detectados no universo.
Em 5 de março de 1979, após lançar sondas na atmosfera de Vênus , Venera 11 e Venera 12 , enquanto em órbitas heliocêntricas, foram atingidas às 10:51 am EST por uma explosão de radiação de raios gama. Esse contato aumentou as leituras de radiação em ambas as sondas que Konus experimentou de 100 contagens normais por segundo para mais de 200.000 contagens por segundo, em apenas uma fração de milissegundo. Este flare gigante foi detectado por várias espaçonaves e com essas detecções foi localizado pela rede interplanetária para SGR 0526-66 dentro do SNR N-49 da Grande Nuvem de Magalhães . E, Konus detectou outra fonte em março de 1979: SGR 1900 + 14 , localizado a 20.000 anos-luz de distância na constelação de Aquila teve um longo período de baixas emissões, exceto a explosão significativa em 1979, e um par depois.
Qual é a relação evolutiva entre pulsares e magnetares? Os astrônomos gostariam de saber se os magnetares representam uma classe rara de pulsares, ou se alguns ou todos os pulsares passam por uma fase magnetar durante seus ciclos de vida. O explorador de raio-X Rossi da NASA (RXTE) revelou que a mais jovem estrela de nêutrons pulsante conhecida teve um ataque de raiva. A estrela colapsada ocasionalmente libera rajadas poderosas de raios-X, que estão forçando os astrônomos a repensar o ciclo de vida das estrelas de nêutrons.
"Estamos assistindo a um tipo de estrela de nêutrons literalmente se transformar em outro bem diante de nossos olhos. Este é um elo perdido há muito procurado entre diferentes tipos de pulsares", disse Fotis Gavriil, do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, e o Universidade de Maryland, Baltimore.
PSR J1846-0258 está na constelação de Aquila. Ele foi classificado como um pulsar normal por causa de seu spin rápido (3,1 s -1 ) e espectro semelhante ao de um pulsar. RXTE capturou quatro rajadas de raios-X semelhantes a magnetar em 31 de maio de 2006, e outra em 27 de julho de 2006. Embora nenhum desses eventos tenha durado mais do que 0,14 segundo, todos eles causaram uma pancada de pelo menos 75.000 sóis. “Nunca antes se observou um pulsar regular produzindo explosões magnetares”, diz Gavriil.
"Não se pensava que os jovens pulsares de giro rápido tivessem energia magnética suficiente para gerar explosões tão poderosas", diz Marjorie Gonzalez, ex-McGill University em Montreal, Canadá, agora sediada na University of British Columbia em Vancouver. "Aqui está um pulsar normal que age como um magnetar."
As observações do Observatório de raios-X Chandra da NASA mostraram que o objeto se iluminou em raios-X, confirmando que as explosões eram do pulsar, e que seu espectro havia mudado para se tornar mais parecido com um magnetar. O fato de a taxa de rotação do PSR J1846 estar desacelerando também significa que ele possui um forte campo magnético que freia a rotação. O campo magnético implícito é trilhões de vezes mais forte do que o campo da Terra, mas é 10 a 100 vezes mais fraco do que um magnetar típico. Victoria Kaspi, da Universidade McGill, observa: "O campo magnético real do PSR J1846 pode ser muito mais forte do que a quantidade medida, sugerindo que muitas estrelas de nêutrons jovens classificadas como pulsares podem na verdade ser magnetares disfarçados e que a verdadeira força de seu campo magnético só se revela ao longo de milhares de anos à medida que aumentam de atividade. "
Estrelas escuras de raio-x
Durante o ciclo solar, como mostrado na sequência de imagens do Sol em raios-X , o Sol é quase escuro de raios-X, quase uma variável de raios-X. Betelgeuse , por outro lado, parece estar sempre escuro em raios-X. O fluxo de raios-X de toda a superfície estelar corresponde a um limite de fluxo de superfície que varia de 30-7000 ergs s −1 cm −2 em T = 1 MK, a ~ 1 erg s −1 cm −2 em temperaturas mais altas, cinco ordens de magnitude abaixo do fluxo silencioso da superfície de raios-X do Sol.
Como a supergigante vermelha Betelgeuse, quase nenhum raio-X é emitido por gigantes vermelhos . A causa da deficiência de raios-X pode envolver
- um desligamento do dínamo ,
- uma supressão pela produção eólica competitiva , ou
- forte atenuação por uma cromosfera espessa sobreposta .
Os gigantes vermelhos brilhantes proeminentes incluem Aldebaran , Arcturus e Gamma Crucis . Existe uma aparente "linha divisória" de raios-X no diagrama de HR entre as estrelas gigantes à medida que se cruzam da sequência principal para se tornarem gigantes vermelhas. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) parece ser uma estrela Híbrida (partes de ambos os lados) na "Linha Divisória" da transição evolutiva para gigante vermelha. α TrA pode servir para testar os vários modelos de Linhas Divisórias .
Há também um início bastante abrupto de emissão de raios-X em torno do tipo espectral A7-F0, com uma grande variedade de luminosidades se desenvolvendo na classe espectral F.
Nos poucos emissores coronais do tipo A ou F iniciais genuínos, sua operação fraca do dínamo geralmente não é capaz de frear a estrela que gira rapidamente consideravelmente durante sua curta vida, de modo que essas coronas são conspícuas por seu déficit severo de emissão de raios-X em comparação aos fluxos cromosféricos e da região de transição; o último pode ser seguido até estrelas do tipo A em níveis bastante elevados. Se essas atmosferas são de fato aquecidas acusticamente e geram uma corona "em expansão", fraca e fria ou se são aquecidas magneticamente, o déficit de raios-X e as baixas temperaturas coronais atestam claramente a incapacidade dessas estrelas de manter um calor substancial coronae de qualquer maneira comparável a estrelas ativas mais frias, apesar de suas cromosferas apreciáveis.
Meio interestelar de raios-x
O meio ionizado a quente (HIM), às vezes consistindo de gás coronal , na faixa de temperatura de 10 6 - 10 7 K emite raios-X. Os ventos estelares de jovens aglomerados de estrelas (geralmente com regiões HII gigantes ou supergigantes ao seu redor) e ondas de choque criadas por supernovas injetam enormes quantidades de energia em seus arredores, o que leva à turbulência hipersônica. As estruturas resultantes - de tamanhos variados - podem ser observadas, como bolhas de vento estelares e superbolhas de gás quente, por telescópios de satélite de raios-X. O Sol está atualmente viajando através da Nuvem Interestelar Local , uma região mais densa na Bolha Local de baixa densidade .
Fundo difuso de raios-X
Além de fontes discretas que se destacam contra o céu, há boas evidências de um fundo difuso de raios-X. Durante mais de uma década de observações da emissão de raios-X do Sol, a evidência da existência de um fluxo de fundo de raios-X isotrópico foi obtida em 1956. Este fluxo de fundo é observado de forma bastante consistente em uma ampla gama de energias. A extremidade inicial de alta energia do espectro para este fundo difuso de raios-X foi obtida por instrumentos a bordo do Ranger 3 e do Ranger 5 . O fluxo de raios X corresponde a uma densidade de energia total de cerca de 5 x 10 −4 eV / cm 3 . A imagem de fundo difuso de raios-X suave (SXRB) do ROSAT mostra o aumento geral na intensidade do plano galáctico para os pólos. Nas energias mais baixas, 0,1 - 0,3 keV, quase todo o fundo de raio-X suave observado (SXRB) é a emissão térmica de ~ 10 6 K de plasma.
Ao comparar o fundo suave do raio-X com a distribuição do hidrogênio neutro, é geralmente aceito que, no disco da Via Láctea, os raios-X supermacios são absorvidos por esse hidrogênio neutro.
Planetas escuros de raios-x
As observações de raios-X oferecem a possibilidade de detectar planetas (escuros de raios-X) à medida que eclipsam parte da coroa de sua estrela-mãe durante o trânsito. "Esses métodos são particularmente promissores para estrelas de baixa massa, já que um planeta como Júpiter poderia eclipsar uma área coronal bastante significativa."
terra
Esta imagem composta contém a primeira foto da Terra em raios-X, tirada em março de 1996, com o satélite polar em órbita . A área de emissão de raios X mais brilhante é vermelha. Esses raios X não são perigosos porque são absorvidos pelas partes inferiores da atmosfera terrestre .
|
Nesta amostra de imagens de 2004, arcos de raios-X brilhantes de baixa energia (0,1 - 10 keV) são gerados durante a atividade auroral. As imagens são sobrepostas a uma imagem simulada da Terra. O código de cores dos arcos de raios-X representa o brilho, com o brilho máximo mostrado em vermelho. A distância do pólo norte ao círculo preto é de 3.340 km (2.080 mi). Datas de observação: 10 pontuações entre 16 de dezembro de 2003 e 13 de abril de 2004. Instrumento: HRC.
|
A primeira foto da Terra em raios-X foi tirada em março de 1996, com o satélite polar em órbita . Partículas do Sol com carga energética causam aurora e energizam elétrons na magnetosfera da Terra . Esses elétrons se movem ao longo do campo magnético da Terra e, eventualmente, atingem a ionosfera terrestre , produzindo a emissão de raios-X.