FUENTES DE RAYOS X EN EL UNIVERSO@ Ramón Fernández Ruiz, 2001.
Introducción.¿Que son los rayos X?. Emisión del cuerpo negro.Emisión de frenado o bremsstrahlung.Emisión de bremsstrahlung térmico. Emisión de sincrotrón.Emisión por dispersión Compton inverso. ¿Qué son las emisiones y/o absorciones características?
Detección de rayos X en el Universo.
Fuentes emisoras, introducción. Estrellas tipo Sol.Enanas blancas. Supernovas. Estrellas de neutrones. Pulsares. Agujeros negros. Galaxias. Quasares. Gas interestelar en los cúmulos de galaxias.
Cuando comencé ha realizar este trabajo, pensaba que los rayos X solo se producian en situaciones muy puntuales, pero cual fué mi sorpresa al darme cuenta de que se encontraban presentes en casi todos los acontecimientos relativos al universo conocido. Este hecho no es de extrañar cuando evaluamos las energías incolucradas en cualquier proceso estelar, galáctico o cósmico, pero nuestra falta de intuición en estos campos, lejanos de los acontecimientos cotidianos, nos hace no relacionarlo o simplemente obviarlo. Me apetecía tomar contacto con los rayos X desde un punto de vista totalmente antagónico, del punto de vista microscópico al macroscópico, y este ha sido el resultado.
Esta pregunta, hoy en día, es fácil de responder, pero hace ya más de 100 años, cuando Wilhelm Röentgen (Figura 1) descubrió casualmente los rayos X, la cosa no estaba tan clara. Röentgen se encontraba trabajado con los denominados “rayos catódicos”, los cuales se generaban al aplicar una diferencia de potencial elevada (miles de voltios), entre un ánodo y un cátodo de materiales metálicos, todo ello en una ampolla a vacío. Estos rayos no eran más que electrones que saltaban del cátodo (por eso lo de rayos catódicos) y tendían a viajar en dirección al ánodo.
Figura 1. Fotografía del físico alemán Wilhelm Röentgen.
Estudiando este fenómeno, Röentgen se dio cuenta de que algo, era capaz de velar las películas fotográficas que tenia cerca de su dispositivo experimental. Descartó el hecho de que las películas estuviesen mal, de que se hubiesen expuesto a la luz accidentalmente y cualquier otra causa posible. Ante su asombro, las películas se seguían velando. Observó que solo cuando activaba los rayos catódicos se producía el velado, por tanto lo que fuese, debía surgir del dispositivo en cuestión. En particular, se dio cuenta de que surgían del ánodo y pudo, de forma muy rudimentaria, “focalizar” dicho ente X. Estos rayos X, por tanto eran capaces de atravesar la materia con facilidad a diferencia de los rayos catódicos (electrones) o de la luz visible, que son incapaces de atravesar una simple hoja de papel.
A principios de siglo se sabía que los rayos X atravesaban la materia, no les afectaba en su trayectoria la presencia de los campos magnéticos y/o eléctricos, lo cual indicaba que no tenían carga. Eran capaces de impresionar una película fotográfica y poco más. Este comportamiento ante los campos eléctricos y magnéticos era similar al que presentaba la luz ordinaria, la que genera una bombilla, la que proviene del sol o de la galaxia más lejana. Pero a diferencia de esta, “aparentemente” ni se reflejaba, ni se refractaba y tampoco sufría fenómenos de “difracción” o “interferencia” como los que las ondas electromagnéticas visibles se sabía que tenían debido a su carácter ondulatorio. Estos hechos le conferían una serie de extrañas características a dicha radiación bien denominada “X”.
Hoy en día, la imagen que tenemos de los rayos X es algo diferente. Estos rayos no son más que una manifestación de la energía en forma de onda electromagnética. La luz visible, las ondas de radio, las microondas y otras muchas formas de radiación, son lo mismo, cualitativamente no se diferencian en nada. Todas ellas están constituidas por la superposición de dos campos; eléctrico y magnético, perpendiculares entre si, tal y como muestra la Figura 2. Estos campos electromagnéticos son capaces de propagarse por el espacio de forma lineal y la forma en que lo hacen es sinusoidal.
Figura 2. Aspecto tridimensional de una Onda Electromagnética linealmente polarizada
Una onda electromagnética la podemos definir mediante la magnitud campo eléctrico o magnético, que se propagan de forma sinusoidal respecto a la posición y al tiempo. Matemáticamente lo podemos expresar mediante la ecuación:
(1)
Donde A es una constante denominada amplitud de onda, lambda es la longitud de onda y nu es la frecuencia. Existe una relación básica entre lambda y nu que es la velocidad de propagación de la onda, en el caso de las ondas electromagnéticas es la velocidad de la luz c = 3.00x108 m/s,
(2)
Otra forma de representar el aspecto espacio - temporal del campo eléctrico matemáticamente es mediante la notación exponencial, que para algunos cálculos puede resultar más interesante. Su aspecto es el siguiente
(3)
Donde ahora k, es el llamado vector de onda y w es la frecuencia angular cuyo valor es, como cabe esperar, 2Pi/Lambda por analogía con la ecuación (1).
Esta forma de definir el carácter ondulatorio de los rayos X es general para cualquier tipo de radiación electromagnética. De esta manera, el aspecto de cualquier radiación que compone el espectro electromagnético (Figura 3), es idéntico. De forma cuantitativa si hay diferencias, varían los parámetros cuantificables de cada una de estas radiaciones; las longitudes de onda son distintas, las frecuencias también y por supuesto las energías.
Figura 3. Espectro electromagnético.Un observador que viese acercarse una onda electromagnética cualquiera, no sabría distinguir si es luz visible, infrarroja, violeta, microondas, radio, rayos gamma, rayos X etc., todas le parecerían lo mismo. Solo cuando midiese alguno de los parámetros que la caracterizan, lambda ó nu, podría asignarle un nombre y encuadrarla dentro del espectro electromagnético. Cuánticamente, estas ondas, están constituidas por paquetes de energía, cuantos o fotones, todas las expresiones son equivalentes. El valor de la energía de un fotón viene dado por la relación de Planck - Einstein
(4)
que nos define cual es la moneda de cambio cuando las ondas electromagnéticas interactúan con la materia.
La función de Planck (5) nos describe la distribución de radiación emitida por un cuerpo negro. Vemos que es función de la temperatura, de modo que para unas determinadas condiciones de temperatura, un cuerpo negro es capaz de emitir rayos X,
(5)
Si suponemos que el máximo de emisión de rayos X se encuentra a una longitud de onda de 0.5 nanómetros, la temperatura necesaria podemos estimarla mediante la ley del desplazamiento de Wien, tal que
(6)
En la gran mayoría de las estrellas, sus núcleos están sometidos a estas astronómicas temperaturas debidas a la emisión de energía en la reacciones termonucleares que se producen, confinadas por el equilibrio termodinámico presente. En la figura 4 podemos ver la correlación entre las temperaturas de los cuerpos negros y la emisión de ondas electromagnéticas que genera.
Figura 4. Correlación entre la temperatura y la emisión de OEM.Emisión de frenado o bremsstrahlung
Las ecuaciones de Maxwell nos indican que cuando una partícula cargada en movimiento “colisiona” con otra partícula, es decir cuando siente un determinado potencial, pierde energía en forma de radiación electromagnética (Figura 5).
Figura 5. Colisión entre un electrón y un protón.La energía del fotón emitido depende de la velocidad de la partícula y también de la distancia relativa entre las dos partículas ínter actuantes. Cuanto mayor sea la velocidad de la partícula incidente, mayor será su energía cinética y por tanto mayor será la energía que puede transformarse en forma de onda electromagnética. Si consideramos una partícula con velocidad a y suponemos que pierde toda su energía cinética en la colisión, podemos estimar los parámetros del fotón utilizando la ecuación (4) de modo que
(7)
Si hacemos números y consideramos un electrón colisionando con un núcleo y con una velocidad del orden de un tercio la velocidad de la luz, la energía máxima del fotón emitido sería
que tiene asociada una longitud de onda mínima
Podemos apreciar que no hacen falta velocidades relativistas para obtener mediante el frenado de partículas cargadas, fotones de alta energía comprendidos, como este, entre la gama de rayos X y rayos gamma.
Por otro lado el factor distancia relativa entre las partículas colisionantes implica que el potencial atractivo o repulsivo que siente la partícula en movimiento sea distinto. Si consideramos un potencial de interacción coulombiano, sabemos que su dependencia con la distancia r es continua. El hecho de que el potencial dependa de forma continua con la separación implica que la interacción para distancias cada vez más grandes es menor, de modo que la perdida de energía cinética o frenado que pueden sufrir las partículas incidentes también es cada vez menor. Consideremos un sistema en el que tenemos muchas partículas ínter actuantes, por ejemplo un sólido cristalino sobre el que inciden electrones con velocidad media definida (Figura 6).
Figura 6. Procesos posibles de colisión entre electrones y núcleos atómicos.
En este caso estadísticamente podemos prever que todas las posibles colisiones, en función de la distancia partícula-partícula, son probables. Un electrón que pase a la misma distancia de dos núcleos atómicos no sentirá ningún potencial por lo que se comportará como una partícula libre y la energía de los fotones emitidos tenderá a cero. En el caso extremo cuando un electrón colisione con un núcleo será frenado totalmente y la energía de los fotones emitidos será la máxima posible. Esta vendrá dada por los parámetros obtenidos en la ecuación (4). Las situaciones menos probables serán que los electrones pierdan toda su energía por colisión con el núcleo y que el electrón no sienta ningún potencial durante su trayectoria. La distribución de la radiación de frenado resultante de esta situación física se describe mediante una distribución de probabilidad con la forma que muestra la figura 7, que se conoce como espectro continuo de rayos X o espectro de emisión de frenado (bremsstrahlung).
Figura 7. Espectro de emisión continua de rayos X (bremsstrahlung).Emisión de bremsstrahlung térmico
Una situación típica que se encuentra en el universo es el encontrar sistemas gaseosos sometidos a elevadas temperaturas. En esas condiciones los átomos gaseosos se encuentran ionizados y sometidos a vibraciones térmicas muy elevadas, lo que implica altas velocidades de los iones y electrones constituyentes. Si consideramos la emisión de un sistema que se encuentre a una temperatura de 107 K, como vimos en la ecuación (6), podemos estimar la velocidad media de las partículas considerando que la energía térmica del sistema se transforma en movimiento o energía cinética de las partículas, es decir
(9)
Si consideramos electrones podemos tomar m = me = 9.1x10-28g, de modo que
o lo que es lo mismo unas velocidades del orden de 1/15 de la velocidad de la luz.
Podemos intuir que la probabilidad de que se produzcan colisiones ión-electrón o electrón-electrón es muy elevada y por tanto la emisión de rayos X también deberá de serlo. La figura 8 muestra el proceso de emisión de frenado térmico descrito.
Figura 8. Colisiones electrón-electrón e ión-electrón por bremsstrahlung térmico.
Los fotones de rayos X también pueden producirse cuando partículas cargadas como los electrones son sometidas a condiciones diferentes a las colisiones descritas anteriormente. Cuando los físicos se encontraban trabajando con los primeros aceleradores de partículas, descubrieron que los electrones podían producir fotones de alta energía sin sufrir procesos de colisión o bremsstrahlung. Esto era posible porque los campos magnéticos utilizados en los aceleradores provocaban que los electrones describieran trayectorias helicoidales alrededor de las líneas de fuerza del campo magnético, tal y como muestra la figura 9. La razón física de ello reside en la aparición de la fuerza de Lorentz que actúa sobre la partícula cargada que se mueve en presencia de un campo magnético como podemos ver en la ecuación (10),
(10)
Este proceso se conoce como emisión o radiación de sincrotrón.
Figura 9. Emisión de radiación sincrotrón por el movimiento de un electrón debida a la acción de un campo magnético.En el universo existen muchas situaciones físicas donde partículas como los electrones, se pueden mover con energías cinéticas muy altas, debido a la acción de intensos campos magnéticos y eléctricos sobre ellas. Estas partículas de alta energía pueden producir fotones de luz sincrotrón con longitudes de onda que pueden variar desde las débiles ondas de radio hasta los energéticos fotones de rayos X y rayos gamma.
La radiación de sincrotrón presenta un espectro de emisión diferente al producido por el bremsstrahlung. La intensidad de la radiación cae con la energía de forma menos rápida que lo hace en el espectro de radiación de frenado. Esta diferencia es la que se utiliza para distinguir si las emisiones procedentes de los objetos cósmicos observados son producidos por emisiones de frenado o por fenómenos magnéticos o eléctricos. Cuando la radiación de sincrotrón se observa en los remanentes de supernovas, los haces de energía cósmicos provenientes de quasares, o de otras fuentes, nos revela información sobre los electrones de alta energía que los producen y de los campos magnéticos que están presentes.
Emisión por dispersión Compton inverso
Otra forma de obtener fotones de rayos X es mediante el efecto Compton inverso. Este proceso consiste en la colisión de un electrón de alta energía con un fotón de baja energía. Durante la colisión el electrón puede transmitirle momento y energía al fotón de modo que el resultado final son un electrón menos energético y un fotón mucho más
energético dispersados, tal y como muestra la figura 10.
Figura 10. Efecto Compton inverso.¿Qué son las emisiones y/o absorciones características?
Cuando los rayos X interaccionan con la materia, pueden hacerlo de muy diversas formas (difracción, efecto Compton, efecto Auger etc.). Una de las posibles formas es la de comunicar energía a los electrones mas internos de las capas electrónicas atómicas o iónicas, aquellas con número cuántico principal n=1 capa K, n=2 capa L, n=3 capa M. Las energías necesarias para excitar estos electrones son del orden de las energías asociadas a los fotones de rayos X. De este modo la probabilidad de que se puedan producir absorciones características por parte de los átomos presentes es muy alta (Figura 11). Los tiempos de desexcitación de estos electrones, previamente excitados, es muy corta, del orden de Tª10-8-10-9 s y se produce en cualquier dirección del espacio. Caracterizando estas emisiones de fluorescencia de rayos X, podemos determinar los átomos que las generan y averiguar la composición de la materia presente en el medio.
Figura 11. Absorción y emisión característica de rayos X.
En sistemas gaseosos a altas temperaturas, también se pueden obtener emisiones características de rayos X por procesos de colisión electrón- ión. Un electrón con suficiente energía es capaz de excitar un ión a un nivel energético superior y característico de dicho átomo, el cual tenderá a desexcitarse emitiendo fotones de rayos X asociados al átomo en cuestión tal y como muestra la figura 12.
Figura 12. Emisión característica de rayos X por excitación de electronesDetección de rayos X en el Universo.
Los rayos X debida a su alta energía son muy ionizantes. Debido a esta razón nuestra densa atmósfera es capaz de absorberlos, mediante efecto fotoeléctrico (Figura 13), antes de que lleguen a la superficie de la tierra, actuando como un filtro idóneo para la vida.
Figura 13. Fenómeno de absorción fotoeléctrica de rayos X.Cuando observamos el universo desde la superficie de la tierra, solo somos capaces de detectar parte del espectro electromagnético debido a la acción de filtro selectivo que realiza nuestra atmósfera. La figura 14 muestra las penetraciones de las distintas radiaciones electromagnéticas a las que estamos sometidos.
Figura 14. Penetración de las OEM en nuestra atmósfera.A la vista de la figura anterior, nos damos cuenta de que la única forma posible de poder observar las fuentes de rayos X presentes en el universo es mediante telescopios sensibles a dicha radiación y montados en satélites en órbitas alrededor de la tierra.
La cantidad de fuentes de rayos X en el universo es muy abundante y variada como muestra la figura 15.
Figura 15. Mapa de las fuentes de rayos X detectadas hasta el momento en el universo.Para poder observarlas y analizarlas, es necesario aplicar nuestros conocimientos sobre los rayos X con el fin de poder diseñar dispositivos capaces de estudiar dichas fuentes. Los Rayos X no se reflejan es los espejos de la misma manera que lo hace la luz visible. Debido a su alta energía, los fotones de rayos X atraviesan los espejos de la misma manera que las balas golpean en una pared. Por la misma razón que las balas rebotan cuando inciden con un ángulo rasante sobre una pared, los rayos X también se reflejan a un determinado ángulo conocido como ángulo crítico (Figura 16). Estas propiedades hacen que las características de los telescopios de rayos X sean muy diferentes a los telescopios ópticos.
Figura 16. Focalización de rayos X.Los espejos tienen que construirse y alinearse casi paralelos a los rayos X incidentes. De esta forma se parecen más a barriles que a la familiar forma de las lentes de los telescopios ópticos. Las primeras imágenes de rayos X se realizaron con un telescopio diseñado por un equipo de científicos bajo la dirección de Riccardo Giacconi. Se lanzó en un pequeño cohete en 1965 e hizo imágenes directas de manchas calientes en la atmósfera superior del sol. Este telescopio tenía el mismo diámetro y longitud que el telescopio óptico que Galileo usó en 1610. La construcción y el funcionamiento de un observatorio de rayos X es un gran logro de la tecnología moderna. Es un reto técnico el diseñar las curvaturas de los espejos para que puedan anidarse entre si y aumenten con ello el área total reflejada por el telescopio. Los espejos enfocan los fotones de rayos X hacia detectores digitales de última generación (CCD) que pueden obtener la imagen y hasta la energía de los fotones incidentes (Figura 17).
Figura 17. Esquema del telescopio de rayos X Chandra.Como hemos visto antes los telescopios de rayos X deben ponerse en órbita alrededor de la Tierra. Esto significa que los espejos extremadamente precisos y los detectores, junto con la sofisticada electrónica que envía la información a la Tierra, deben poder resistir los rigores que supone un lanzamiento y el hecho de operar en el ambiente hostil del espacio.
Algunas de las misiones más importantes llevadas a cabo en el campo de la astronomía de rayos X han sido las siguientes:
Uhuru
A comienzos de 1970, el Uhuru, un satélite de rayos X de la NASA, provisto con un instrumental relativamente simple que consistía en un detector sensible a los rayos X, similar a un contador Geiger, unido a un tubo de observación para poder localizar la fuente emisora, hizo algunos descubrimientos asombrosos. Uhuru descubrió por primera vez la evidencia experimental de la existencia de los agujeros negros y las estrellas de neutrones, así como inmensas extensiones de gas caliente en sistemas gigantescos que contienen miles de galaxias (cúmulos).
Skylab
El primer gran telescopio de rayos X fue el telescopio Apolo montado en la estación Skylab a principios de los años 70. Este telescopio utilizó dos pares de espejos concéntricos para realizar imágenes de rayos X del sol. Sentó las bases para el desarrollo del observatorio de rayos X Einstein.
Einstein
El Einstein fue el primer observatorio de imágenes de rayos X. Fue lanzado por la NASA en 1978. Hizo las primeras imágenes de rayos X de las ondas de choque producidas por explosiones de estrellas así como imágenes del gas caliente que envolvía las galaxias y los cúmulos de galaxias. El Einstein también localizó con precisión más de 7.000 fuentes de rayos X lo que permitió una nueva forma de estudiar la misteriosa materia oscura que rodea muchas galaxias.
ROSAT
El satélite Röentgen o ROSAT, una colaboración entre Alemania, el Reino Unido y los Estados Unidos, pusieron en órbita un telescopio de rayos X aun más grande en 1990. Ha ampliado el número de fuentes de rayos X conocidas a más de 60.000 y ha demostrado ser especialmente valioso en la investigación para investigar el gas sometido a millones de grados en las atmósferas superiores de muchas estrellas.
ASCA
El ASCA (Satélite Avanzado para la Cosmología y Astrofísica) fue una colaboración entre Japón y los Estados Unidos. El observatorio de rayos X ASCA, lanzado en 1993, fue diseñado para estudiar la distribución en energía detallada de los Rayos X lo que proporciona una información importante sobre los elementos que constituyen el gas caliente que emite los rayos X. El ASCA dejo de funcionar en Julio del 2000.
RXTE
La RXTE es una misión de la NASA que se lanzó en diciembre de 1995. Aunque la RXTE no tiene los espejos convergentes de rayos X, tiene una capacidad única para estudiar las variaciones rápidas de las emisiones de las fuentes de rayos X cósmicas con un gran ancho de banda en las energías de rayos X y se espera que haga valiosas contribuciones a nuestra comprensión de las estrellas de neutrones y los agujeros negros.
BeppoSAX
BeppoSAX es un programa de la Agencia Espacial italiana con la participación de la Agencia de los Países Bajos para los Programas Aerospaciales. Se lanzó el 30 de abril de 1996 de Cabo Cañaveral y todavía es operacional. Es la primera misión de rayos X con una carga útil científica que cubre más de tres órdenes de magnitud en energía, de 0.1 a 300 keV, con una capacidad de imagen moderada. El BeppoSAX ha demostrado ser útil para fotografiar las fuentes de rayos X asociadas a estallidos de rayos gamma, determinando sus posiciones con una precisión inaudita.
XMM
La XMM (Misión de Espectroscopia de rayos X de alto rendimiento) es un gran observatorio de astrofísica de rayos X desarrollado por la Agencia Espacial europea. Se lanzó el 10 de diciembre de 1999. Este tipo de observatorio, con una vida prevista de diez años, permitirá a los astrónomos la observación detallada de una gran variedad de fuentes cósmicas.
Chandra
La misión de astronomía de rayos X más reciente e importante de la presente década es el Observatorio de rayos X Chandra que la NASA lanzó el 23 de julio de 1999. Este telescopio contiene cuatro juegos de espejos anidados y es hasta la fecha el mejor observatorio de rayos X. Puede detectar fuentes dos veces más lejanas que hasta el momento y puede obtener imágenes con cinco veces más detalle.
Fuentes emisoras de rayos X en el universo
El universo visto en el rango de los rayos X difiere notablemente del observado en el rango óptico. Las fuentes de rayos X en el cosmos se generan principalmente cuando la materia se calienta a temperaturas de millones de grados. Estas temperaturas se pueden dar en sistemas muy variados, por ejemplo donde los campos magnéticos sean muy elevados, o donde la gravedad sea extrema, o donde sucedan explosiones de magnitud extrema. Todas estas situaciones son detectables mediante los telescopios de rayos X. Además nos permiten rastrear el gas de una estrella o descubrir las emisiones de rayos X producida por la materia que se arremolina a unos 90 kilómetros del horizonte de sucesos de un agujero negro.
Por nuestros conocimientos de la evolución estelar, sabemos que si una estrella tiene una masa similar a la de nuestro sol, se convertirá en una estrella enana blanca. Si es algo más maciza, puede sufrir una explosión en forma de supernova y puede dejar como resto una estrella de neutrones. Pero si la estrella es muy másica, a partir de tres veces la masa del Sol, nada puede detener el colapso gravitatorio. La estrella se condensa para formar una singularidad gravitatoria en el espacio, conocida como un agujero negro.
Figura 18. Evolución estelar en función de su masa.
Las fuentes de rayos X más luminosas en nuestra galaxia son los productos de estrellas másicas que han sufrido un colapso catastrófico y han colapsado en forma de estrellas de neutrones o agujeros negros. Otras fuentes intensas de rayos X son las burbujas gigantes de gas caliente producidas en las explosiones estelares en forma de Supernovas. Las estrellas enanas blancas y el gas caliente de las capas exteriores de las estrellas normales son las fuentes menos intensas de rayos X.
Las atmósferas interiores más calientes, o coronas, de las estrellas normales como nuestro Sol, producen rayos X. Las observaciones de estos rayos X son útiles para entender cómo la temperatura de las coronas depende de la edad de la estrella, de la rotación y del tipo de estrella que la produce. Además el seguimiento de la luminosidad y actividad de las estrellas nos enseñan como evolucionan.
Las estrellas normales como el sol las podemos visualizar como esferas de gas caliente de millones de kilómetros de diámetro. La superficie visible de las estrellas se conoce como fotosfera y tiene temperaturas que van de unos mil a unos diez mil grados Celsius. La capa más interna de la atmósfera de una estrella se conoce como corona y está formado por gas sometido a temperaturas de millones de grados Celsius. La mayor cantidad de la radiación emitida por las coronas estelares son rayos X, debido a la alta temperatura a la que está sometida. Los estudios de las emisiones de rayos X del sol y de otras estrellas son por tanto estudios de sus coronas. Aunque la emisión de rayos X de las coronas supone sólo un pequeño porcentaje de la energía total radiada por las estrellas, las coronas estelares son un laboratorio cósmico ideal para poder investigar cómo se produce el plasma en la naturaleza y cómo los campos magnéticos interactúan con el para producir las luminosas protuberancias que pueden emitir tanta energía como un millón de bombas de hidrógeno juntas (Figura 19).
La distribución de energía calorífica en la corona de una estrella y los fenómenos de las protuberancias solares tienen relación con la importante pregunta de cómo la energía se transporta desde el horno nuclear, que son las regiones centrales de la estrella, hasta la superficie.
Figura 19. Imagen del sol en el espectro de rayos X
En las estrellas másicas calientes, la energía que fluye del centro de la estrella es tan intensa que las capas exteriores por presión de radiación, se encuentran literalmente muy alejadas de la corona. Al contrario que en una nova, estas estrellas no presentan protuberancias en sus capas exteriores, pero si existe un fuerte viento estelar. Las ondas de choque de este viento producen rayos X. Estudiando su intensidad y distribución de energía, los astrofísicos pueden estimar la temperatura, velocidad y densidad del viento.
En las estrellas medianas, como el Sol, las capas exteriores aparecen con turbulencias, donde los gases se mueven por convección. El gas caliente de las regiones centrales del sol asciende hasta la superficie más fría y desciende de nuevo.
El intenso calor en las atmósferas de estrellas como el Sol es capaz de liberar electrones de los átomos que la constituyen. Debido a esto, se generan campos magnéticos asociados a la subida y bajada del gas. Además las estrellas se encuentran girando de modo que el movimiento de subida y bajada del gas, junto al movimiento de rotación, produce deformaciones sobre el campo magnético e incrementos de su intensidad. Por esta razón se generan lineas de campo magnético con forma tubular que producen la elevación del gas ionizado presente, más allá de la superficie de la estrella liberando la energía almacenada. Las llamadas protuberancias solares.
Las emisiones de energía magnética pueden ocurrir de forma continua y mantener la temperatura en las protuberancias de gas caliente que forman la corona estelar. También pueden ocurrir de forma violenta y producir las protuberancias solares. Las protuberancias solares pueden ocurrir en cualquier momento en el Sol, pero su frecuencia tiende a subir a un máximo en ciclos de aproximadamente once años. Cada emisión que producen las protuberancias solares inundan la Tierra de partículas de alta energía. Las protuberancias más intensas puedes alterar las comunicaciones por radio y producir las conocidas auroras boreales
La figura 20 muestra una fotografía del Sol, tomada el 19 de diciembre de 1973 durante la tercera y última misión tripulada del Skylab, muestra una de las protuberancias solares más espectaculares observadas hasta el momento. Su tamaño fue de más de 588.000 kilómetros fuera de la superficie solar. La señal luminosa da la impresión de una hoja torcida de gas en el proceso de abrirse.
Figura 20. La mayor protuberancia solar observada hasta el momento.Si las protuberancias solares fuesen más intensas o frecuentes nuestro clima podría verse afectado seriamente, debido a la perdida de la capa de ozono que nos protege de los efectos dañinos de la radiación ultravioleta. La vida como la conocemos podría ser difícil si no imposible. En la actualidad no hay suficientes evidencias para determinar si esos cambios en el comportamiento de nuestro sol son probables. Las observaciones de rayos X de un gran número de estrellas similares al Sol es esencial para entender el comportamiento a largo plazo del comportamiento del Sol, y por consiguiente, poder predecir el futuro meteorológico a largo plazo de la Tierra.
Ciertas estrellas, llamadas estrellas protuberantes, tienen superficies que están en un estado constante de agitación. Estas estrellas tienen protuberancias casi continuamente con una intensidad de más de cien veces las protuberancias solares. Las estrellas protuberantes tienen una masa de menos de la mitad que la del Sol. Debido a sus pequeñas masas, sus interiores son mucho más turbulentos y giran más rápidamente. La combinación de las turbulencias y la rotación produce regiones magnéticas muy grandes, intensas y curvadas que son las que generan tales protuberancias.
También pueden encontrarse condiciones para la generación de protuberancias en las estrellas jóvenes. Estas tienen los interiores turbulentos porque las reacciones nucleares acaban de comenzar y la estrella tiene que estabilizarse hasta acomodar el flujo de energía interior con la contracción gravitatoria. Estas estrellas jóvenes producen mil veces más rayos X que nuestro Sol. Este hecho plantea una pregunta intrigante. ¿Produjo nuestro Sol mil veces más cantidad de rayos X cuándo era joven?, en ese caso, ¿cómo afectó a la evolución y a la química de la atmósfera en la Tierra?. Las observaciones de rayos X de las estrellas jóvenes deben darnos una visión de las condiciones bajo las que la vida se creo en la Tierra.
Las enanas blancas están entre las estrellas más oscuras del universo. Aun así, han llamado la atención de los astrónomos desde el siglo 19 cuando se observó la primera enana blanca con telescopios ópticos. Una razón de ese interés es que las enanas blancas representan un estado intrigante de la materia. Otra razón es que la mayoría de las estrellas, incluyendo nuestro sol, se volverán enanas blancas cuando alcancen su estado final al acabar su combustible nuclear y colapsen sobre si mismas.
Figura 21. El sol como gigante rojaUna estrella, llegado su momento, experimenta un decremento en la emisión de energía y su centro se colapsa cuando el elemento más abundante y esencial de la estrella, el hidrógeno, se agota. Un caparazón de hidrógeno en los alrededores del centro en fase de colapso se comprimirá y se calentará. La fusión nuclear del hidrógeno en este caparazón producirá una nueva ola de energía que provocará que las capas exteriores de la estrella se extiendan hasta tener un diámetro cien veces su valor actual. Esto se conoce como la fase gigante roja en la existencia de una estrella.
Cien millones de años después de la fase gigante roja, todos los recursos de energía disponibles en la estrella se agotan. La gigante roja exhausta se extenderá fuera de su capa exterior dejando un centro caliente. Estos centros calientes se conocen como estrellas de tipo Wolf-Rayet en honor de los astrónomos que primero las identificaron. Las estrellas Wolf-Rayet tienen una temperatura superficial de aproximadamente 50.000 grados Celsius y se encuentra en un proceso de mucha agitación térmica fuera de sus capas exteriores con unos vientos de partículas de hasta 6 millones de kilómetros por hora. Estos intensos vientos en la atmósfera de la gigante roja deceleran lentamente, creando unas envolturas filamentosas complejas y elegantes conocidas como nebulosas planetarias. Las colisiones crean burbujas de gas que generan temperaturas de muchos millones de grados Celsius las cuales emiten radiación en el rango de los rayos X.
Figura 22. Imagen de rayos X a la izquierda y óptica a la derecha de la nebulosa del Ojo de Gato.Después de aproximadamente un millón de años las estrellas Wolf-Rayet se derrumbarán hasta formar una estrella enana blanca. En el estado enana blanca, todo el material contenido en la estrella, menos la cantidad expulsada al espacio en la fase gigante roja, se condensará en un volumen una millonésima parte menor que el tamaño de la estrella original. Comparativamente es como si una aceituna pesase lo mismo que un automóvil. Una enana blanca, es blanca porque es caliente con unas temperaturas superficiales de aproximadamente unos veinte mil grados Celsius.
Figura 23. El sol como una enana blanca.Cuando los astrónomos descubrieron las primeras enanas blancas se encontraron con la siguiente paradoja. ¿Si una enana blanca no podía producir energía por medio de la fusión nuclear, cómo podía generar la presión necesaria para impedir que se colapsara completamente?. La paradoja no fue resuelta hasta que la teoría cuántica de la materia se desarrolló en los años veinte. Esta teoría demostró que la materia en un estado degenerado con una densidad de estados sumamente alta podrían producir un nuevo tipo de presión nunca observada en un laboratorio terrestre. Esto es debido al principio de exclusión de Pauli que nos dice que no pueden existir dos estados cuánticos en el mismo estado de energía.
Figura 24. Paradoja de las enanas blancas.La materia de una enana blanca es sumamente densa y se encuentra como en un parking atestado, donde los aparcamientos representan los estados posibles. Todos los estados de baja energía se encuentran ocupados, de modo que los electrones se ven forzados a situarse en estados de energía superiores, no porque se exciten térmicamente, sino por que no tienen ningún otro estado en el que colocarse. Este hecho genera una presión electrónica por degeneración. Esta presión es la que impide que las estrellas enanas blancas colapsen bajo su propio peso.
Figura 25. Presión electrónica por degeneración.Durante los años veinte Subrahmanyan Chandrasekhar, utilizó la teoría de la relatividad y la mecánica cuántica para demostrar que esa presión electrónica degenerada tiene muchas más implicaciones. Si la masa de una enana blanca es mayor de aproximadamente 1.4 veces la masa del Sol, conocido como el límite de Chandrasekhar, colapsara. En un sistema de estrellas binario esto podría pasar si una estrella compañera descargase suficiente material hacia una enana blanca haciendo que sobrepasase el límite de Chandrasekhar. Se cree que el colapso resultante y la explosión de la enana blanca serían las responsables del tipo de estrellas denominado Supernovas Ia.
Las observaciones de enanas blancas son difíciles porque se enfrían rápidamente y se oscurecen. Cuando son jóvenes y calientes sus superficies pueden producir rayos X. Los actuales telescopios de rayos X nos proporcionan una valiosa información sobre la naturaleza de las enanas blancas recientemente formadas. Afortunadamente existen otras posibles condiciones que permiten a los astrónomos observar los rayos X que identifican a una enana blanca. Estas situaciones ocurren cuando una enana blanca captura materia de una estrella cercana. Como la materia capturada cae por gravedad hacia la superficie de la enana blanca, se acelera y gana energía. Esta energía provoca que la materia se caliente en los alrededores de la superficie de la enana blanca hasta temperaturas de varios millones de grados. El gas caliente brilla en el espectro de rayos X, tal y como muestra la figura 26.
Figura 26. Proceso de captura de materia de una enana blanca.Un análisis cuidadoso de este proceso nos revela la masa de la enana blanca, su rotación y la proporción de materia que está cayendo hacia ella. En algunos casos, la materia que llega a la superficie puede ponerse tan caliente y densa que ocurren reacciones nucleares. Cuando eso pasa, la enana blanca se vuelve de repente 10.000 veces más luminosa y explota en forma de lo que se llama un arranque de nova. Después de un mes aproximadamente, la excitación ha terminado y el ciclo empieza un nuevo.
Cada 50 años aproximadamente, una estrella másica explota en nuestra galaxia en forma de supernova. Una supernova es uno de los eventos más violentos que suceden en el universo, la fuerza de la explosión genera una llamarada deslumbrante de radiación, así como ondas de presión análogas a los estampidos sónicos. Hay dos tipos de supernovas: el tipo II, dónde una estrella másica explota; y el tipo Ia producida por la explosión de una enana blanca que ha adquirido el material necesario de una estrella cercana. El proceso general de una supernova del tipo II es el siguiente. Cuando la fuente nuclear central de una estrella se extingue, la estrella colapsa por gravedad. En menos de un segundo, una estrella de neutrones o un agujero negro, si la estrella es muy másica, se produce. Como la contracción de la materia es tan elevada hasta llegar al estado de estrella de neutrones, las temperaturas suben hasta los billones de grados Celsius. Después de unas horas, sucede una explosión catastrófica y todo menos la estrella de neutrones central se esparce en el universo a unas velocidades de 50 millones de kilómetros por hora. Las ondas de choque termonucleares se expanden a través de las ruinas estelares fusionando los elementos más ligeros en más pesados y produciendo una luminosidad tal que puede ser tan intensa como la luz de diez mil millones soles.
Figura 27. Explosión de una supernova y creación de una estrella de neutrones.
La materia emitida por la explosión a través del gas circundante genera ondas de presión que generan temperaturas de muchos millones de grados y partículas de altas energías que constituyen los restos de una explosión supernova. Los restos de una explosión supernova generan intensas emisiones de radio y de rayos X durante miles de años.
Figura 28. Imagen de rayos X de Casiopea A donde se produjo una explosión supernova hace 300 años
En algunos restos de supernovas jóvenes, las estrellas de neutrones quedan girando a alta velocidad después de la explosión, creando una burbuja magnetizada de partículas de alta energía cuya radiación puede dominar su apariencia durante mil años o más. Estas estrellas conocidas como pulsares, emiten radiación pulsada de rayos X y de otras longitudes de onda y cuando se descubrieron por primera vez, se pensó que indicaban un primer contacto con una civilización extra terrestre, debido al carácter periódico de las emisiones.
Figura 29. La nebulosa del cangrejo observada en el
visible (izquierda) y en el rango de rayos X (izquierda).Las supernovas calientan el gas interestelar, lo siembran con elementos pesados y activan la unión de las nubes gigantes de polvo fresco y los gases para formar una nueva generación de estrellas. Es probable que una supernova contribuyera hace unos cinco mil millones años a la formación de nuestro sistema solar suministrando los elementos químicos necesarios para la vida en la Tierra.
La nube de gas y polvo que colapsó para formar el Sol y sus planetas estaban principalmente compuestos de hidrógeno y helio, pero se enriqueció con los elementos más pesados, entre ellos el carbono, nitrógeno, oxígeno, silicio, azufre e hierro. Estos elementos son sintetizados en el interior de estrellas másicas y permanecerían allí si no hubiesen sido esparcidos en una explosión supernova.
Estrellas de neutrones. Pulsares
La materia ordinaria y todos los objetos materiales a nuestro alrededor consisten principalmente en espacio vacío. Incluso una piedra se encuentra vacía. Esto es debido a que la materia está constituida de átomos. Un átomo es una nube de electrones orbitando alrededor de un núcleo compuesto de protones y neutrones. El núcleo contiene más del 99.9 por ciento de la masa de un átomo, pero solo tiene un diámetro de 1/100.000 del tamaño total del átomo definido por la nube electrónica que tiene asociada . Según los modelos orbitales de los electrones, el tamaño del átomo es en un 99.9999999999999 % espacio vacío. Este hecho implica que si de alguna forma pudiésemos comprimir la materia hasta unir los electrones a los núcleos, podríamos convertir una piedra del tamaño de un campo de fútbol en una cabeza de alfiler que pesaría 4 millones de toneladas.
Las fuerzas extremas necesarias para producir este fenómeno ocurren en la naturaleza cuando la parte central de una estrella colapsa formando una estrella de neutrones. Los átomos se comprimen completamente y los electrones interaccionan con los protones para formar una estrella compuesta casi completamente de neutrones. El resultado es una estrella diminuta que podemos visualizar como un núcleo atómico gigantesco sin espacios vacíos. Las estrellas de neutrones son objetos extraños y fascinantes, ya que representan un estado extremo de la materia sobre la que los físicos están ávidos de saber más. El intenso campo gravitatorio rompería en pedazos cualquier objeto antes de alcanzar su superficie. Los campos magnéticos alrededor de las estrellas de neutrones también son sumamente intensos. Las intensas fuerzas magnéticas distorsionarían las distribuciones electrónicas de los orbitales atómicos en forma de balones de rugby.
Si la estrella de neutrones gira rápidamente, como la gran mayoría de las jóvenes, los campos magnéticos fuertes combinados con la rápida rotación crean un generador imponente que puede producir diferencias de potencial eléctrico de billones de voltios. Tales voltajes son del orden de 30 millones de veces superiores a los que suceden en los relámpagos que apreciamos en las tormentas. Estos tremendos potenciales eléctricos crean ventiscas de partículas con energías muy altas. Estas partículas de la alta energía producen emisiones de ondas electromagnéticas comprendidas entre las ondas de radio y los rayos gamma. Debido a la rotación de la estrella, las emisiones se comportan como un faro, la radiación puede observarse como una fuente pulsada de radiación, o pulsar. Los pulsar fueron observados por primera vez por radio astrónomos en 1967. Existen aproximadamente 1000 pulsares conocidos hasta ahora y el número aumenta casi diariamente. El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo, uno de los más jóvenes y más enérgicos conocido, se ha observado en prácticamente cualquier longitud de onda, radio, visible, rayos X y rayos gamma (Figura 32) . Una docena de pulsares se observan pulsando en la gama de rayos X y seis se ven pulsando en la gama de los rayos gamma.
Figura 32. La nebulosa del cangrejo observada en distintas longitudes de onda.La fuente de energía es el campo magnético girando rápidamente. A este tipo de pulsares se les conoce como pulsares rotatorios, para distinguirlos de otro tipo de pulsares descubiertos por los astrónomos de rayos X, los púlsares de acreción. Si una estrella de neutrones se encuentra en órbita íntima alrededor de una estrella compañera normal, puede capturar materia que fluye fuera de esa estrella. Esta captura de materia formará un disco alrededor de la estrella de neutrones que se moverá en espiral hacia su superficie. La materia ganará una cantidad enorme de energía debido a su aceleración. Mucha de esta energía se radiará en el rango de los rayos X. El campo magnético de la estrella de neutrones confina materia en forma de embudo hacia los polos magnéticos (Figura 33), de modo que la emisión de energía se concentra en una columna conoidal de materia caliente. Cuando la estrella de neutrones gira, la región caliente asociada a los polos magnéticos también gira de modo que apreciamos pulsos de rayos X.
Figura 33. Pulsar de acreción.Los pulsares de acreción son producidos por materia que fluye hacia la estrella de neutrones, así como por materia que sale de ella. Para estos tipos de pulsares son necesarias fuentes abundantes de gas provenientes de una estrella compañera. Algunas de las fuentes de rayos X más intensas en nuestra galaxia son las que crean las estrellas de neutrones en sistemas binarios. La figura 34 nos muestra la imagen de rayos X del pulsar Vela procedente de los remanentes de una supernova. Se piensa que la imagen nos muestra la emisión de rayos X producidas por las partículas aceleradas en los bordes cercanos de una estrella de neutrones.
En la dirección perpendicular, indicada con una línea verde, se producen las emisiones pulsadas de rayos X.
Figura 34. Imagen de rayos X del pulsar VelaCuando una estrella consume su combustible nuclear, se derrumba sobre si misma debido a su ingente masa. Si la región central de la estrella adquiere una masa superior a tres masas solares, ninguna fuerza nuclear conocida puede impedir que en el centro se forme una singularidad gravitatoria intensa conocida como agujero negro.
Un agujero negro no tiene una superficie en el sentido usual de la palabra. Simplemente existe una región del espacio alrededor del agujero negro que nosotros no podemos ver. Este límite se denomina horizonte de eventos. Todo lo que atraviesa el horizonte de eventos está condenado a verse aplastado al penetrar en el intenso campo gravitatorio del agujero negro. Ni la luz visible, ni los rayos X, ni cualquier otra forma de radiación electromagnética o partícula, no importa lo energética que sea, puede escapar, de hay su nombre. El radio del horizonte de eventos, que es proporcional a su masa, es muy pequeño, sólo 30 kilómetros para un agujero negro con una masa de 10 soles.
Figura 30. Ilustración de un agujero negro.¿Pueden los astrónomos ver un agujero negro?. No directamente. La única manera de encontrar uno es observando evidencias asociadas a ellos. Las observaciones deben implicar que una cantidad suficientemente grande de materia se encuentre comprimida en una región suficientemente pequeña del espacio para que ninguna otra explicación sea posible. Para los agujeros negros estelares, esto se traduce en la observación de la aceleración orbital de una estrella girando alrededor de un compañero invisible en forma de un sistema estelar binario.
Buscar agujeros negros es una tarea difícil. Una manera de localizarlos ha sido estudiando las imágenes de rayos X de los sistemas binarios. Estos sistemas consisten en una estrella visible orbitando alrededor de una estrella compañera invisible que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. El compañero invisible arranca gas fuera de la estrella visible. Al llegar el gas al agujero negro adquiere la forma de un disco plano, arremolinándose a su alrededor.
Figura 31. Esquema de un sistema binario estrella-agujero negro.La fricción causada por las colisiones entre las partículas del gas los calienta hasta temperaturas extremas y producen rayos X que varían en intensidad de forma muy rápida.
Muchas estrellas binarias luminosas emisoras de rayos X se han descubierto en nuestra galaxia y en las galaxias cercanas. En aproximadamente diez de estos sistemas, la rápida velocidad orbital de la estrella visible nos indica que el compañero invisible es un agujero negro. Los rayos X en estos objetos son producidos por las partículas cerca del horizonte de eventos, al verse sometidas a increíbles aceleraciones. En menos de un segundo emiten rayos X y desaparecen más allá del horizonte de eventos. A la pregunta de si los agujeros negros crecen cuándo la materia cae en ellos, la respuesta es que sí, la masa de un agujero negro aumenta tanto como la cantidad de masa que captura. El radio del horizonte de eventos también aumenta aproximadamente unos 3 kilómetros para cada masa solar que adquiere.
Un agujero negro en el centro de una galaxia dónde se condensan las estrellas, puede crecer hasta masas de unos mil millones de soles y puede convertirse en lo que se conoce como un agujero negro supermasivo. Recientemente el observatorio de rayos X Chandra ha encontrado evidencias de que pueden formarse agujeros negros con masas de aproximadamente mil soles en las densas acumulaciones de estrellas de los centros de las galaxias. El origen de estos agujeros negros supermasivos es un misterio. Sólo se encuentran en los centros de las galaxias. No se sabe si se formaron en el colapso inicial de la nube de gas que formó la galaxia o con el crecimiento gradual de un agujero negro de masa estelar o quizás de la fusión de un cúmulo central de agujeros negros o por algún otro mecanismo que no conocemos todavía.
Figura 32. Simulación del horizonte de eventos de un agujero negro.En la actualidad sabemos que nuestra galaxia la Vía Láctea no es única. En los años veinte, Edwin Hubble utilizando el telescopio de 100 pulgadas de Monte Wilson, encontró otros sistemas galácticos. En todas direcciones y hasta donde los telescopios más poderosos pueden ver, existen galaxias con diferentes tamaños y formas. Las imágenes de rayos X de galaxias normales nos dan principalmente un retrato de los remanentes de explosiones de supernovas y regiones dónde la gravedad ha transformado a las estrellas en estrellas de neutrones y agujeros negros.
El ejemplo más extremo del poder de la gravedad se encuentra en el núcleo de muchas galaxias que albergan agujeros negros supermasivos, los que pueden contener la masa equivalente a muchos millones de masas solares. En las galaxias normales, los agujeros negros supermasivos muestran su presencia a través de su fuerza gravitatoria. Pero cuando los agujeros negros supermasivos son alimentados por grandes cantidades de polvo y gas, la aceleración y el calentamiento de dicha materia en sus trayectorias hacia el agujero negro puede producir cantidades inmensas de energía en el rango de los rayos X y otras longitudes de onda, transformando por completo la apariencia de la galaxia. A este tipo de galaxias se les llama galaxias activas o quasares. La imagen 35 nos muestra la región central de la galaxia de Andrómeda en el espectro de rayos X.
Figura 35. Imagen de rayos X de la región central de la galaxia de Andrómeda.El punto azul en el centro de la imagen es una fuente muy caliente de rayos X con una temperatura de millones de grados donde se encuentra un agujero negro supermasivo con una masa de 30 millones de soles. Se pueden observar otras fuentes de rayos X. La mayoría de ellas probablemente son debidas a emisiones de rayos X de sistemas binarios en que una estrella de neutrones o un agujero negro está en órbita íntima con una estrella normal.
Los quasares son objetos peculiares que radian tanta energía por segundo como mil o más galaxias, es una región que tiene un diámetro aproximadamente de una millonésima parte que la galaxia de la que procede. Los quasares son fuentes muy intensas de rayos X así como de luz visible. De hecho son, hasta el momento, la fuente de rayos X descubierta más poderosa. Algunos quasares son tan luminosos que pueden verse a una distancia de doce mil millones de años luz. El poder de una galaxia activa o quasar depende de la masa de su agujero negro supermasivo central así como de la proporción de materia que engulle. En casi todas las galaxias, incluyendo la nuestra, se piensa que existen agujeros negros supermasivos en sus centros. Los quasares representan casos extremos en dónde las cantidades de gas que entran al agujero negro supermasivo es tan rápida que el rendimiento de emisión de energía es mil veces mayor que la producida por la propia galaxia. Una galaxia con un agujero negro supermasivo menos activo debido a la existencia de menos gas interestelar se llama Galaxia Activa y su agujero negro se conoce como Núcleo de la Galaxia Activa o AGN. Nuestra galaxia y nuestra vecina, la galaxia de Andrómeda, son ejemplos de galaxias normales dónde el agujero negro supermasivo tiene poco gas para capturar.
En un quasar se asume que el agujero negro supermasivo central está rodeado por una nube con forma de donut constituida por una densa nube de gas y polvo. La fuente parece diferente, dependiendo de si se observa a través del borde del donut (Tipo 2), o por la parte superior a través del agujero (Tipo 1) (Figura 36).
Figura 36. Esquema de un quasar.Este modelo explica muchas de las observaciones de galaxias activas y ha ganado la aceptación entre los astrónomos, aunque todavía existen muchas preguntas sobre este tema. Una de dichas preguntas es que si el modelo aplicado a los quasares con un agujero negro central es por lo menos mil veces más enérgico que un AGN típico, ¿podría una nube de gas existir para cualquier periodo de tiempo alrededor de dicho agujero negro gigante de modo que la energía generada se encontrase constante en dicha proporción prodigiosa?. Las observaciones llevadas a cabo por el Chandra de quasares han mostrado que pueden existir.
Varios candidatos de quasares del Tipo 2, o quasares oscuros han sido descubiertos. Estos objetos son invisibles en las longitudes de onda ópticas, por lo que las observaciones de rayos X han llevado a la conclusión de que la población del agujeros negros gigantes en el universo es muy superior a las observaciones que los telescopios ópticos indican.
En la figura 37 podemos ver una imagen de rayos X del Chandra del quasar Pictor A, donde se muestra un haz de energía espectacular que emana del centro de la galaxia (izquierda) y se extiende 360.000 años luz hacia una mancha caliente (derecha).
Figura 37. Quasar Pictor ALa mancha caliente se encuentra por lo menos a 800.000 años luz (8 veces el diámetro de nuestra galaxia) fuera de dónde se origina haz de energía. Una posible explicación para la emisión de los rayos X es que se producen ondas de choque a lo largo del chorro, empujando los electrones y posiblemente los protones a velocidades cercanas a las de la luz. Se piensan que los haces de energías pueden ser producidos por las poderosas fuerzas electromagnéticas creadas por el gas magnetizado que se arremolina en el agujero negro. Aunque la mayoría del material cae en el agujero negro, alguna puede lanzarse a velocidades sumamente altas. Los campos magnéticos confinados por estas fuerzas pueden extenderse hasta inmensas distancias y pueden ayudar a explicar la estrechez de los haces de energía.
La imagen 38 muestra el haz de energía que emana del quasar 3C273, proporcionando una visión de rayos X en el área comprendida entre el centro del 3C273 y el principio del haz de energía.
Figura 38. Quasar 3C273El haz de energía controlado por los quasares, ha dejado perplejos durante mucho tiempo a los científicos. En lugar de ver un cúmulo continuo de material alrededor del centro del quasar, las imágenes visibles, de radio y las observaciones de rayos X, han revelado incoherentemente, que las nubes de gas se agrupan en forma de acumulaciones. Los recientes datos del Chandra muestran un flujo de rayos X continuo en el quasar 3C273 del centro hasta el haz de energía que puede revelar los procesos físicos que impulsan estos haces. A los científicos les gustaría comprender por qué la materia es arrojada violentamente del centro del quasar y repentinamente reducen su velocidad.
Gas interestelar en los cúmulos de galaxias
Los cúmulos de galaxias son los objetos gravitatoriamente ligados más grandes del universo. Están compuestos por tres componentes mayoritarios: (1) cientos de galaxias que contienen estrellas, gas y polvo; (2) inmensas nubes de gas caliente (entre 30 y 100 millones de grados Celsius) que es invisible a los telescopios ópticos y (3) materia oscura, una forma misteriosa de materia que ha escapado a la observación directa hasta ahora con cualquier tipo de telescopio, pero que muestra su presencia a través de su fuerza gravitatoria en las galaxias y en el gas caliente entre cúmulos.
El gas calientes envuelve las galaxias y llena el espacio entre ellas (Figura 39). Contiene más masa que todas las galaxias en un cúmulo. Aunque las galaxias y las nubes de gas calientes son muy densas, se ha determinado que aproximadamente se necesita 10 veces más masa para unir el cúmulo gravitatoriamente. Debido a este hecho la materia oscura debe existir para proporcionar la gravedad adicional.
Figura 39. Cúmulo de galaxias en el óptico
con su imagen de rayos X superpuesta.Los astrónomos piensan que las galaxias se acumulan debido a la fuerza de la materia oscura y sus galaxias asociadas se agrupan por gravedad para formar grupos de docenas de galaxias que a su vez se unen para formar cúmulos de centenares o incluso miles de galaxias. El gas en los cúmulos de galaxias está caliente. Esta energía térmica puede generarse de forma violenta cuando las nubes de gas que envuelven los grupos de galaxias chocan entre sí, de modo que pueden estar radiando billones de años. Las imágenes de rayos X proporcionan evidencias de estas mega-fusiones. Sistemas cósmicos de millones de años luz son observados, de modo que nubes de gas relativamente frías, 50 millones de grados Celsius, caen sobre nubes de gas mucho más grandes y más calientes. La figura 40 nos muestra un colosal sistema caliente producido por la colisión de dos cúmulos gigantes de galaxias.
Figura 40. Choque de dos cúmulos de galaxias Abell 2142La distribución frontal de presiones en el sistema podemos trazarla con detalle mostrándose brillante, pero relativamente fría, 50 millones de grados en la región central (blanco), embutido en una enorme nube de 70 millones de grados (magenta), todos ellos a su vez se encuentran rodeados en una atmósfera tenue de gas a 100 millones de grados (magenta débil y azul oscuro). La fuente luminosa en la esquina izquierda superior es una galaxia activa o quasar en el cúmulo.
Hace falta mucho tiempo para formar un cúmulo de galaxias. Dicho tiempo depende de detalles como cuanta materia oscura existe en el universo, si esta materia oscura está caliente o fría, de cómo de rápido se expande el universo, etc. La presión del gas caliente es una sonda precisa de la cantidad de materia oscura existente en los cúmulos de galaxias. Usando esta información y estudios de rayos X para contar el número de grandes cúmulos en el universo, los astrónomos pueden probar las diversas teorías existentes para el volumen y la evolución del universo. Las observaciones de rayos X de las nubes de gas caliente en los cúmulos de galaxias proporcionarán en un futuro cercano otras pistas sobre el origen, la evolución y el destino del universo. Los rayos X combinados con observaciones de microonda pueden medir el efecto que tiene el gas de los cúmulos en la dispersión del fondo de microondas cósmico que proviene de las profundidades del universo. La cantidad de dispersión producida nos permite estimar la distancia al cúmulo. Esta información puede usarse así mismo para estimar el tamaño y la edad del universo.
Otra pregunta intrigante es el destino último de los colosales depósitos de gas en los cúmulos de galaxias. La compresión del gas y la materia oscura en un cúmulo, une las partículas hacia el centro. Esto provoca frecuentes choques y la perdida lenta de su energía en forma de radiación, como un neumático con un pinchazo leve. Hacen falta unos mil millones de años para que esta gotera de radiación pase factura y, si no hay ninguna fuente de energía para compensar las pérdidas, el gas se enfríe lentamente. Es lo que se llama un flujo refrescante hacia una galaxia másica en el centro del cúmulo.
Las primeras observaciones de rayos X indicaron que el enfriamiento estaba ocurriendo en una proporción tal que las nubes de gas frío forman cientos de nuevas estrellas todos los años en los centros de muchos cúmulos. Cuando los astrónomos empezaron a buscar esta materia fría, encontraron alguna, pero no la suficiente. Las nuevas observaciones de cúmulos de galaxias realizadas por el Chandra y por el Observatorio de rayos X Newton, junto con las observaciones de radio, apuntan a una resolución de este problema. Estos satélites muestran nuevos supuestos, de modo que el flujo de gas refrescante parece ser desviado por los campos magnéticos y quizás calentado por las explosiones en la vecindad de un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia central. Si dicha actividad violenta explica la escasez de gas fresco o no, debe aclararse en los próximos años.
La imagen de rayos X del centro del cúmulo de galaxias Perseo (Figura 41), muestra el gas caliente en los alrededores de la galaxia supergigante, Perseo A. Los colores representan bajas (0.5 - 1 keV = rojo); medias (1-2 keV = verde); y altas (2-7 keV = azul) energías de rayos X.
Figura 41. Cúmulo de galaxias Perseo.El parche oscuro pequeño (localizado a las dos del centro de la imagen) es debido a la absorción de rayos X por el gas de una galaxia de aproximadamente 20 mil millones estrellas. La mancha azul luminosa en el centro es debida a la radiación X del gas alrededor de un agujero negro gigante en el núcleo de la galaxia. Las cavidades oscuras gemelas se piensa que son suficientemente grandes como para contener una galaxia media del diámetro de nuestra galaxia y que son burbujas magnetizadas flotantes de partículas enérgicas producidas por la energía emitida en la vecindad del agujero negro. El gas del cúmulo circundante tiene unos 70 millones de grados Celsius lo que establece hacia Perseo A un flujo frío a una temperatura de 30 millones de grados y que se amontonan para formar los márgenes luminosos alrededor de las cavidades oscuras.
Como conclusión podemos decir que el número de fuentes de rayos X que encontramos en el Universo es muy abundante y diversa. La astronomía de rayos X es una disciplina joven y que se enfrenta a problemas nunca antes planteados por la astronomía, digamos clásica. Estos problemas entran en el campo de muchas otras disciplinas, pero todas ellas relacionadas con diferentes aspectos de la física. La comprensión de los estados extremos de la materia, representados por las estrellas de neutrones, los agujeros negros, los haces de partículas emitidas a velocidades relativistas por los quasares o el entendimiento de la materia oscura, son algunas de las grandes cuestiones que tienen en jaque a los físicos contemporáneos y que nos llevarán a un entendimiento más completo de la realidad física que nos envuelve y de la que formamos parte.
@ RFR. 25 de Julio de 2004
