Una fuente de rayos X ultraluminosa ( ULX ) es una fuente astronómica de rayos X que es menos luminosa que un núcleo galáctico activo, pero es más consistente que cualquier proceso estelar conocido (más de 10 39 erg / so 10 32 vatios ), asumiendo que irradia isotrópicamente (el mismo en todas las direcciones). Por lo general, hay aproximadamente un ULX por galaxia en las galaxias que las albergan, pero algunas galaxias contienen muchas. La Vía Láctea no se ha demostrado que contienen un ULX. El principal interés en los ULX se debe a que su luminosidad supera la luminosidad de Eddington de las estrellas de neutrones.e incluso agujeros negros estelares . No se sabe qué alimenta a los ULX; Los modelos incluyen la emisión de rayos de objetos de masa estelar, la acumulación de agujeros negros de masa intermedia y la emisión de super-Eddington.
Hechos de observación
Los ULX fueron descubiertos por primera vez en la década de 1980 por el Observatorio Einstein . ROSAT hizo observaciones posteriores . Los observatorios de rayos X XMM-Newton y Chandra han logrado un gran progreso , que tienen una resolución espectral y angular mucho mayor . Un estudio de ULX realizado por observaciones de Chandra muestra que hay aproximadamente un ULX por galaxia en las galaxias que albergan ULX (la mayoría no). [1] Los ULX se encuentran en todo tipo de galaxias, incluidas las elípticas, pero son más ubicuos en las galaxias formadoras de estrellas y en las galaxias que interactúan gravitacionalmente. Decenas de porcentajes de ULX son de hecho cuásares de fondo ; la probabilidad de que un ULX sea una fuente de fondo es mayor en las galaxias elípticas que en las espirales .
Modelos
El hecho de que los ULX tengan luminosidades de Eddington mayores que las de los objetos de masa estelar implica que son diferentes de las binarias de rayos X normales . Hay varios modelos de ULX y es probable que se apliquen diferentes modelos para diferentes fuentes.
Emisión por haz : si la emisión de las fuentes es intensa, el argumento de Eddington se elude dos veces: primero porque la luminosidad real de la fuente es menor que la inferida, y segundo porque el gas acumulado puede provenir de una dirección diferente a aquella en la que el se emiten fotones . El modelado indica que las fuentes de masa estelar pueden alcanzar luminosidades de hasta 10 40 erg / s (10 33 W), suficiente para explicar la mayoría de las fuentes, pero demasiado baja para las fuentes más luminosas. Si la fuente es masa estelar y tiene un espectro térmico , su temperatura debe ser alta, la temperatura multiplicada por la constante de Boltzmann kT ≈ 1 keV, y no se esperan oscilaciones cuasi-periódicas .
Los agujeros negros de masa intermedia - Los agujeros negros se observan en la naturaleza con masas del orden de diez veces la masa del Sol , y con masas de millones a mil millones de masas solares. El Los primeros son " agujeros negros estelares ", el producto final de las estrellas masivas, mientras que los segundos son agujeros negros supermasivos y existen en los centros de las galaxias. Los agujeros negros de masa intermedia (IMBH) son una hipotética tercera clase de objetos, con masas en el rango de cientos a miles de masas solares. [2] Los agujeros negros de masa intermedia son lo suficientemente ligeros para no hundirse en el centro de las galaxias anfitrionas por fricción dinámica , pero lo suficientemente masivos para poder emitir luminosidades ULX sin exceder el límite de Eddington . Si un ULX es un agujero negro de masa intermedia, en el estado alto / blando debería tener un componente térmico de un disco de acreción con un pico a una temperatura relativamente baja ( kT ≈ 0.1 keV) y puede exhibir una oscilación cuasiperiódica a relativamente baja frecuencias .
Un argumento a favor de algunas fuentes como posibles IMBH es la analogía de los espectros de rayos X como binarios de rayos X de agujeros negros de masa estelar ampliados. Se ha observado que los espectros de las binarias de rayos X pasan por varios estados de transición. Los más notables de estos estados son el estado bajo / duro y el estado alto / blando (ver Remillard y McClintock 2006). El estado bajo / duro o dominado por la ley de potencias se caracteriza por un espectro de rayos X de ley de potencia absorbida con un índice espectral de 1,5 a 2,0 (espectro de rayos X duros). Históricamente, este estado se asoció con una luminosidad más baja, aunque con mejores observaciones con satélites como RXTE, este no es necesariamente el caso. El estado alto / blando se caracteriza por un componente térmico absorbido (cuerpo negro con una temperatura de disco de ( kT ≈ 1.0 keV) y ley de potencia (índice espectral ≈ 2.5). Al menos una fuente ULX, Holmberg II X-1, ha sido observado en estados con espectros característicos tanto del estado alto como bajo, lo que sugiere que algunos ULX pueden estar acumulando IMBH (ver Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).
Cuásares de fondo : una fracción significativa de los ULX observados son de hecho fuentes de fondo. Estas fuentes pueden identificarse por una temperatura muy baja (por ejemplo, el exceso suave en los cuásares PG).
Remanentes de supernovas: los remanentes de supernovas brillantes (SN) tal vez puedan alcanzar luminosidades tan altas como 10 39 erg / s (10 32 W). Si un ULX es un remanente de SN, no es variable en escalas de tiempo cortas y se desvanece en una escala de tiempo del orden de unos pocos años.
ULX notables
- Holmberg II X-1 : Este famoso ULX reside en una galaxia enana. Múltiples observaciones con XMM han revelado la fuente en un estado tanto bajo / duro como alto / blando, lo que sugiere que esta fuente podría ser un binario de rayos X ampliado o un IMBH en aumento.
- M74 : Posiblemente contenga un agujero negro de masa intermedia , como lo observó Chandra en 2005.
- M82 X-1 : Este es el ULX más luminoso conocido (a partir de octubre de 2004), y a menudo se ha marcado como el mejor candidato para albergar un agujero negro de masa intermedia. [3] M82-X1 está asociado con un cúmulo de estrellas , exhibe oscilaciones cuasi-periódicas (QPO), tiene una modulación de 62 días en su amplitud de rayos X.
- M82 X-2 : Un ULX inusual que se descubrió en 2014 como un púlsar en lugar de un agujero negro. [4]
- M101 -X1 : Uno de los ULX más brillantes, con luminosidades de hasta 10 41 erg / s (10 34 W). Esto coincide ULX con una fuente óptica que ha sido interpretado como una supergigante estrella, apoyando así el caso de que esto puede ser un binario de rayos X . [5]
- NGC 1313 X1 y X2 : NGC 1313, una galaxia espiral en la constelación de Retículo , contiene dos fuentes de rayos X ultraluminosas. [6] Estas dos fuentes tenían componentes de disco de baja temperatura, lo que se interpreta como una posible evidencia de la presencia de un agujero negro de masa intermedia . [7]
- RX J0209.6-7427 : Un sistema binario de rayos X transitorio Be detectado por última vez en 1993 en el puente de Magallanes que resultó ser un pulsar ULX cuando se despertó de un sueño profundo después de 26 años en 2019. [8] [9]
Ver también
- Fuente astronómica de rayos X
- Astronomía de rayos x
- Catálogo Pulsar de rayos X ultraluminosos (ULXP)
Referencias
- ^ Swartz, DA; et al. (Octubre de 2004). "La población fuente de rayos X ultraluminosa del archivo de galaxias Chandra". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 154 (2): 519–539. arXiv : astro-ph / 0405498 . Código Bibliográfico : 2004ApJS..154..519S . doi : 10.1086 / 422842 .
- ^ Merritt, David (2013). Dinámica y evolución de los núcleos galácticos . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press . ISBN 9781400846122.
- ^ Miller, JM; et al. (Octubre de 2004). "Una comparación de fuentes de rayos X ultraluminosos candidatos de agujero negro de masa intermedia y agujeros negros de masa estelar". El diario astrofísico . 614 (2): L117 – L120. arXiv : astro-ph / 0406656 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 614L.117M . doi : 10.1086 / 425316 .
- ^ Bachetti, M .; Harrison, FA; Walton, DJ; Grefenstette, BW; Chakrabaty, D .; Fürst, F .; Barret, D .; et al. (9 de octubre de 2014). "Una fuente de rayos X ultraluminosa alimentada por una estrella de neutrones en crecimiento". Naturaleza . 514 (7521): 202-204. arXiv : 1410.3590 . Código bibliográfico : 2014Natur.514..202B . doi : 10.1038 / nature13791 . PMID 25297433 .
- ^ Kuntz, KD; et al. (Febrero de 2005). "La contraparte óptica de M101 ULX-1" . El diario astrofísico . 620 (1): L31 – L34. Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 620L..31K . doi : 10.1086 / 428571 .
- ^ Irion R (23 de julio de 2003). "Estuche más resistente para agujeros negros medianos" .
- ^ Miller, JM; et al. (Marzo de 2003). "Evidencia espectroscópica de rayos X para agujeros negros de masa intermedia: discos de acreción frescos en dos fuentes de rayos X ultraluminosos". Cartas de revistas astrofísicas . 585 (1): L37 – L40. arXiv : astro-ph / 0211178 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 585L..37M . doi : 10.1086 / 368373 .
- ^ Chandra, AD; Roy, J .; Agrawal, PC; Choudhury, M. (3 de junio de 2020). "Estudio del estallido reciente en el binario Be / X-ray RX J0209.6−7427 con AstroSat: ¿un nuevo púlsar ultraluminoso de rayos X en el Puente de Magallanes?". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 495 (3): 2664–2672. arXiv : 2004.04930 . Código bibliográfico : 2020MNRAS.495.2664C . doi : 10.1093 / mnras / staa1041 .
- ^ "Una fuente de rayos X ultrabrillante se despierta cerca de una galaxia no muy lejana" . Real Sociedad Astronómica . 3 de junio de 2020.
- Remillard, Ronald A .; McClintock, Jeffrey E. (septiembre de 2006). "Propiedades de rayos X de binarios de agujero negro". Revisión anual de astronomía y astrofísica . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph / 0606352 . Código bibliográfico : 2006ARA & A..44 ... 49R . doi : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092532 .
- Invierno, LM; et al. (Octubre de 2006). "Estudio de archivo XMM-Newton de la población ULX en galaxias cercanas". Revista astrofísica . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph / 0512480 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 649..730W . doi : 10.1086 / 506579 .