Astronomía de rayos x

La astronomía de rayos X es una rama de observación de la astronomía que se ocupa del estudio de la observación y detección de rayos X de objetos astronómicos . La radiación X es absorbida por la atmósfera de la Tierra , por lo que los instrumentos para detectar los rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos , cohetes de sondeo y satélites . La astronomía de rayos X es la ciencia espacial relacionada con un tipo de telescopio espacial que puede ver más lejos que los telescopios de absorción de luz estándar, como los observatorios de Mauna Kea , a través de la radiación de rayos X.

Los rayos X comienzan en ~ 0.008 nm y se extienden a través del espectro electromagnético hasta ~ 8 nm, sobre el cual la atmósfera de la Tierra es opaca .

Se espera la emisión de rayos X de los objetos astronómicos que contienen gases extremadamente calientes a temperaturas de aproximadamente un millón de kelvin (K) a cientos de millones de kelvin (MK). Además, el mantenimiento de la capa E de gas ionizado en lo alto de la termosfera de la Tierra también sugirió una fuerte fuente extraterrestre de rayos X. Aunque la teoría predijo que el Sol y las estrellas serían fuentes prominentes de rayos X, no había forma de verificar esto porque la atmósfera de la Tierra bloquea la mayoría de los rayos X extraterrestres. No fue hasta que se desarrollaron formas de enviar paquetes de instrumentos a gran altitud que se pudieron estudiar estas fuentes de rayos X.

La existencia de rayos X solares fue confirmada a principios del siglo XX por los V-2 convertidos en cohetes sonoros , y la detección de rayos X extraterrestres ha sido la misión primaria o secundaria de múltiples satélites desde 1958. ^[1] La primera fuente de rayos X cósmica (más allá del sistema solar) fue descubierta por un cohete sonoro en 1962. Llamada Scorpius X-1 (Sco X-1) (la primera fuente de rayos X encontrada en la constelación de Scorpius ), la X- La emisión de rayos de Scorpius X-1 es 10.000 veces mayor que su emisión visual, mientras que la del Sol es aproximadamente un millón de veces menor. Además, la producción de energía en los rayos X es 100.000 veces mayor que la emisión total del Sol en todas las longitudes de onda .

Desde entonces se han descubierto muchos miles de fuentes de rayos X. Además, el espacio entre las galaxias en los cúmulos de galaxias está lleno de un gas muy caliente, pero muy diluido, a una temperatura entre 100 y 1000 megakelvins (MK). La cantidad total de gas caliente es de cinco a diez veces la masa total en las galaxias visibles.

Sondeo de vuelos de cohetes

Los primeros vuelos de cohetes sonoros para la investigación de rayos X se realizaron en el White Sands Missile Range en Nuevo México con un cohete V-2 el 28 de enero de 1949. Se colocó un detector en la sección del cono de la nariz y el cohete se lanzó en un suborbital. vuelo a una altitud justo por encima de la atmósfera.

Los rayos X del Sol fueron detectados por el experimento Blossom del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU . A bordo. ^[2] Un cohete Aerobee 150 lanzado el 19 de junio de 1962 (UTC) detectó los primeros rayos X emitidos por una fuente fuera de nuestro sistema solar ^{[3] [4]} (Scorpius X-1). ^[5] Ahora se sabe que fuentes de rayos X como Sco X-1 son estrellas compactas , como estrellas de neutrones o agujeros negros . El material que cae en un agujero negro puede emitir rayos X, pero el agujero negro en sí no lo hace. La fuente de energía para la emisión de rayos X es la gravedad . El gas y el polvo que caen son calentados por los fuertes campos gravitacionales de estos y otros objetos celestes. ^[6] Basado en descubrimientos en este nuevo campo de la astronomía de rayos X, comenzando con Scorpius X-1, Riccardo Giacconi recibió el Premio Nobel de Física en 2002. ^[7]

El mayor inconveniente de los vuelos de cohetes es su muy corta duración (solo unos minutos por encima de la atmósfera antes de que el cohete vuelva a caer a la Tierra) y su campo de visión limitado . Un cohete lanzado desde Estados Unidos no podrá ver fuentes en el cielo del sur; un cohete lanzado desde Australia no podrá ver fuentes en el cielo del norte.

Proyecto de calorímetro cuántico de rayos X (XQC)

Un lanzamiento del Negro Brant 8 microcalorımetro (XQC-2) en el cambio de siglo es una parte de la empresa conjunta de la Universidad de Wisconsin-Madison y la NASA 's Centro de Vuelo Espacial Goddard conocida como la de rayos X Quantum calorímetro ( Proyecto XQC).

En astronomía, el medio interestelar (o ISM ) es el gas y el polvo cósmico que impregnan el espacio interestelar: la materia que existe entre los sistemas estelares dentro de una galaxia. Llena el espacio interestelar y se mezcla suavemente con el medio intergaláctico circundante . El medio interestelar consiste en una mezcla extremadamente diluida (según los estándares terrestres) de iones , átomos , moléculas , granos de polvo más grandes, rayos cósmicos y campos magnéticos (galácticos). ^[8] La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética , es el campo de radiación interestelar .

Es de interés el medio ionizado caliente (HIM) que consiste en la expulsión de una nube coronal desde las superficies de las estrellas a 10 ⁶ -10 ⁷ K que emite rayos X. El ISM es turbulento y está lleno de estructura en todas las escalas espaciales. Las estrellas nacen en lo profundo de grandes complejos de nubes moleculares , típicamente de unos pocos pársecs de tamaño. Durante sus vidas y muertes, las estrellas interactúan físicamente con el ISM. Los vientos estelares de los cúmulos de estrellas jóvenes (a menudo rodeados de regiones HII gigantes o supergigantes ) y las ondas de choque creadas por las supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que conduce a una turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes son burbujas de viento estelares y superburbujas de gas caliente. El Sol viaja actualmente a través de la Nube Interestelar Local , una región más densa en la Burbuja Local de baja densidad .

Para medir el espectro de la emisión difusa de rayos X del medio interestelar en el rango de energía de 0.07 a 1 keV, la NASA lanzó un Black Brant 9 desde White Sands Missile Range, Nuevo México el 1 de mayo de 2008. ^[9] El Investigador Principal para la misión es el Dr. Dan McCammon de la Universidad de Wisconsin – Madison .

Globos

Los vuelos en globo pueden transportar instrumentos a altitudes de hasta 40 km sobre el nivel del mar, donde se encuentran por encima del 99,997% de la atmósfera terrestre. A diferencia de un cohete donde los datos se recopilan durante unos breves minutos, los globos pueden permanecer en el aire durante mucho más tiempo. Sin embargo, incluso a tales altitudes, gran parte del espectro de rayos X todavía se absorbe. Los rayos X con energías inferiores a 35 keV (5.600 aJ) no pueden alcanzar los globos. El 21 de julio de 1964, se descubrió que el remanente de supernova de la Nebulosa del Cangrejo era una fuente de rayos X duros (15–60 keV) mediante un contador de centelleo que volaba en un globo lanzado desde Palestina, Texas , Estados Unidos. Esta fue probablemente la primera detección de rayos X basada en globos de una fuente de rayos X cósmica discreta. ^[10]

Telescopio de enfoque de alta energía

La Nebulosa del Cangrejo es un remanente de una estrella que explotó. Esta imagen muestra la Nebulosa del Cangrejo en varias bandas de energía, incluida una imagen de rayos X dura de los datos HEFT tomados durante su ejecución de observación de 2005. Cada imagen mide 6 ′ de ancho.

El telescopio de enfoque de alta energía (HEFT) es un experimento transportado por un globo para obtener imágenes de fuentes astrofísicas en la banda de rayos X duros (20–100 keV). ^[11] Su vuelo inaugural tuvo lugar en mayo de 2005 desde Fort Sumner, Nuevo México, EE. UU. La resolución angular de HEFT es c. 1,5 '. En lugar de utilizar un telescopio de rayos X de ángulo rasante, HEFT utiliza un novedoso revestimiento multicapa de tungsteno y silicio para extender la reflectividad de los espejos de incidencia rasante anidados más allá de 10 keV. HEFT tiene una resolución de energía de 1.0 keV de ancho completo a la mitad del máximo a 60 keV. El HEFT fue lanzado para un vuelo en globo de 25 horas en mayo de 2005. El instrumento funcionó dentro de las especificaciones y observó Tau X-1 , la Nebulosa del Cangrejo.

Espectrómetro de rayos gamma y rayos X duros de alta resolución (HIREGS)

Un experimento llevado a cabo en un globo llamado espectrómetro de rayos gamma de alta resolución y rayos X duros (HIREGS) observó emisiones de rayos X y rayos gamma del Sol y otros objetos astronómicos. ^{[12] [13]} Fue lanzado desde la estación McMurdo , Antártida en diciembre de 1991 y 1992. Los vientos constantes llevaron al globo en un vuelo circumpolar que duró aproximadamente dos semanas cada vez. ^[14]

Rockoons

Navy Deacon Rockoon fotografiado justo después de un lanzamiento a bordo en julio de 1956.

El rockoon , una mezcla de cohete y globo , era un cohete de combustible sólido que, en lugar de encenderse inmediatamente mientras estaba en el suelo, fue transportado por primera vez a la atmósfera superior por un globo lleno de gas. Luego, una vez separado del globo a su altura máxima, el cohete se encendió automáticamente. Esto logró una mayor altitud, ya que el cohete no tuvo que moverse a través de las capas de aire más gruesas que habrían requerido mucho más combustible químico.

El concepto original de "rockoons" fue desarrollado por Cmdr. Lee Lewis, Cmdr. G. Halvorson, SF Singer y James A. Van Allen durante el crucero de lanzamiento de cohetes Aerobee del USS  Norton Sound el 1 de marzo de 1949. ^[2]

Del 17 de julio al 27 de julio de 1956, el Laboratorio de Investigación Naval (NRL) a bordo lanzó ocho cohetes Deacon para observaciones de rayos X y ultravioleta solar a ~ 30 ° N ~ 121,6 ° W, al suroeste de la isla de San Clemente , apogeo: 120 km. ^[15]

Satélite de astronomía de rayos X

Los satélites de astronomía de rayos X estudian las emisiones de rayos X de los objetos celestes. Los satélites, que pueden detectar y transmitir datos sobre las emisiones de rayos X, se despliegan como parte de la rama de la ciencia espacial conocida como astronomía de rayos X. Los satélites son necesarios porque la radiación X es absorbida por la atmósfera de la Tierra, por lo que los instrumentos para detectar los rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos, cohetes de sondeo y satélites.

Espejos y telescopios de rayos X

Enfoque de rayos X con reflejo de mirada

La misión Swift Gamma-Ray Burst contiene un telescopio Wolter I (XRT) de incidencia rasante para enfocar los rayos X en un CCD de última generación.

Los telescopios de rayos X (XRT) tienen una direccionalidad variable o una capacidad de obtención de imágenes basada en la reflexión del ángulo de mirada en lugar de la refracción o la reflexión de gran desviación. ^{[16] [17]} Esto los limita a campos de visión mucho más estrechos que los telescopios visibles o ultravioleta. Los espejos pueden estar hechos de cerámica o lámina de metal. ^[18]

El primer telescopio de rayos X en astronomía se utilizó para observar el Sol. La primera imagen de rayos X (tomada con un telescopio de incidencia rasante) del Sol fue tomada en 1963, por un telescopio cohete. El 19 de abril de 1960 se tomó la primera imagen de rayos X del sol usando una cámara estenopeica en un cohete Aerobee-Hi. ^[19]

La utilización de espejos de rayos X para la astronomía de rayos X extrasolar requiere simultáneamente:

• la capacidad de determinar la ubicación a la llegada de un fotón de rayos X en dos dimensiones y
• una eficacia de detección razonable.

Detectores de astronomía de rayos X

Matriz de contador proporcional en el satélite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).

Los detectores de astronomía de rayos X se han diseñado y configurado principalmente para la detección de energía y ocasionalmente para la longitud de onda, utilizando una variedad de técnicas que generalmente se limitan a la tecnología de la época.

Los detectores de rayos X recogen rayos X individuales (fotones de radiación electromagnética de rayos X) y cuentan el número de fotones recogidos (intensidad), la energía (0,12 a 120 keV) de los fotones recogidos, longitud de onda (c. 0,008 a 8 nm ), o qué tan rápido se detectan los fotones (recuentos por hora), para informarnos sobre el objeto que los está emitiendo.

Fuentes astrofísicas de rayos X

Galaxia de Andrómeda : en rayos X de alta energía y luz ultravioleta (lanzada el 5 de enero de 2016).

Esta curva de luz de Her X-1 muestra variabilidad a largo y medio plazo. Cada par de líneas verticales delinean el eclipse del objeto compacto detrás de su estrella compañera. En este caso, la compañera es una estrella de dos masas solares con un radio de casi cuatro veces el de nuestro Sol. Este eclipse nos muestra el período orbital del sistema, 1,7 días.

Varios tipos de objetos astrofísicos emiten, emiten fluorescencia o reflejan rayos X, desde cúmulos de galaxias , a través de agujeros negros en núcleos galácticos activos (AGN) hasta objetos galácticos como remanentes de supernovas , estrellas y estrellas binarias que contienen una enana blanca ( estrellas variables cataclísmicas y fuentes de rayos X súper suaves ), estrella de neutrones o agujero negro ( binarios de rayos X ). Algunos cuerpos del sistema solar emiten rayos X, el más notable es la Luna , aunque la mayor parte del brillo de los rayos X de la Luna surge de los rayos X solares reflejados. Se cree que una combinación de muchas fuentes de rayos X sin resolver produce el fondo de rayos X observado . El continuo de rayos X puede surgir de bremsstrahlung , radiación de cuerpo negro , radiación de sincrotrón o lo que se llama dispersión de Compton inversa de fotones de menor energía por electrones relativistas, colisiones de protones rápidos con electrones atómicos y recombinación atómica, con o sin transiciones de electrones adicionales. ^[20]

Un sistema binario de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema de estrellas binarias en el que uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. ^[21]

Hercules X-1 está compuesto por una estrella de neutrones que acrecienta materia de una estrella normal (HZ Herculis) probablemente debido al desbordamiento del lóbulo de Roche. X-1 es el prototipo de las binarias masivas de rayos X, aunque se encuentra en el límite, ~ 2  M ☉ , entre las binarias de rayos X de alta y baja masa. ^[22]

En julio de 2020, los astrónomos informaron de la observación de un " candidato a evento de interrupción de mareas dura " asociado con ASASSN-20hx, ubicado cerca del núcleo de la galaxia NGC 6297, y señalaron que la observación representaba uno de los "muy pocos eventos de interrupción de mareas con ley de potencia dura Espectros de rayos X ". ^{[23] [24]}

Fuentes de rayos X celestes

La esfera celeste se ha dividido en 88 constelaciones. Las constelaciones de la Unión Astronómica Internacional (IAU) son áreas del cielo. Cada uno de estos contiene fuentes de rayos X notables. Algunos de ellos han sido identificados a partir de modelos astrofísicos como galaxias o agujeros negros en el centro de las galaxias. Algunos son púlsares . Al igual que con las fuentes ya modeladas con éxito por la astrofísica de rayos X, esforzarse por comprender la generación de rayos X por la fuente aparente ayuda a comprender el Sol, el universo en su conjunto y cómo estos nos afectan en la Tierra . Las constelaciones son un dispositivo astronómico para manejar la observación y la precisión independientemente de la teoría o interpretación física actual. La astronomía existe desde hace mucho tiempo. La teoría física cambia con el tiempo. Con respecto a las fuentes de rayos X celestes, la astrofísica de rayos X tiende a enfocarse en la razón física del brillo de los rayos X, mientras que la astronomía de rayos X tiende a enfocarse en su clasificación, orden de descubrimiento, variabilidad, resolubilidad y su relación con fuentes cercanas en otras constelaciones.

Esta imagen de color falso ROSAT PSPC es de una porción de una superburbuja de viento estelar cercana (la Superburbuja de Orión-Eridanus ) que se extiende a través de Eridanus y Orión .

Dentro de las constelaciones de Orión y Eridanus y extendiéndose a través de ellas hay un "punto caliente" de rayos X blandos conocido como la Superburbuja de Orión-Eridanus , la Mejora de rayos X blandos de Eridanus , o simplemente la Burbuja de Eridanus , un área de 25 ° de arcos entrelazados de Filamentos emisores de Hα. Los rayos X suaves son emitidos por gas caliente (T ~ 2–3 MK) en el interior de la superburbuja. Este objeto brillante forma el fondo de la "sombra" de un filamento de gas y polvo. El filamento se muestra mediante los contornos superpuestos, que representan una emisión de 100 micrómetros de polvo a una temperatura de aproximadamente 30 K, medida por IRAS . Aquí el filamento absorbe rayos X suaves entre 100 y 300 eV, lo que indica que el gas caliente se encuentra detrás del filamento. Este filamento puede ser parte de una capa de gas neutro que rodea la burbuja caliente. Su interior está energizado por luz ultravioleta (UV) y vientos estelares de estrellas calientes en la asociación Orion OB1. Estas estrellas energizan una superburbuja de aproximadamente 1200 lys a través de la cual se observa en las porciones visual (Hα) y de rayos X del espectro.

Satélites de observatorio de rayos X propuestos (futuros)

Hay varios proyectos que se proponen para satélites de observatorios de rayos X. Vea el enlace del artículo principal arriba.

Astronomía exploratoria de rayos X

Segunda órbita de Ulises: llegó a Júpiter el 8 de febrero de 1992, para realizar una maniobra de giro que incrementó su inclinación a la eclíptica en 80,2 grados.

Por lo general, se considera que la astronomía observacional ocurre en la superficie de la Tierra (o debajo de ella en la astronomía de neutrinos ). La idea de limitar la observación a la Tierra incluye orbitar la Tierra. Tan pronto como el observador abandona los acogedores confines de la Tierra, el observador se convierte en un explorador del espacio profundo. ^[25] A excepción de Explorer 1 y Explorer 3 y los satélites anteriores de la serie, ^[26] generalmente si una sonda va a ser un explorador del espacio profundo, abandona la Tierra o una órbita alrededor de la Tierra.

Para que un satélite o sonda espacial califique como astrónomo / explorador de rayos X del espacio profundo o "astronobot" / explorador, todo lo que necesita llevar a bordo es un XRT o detector de rayos X y dejar la órbita de la Tierra.

Ulysses se lanzó el 6 de octubre de 1990 y llegó a Júpiter para su " tirachinas gravitacional " en febrero de 1992. Pasó el polo solar sur en junio de 1994 y cruzó el ecuador eclíptico en febrero de 1995. Los rayos X solares y los rayos gamma cósmicos. El experimento (GRB) tenía 3 objetivos principales: estudiar y monitorear las erupciones solares, detectar y localizar estallidos de rayos gamma cósmicos y detección in situ de las auroras jovianas. Ulises fue el primer satélite con un detector de ráfagas gamma que salió de la órbita de Marte. Los detectores de rayos X duros funcionaron en el rango de 15 a 150 keV. Los detectores consistían en cristales de CsI (Tl) de 23 mm de espesor x 51 mm de diámetro montados mediante tubos de luz de plástico a fotomultiplicadores. El detector duro cambió su modo de funcionamiento dependiendo de (1) la tasa de conteo medida, (2) el comando de tierra o (3) el cambio en el modo de telemetría de la nave espacial. El nivel de activación se estableció generalmente para 8 sigma por encima del fondo y la sensibilidad es de 10 ⁻⁶ erg / cm ² (1 nJ / m ² ). Cuando se graba un disparador de ráfaga, el instrumento cambia para registrar datos de alta resolución, registrándolos en una memoria de 32 kbit para una lectura de telemetría lenta. Los datos de ráfaga constan de 16 s de tasas de conteo de resolución de 8 ms o 64 s de tasas de conteo de 32 ms de la suma de los 2 detectores. También hubo espectros de energía de 16 canales de la suma de los 2 detectores (tomados en integraciones de 1, 2, 4, 16 o 32 segundos). Durante el modo de 'espera', los datos se tomaron en integraciones de 0,25 o 0,5 sy 4 canales de energía (siendo el tiempo de integración más corto 8 s). Nuevamente, se sumaron las salidas de los 2 detectores.

Los detectores de rayos X suaves Ulysses consistían en detectores de barrera de superficie de Si de 2,5 mm de espesor x 0,5 cm2 ^de área. Una ventana frontal de lámina de berilio de 100 mg / cm ² rechazó los rayos X de baja energía y definió un campo de visión cónico de 75 ° (medio ángulo). Estos detectores se enfriaron pasivamente y operan en el rango de temperatura de -35 a -55 ° C. Este detector tenía 6 canales de energía, cubriendo el rango de 5 a 20 keV.

Rayos X de Plutón

Astronomía teórica de rayos X

La astronomía teórica de rayos X es una rama de la astronomía teórica que se ocupa de la astrofísica teórica y la astroquímica teórica de la generación , emisión y detección de rayos X aplicada a objetos astronómicos .

Al igual que la astrofísica teórica , la astronomía teórica de rayos X utiliza una amplia variedad de herramientas que incluyen modelos analíticos para aproximar el comportamiento de una posible fuente de rayos X y simulaciones numéricas computacionales para aproximar los datos de observación. Una vez que se dispone de las posibles consecuencias de la observación, se pueden comparar con las observaciones experimentales. Los observadores pueden buscar datos que refuten un modelo o ayuden a elegir entre varios modelos alternativos o conflictivos.

Los teóricos también intentan generar o modificar modelos para tener en cuenta nuevos datos. En el caso de una inconsistencia, la tendencia general es intentar hacer modificaciones mínimas al modelo para ajustar los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos inconsistentes a lo largo del tiempo puede llevar al abandono total de un modelo.

La mayoría de los temas de astrofísica , astroquímica , astrometría y otros campos que son ramas de la astronomía estudiados por teóricos involucran rayos X y fuentes de rayos X. Muchos de los comienzos de una teoría se pueden encontrar en un laboratorio terrestre donde se construye y estudia una fuente de rayos X.

Dinamos

La teoría del dínamo describe el proceso a través del cual un fluido giratorio, convectivo y conductor eléctrico actúa para mantener un campo magnético . Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos de duración anómala en cuerpos astrofísicos. Si algunos de los campos magnéticos estelares son realmente inducidos por dínamos, entonces la fuerza del campo podría estar asociada con la velocidad de rotación. ^[27]

Modelos astronómicos

Imágenes publicadas para celebrar el Año Internacional de la Luz 2015
( Observatorio de Rayos X Chandra ).

A partir del espectro de rayos X observado, combinado con los resultados de la emisión espectral para otros rangos de longitud de onda, se puede construir un modelo astronómico que aborde la fuente probable de emisión de rayos X. Por ejemplo, con Scorpius X-1, el espectro de rayos X desciende abruptamente a medida que la energía de los rayos X aumenta hasta 20 keV, lo que probablemente se deba a un mecanismo de plasma térmico. ^[20] Además, no hay emisión de radio y el continuo visible es aproximadamente lo que se esperaría de un plasma caliente que se ajusta al flujo de rayos X observado. ^[20] El plasma podría ser una nube coronal de un objeto central o un plasma transitorio, donde se desconoce la fuente de energía, pero podría estar relacionado con la idea de un binario cercano. ^[20]

En el espectro de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo hay tres características que difieren mucho de Scorpius X-1: su espectro es mucho más difícil, su diámetro de fuente está en años luz (ly) s, no en unidades astronómicas (AU), y su radio y la emisión de sincrotrón óptico son fuertes. ^[20] Su luminosidad general de rayos X rivaliza con la emisión óptica y podría ser la de un plasma no térmico. Sin embargo, la Nebulosa del Cangrejo aparece como una fuente de rayos X que es una bola central de plasma diluido que se expande libremente, donde el contenido de energía es 100 veces el contenido de energía total de la gran porción visible y de radio, obtenida de la fuente desconocida. ^[20]

La "Línea Divisoria" a medida que las estrellas gigantes evolucionan para convertirse en gigantes rojas, también coincide con el Viento y las Líneas Divisorias Coronales. ^[28] Para explicar la caída en la emisión de rayos X a través de estas líneas divisorias, se han propuesto varios modelos:

1. densidades bajas de la región de transición, lo que conduce a una baja emisión en las
2. extinción de emisión coronal por viento de alta densidad,
3. solo los bucles coronales fríos se vuelven estables,
4. cambios en la estructura de un campo magnético a una topología abierta, lo que lleva a una disminución del plasma confinado magnéticamente, o
5. cambios en el carácter de la dínamo magnética, que conducen a la desaparición de los campos estelares, dejando solo campos de pequeña escala generados por turbulencias entre las gigantes rojas. ^[28]

Astronomía analítica de rayos X

Las binarias de rayos X de gran masa (HMXB) están compuestas por estrellas compañeras supergigantes OB y ​​objetos compactos, generalmente estrellas de neutrones (NS) o agujeros negros (BH). Las binarias de rayos X supergigantes (SGXB) son HMXB en las que los objetos compactos orbitan a compañeros masivos con períodos orbitales de unos pocos días (3 a 15 días) y en órbitas circulares (o ligeramente excéntricas). Los SGXB muestran los espectros de rayos X duros típicos de los púlsares en crecimiento y la mayoría muestra una fuerte absorción como HMXB oscurecidos. La luminosidad de los rayos X ( L _x ) aumenta hasta 10 ³⁶ erg · s ⁻¹ (10 ²⁹ vatios). ^{[ cita requerida ]}

El mecanismo que desencadena el diferente comportamiento temporal observado entre los SGXB clásicos y los transitorios de rayos X rápidos supergigantes recientemente descubiertos (SFXT) aún se debate. ^[29]

Astronomía estelar de rayos X

Se dice que la astronomía de rayos X estelares comenzó el 5 de abril de 1974 con la detección de rayos X de Capella . ^[30] Un vuelo de cohete en esa fecha calibró brevemente su sistema de control de actitud cuando un sensor de estrella apuntó el eje de carga útil a Capella (α Aur). Durante este período, los rayos X en el rango de 0,2 a 1,6 keV fueron detectados por un sistema reflector de rayos X alineado con el sensor de estrella. ^[30] La luminosidad de los rayos X de L _x = 10 ³¹ erg · s ⁻¹ (10 ²⁴ W) está cuatro órdenes de magnitud por encima de la luminosidad de los rayos X del Sol. ^[30]

Coronas estelares

Las estrellas coronales, o estrellas dentro de una nube coronal , son ubicuas entre las estrellas en la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell . ^[31] Se han utilizado experimentos con instrumentos a bordo de Skylab y Copernicus para buscar emisiones de rayos X suaves en el rango de energía ~ 0,14-0,284 keV de las coronas estelares. ^[32] Los experimentos a bordo de ANS lograron encontrar señales de rayos X de Capella y Sirius (α CMa). Se propuso por primera vez la emisión de rayos X de una corona mejorada similar a la solar. ^[32] La alta temperatura de la corona de Capella obtenida del primer espectro de rayos X coronal de Capella usando HEAO 1 requirió confinamiento magnético a menos que fuera un viento coronal de flujo libre. ^[31]

En 1977, se descubre que Proxima Centauri emite radiación de alta energía en el XUV. En 1978, α Cen se identificó como una fuente coronal de baja actividad. ^[33] Con el funcionamiento del observatorio Einstein , la emisión de rayos X se reconoció como un rasgo característico común a una amplia gama de estrellas que cubren esencialmente todo el diagrama de Hertzsprung-Russell. ^[33] La encuesta inicial de Einstein condujo a ideas significativas:

• Las fuentes de rayos X abundan entre todos los tipos de estrellas, en el diagrama de Hertzsprung-Russell y en la mayoría de las etapas de la evolución.
• las luminosidades de los rayos X y su distribución a lo largo de la secuencia principal no estaban de acuerdo con las teorías de calentamiento acústico favorecidas durante mucho tiempo, pero ahora se interpretaron como el efecto del calentamiento coronal magnético, y
• las estrellas que por lo demás son similares revelan grandes diferencias en su producción de rayos X si su período de rotación es diferente. ^[31]

Para ajustarse al espectro de resolución media de UX Ari, se requirieron abundancias subsolares. ^[31]

La astronomía de rayos X estelares está contribuyendo a una comprensión más profunda de

• campos magnéticos en dinamos magnetohidrodinámicos,
• la liberación de energía en tenues plasmas astrofísicos a través de varios procesos plasma-físicos, y
• las interacciones de la radiación de alta energía con el entorno estelar. ^[31]

La sabiduría actual dice que las estrellas masivas de la secuencia principal coronal son estrellas F tardías o tempranas F, una conjetura que se apoya tanto en la observación como en la teoría. ^[31]

Estrellas jóvenes de baja masa

Una imagen de rayos X de Chandra del cúmulo de estrellas recién formadas en la nebulosa de Orión .

Las estrellas recién formadas se conocen como estrellas previas a la secuencia principal durante la etapa de evolución estelar antes de que alcancen la secuencia principal . Las estrellas en esta etapa (edades <10 millones de años) producen rayos X en sus coronas estelares. Sin embargo, su emisión de rayos X es de 10 ³ a 10 ⁵ veces más fuerte que la de las estrellas de la secuencia principal de masas similares. ^[34]

La emisión de rayos X para estrellas anteriores a la secuencia principal fue descubierta por el Observatorio Einstein . ^{[35] [36]} Esta emisión de rayos X se produce principalmente por llamaradas de reconexión magnética en las coronas estelares, con muchas llamaradas pequeñas que contribuyen a la emisión de rayos X "inactiva" de estas estrellas. ^[37] Las estrellas previas a la secuencia principal tienen grandes zonas de convección, que a su vez impulsan fuertes dínamos, produciendo fuertes campos magnéticos en la superficie. Esto conduce a la alta emisión de rayos X de estas estrellas, que se encuentran en el régimen de rayos X saturados, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal que muestran modulación rotacional de la emisión de rayos X. Otras fuentes de emisión de rayos X incluyen los puntos calientes de acreción ^[38] y los flujos de salida colimados. ^[39]

La emisión de rayos X como indicador de la juventud estelar es importante para los estudios de las regiones de formación de estrellas. La mayoría de las regiones de formación de estrellas en la Vía Láctea se proyectan en campos del Plano Galáctico con numerosas estrellas de campo no relacionadas. A menudo es imposible distinguir los miembros de un cúmulo estelar joven de los contaminantes de estrellas de campo utilizando solo imágenes ópticas e infrarrojas. La emisión de rayos X puede penetrar fácilmente la absorción moderada de las nubes moleculares y se puede utilizar para identificar miembros candidatos del grupo. ^[40]

Vientos inestables

Dada la falta de una zona de convección exterior significativa, la teoría predice la ausencia de una dínamo magnética en las estrellas A anteriores. ^[31] En las primeras estrellas de tipo espectral O y B, los choques que se desarrollan en vientos inestables son la fuente probable de rayos X. ^[31]

Los enanos M más geniales

Más allá del tipo espectral M5, la dínamo αω clásica ya no puede funcionar ya que la estructura interna de las estrellas enanas cambia significativamente: se vuelven completamente convectivas. ^[31] Como una dínamo distribuida (o α ² ) puede volverse relevante, tanto el flujo magnético en la superficie como la topología de los campos magnéticos en la corona deberían cambiar sistemáticamente a lo largo de esta transición, lo que quizás resulte en algunas discontinuidades en los rayos X características alrededor de la clase espectral dM5. ^[31] Sin embargo, las observaciones no parecen apoyar esta imagen: la detección de rayos X de menor masa durante mucho tiempo, VB 8 (M7e V), ha mostrado una emisión constante a niveles de luminosidad de rayos X ( L _X ) ≈ 10 ²⁶ erg · s ⁻¹ (10 ¹⁹ W) y se enciende hasta un orden de magnitud mayor. ^{[31] La} comparación con otras enanas M tardías muestra una tendencia bastante continua. ^[31]

Fuerte emisión de rayos X de las estrellas Herbig Ae / Be

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

• que recuerda a las estrellas calientes,
• otros apuntan a la actividad coronal como en las estrellas frías, en particular la presencia de llamaradas y temperaturas muy altas. ^[31]

La naturaleza de estas fuertes emisiones ha sido controvertida con modelos que incluyen

• vientos estelares inestables,
• vientos en colisión,
• coronas magnéticas,
• disco coronae,
• magnetosferas alimentadas por el viento,
• choques de acreción,
• el funcionamiento de una dinamo de cizalla,
• la presencia de compañeros desconocidos de tipo tardío. ^[31]

Gigantes K

Las estrellas FK Com son gigantes de tipo espectral K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas ( L _X ≥ 10 ³² erg · s ⁻¹ o 10 ²⁵ W) y las más calientes conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. ^[31] Sin embargo, la hipótesis popular actual implica una fusión de un sistema binario cercano en el que el momento angular orbital del compañero se transfiere al primario. ^[31]

Pollux es la estrella más brillante de la constelación de Géminis , a pesar de su designación Beta, y la decimoséptima más brillante del cielo. Pollux es una estrella K naranja gigante que hace un interesante contraste de color con su "gemelo" blanco, Castor. Se ha encontrado evidencia de una corona exterior caliente, soportada magnéticamente alrededor de Pollux, y se sabe que la estrella es un emisor de rayos X. ^[41]

Eta Carinae

Clasificada como una estrella peculiar , Eta Carinae exhibe una superestrella en su centro como se ve en esta imagen del Observatorio de rayos X Chandra . Crédito: Centro de Ciencias Chandra y NASA.

Nuevas observaciones de rayos X realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran tres estructuras distintas: un anillo exterior en forma de herradura de unos 2 años luz de diámetro, un núcleo interior caliente de unos 3 meses luz de diámetro y una fuente central caliente de menos de 1 mes luz de diámetro que puede contener la superestrella que impulsa todo el espectáculo. El anillo exterior proporciona evidencia de otra gran explosión que ocurrió hace más de 1.000 años. Se cree que estas tres estructuras alrededor de Eta Carinae representan ondas de choque producidas por la materia que se aleja de la superestrella a velocidades supersónicas. La temperatura del gas calentado por choque varía de 60 MK en las regiones centrales a 3 MK en la estructura exterior en forma de herradura. "La imagen de Chandra contiene algunos acertijos para las ideas existentes de cómo una estrella puede producir rayos X tan calientes e intensos", dice el profesor Kris Davidson de la Universidad de Minnesota . ^[42] Davidson es el investigador principal de las observaciones de Eta Carina realizadas por el telescopio espacial Hubble . "En la teoría más popular, los rayos X se producen al colisionar corrientes de gas de dos estrellas tan juntas que nos parecerían una fuente puntual. Pero, ¿qué sucede con las corrientes de gas que escapan a distancias más lejanas? en medio de la nueva imagen se dan nuevas condiciones exigentes para que se cumpla cualquier teoría ". ^[42]

Astronomía amateur de rayos X

En conjunto, los astrónomos aficionados observan una variedad de objetos y fenómenos celestes, a veces con equipos que ellos mismos construyen. La Academia de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos (USAFA) es el hogar del único programa de satélites para estudiantes universitarios de los EE. UU., Y ha desarrollado y continúa desarrollando los cohetes de sondeo FalconLaunch. ^[43] Además de cualquier esfuerzo amateur directo para poner cargas útiles de astronomía de rayos X en el espacio, existen oportunidades que permiten colocar cargas útiles experimentales desarrolladas por estudiantes a bordo de cohetes de sondeo comerciales como un viaje gratuito. ^[44]

Existen importantes limitaciones para los aficionados que observan y reportan experimentos en astronomía de rayos X: el costo de construir un cohete o globo de aficionado para colocar un detector lo suficientemente alto y el costo de las piezas apropiadas para construir un detector de rayos X adecuado.

Historia de la astronomía de rayos X

Los científicos de NRL JD Purcell, CY Johnson y el Dr. FS Johnson se encuentran entre los que recuperan instrumentos de un V-2 utilizado para la investigación de la atmósfera superior sobre el desierto de Nuevo México. Este es el V-2 número 54, lanzado el 18 de enero de 1951 (foto del Dr. Richard Tousey, NRL).

En 1927, EO Hulburt del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos y sus asociados Gregory Breit y Merle A. Tuve de la Carnegie Institution de Washington exploraron la posibilidad de equipar los cohetes de Robert H. Goddard para explorar la atmósfera superior. "Dos años después, propuso un programa experimental en el que se podría instrumentar un cohete para explorar la atmósfera superior, incluida la detección de radiación ultravioleta y rayos X a gran altura". ^[45]

A fines de la década de 1930, la presencia de un gas tenue y muy caliente que rodeaba al Sol se infirió indirectamente a partir de las líneas coronales ópticas de especies altamente ionizadas. ^[31] Se sabe que el Sol está rodeado por una tenue corona caliente. ^[46] A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. ^[31]

El inicio de la búsqueda de fuentes de rayos X desde arriba de la atmósfera terrestre fue el 5 de agosto de 1948 a las 12:07 GMT. Un cohete V-2 del ejército de los EE. UU. (Antes alemán) como parte del Proyecto Hermes fue lanzado desde White Sands Proving Grounds . Los primeros rayos X solares fueron registrados por T. Burnight. ^[47]

Durante los años sesenta, setenta, ochenta y noventa, la sensibilidad de los detectores aumentó enormemente durante los sesenta años de la astronomía de rayos X. Además, la capacidad de enfocar rayos X se ha desarrollado enormemente, lo que permite la producción de imágenes de alta calidad de muchos objetos celestes fascinantes.

Principales cuestiones de la astronomía de rayos X

Dado que la astronomía de rayos X utiliza una sonda espectral importante para observar la fuente, es una herramienta valiosa en los esfuerzos por comprender muchos acertijos.

Campos magnéticos estelares

Los campos magnéticos son omnipresentes entre las estrellas, pero no entendemos con precisión por qué, ni hemos entendido completamente la desconcertante variedad de mecanismos físicos del plasma que actúan en entornos estelares. ^[31] Algunas estrellas, por ejemplo, parecen tener campos magnéticos, campos magnéticos estelares fósiles que quedan de su período de formación, mientras que otras parecen generar el campo de nuevo con frecuencia.

Astrometría de fuente de rayos X extrasolar

Con la detección inicial de una fuente de rayos X extrasolar, la primera pregunta que se suele hacer es "¿Cuál es la fuente?" A menudo se realiza una búsqueda exhaustiva en otras longitudes de onda, como visibles o de radio, para detectar posibles objetos coincidentes. Muchas de las ubicaciones de rayos X verificadas todavía no tienen fuentes fácilmente discernibles. La astrometría de rayos X se convierte en una seria preocupación que resulta en demandas cada vez mayores de resolución angular más fina y resplandor espectral .

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

Las contrapartes de la fuente de rayos X de las estrellas se pueden identificar calculando la separación angular entre los centroides de la fuente y la posición de la estrella. La separación máxima permitida es un compromiso entre un valor mayor para identificar tantas coincidencias reales como sea posible y un valor menor para minimizar la probabilidad de coincidencias espurias. "Un criterio de coincidencia adoptado de 40" encuentra casi todas las posibles coincidencias de fuentes de rayos X mientras mantiene la probabilidad de coincidencias falsas en la muestra en un 3% ". ^[49]

Astronomía de rayos X solar

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

Problema de calentamiento coronal

En el área de la astronomía de rayos X solares, existe el problema del calentamiento coronal . La fotosfera del Sol tiene una temperatura efectiva de 5.570 K ^[50] pero su corona tiene una temperatura promedio de 1-2 × 10 ⁶ K. ^[51] Sin embargo, las regiones más calientes son 8-20 × 10 ⁶ K. ^{[51 ]} La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo que no es la conducción directa de calor de la fotosfera. ^[52]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona la proporciona el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. ^[51] El primero es el calentamiento por ondas , en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. ^[51] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiental en forma de calor. ^[53] El otro es el calentamiento magnético , en el que la energía magnética se acumula continuamente por el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes llamaradas solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanoflares . ^[54]

Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las de Alfvén, se disipan o refractan antes de alcanzar la corona. ^[55] Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas. ^[51]

Eyección de masa coronal

Una eyección de masa coronal (CME) es un plasma expulsado que consta principalmente de electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados ​​como helio, oxígeno y hierro), más las regiones de campo magnético cerrado coronal de arrastre. La evolución de estas estructuras magnéticas cerradas en respuesta a varios movimientos fotosféricos en diferentes escalas de tiempo (convección, rotación diferencial, circulación meridional) de alguna manera conduce a la CME. ^[56] Las firmas energéticas a pequeña escala, como el calentamiento del plasma (observado como un brillo compacto de rayos X suaves) pueden ser indicativos de CME inminentes.

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

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

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

Fuentes de rayos X exóticas

Un microcuásar es un primo más pequeño de un cuásar que es un binario de rayos X emisor de radio , con un par de chorros de radio que a menudo se pueden resolver. LSI + 61 ° 303 es un sistema binario de emisión de radio periódica que también es la fuente de rayos gamma, CG135 + 01. Las observaciones están revelando un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes , caracterizados por estallidos cortos con tiempos de subida muy rápidos (decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas que se asocian con supergigantes OB y, por lo tanto, definen una nueva clase de rayos X masivos. binarios de rayos: Transitorios supergigantes de rayos X rápidos (SFXT). Las observaciones realizadas por Chandra indican la presencia de bucles y anillos en el gas emisor de rayos X caliente que rodea a Messier 87 . Una magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente poderoso, cuya desintegración impulsa la emisión de grandes cantidades de radiación electromagnética de alta energía, particularmente rayos X y rayos gamma .

Estrellas oscuras de rayos x

Un ciclo solar : un montaje de diez años de imágenes de Yohkoh SXT, que demuestra la variación en la actividad solar durante un ciclo de manchas solares, desde después del 30 de agosto de 1991, en el pico del ciclo 22 , hasta el 6 de septiembre de 2001, en el pico. del ciclo 23 . Crédito: la misión Yohkoh del Instituto de Ciencias Espaciales y Astronáuticas (ISAS, Japón) y la NASA (EE. UU.).

Durante el ciclo solar, como se muestra en la secuencia de imágenes de la derecha, a veces el Sol es casi oscuro en rayos X, casi una variable de rayos X. Betelgeuse , por otro lado, parece estar siempre oscuro con rayos X. Las gigantes rojas apenas emiten rayos X. Hay un inicio bastante abrupto de emisión de rayos X alrededor del tipo espectral A7-F0, con un amplio rango de luminosidades desarrollándose a través de la clase espectral F. Altair es de tipo espectral A7V y Vega es A0V. La luminosidad total de los rayos X de Altair es al menos un orden de magnitud mayor que la luminosidad de los rayos X de Vega. Se espera que la zona de convección exterior de las estrellas F tempranas sea muy poco profunda y esté ausente en las enanas de tipo A, sin embargo, el flujo acústico desde el interior alcanza un máximo para las estrellas A tardías y F tempranas, lo que provoca investigaciones de la actividad magnética en estrellas de tipo A a lo largo de tres líneas principales. Las estrellas químicamente peculiares de tipo espectral Bp o Ap son fuentes de radio magnéticas apreciables, la mayoría de las estrellas Bp / Ap permanecen sin ser detectadas, y de las que se informó anteriormente como productoras de rayos X, solo algunas de ellas pueden identificarse como probablemente estrellas individuales. Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (rayos X oscuros) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre mientras están en tránsito. "Estos métodos son particularmente prometedores para las estrellas de baja masa, ya que un planeta similar a Júpiter podría eclipsar un área coronal bastante significativa".

Rayos X planeta oscuro / cometa

Las observaciones de rayos X ofrecen la posibilidad de detectar planetas (rayos X oscuros) cuando eclipsan parte de la corona de su estrella madre mientras están en tránsito. "Estos métodos son particularmente prometedores para las estrellas de baja masa, ya que un planeta similar a Júpiter podría eclipsar un área coronal bastante significativa". ^[31]

A medida que los detectores de rayos X se han vuelto más sensibles, han observado que algunos planetas y otros objetos celestes no luminiscentes que normalmente emiten rayos X, bajo ciertas condiciones, emiten, emiten fluorescencia o reflejan rayos X.

Cometa Lulin

Imagen del cometa Lulin el 28 de enero de 2009, cuando el cometa estaba a 99,5 millones de millas de la Tierra y a 115,3 millones de millas del Sol, de Swift . Los datos del telescopio óptico / ultravioleta de Swift se muestran en azul y verde, y los de su telescopio de rayos X en rojo.

El satélite Swift Gamma-Ray Burst Mission de la NASA estaba monitoreando el cometa Lulin mientras se acercaba a 63 Gm de la Tierra. Por primera vez, los astrónomos pueden ver imágenes simultáneas de rayos X y UV de un cometa. "El viento solar, un flujo rápido de partículas del sol, interactúa con la nube más amplia de átomos del cometa. Esto hace que el viento solar se ilumine con rayos X, y eso es lo que ve el XRT de Swift", dijo Stefan Immler, del Centro de Vuelo Espacial Goddard. Esta interacción, llamada intercambio de carga, produce rayos X de la mayoría de los cometas cuando pasan a unas tres veces la distancia de la Tierra desde el Sol. Debido a que Lulin es tan activa, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora ​​de rayos X se extiende mucho más hacia el sol del cometa. ^[58]

Ver también

• Globos para astronomía de rayos X
• Cangrejo (unidad)
• Astronomía de rayos gamma
• Historia de la astronomía de rayos X
• IRAS 13224-3809
• Lista de telescopios espaciales de rayos X
• Astronomía de rayos X solar
• Astronomía estelar de rayos X
• Astronomía ultravioleta
• Telescopio de rayos x

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Fuentes

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

enlaces externos

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• ¿Mi objeto favorito es una fuente de rayos X, rayos gamma o EUV?
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