sábado, 3 de noviembre de 2012

MICROCUÁSARES, CYGNUS X-3 Y FERMI-LAT



Telescopio Espacial de Rayos Gamma FERMI - Crédito: NASA

El 11 de junio de 2008, NASA puso en órbita mediante un cohete Delta II un observatorio espacial que en ése momento se  le llamó GLAST; nombre que fue cambiado el 26 de agosto de 2008  como Telescopio Espacial de Rayos Gamma FERMI, en honor al profesor Enrico Fermi (1901-1954), pionero en el campo de la física de altas energías.
Este telescopio espacial, es un observatorio internacional que estudia el cosmos en el rango de energía de los fotones de 8.000 electronvoltios (8 keV) hasta más de 300 mil millones de electronvoltios (300 GeV).
Un electronvoltio es una unidad de energía similar a la luz visible, por lo que FERMI captura los fotones con energías de miles a cientos de miles de millones de veces mayor que lo que vemos con nuestros ojos [1 keV=1000 eV, 1 MeV= 1.000.000 eV, 1 GeV = 1.000.000.000 cV].

FERMI tiene dos instrumentos, el telescopio de Gran Área (LAT- Large Area Telescope) y el GLAST Burst Monitor (GBM).
El LAT es el instrumento principal de FERMI y el GBM un instrumento complementario.
El telescopio espacial sigue una órbita baja (550 Km., de altura) con un período de 95 minutos; en su forma habitual de  operación, los instrumentos apuntan en dirección opuesta a la de la Tierra, y con un ligero balanceo combinada con su rápida órbita, le permite cubrir todo el cielo en forma uniforme varias veces cada día.
El instrumento principal de FERMI es el LAT, con el cual  mapea todo el espacio en búsqueda de fenómenos astrofísicos como ser, núcleos activos de galaxias, pulsares o restos de supernovas; también detecta los rayos gamma mediante la reacción producida de  un par de electrón-positrón. De este par, se extrae luego el rayo gamma incidente que se mide en un detector de silicio (un “tracker”); la energía del par  se mide en un calorímetro de yoduro de cesio.
El rango de energía de los rayos gamma a los que es sensible el LAT es de 20 mega-electronvoltios (30 MeV) a 300 giga-electronvoltios (300 GeV); su campo visual  es de aproximadamente un 20% del espacio.
El otro instrumento, el GBM, (Gamma-ray Burst Monitor) se emplea sólo para detectar brotes de rayos gamma en rayos X; cubre el rango de 8 KeV a 30 MeV.

El objetivo  que los científicos se propusieron mediante la observación de rayos gamma energéticos,  se ha ido logrando paulatinamente. En el sistema binario Cygnus X-3  mediante el LAT de FERMI, detectaron en el sistema, erupciones  de  rayos gamma, que según los astrónomos, proceden de un microcuásar.

Los microcuásares  tienen fuertes emisiones en un amplio rango de longitudes de onda, esta es la primera que se han obtenido emisiones de rayos gamma de un objeto de este tipo. Los científicos esperan  que FERMI, mediante la observación de los rayos gamma energéticos, descubra muchos nuevos pulsares, revelando el funcionamiento de los agujeros negros supermasivos y ayude a los físicos a buscar nuevas leyes de la naturaleza.
 Disco de acreción en Cygnus X-3. que rodea a un agujero negro o una estrella de neutrotes, orbita cerca de una estrella masiva caliente. Los rayos gamma (púrpura en la ilustración superior) probablemente son emitidos cuando los electrones de alta velocidad por encima y por debajo del disco colisionan con la luz ultravioleta de la estrella.  FERMI observa más emisión cuando el disco está en el lado oculto de su órbita. Crédito: Centro Espacial Goddard de la NASA.

¿Que son los microcuásares?
Los microcuásares son fuente de radiación de alta energía que existe en nuestra galaxia.; estos objetos galácticos poseen características similares a las observadas en los cuásares, es decir, representan un réplica a escala pequeña de estos.

Durante parte de su vida, la fuente de energía de las estrellas es la fusión nuclear. Las regiones centrales de las estrellas son tan densas y calientes que los núcleos atómicos que componen el material estelar pueden fusionarse para dar núcleos más pesados. Este proceso libera una gran cantidad de energía, calentando el gas hasta temperaturas de millones de grados. La presión que ejerce este gas caliente, evita que la estrella colapse debido a su propia gravedad.

En su primera etapa, el combustible nuclear, el hidrógeno (el elemento más liviano de la tabla periódica), se fusionan dos núcleos de hidrógeno dando el siguiente elemento más pesado, un núcleo de helio.
Cuando todo el hidrógeno se ha consumido, comienza la fusión del helio para dar carbono, oxígeno y otros elementos pesados.
A medida que la estrella evoluciona pasa a través de distintas etapas de combustión, dependiendo principalmente del valor de su masa, pueden ocurrirle distintos fenómenos.
Entre ellos las estrellas pierden masa por medio de fuertes vientos [como lo hace el Sol a través del viento solar], e incluso en algunos casos pueden eyectar completamente sus capas externas en forma violenta.
El proceso de fusión en el núcleo continúa hasta que este queda compuesto principalmente por hierro. Dada a su particular estructura, cuando dos núcleos de hierro se fusionan, no liberan energía, sino que por el contrario, es necesario entregarles energía para que se fusionen.
Entonces, la estrella se ha quedado sin combustible y comienza a colapsar bajo el efecto de su propia gravedad. La evolución posterior de la estrella depende de la masa que reste en el núcleo.

Si la masa es aproximadamente 1.4 veces la masa del Sol, la estrella es capaz de detener su colapso transformándose en una enana blanca.
Las enanas blancas son estrellas “muertas” que se han quedado sin fuentes de energía y se apagan lentamente a medida que el gas se va enfriando. Las enanas blancas tienen radios característicos de unos 7.000 Km., (similares al radio terrestre) y la densidad en su interior es extremadamente alta – una tonelada por centímetro cúbico. Por ser tan alta, la densidad de la materia no se comportan siguiendo las Leyes de la Termodinámica clásica, sino que se rige por las Leyes de la Mecánica Cuántica.
Si la masa del núcleo remanente es mayor a 1.4 masas solares pero menor que 3 masas solares, la estrella es aún capaz de detener su colapso, pero en lugar de transformarse en una enana blanca, termina su vida como una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones son aún más compactas, sus radios característicos son de unos 10 kilómetros y la densidad llega hasta unos 1015 g/cm3
Una compleja variedad de fenómenos ocurren alrededor de estos objetos. Los sistemas conocidos como pulsares son estrellas de neutrones con campos magnéticos muy fuertes.
Pulsar
Cuando la masa remanente en el núcleo estelar es mayor que el límite máximo para que se forme una estrella de neutrones, la estrella no es capaz de detener su colapso y se contrae hasta que se forma un agujero negro.

Un agujero negro es una región del espacio (estrictamente del espacio-tiempo) limitada por una superficie que se conoce como horizonte de eventos.
La particularidad del horizonte de eventos es que una vez que se atraviesa  no se puede volver a salir, Nada que cruce el horizonte de eventos, ni siquiera la luz puede escapar, inevitablemente cae hacia el centro del agujero negro.
No es posible observar un agujero negro directamente, así que su presencia debe inferirse indirectamente por las perturbaciones que generan en la región que los rodea. 

Existe fuerte evidencia de que existen en el Universo agujeros negros con masas desde algunas veces la masa del Sol, hasta millones y miles de millones de masa solares. Estos agujeros negros supermasivos ocupan los centros de muchas galaxias, incluyendo la nuestra, donde existe un agujero negro de unos 4 millones de masas solares.
Los agujeros negros de masa solar y las estrellas de neutrones no siempre están aislados, pueden formar sistemas binarios junto con una estrella compañera ordinaria. En estos sistemas una parte de la materia perdida por la estrella (ya sea en forma de vientos, o por algún otro mecanismo) cae hacia el objeto compacto (la estrella de neutrones o el agujero negro) a causa de la intensa atracción gravitatoria que este ejerce.
Este proceso se conoce como acreción. El  gas se calienta a medida que es acretado y comienza a emitir radiación electromagnética. Esta radiación es muy energética y ocupa típicamente la banda de los rayos X, por lo que estos sistemas reciben el nombre de binarias de rayos X.
Como el objeto compacto está siempre en rotación  la materia no cae radialmente hacia él, sino que lo hace  más lentamente y siguiendo una trayectoria de tipo espiral. Se forma entonces un disco alrededor del objeto central, conocido como disco de acreción.
La materia en la parte más interna del disco de acreción está muy caliente, y puede a su vez “inflarse” formando una nube de gas caliente y menos denso llamada corona. Tanto la corona y el disco de acreción emiten rayos X. Finalmente, es posible que una fracción de la materia en acreción no sea tragada por el objeto compacto, si no que sea expulsada del sistema en forma de dos chorros colimados (con un ángulo de apertura pequeño) de partículas o jets.

Los microcuásares emiten fuertemente en una amplia gama de longitudes de onda,la imagen muestra este tipo de objeto detectado en la banda de rayos gamma "Cygnus X-3, el cual es un autentico microcuásar. La imagen fua obtenida en 2009 por Telescopio Espacial de Rayos Gamma FERMI- crédito: Fermi-LAT.

A las binarias de rayos X que presentan jets se las denomina microquásares
Los microquásares deben su nombre a que comparten muchas características con los quasares, fuentes extragalácticas conocidas con anterioridad que también presentan eyección de jets.
Los quasares (llamados así por la abreviatura de su nombre completo en inglés, quasi-stellar radio sources, fuentes de radio cuasi-estelares) son núcleos de galaxias donde existe un agujero negro supermasivo, que acreta materia del medio interestelar y es capaz de lanzar jets que se propagan por distancias de millones de años luz. Los cuásares perteneces a un tipo más general de núcleos galácticos, los llamados núcleos activos de galaxias (AGN, Active Galactic Nuclei).
Los microcuásares parecen ser entonces versiones en pequeña escala de los cuásares.
 Enlace al vídeo: http://youtu.be/L51cqVTv37I

El 01 de noviembre de 2012, las NASA entregó esta animación que muestra el  rastreo de varios rayos gamma a través del espacio y el tiempo, a partir de su emisión en el chorro de blazar distante y  su llegada al Telescopio de Gran Área de Fermi (LAT).
 Durante su viaje, el número de fotones ultravioletas en movimiento al azar y óptico (azul), aumenta a medida que más y más estrellas nacen en el universo. Finalmente, uno de los rayos gamma se encuentra con un fotón de luz de las estrellas y los rayos gamma se transforman en un electrón y un positrón. El resto de los fotones de rayos gamma llegan al Fermi e interactúan con placas de tungsteno en la LAT, produciendo los electrones y positrones cuyos caminos registrados a través del detector, permite a los astrónomos hacer retroceder, en dirección a su fuente, a los rayos gamma. 
Blazar
Glosario: Blazar - Es el ángulo que forma el jet con la Tierra es cero; el cuásar o núcleo galáctico activo es denominado Blazar. Es un fuente altamente variable de energía muy compacta, asociada a un agujero negro. Los blazares están entre los fenómenos más violentos del universo. Son un tipo particular de núcleo activo galáctico (AGN en inglés), caracterizado por emitir un jet relativista; en la actualidad se acepta que un blazar es un cuásar, con la salvedad que su jet se encuentra apuntando directamente a la Tierra.
Fuente:
 NASA/FERMI-LAT/ Physic.Isu.Edu/Wikipedia/Ciencia@NASA/FMirabel/YouTube


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