Fuente astrofísica de rayos X

Vela X-1 es un sistema binario de rayos X de alta masa (HMXB) pulsante y eclipsante , asociado con la fuente Uhuru 4U 0900-40 y la estrella supergigante HD 77581. La emisión de rayos X de la estrella de neutrones se debe a la captura y acreción de materia del viento estelar de la compañera supergigante. Vela X-1 es el prototipo de HMXB separado. ^{[ 7 ]}

Un sistema binario de rayos X de masa intermedia (IMXB) es un sistema estelar binario donde uno de los componentes es una estrella de neutrones o un agujero negro. El otro componente es una estrella de masa intermedia. ^{[ 8 ]}

Hercules X-1 está compuesta por una estrella de neutrones que acumula materia de una estrella normal (HZ Her), probablemente debido al desbordamiento del lóbulo de Roche . X-1 es el prototipo de los sistemas binarios de rayos X masivos _, aunque se sitúa en el límite, ~2 M☉ , entre los sistemas binarios de rayos X de alta y baja masa. ^{[ 9 ]} 

La primera fuente extrasolar de rayos X fue descubierta el 12 de junio de 1962. ^{[ 10 ]} Esta fuente se llama Escorpión X-1 , la primera fuente de rayos X encontrada en la constelación de Escorpión , ubicada en la dirección del centro de la Vía Láctea . Escorpión X-1 está a unos 9000 años luz de la Tierra y, después del Sol, es la fuente de rayos X más potente del cielo con energías inferiores a 20 keV. Su emisión de rayos X es de 2,3 × 10³¹ ^W , aproximadamente 60 000 veces la luminosidad total del Sol. ^{[ 11 ]} Escorpión X-1 es en sí misma una estrella de neutrones. Este sistema se clasifica como un sistema binario de rayos X de baja masa (LMXB); la estrella de neutrones tiene aproximadamente 1,4 masas solares , mientras que la estrella donante tiene solo 0,42 masas solares. ^{[ 12 ]}

A finales de la década de 1930, la presencia de un gas muy caliente y tenue que rodeaba al Sol se infirió indirectamente a partir de las líneas coronales ópticas de especies altamente ionizadas. ^{[ 13 ]} A mediados de la década de 1940, las observaciones de radio revelaron una corona de radio alrededor del Sol. ^{[ 13 ]} Después de detectar fotones de rayos X del Sol en el curso de un vuelo de cohete, T. Burnight escribió: "Se supone que el Sol es la fuente de esta radiación, aunque no se esperaría radiación de longitud de onda más corta que 4 Å según las estimaciones teóricas de la radiación de cuerpo negro de la corona solar". ^{[ 13 ]} Y, por supuesto, la gente ha visto la corona solar en luz visible dispersa durante los eclipses solares.

Si bien las estrellas de neutrones y los agujeros negros son las fuentes puntuales por excelencia de rayos X, es probable que todas las estrellas de la secuencia principal tengan coronas lo suficientemente calientes como para emitir rayos X. ^{[ 14 ]} Las estrellas de tipo A o F tienen, como máximo, zonas de convección delgadas y, por lo tanto, producen poca actividad coronal. ^{[ 15 ]}

Se observan variaciones similares relacionadas con el ciclo solar en el flujo de radiación solar de rayos X y UV o EUV. La rotación es uno de los determinantes principales de la dinamo magnética, pero este punto no pudo demostrarse observando el Sol: la actividad magnética del Sol está, de hecho, fuertemente modulada (debido al ciclo de manchas magnéticas de 11 años), pero este efecto no depende directamente del período de rotación. ^{[ 13 ]}

Las erupciones solares suelen seguir el ciclo solar. CORONAS-F se lanzó el 31 de julio de 2001 para coincidir con el máximo del ciclo solar 23. La erupción solar del 29 de octubre de 2003 aparentemente mostró un grado significativo de polarización lineal (> 70 % en los canales E2 = 40–60 keV y E3 = 60–100 keV, pero solo alrededor del 50 % en E1 = 20–40 keV) en rayos X duros, ^{[ 16 ]} pero otras observaciones generalmente solo han establecido límites superiores.

Los bucles coronales forman la estructura básica de la corona inferior y la región de transición del Sol. Estos bucles, altamente estructurados y elegantes, son consecuencia directa del flujo magnético solar retorcido dentro del cuerpo solar. La población de bucles coronales puede vincularse directamente con el ciclo solar ; por esta razón, los bucles coronales suelen encontrarse con manchas solares en sus bases. Los bucles coronales pueblan tanto las regiones activas como las tranquilas de la superficie solar. El Telescopio de Rayos X Blandos Yohkoh (SXT) observó rayos X en el rango de 0,25 a 4,0 keV , resolviendo características solares hasta 2,5 segundos de arco con una resolución temporal de 0,5 a 2 segundos. El SXT era sensible al plasma en el rango de temperatura de 2 a 4 MK, lo que lo convierte en una plataforma de observación ideal para comparar con los datos recopilados de los bucles coronales TRACE que irradian en longitudes de onda EUV. ^{[ 17 ]}

Las variaciones de la emisión de llamaradas solares en rayos X blandos (10–130  nm) y EUV (26–34  nm) registradas a bordo de CORONAS-F demuestran que, para la mayoría de las llamaradas observadas por CORONAS-F en 2001–2003, la radiación UV precedió a la emisión de rayos X en 1–10 min. ^{[ 18 ]}

Cuando el núcleo de una estrella de masa media se contrae, libera energía que provoca la expansión de su envoltura. Este proceso continúa hasta que la estrella finalmente expulsa sus capas exteriores. El núcleo permanece intacto y se convierte en una enana blanca . Esta enana blanca está rodeada por una capa de gas en expansión, formando una nebulosa planetaria. Las nebulosas planetarias parecen marcar la transición de una estrella de masa media de gigante roja a enana blanca. Las imágenes de rayos X revelan nubes de gas a millones de grados que han sido comprimidas y calentadas por el rápido viento estelar. Finalmente, la estrella central colapsa para formar una enana blanca. Durante aproximadamente mil millones de años después del colapso de una estrella, esta se encuentra a una temperatura superficial de unos 20 000 K.

Se ha detectado emisión de rayos X de PG 1658+441, una enana blanca magnética, caliente y aislada, detectada por primera vez en una observación del Einstein IPC y posteriormente identificada en una observación del conjunto de multiplicadores de canales de Exosat . ^{[ 19 ]} "El espectro de banda ancha de esta enana blanca DA puede explicarse como emisión de una atmósfera homogénea, de alta gravedad y de hidrógeno puro con una temperatura cercana a los 28 000 K." ^{[ 19 ]} Estas observaciones de PG 1658+441 respaldan una correlación entre la temperatura y la abundancia de helio en las atmósferas de las enanas blancas. ^{[ 19 ]}

Una fuente de rayos X supersuaves (SSXS) emite rayos X suaves en el rango de 0,09 a 2,5 keV . Se cree que los rayos X supersuaves se producen por fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca a partir de material extraído de una compañera binaria . ^{[ 20 ]} Esto requiere un flujo de material suficientemente alto para mantener la fusión.

Es posible que se estén produciendo variaciones reales en la transferencia de masa en V Sge, similares a las de SSXS RX J0513.9-6951, como lo revela el análisis de la actividad de SSXS V Sge, donde se producen episodios de estados bajos prolongados en un ciclo de aproximadamente 400 días. ^{[ 21 ]}

HD 49798 es una estrella subenana que forma un sistema binario con RX J0648.0-4418. La estrella subenana es un objeto brillante en las bandas óptica y ultravioleta. El período orbital del sistema se conoce con precisión. Observaciones recientes del XMM-Newton , realizadas para coincidir con el eclipse previsto de la fuente de rayos X, permitieron determinar con exactitud la masa de dicha fuente (al menos 1,2 masas solares), lo que la identifica como una rara enana blanca ultramasiva. ^{[ 22 ]}

Según la teoría, un objeto con una masa inferior al 8% de la masa del Sol no puede mantener una fusión nuclear significativa en su núcleo. ^{[ 23 ]} Esto marca la línea divisoria entre las estrellas enanas rojas y las enanas marrones . La línea divisoria entre los planetas y las enanas marrones se da con objetos cuyas masas son inferiores al 1% de la masa del Sol, o 10 veces la masa de Júpiter . Estos objetos no pueden fusionar deuterio.

LP 944-20

Al carecer de una fuente de energía nuclear central potente, el interior de una enana marrón se encuentra en un estado de ebullición rápida o convectivo. Combinada con la rápida rotación que presentan la mayoría de las enanas marrones, la convección crea las condiciones para el desarrollo de un campo magnético intenso y enredado cerca de la superficie. La llamarada observada por Chandra en LP 944-20 podría tener su origen en el material caliente magnetizado y turbulento que se encuentra bajo la superficie de la enana marrón. Una llamarada subsuperficial podría conducir calor a la atmósfera, permitiendo el flujo de corrientes eléctricas y produciendo una llamarada de rayos X, como un rayo . La ausencia de rayos X en LP 944-20 durante el período sin llamarada también es un resultado significativo. Establece el límite observacional más bajo para la potencia constante de rayos X producida por una estrella enana marrón y demuestra que las coronas dejan de existir cuando la temperatura superficial de una enana marrón se enfría por debajo de unos 2500  °C y se vuelve eléctricamente neutra.

El satélite Swift de la NASA , perteneciente a la misión de estallidos de rayos gamma, monitoreó el cometa Lulin mientras se acercaba a 63 millones de kilómetros de la Tierra. Por primera vez, los astrónomos pueden observar imágenes simultáneas en ultravioleta y rayos X de un cometa. "El viento solar —una corriente de partículas que se mueve rápidamente desde el Sol— interactúa con la nube de átomos más amplia del cometa. ^{[ 25 ]} Esto provoca que el viento solar emita rayos X, y eso es lo que ve el XRT de Swift", explicó Stefan Immler, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard. Esta interacción, denominada intercambio de carga, produce rayos X en la mayoría de los cometas cuando pasan a una distancia del Sol equivalente a aproximadamente tres veces la distancia de la Tierra. Debido a la gran actividad de Lulin, su nube atómica es especialmente densa. Como resultado, la región emisora ​​de rayos X se extiende mucho más allá del Sol, lejos del cometa. ^{[ 26 ]}

Se han detectado múltiples fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda, utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la ESA .

3C 295 (Cl 1409+524) en Boötes es uno de los cúmulos de galaxias más distantes observados por telescopios de rayos X. El cúmulo está repleto de una vasta nube de gas de 50 MK que irradia intensamente en rayos X. Chandra observó que la galaxia central es una fuente de rayos X potente y compleja.

Gas caliente emisor de rayos X impregna el cúmulo de galaxias MS 0735.6+7421 en Camelopardus. Dos enormes cavidades  , cada una de 600 000 años luz de diámetro, aparecen en lados opuestos de una gran galaxia en el centro del cúmulo. Estas cavidades están llenas de una burbuja magnetizada, alargada y de doble cara, compuesta de electrones de altísima energía que emiten ondas de radio.

La galaxia espiral Seyfert intermedia NGC 4151 , un hito en rayos X , tiene un agujero negro masivo en su núcleo. ^{[ 27 ]}

Una imagen de rayos X de Chandra de Sirio A y B muestra que Sirio B es más luminoso que Sirio A. ^{[ 28 ]} Mientras que en el rango visual, Sirio A es el más luminoso.

Respecto a Cassiopea A SNR , se cree que la primera luz de la explosión estelar llegó a la Tierra hace aproximadamente 300 años, pero no hay registros históricos de avistamientos de la supernova progenitora, probablemente debido a que el polvo interestelar absorbió la radiación de longitud de onda óptica antes de que llegara a la Tierra (aunque es posible que John Flamsteed la registrara como una estrella de sexta magnitud, 3 Cassiopeiae, el 16 de agosto de 1680 ^{[ 29 ]} ). Las posibles explicaciones se inclinan hacia la idea de que la estrella fuente era inusualmente masiva y había expulsado previamente gran parte de sus capas exteriores. Estas capas exteriores habrían cubierto la estrella y reabsorbido gran parte de la luz liberada cuando la estrella interior colapsó.

CTA 1 es otra fuente de rayos X de remanente de supernova en Casiopea . Un púlsar en el remanente de supernova CTA 1 (4U 0000+72) inicialmente emitió radiación en las bandas de rayos X (1970-1977). Curiosamente, cuando se observó posteriormente (2008), no se detectó radiación de rayos X. En cambio, el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi detectó que el púlsar emitía radiación gamma, siendo la primera vez que se detectaba. ^{[ 30 ]}

Se cree que 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 el choque varía desde 60 MK en las regiones centrales hasta 3 MK en la estructura exterior en forma de herradura. «La imagen de Chandra plantea algunos interrogantes sobre las ideas existentes acerca de cómo una estrella puede producir rayos X tan calientes e intensos», afirma el profesor Kris Davidson de la Universidad de Minnesota . ^{[ 31 ]}

Abell 400 es un cúmulo de galaxias que contiene una galaxia ( NGC 1128 ) con dos agujeros negros supermasivos , 3C 75, que giran en espiral hacia la fusión.

El complejo Chamaeleon es una gran región de formación estelar (SFR) que incluye las nubes oscuras Chamaeleon I, Chamaeleon II y Chamaeleon III. Ocupa casi toda la constelación y se superpone con Apus , Musca y Carina . La densidad media de fuentes de rayos X es de aproximadamente una fuente por grado cuadrado. ^{[ 32 ]}

Camaleón I nube oscura

La nube Chamaeleon I (Cha I) es una nube coronal y una de las regiones de formación estelar activa más cercanas a ~160 pc. ^{[ 33 ]} Está relativamente aislada de otras nubes de formación estelar, por lo que es improbable que estrellas más antiguas de presecuencia principal (PMS) hayan llegado al campo. ^{[ 33 ]} La población estelar total es de 200 a 300. ^{[ 33 ]} La nube Cha I se divide además en la nube o región norte y la nube sur o nube principal.

El cúmulo de galaxias Abell 2142 emite rayos X y se encuentra en la Corona Boreal . Es uno de los objetos más masivos del universo.

A partir del análisis de rayos X del telescopio Chandra de las galaxias Antena, se descubrieron ricos depósitos de neón, magnesio y silicio. Estos elementos se encuentran entre los componentes básicos de los planetas habitables. Las nubes observadas contienen magnesio y silicio en concentraciones 16 y 24 veces mayores, respectivamente, que las del Sol .

El chorro observado en los rayos X procedentes de PKS 1127-145 probablemente se deba a la colisión de un haz de electrones de alta energía con fotones de microondas.

La nebulosa de Draco (una sombra de rayos X suaves) está delimitada por contornos y aparece de color azul oscuro en la imagen tomada por ROSAT de una porción de la constelación de Draco.

Abell 2256 es un cúmulo de galaxias con más de 500 galaxias. La doble estructura que se observa en esta imagen de ROSAT muestra la fusión de dos cúmulos.

Dentro de las constelaciones de Orión y Eridano, y extendiéndose a través de ellas, se encuentra un "punto caliente" de rayos X suaves conocido como la Superburbuja de Orión-Eridano , el Aumento de Rayos X Suaves de Eridano o simplemente la Burbuja de Eridano , un área de 25° de arcos entrelazados de filamentos emisores de Hα.

Una gran nube de gas caliente se extiende por todo el cúmulo de galaxias Hydra A.

Arp260 es una fuente de rayos X en Leo Menor en AR 10 ^h 49 ^m 52,5 ^s Dec +32 ° 59 ′ 6 ″ .  

En las imágenes adyacentes se encuentra la constelación de Orión . A la derecha se muestra la imagen visual de la constelación. A la izquierda, Orión se observa únicamente en rayos X. Betelgeuse se distingue claramente sobre las tres estrellas del cinturón de Orión, a la derecha. El objeto más brillante en la imagen visual es la luna llena, que también aparece en la imagen de rayos X. Los colores de los rayos X representan la temperatura de la emisión de rayos X de cada estrella: las estrellas calientes son de color blanco azulado y las estrellas frías, de color rojo amarillento.

El Quinteto de Stephan es interesante por sus violentas colisiones. Cuatro de las cinco galaxias del Quinteto de Stephan forman una asociación física y participan en una danza cósmica que probablemente culminará con la fusión de las galaxias. Cuando NGC 7318 B colisiona con el gas del grupo, una enorme onda expansiva, mayor que la Vía Láctea, se propaga por el espacio entre las galaxias, calentando parte del gas a temperaturas de millones de grados, donde emite rayos X detectables con el Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA . NGC 7319 tiene un núcleo Seyfert de tipo 2.

El cúmulo de galaxias de Perseo es uno de los objetos más masivos del universo, y contiene miles de galaxias inmersas en una vasta nube de gas a millones de grados.

Pictor A es una galaxia que podría tener un agujero negro en su centro, el cual ha emitido gas magnetizado a una velocidad extremadamente alta. El punto brillante a la derecha en la imagen es la cabeza del chorro. Al atravesar el tenue gas del espacio intergaláctico, emite rayos X. Pictor A es la fuente de rayos X designada H 0517-456 y 3U 0510-44. ^{[ 37 ]}

Puppis A es un remanente de supernova (SNR, por sus siglas en inglés) de unos 10 años luz de diámetro. La supernova ocurrió hace aproximadamente 3700 años.

El centro galáctico se encuentra entre 1745 y 2900, lo que corresponde a Sagitario A* , muy cerca de la fuente de radio Sagitario A (W24). En el que probablemente sea el primer catálogo de fuentes de rayos X galácticas, ^{[ 38 ]} se sugieren dos Sgr X-1: (1) entre 1744 y 2312 y (2) entre 1755 y 2912, teniendo en cuenta que (2) es una identificación incierta. La fuente (1) parece corresponder a S11. ^{[ 39 ]}

La forma inusual de la Galaxia de la Rueda de Carro podría deberse a una colisión con una galaxia más pequeña, como las que se ven en la parte inferior izquierda de la imagen. El último estallido estelar (formación de estrellas por ondas de compresión) ha iluminado el borde de la Galaxia de la Rueda de Carro, cuyo diámetro es mayor que el de la Vía Láctea. En el borde de la galaxia se observa una cantidad excepcionalmente grande de agujeros negros, como se aprecia en el recuadro.

Hasta el 27 de agosto de 2007, los descubrimientos sobre el ensanchamiento asimétrico de las líneas de hierro y sus implicaciones para la relatividad habían generado gran interés. Respecto al ensanchamiento asimétrico de las líneas de hierro, Edward Cackett, de la Universidad de Michigan, comentó: «Estamos viendo el gas girando justo fuera de la superficie de la estrella de neutrones». «Y dado que la parte interior del disco obviamente no puede orbitar más cerca que la superficie de la estrella de neutrones, estas mediciones nos dan un tamaño máximo para el diámetro de la estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones no pueden tener un diámetro mayor a 18 o 20,5 millas, resultados que concuerdan con otros tipos de mediciones». ^{[ 40 ]}

«Hemos visto estas líneas asimétricas en muchos agujeros negros, pero esta es la primera confirmación de que las estrellas de neutrones también pueden producirlas. Esto demuestra que la forma en que las estrellas de neutrones acumulan materia no es muy diferente a la de los agujeros negros, y nos proporciona una nueva herramienta para investigar la teoría de Einstein», afirma Tod Strohmayer del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA . ^{[ 40 ]}

«Esto es física fundamental», afirma Sudip Bhattacharyya, también del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland , y de la Universidad de Maryland . «Podría haber tipos exóticos de partículas o estados de la materia, como la materia de quarks, en los centros de las estrellas de neutrones, pero es imposible crearlos en el laboratorio. La única manera de averiguarlo es comprender las estrellas de neutrones». ^{[ 40 ]}

Utilizando XMM-Newton , Bhattacharyya y Strohmayer observaron Serpens X-1, que contiene una estrella de neutrones y una compañera estelar. Cackett y Jon Miller de la Universidad de Michigan , junto con Bhattacharyya y Strohmayer, utilizaron las excelentes capacidades espectrales de Suzaku para estudiar Serpens X-1. Los datos de Suzaku confirmaron el resultado de XMM-Newton con respecto a la línea de hierro en Serpens X-1. ^{[ 40 ]}

M82 X-1 se encuentra en la constelación de la Osa Mayor a las 09 ^h 55 ^m 50.01 ^s + 69 ° 40 ′ 46.0 ″ . Fue detectado en enero de 2006 por el Rossi X-ray Timing Explorer .  

En la Osa Mayor, en las coordenadas RA 10 ^h 34 ^m 00.00 Dec +57° 40' 00.00", existe un campo de visión prácticamente libre de absorción por el gas de hidrógeno neutro dentro de la Vía Láctea. Se conoce como el Agujero de Lockman . Cientos de fuentes de rayos X de otras galaxias, algunas de ellas agujeros negros supermasivos, pueden observarse a través de esta ventana.

Un microcuásar es un primo menor de un cuásar que es un sistema binario de rayos X emisor de radio , con un par de chorros de radio a menudo discernibles. SS 433 es uno de los sistemas estelares más exóticos observados. Es un sistema binario eclipsante donde la primaria es un agujero negro o una estrella de neutrones y la secundaria es una estrella de tipo A tardía . SS 433 se encuentra dentro de la remanente de supernova W50 . El material en el chorro que viaja de la secundaria a la primaria lo hace al 26% de la velocidad de la luz. El espectro de SS 433 se ve afectado por los desplazamientos Doppler y por la relatividad : cuando se restan los efectos del desplazamiento Doppler, hay un corrimiento al rojo residual que corresponde a una velocidad de aproximadamente 12 000 km/s. Esto no representa una velocidad real del sistema alejándose de la Tierra; más bien, se debe a la dilatación del tiempo , que hace que los relojes en movimiento parezcan avanzar más lentamente para los observadores estacionarios. En este caso, los átomos excitados que se mueven relativísticamente en los chorros parecen vibrar más lentamente y, por lo tanto, su radiación aparece desplazada hacia el rojo. ^{[ 41 ]}

LSI+61°303 es un sistema binario periódico emisor de radio que también es la fuente de rayos gamma, CG135+01. ^{[ 42 ]} LSI+61°303 es una fuente de radio variable caracterizada por estallidos de radio periódicos no térmicos con un período de 26,5 d, atribuidos al movimiento orbital excéntrico de un objeto compacto, probablemente una estrella de neutrones, alrededor de una estrella B0 Ve de rápida rotación, con una T _eff ~26 000 K y una luminosidad de ~10 ³⁸ erg s ⁻¹ . ^{[ 42 ]} Las observaciones fotométricas en longitudes de onda ópticas e infrarrojas también muestran una modulación de 26,5 d. ^{[ 42 ]} De los aproximadamente 20 miembros de los sistemas binarios de rayos X Be , a partir de 1996, solo X Per y LSI+61°303 tienen estallidos de rayos X de luminosidad mucho mayor y espectro más duro (kT ~ 10–20 keV) en comparación con (kT ≤ 1 keV); sin embargo, LSI+61°303 se distingue además por su fuerte emisión de radio en estallidos. ^{[ 42 ]} "Las propiedades de radio de LSI+61°303 son similares a las de los sistemas binarios de rayos X de alta masa "estándar" como SS 433 , Cyg X-3 y Cir X-1 ." ^{[ 42 ]}

Hay un número creciente de transitorios de rayos X recurrentes , caracterizados por estallidos cortos con tiempos de ascenso muy rápidos (decenas de minutos) y duraciones típicas de unas pocas horas que están asociados con supergigantes OB y ​​por lo tanto definen una nueva clase de binarias de rayos X masivas: Transitorios de rayos X rápidos supergigantes (SFXT). ^{[ 43 ]} XTE J1739–302 es uno de ellos. Descubierto en 1997, permaneció activo solo un día, con un espectro de rayos X que se ajusta bien a una bremsstrahlung térmica (temperatura de ~20 keV), similar a las propiedades espectrales de los púlsares de acreción, fue clasificado inicialmente como un transitorio Be/rayos X peculiar con un estallido inusualmente corto. ^{[ 44 ]} Se observó un nuevo estallido el 8 de abril de 2008 con Swift . ^{[ 44 ]}

Las observaciones realizadas por Chandra indican la presencia de bucles y anillos en el gas caliente emisor de rayos X que rodea a Messier 87. Estos bucles y anillos se generan por variaciones en la velocidad a la que el agujero negro supermasivo expulsa material en forma de chorros. La distribución de los bucles sugiere que se producen erupciones menores cada seis millones de años.

Uno de los anillos, causado por una gran erupción, es una onda expansiva de 85 000 años luz de diámetro alrededor del agujero negro. Otras características notables observadas incluyen filamentos estrechos emisores de rayos X de hasta 100 000 años luz de longitud y una gran cavidad en el gas caliente causada por una gran erupción hace 70 millones de años.

La galaxia también contiene un notable núcleo galáctico activo (AGN) que es una fuerte fuente de radiación de múltiples longitudes de onda, particularmente ondas de radio . ^{[ 45 ]}

Un magnetar es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente potente, cuya desintegración genera la emisión de grandes cantidades de radiación electromagnética de alta energía , en particular rayos X y rayos gamma . La teoría sobre estos objetos fue propuesta por Robert Duncan y Christopher Thompson en 1992, pero el primer estallido de rayos gamma registrado que se cree que provino de un magnetar ocurrió el 5 de marzo de 1979. ^{[ 46 ]} Estos campos magnéticos son cientos de miles de veces más fuertes que cualquier imán artificial, ^{[ 47 ]} y cuatrillones de veces más potentes que el campo que rodea a la Tierra . ^{[ 48 ]} Hasta 2003, eran los objetos más magnéticos jamás detectados en el universo. ^{[ 46 ]}

El 5 de marzo de 1979, después de lanzar sondas a la atmósfera de Venus , Venera 11 y Venera 12 , mientras se encontraban en órbitas heliocéntricas, fueron alcanzadas a las 10:51  am EST por una explosión de radiación de rayos gamma. Este contacto elevó las lecturas de radiación en ambos experimentos de sondas Konus de un valor normal de 100 cuentas por segundo a más de 200 000 cuentas por segundo, en tan solo una fracción de milisegundo. ^{[ 46 ]} Este destello gigante fue detectado por numerosas naves espaciales y, con estas detecciones, fue localizado por la red interplanetaria en SGR 0526-66 dentro de la SNR N-49 de la Gran Nube de Magallanes . ^{[ 49 ]} Y, Konus detectó otra fuente en marzo de 1979: SGR 1900+14 , ubicada a 20.000 años luz de distancia en la constelación de Aquila tuvo un largo período de bajas emisiones, excepto el estallido significativo en 1979 y un par después.

¿Cuál es la relación evolutiva entre púlsares y magnetares? Los astrónomos quieren saber si los magnetares representan una clase rara de púlsares, o si algunos o todos los púlsares pasan por una fase de magnetar durante su ciclo de vida. El Explorador de Cronometraje de Rayos X Rossi (RXTE) de la NASA ha revelado que la estrella de neutrones pulsante más joven conocida ha tenido un episodio de inestabilidad. La estrella colapsada emite ocasionalmente potentes ráfagas de rayos X, lo que obliga a los astrónomos a replantearse el ciclo de vida de las estrellas de neutrones.

«Estamos presenciando cómo un tipo de estrella de neutrones se transforma literalmente en otro ante nuestros propios ojos. Este es el eslabón perdido largamente buscado entre diferentes tipos de púlsares», afirma Fotis Gavriil, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, y de la Universidad de Maryland, Baltimore. ^{[ 50 ]}

PSR J1846-0258 se encuentra en la constelación de Aquila. Había sido clasificado como un púlsar normal debido a su rápida rotación (3,1 s⁻¹ ⁾ y su espectro similar al de un púlsar. RXTE detectó cuatro estallidos de rayos X similares a los de un magnetar el 31 de mayo de 2006 y otro el 27 de julio de 2006. Aunque ninguno de estos eventos duró más de 0,14 segundos, todos tuvieron una energía equivalente a la de al menos 75 000 soles. «Nunca antes se había observado que un púlsar regular produjera estallidos de magnetar», afirma Gavriil. ^{[ 50 ]}

«No se creía que los púlsares jóvenes y de rápida rotación tuvieran suficiente energía magnética para generar ráfagas tan potentes», afirma Marjorie Gonzalez, anteriormente de la Universidad McGill en Montreal, Canadá, y ahora en la Universidad de Columbia Británica en Vancouver. «Aquí tenemos un púlsar normal que se comporta como un magnetar». ^{[ 50 ]}

Las observaciones del Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA mostraron que el objeto había aumentado su brillo en rayos X, confirmando que las ráfagas provenían del púlsar y que su espectro había cambiado para asemejarse más al de un magnetar. El hecho de que la velocidad de rotación de PSR J1846 esté disminuyendo también significa que posee un campo magnético intenso que frena su rotación. El campo magnético implícito es billones de veces más fuerte que el de la Tierra, pero entre 10 y 100 veces más débil que el de un magnetar típico. Victoria Kaspi, de la Universidad McGill, señala: «El campo magnético real de PSR J1846 podría ser mucho más fuerte que la cantidad medida, lo que sugiere que muchas estrellas de neutrones jóvenes clasificadas como púlsares podrían ser en realidad magnetares disfrazados, y que la verdadera intensidad de su campo magnético solo se revela a lo largo de miles de años a medida que aumenta su actividad». ^{[ 50 ]}

La primera imagen de la Tierra en rayos X se obtuvo en marzo de 1996 con el satélite Polar en órbita . Las partículas cargadas energéticamente provenientes del Sol causan las auroras y energizan los electrones en la magnetosfera terrestre . Estos electrones se desplazan a lo largo del campo magnético terrestre y finalmente chocan con la ionosfera , produciendo la emisión de rayos X.