Una visió extraordinària de l’univers

L'ús dels raigs X en l'exploració espacial

Les emissions de raigs X de fonts còsmiques indiquen que aquestes fonts s’escalfen fins a assolir temperatures que excedeixen el milió de graus o que contenen partícules altament energètiques. Els telescopis de raigs X construïts recentment, com l’Observatori Chandra de Raigs X i el XMM-Newton, han observat milers de fonts de raigs X còsmics. Aquestes observacions han causat un gran impacte en la comprensió dels fenòmens físics que regeixen l’evolució d’estructures en l’univers. En aquest article es repassen i destaquen alguns d’aquests resultats tan importants.

Paraules clau: astronomia, raigs X, quàsars, dolls, cúmuls de raigs X, cosmologia.

Riccardo Giacconi va rebre el 2002 el Premi Nobel de Física «per les seues aportacions pioneres a l’astrofísica, que han portat al descobriment de fonts de raigs X còsmics». L’últim paràgraf de la seua conferència d’ac-ceptació del Nobel, que va tenir lloc el 8 de desembre de 2002, resumia la importància de l’astronomia de raigs X:

[…] aquesta radiació revela l’existència de processos astrofísics en què la matèria s’escalfa fins a temperatures de milions de graus o en què les partícules s’han accelerat fins a energies relativistes. Els fotons de raigs X són especial-ment útils per a estudiar aquests processos perquè són nombrosos, perquè penetren distàncies cosmològiques i perquè són susceptibles d’observació mitjançant telescopis especials. Aquesta última propi-etat distingeix significativament l’astronomia de raigs X de la de raigs gamma. No obstant això, en termes més simples, l’astronomia d’altes energies és molt important per a estudiar l’univers perquè els fenòmens d’altes energies representen un paper crucial en la dinàmica universal. (Giacconi, 2002)

El 1960, Riccardo Giacconi i Bruno Rossi van publicar un article curt titulat «A “telescope” for soft x-ray astronomy» (“Un ‘telescopi’ per a l’astronomia lleugera de raigs X”), que descrivia la teoria i el disseny d’un telescopi de raigs X. L’atmosfera de la Terra és opaca a la radiació de raigs X, per la qual cosa les observacions de fonts de raigs X requereixen telescopis ubicats en l’espai.

«La majoria d’objectes astronòmics emeten raigs X. Aquestes emissions poden proporcionar informació clau sobre la naturalesa i evolució de les fonts»

A més, la longitud d’ona de la radiació de raigs X és menor que 10 àngstroms i concentrar aquestes ones electromagnètiques tan curtes implica que es reflectesquen en angles molt petits que tot just freguen la superfície de l’espill del telescopi. El telescopi de raigs X presentat per Giacconi i Rossi concentraria els raigs X i obtindria imatges nítides del cel de raigs X, desconegut fins aquell moment.

El mateix any, Giacconi, George W. Clark i Rossi van publicar prediccions sobre els fluxos de raigs X provinents d’unes poques fonts externes al sistema solar. Les seues prediccions indicaven que els estudis de fonts extragalàctiques de raigs X necessitaven telescopis enormes i molt sensibles, nous tipus de detectors i nous mètodes d’anàlisi de dades. Aquestes primeres idees teòriques van iniciar la investigació de l’univers de raigs X. Des de llavors, moltes missions de raigs X van arreplegar dades que mostraven que els successos violents són comuns i que l’univers no és tranquil en absolut. Una qualitat important de les missions era l’accés obert a les observacions de raigs X. L’accés obert als arxius de dades, que haurien d’incloure formats comuns, anàlisi per programari, disponibilitat de dades sense processar i catàlegs de fonts, continua essent una qualitat particular de la investigació en raigs X. El lloc web del Centre d’Investigació i Arxiu Científic d’Astrofísica d’Alta Energia de la NASA (HEASARC, en les seues sigles en anglès),1 conté detalls sobre les instal·lacions anteriors i actuals relacionades amb els raigs X i dóna accés a les dades d’arxiu i a molts catàlegs de fonts de raigs X (figura 1).

L’univers de raigs X conté estructures riques i marques de successos violents associats amb l’evolució de diversos objectes còsmics. La majoria de les fonts mostren un cert nivell d’activitat que resulta en radiació de raigs X i, si disposem d’instruments de qualitat, podem estudiar-los amb molt detall. Les observacions de l’Observatori Chandra de Raigs X i el XMM-Newton durant quasi dues dècades han millorat enormement la nostra comprensió de l’univers de raigs X. També han proporcionat noves preguntes científiques i ampliat l’abast dels estudis teòrics en moltes àrees de la investigació astrofísica.

Figura 1. Imatge òptica (a l’esquerra) de l’Observatori Astronòmic Òptic Nacional (NOAO) i de raigs X (a la dreta) de l’Observatori Chandra de la galàxia d’Andròmeda, també coneguda com M31. Situada a la constel·lació d’Andròmeda (La Princesa), és una galàxia en espiral molt semblant a la Via Làctia. La imatge de raigs X de Chandra mostra el centre de la galàxia d’Andròmeda en tres rangs (roig, energia baixa; verd, energia mitjana; i blau, raigs X d’energia alta). Les nombroses fonts puntuals s’associen amb sistemes estel·lars binaris. L’emissió difusa de raigs X en la regió central és deguda al gas, que es troba a altes temperatures, probablement a causa de les ones de xoc de supernoves. La imatge en rang òptic de la galàxia d’Andròmeda es va prendre des del telescopi de 0,9 metres de la Fundació Nacional de la Ciència a Kitt Peak (Tucson, Arizona), mitjançant la càmera NOAO Mosaic CCD. / NOAO/AURA/NSF/T. A. Rector & B. A. Wolpa; X-ray: NASA/UMass/Li & Wang (2007)

Radiació de raigs X

La majoria d’objectes astronòmics emeten raigs X. La fracció d’energia emesa en raigs X presenta variacions d’ordres de magnitud entre diferents tipus de fonts i depèn de les característiques físiques específiques d’una font. Algunes fonts són més lluminoses quan s’observen en raigs X, mentre que en altres bandes d’ona són quasi indetectables. Les emissions de raigs X poden proporcionar informació clau i ser crucials per a la nostra comprensió dels processos físics que hi ha darrere de la naturalesa i evolució de les fonts. En la immensa majoria de fonts, la gravetat és responsable de generar raigs X de manera directa o indirecta.

La radiació de raigs X pot ser un indicatiu d’altes temperatures (> 106 K), que es poden observar en el medi interestel·lar de les galàxies i en el medi intracúmul dels cúmuls de galàxies. La matèria que envolta els objectes compactes (forats negres o estels de neutrons) presenta altes temperatures per l’energia gravitatòria alliberada en el procés d’acreció. El gas també es pot escalfar a altes temperatures mitjançant els xocs generats, per exemple, per supernoves o per la fusió de diferents sistemes. Alguns processos no tèrmics associats amb la presència de partícules molt energètiques (electrons, positrons, protons i ions) poden dominar la radiació de raigs X. Per tant, l’emissió de raigs X pot ressaltar localitzacions amb successos violents i potents que provoquen l’acceleració de les partícules i l’escalfament del gas. Això és important per a comprendre el poder, les dinàmiques i l’evolució d’estructures en l’univers.

Radiació de fons de raigs X còsmics

Les primeres observacions de raigs X, realitzades en la dècada dels seixanta del segle xx, mostraven una radiació relativament isotròpica (suau i uniforme) per tot el cel. En aquell moment només es van detectar unes poques fonts brillants de raigs X, incloent-hi Sco-X1, la primera font extrasolar de raigs X detectada (Giacconi, Gursky, Paolini i Rossi, 1962). L’origen d’aquesta radiació isotròpica, anomenat fons de raigs X, va intrigar molts astrònoms. No se sabia si aquesta radiació era característica del cel de raigs X i es distribuïa de manera uniforme per totes les bandes, o si es componia de moltes fonts individuals que no es podien identificar.

Les missions de raigs X de les dècades dels vuitanta i noranta del segle passat (com Einstein o ROSAT) van detectar estels, estels de neutrons, binaris, supernoves, galàxies, quàsars, etc., i van recopilar els primers catàlegs de fonts de raigs X. Aquestes fonts van contribuir amb la seua radiació al fons de raigs X i els nuclis de galàxies actives es van identificar com la font dominant. No obstant això, no donaven compte del total de l’emissió, i per a resoldre l’altre 30 % de la radiació de fons de raigs X van ser necessàries observacions amb telescopis d’alta resolució òptica, més moderns i sensibles.

L’Observatori Chandra de Raigs X va començar a operar el 23 de juliol de 1999. El telescopi Chandra té els espills de raigs X amb major resolució fins a la data. És capaç de diferenciar fonts de raigs X que estan a < 1 arcosegon de distància. Aquesta resolució angular és significativament millor que la de missions de raigs X actuals, com XMM-Newton2 o NuStar3.

«L’emissió de raigs X pot ressaltar localitzacions amb successos violents i potents que provoquen l’acceleració de les partícules i l’escalfament del gas»

Les observacions del telescopi Chandra van revolucionar els estudis sobre l’univers de raigs X i van mostrar la complexa morfologia dels raigs X que provenen, per exemple, de les restes de supernoves, de cúmuls estel·lars, galàxies i cúmuls de galàxies. XMM-Newton, per la seua banda, té l’àrea efectiva més alta de tots els telescopis de raigs X actuals i és el millor per a observacions espectroscòpiques d’alta i baixa resolució de fonts relativament brillants. NuStar és un telescopi de concentració que opera amb energies de > 10keV (més alta que la banda d’energia de Chandra i XMM-Newton) i això permet realitzar estudis espectrals i temporals en aquesta banda de l’espectre electromagnètic.

Chandra va proporcionar la tecnologia necessària per a estudiar el fons de raigs X. La densitat de fonts de raigs X augmenta amb la disminució del flux. Diferenciar fonts a partir del fons de raigs X requeria la detecció de fonts en el límit inferior (< 10-15 erg/s) de la distribució de densitat de fonts (en funció de la seua emissió). El telescopi Chandra va realitzar unes poques observacions de petites seccions del cel, anomenades camps profunds, i va detectar milers de fonts dèbils que es van identificar com a galàxies llunyanes i quàsars (Giacconi et al., 2001; Mushotzky, Cowie, Barger i Arnaud, 2000). El conjunt de les contribucions d’aquestes fonts representa més del 90 % de la radiació de fons de raigs X observada en les missions anteriors.

Els estudis profunds realitzats per Chandra van obtenir límits de sensibilitat impressionants (Lehmer et al., 2012; Xue et al., 2011; per a una revisió, vegeu Brandt i Hasinger, 2005) i van detectar milers de fonts. La majoria d’aquestes fonts eren una mostra de diferents tipus de nuclis de galàxies actives i es van detectar en desplaçaments al vermell superiors a z > 4. També hi havia altres tipus de fonts, com una nova classe de galàxia òpticament normal, però brillant en raigs X, estels i galàxies que presenten brots de formació estel·lar. Aquestes observa­cions van indicar que es pot trobar una gran varietat d’objectes astrofísics en l’univers de raigs X. Van millorar la nostra comprensió de l’evolució dels nuclis de galàxies actives i el creixement dels forats negres supermassius. Van augmentar el nombre de nuclis de galàxies actives en desplaçaments al vermell alts coneguts i van facilitar l’estudi de la formació còsmica d’estels en galàxies llunyanes (figura 2).

Observacions de dolls relativistes del telescopi Chandra

El 14 d’agost de 1999, l’Observatori Chandra de Raigs X va apuntar al quàsar PKS 0637-752, un objectiu de calibratge, amb la intenció d’enfocar el telescopi. Aquesta observació va comportar un descobriment emocionant. S’esperava que el quàsar es veiera com un punt; no obstant això, exhibia una cua de 12 arcosegons (Schwartz et al., 2000). Prompte es va saber que la cua la causava la radiació de raigs X d’un doll relativista conegut i observat amb anterioritat per freqüències de ràdio. La radiació de raigs X va ser una sorpresa i només es va trobar en el tram recte interior del doll d’ones de ràdio. Va desaparèixer en el lloc en què els mapes de ràdio mostren una corba pronunciada en el doll. Aquest doll de raigs X s’estenia més enllà de la galàxia a què pertany, fins a uns 100 kpc del quàsar, i superava una lluminositat total en raigs X de 1044 erg/s (uns punts percentuals del total de la lluminositat d’un quàsar).

Figura 3. Imatges de raigs X (a l’esquerra) i de ràdio (a la dreta) de la galàxia Pictor A, que presenta un forat negre supermassiu en el centre. El procés de caiguda de material té com a efecte la generació d’un enorme feix, o doll, de partícules cap a l’espai intergalàctic quasi a la velocitat de la llum. Aquestes imatges mostren les dades de raigs X obtingudes per Chandra en diferents moments al llarg de quinze anys i les dades de ràdio del dispositiu compacte del telescopi Austràlia (ATCA). Estudiant els detalls de l’estructura observada tant en raigs X com en ones de ràdio, els científics tracten de comprendre millor aquests enormes dolls col·limats. / NASA/CXC/Univ. of Hertfordshire/M. Hardcastle et al. (2016)

S’han associat potents dolls relativistes amb els forats negres de nuclis de galàxies actives. Transporten a gran distància una fracció de l’energia generada en l’entorn d’un forat negre. Els dolls relativistes s’observen com a formes estretes i allargades que connecten el nucli de ràdio amb estructures de ràdio de gran escala. El plasma que hi viatja pot mostrar un moviment aparentment superlumínic quan s’observen en angles molt petits respecte de la línia visual. Abans de Chandra, només s’havien detectat uns pocs dolls relativistes en raigs X. La càmera d’alta resolució Einstein (HRI, High Resolution Imager) va observar un doll en la galàxia gegant el·líptica pròxima M87 (Schreier, Gorenstein i Feigelson, 1982). També va trobar un doll de raigs X associat a la radiogalàxia Centaurus A (Schreier et al., 1979) i un doll del quàsar 3C273 (Willingale, 1981).

«El telescopi Chandra té els espills de raigs X amb major resolució òptica fins a la data. Les seues observacions han mostrat la complexa morfologia dels raigs X»

Més tard, observacions del telescopi ROSAT van proporcionar dades d’uns pocs dolls de raigs X més. A diferència de Chandra, ni XMM-Newton ni el satèl·lit Suzaku tenien la resolució angular necessària per a identificar dolls de raigs X. Els dolls de raigs X es veuen com a estructures corbes i lineals disperses amb seccions més clares anomenades nusos o punts calents. El doll sol estar localitzat prop de la regió de forta emissió en forma de punt del nucli del quàsar, o incrustat en l’emissió dispersa de la galàxia a què pertany, amb una longitud total que rares vegades supera uns 30 segons d’arc. La majoria de dolls de raigs X i les seues emissions són només una petita fracció (< 3 %) de l’emissió del nucli fort. Les altes prestacions observacionals de Chandra (en resolució i rang dinàmic) han estat determinants per a la detecció de dolls de raigs X. En els últims anys, es van descobrir molts dolls de raigs X a gran escala associats amb radio­galàxies de baixa potència i quàsars d’alta potència en les observacions del telescopi Chandra (vegeu Harris i Krawczynski, 2006, per a una revisió del camp).

Fins avui s’han completat diversos estudis de dolls de raigs X. Aquests sondejos es van centrar a comprendre els processos d’emissió de raigs X en els dolls extragalàctics a gran escala. Els possibles mecanismes inclouen l’emissió sincrotró de partícules altament relativistes en el doll o l’emissió resultant del procés de Compton invers, en el qual les partícules del doll relativista transfereixen la seua energia a fotons de freqüència més baixa (ràdio-infraroig-òptic-ultraviolat), la qual cosa els transforma en fotons de raigs X. La font del camp de fotons pot ser interna al doll (synchrotron-self-Compton, SSC) o externa al doll. En els dolls a gran escala associats amb quàsars, el fons còsmic de microones va ser considerat la font primària del camp de fotons (IC/CMB) (figura 3).

Figura 4. Imatges de raigs X (en blau), òptica (en groc) i de ràdio (en morat) de la galàxia 4C+29.30. La intensa gravetat d’un forat negre supermassiu pot produir una força immensa en forma de dolls de partícules que es mouen a centenars de milions de quilòmetres per hora. Aquesta imatge composta mostra un exemple amb la galàxia coneguda com 4C+29.30. En aquesta, els raigs X de Chandra se superposen a les dades òptiques i de ràdio. Els raigs X mostren la localització del gas supercalent al voltant del forat negre, la massa del qual s’estima en 100 milions de vegades la del nostre Sol. La imatge en rang òptic mostra els estels en aquesta galàxia. Un anell de gas i pols envolta el forat negre i bloqueja la major part de la llum òptica que ve d’allí, per la qual cosa al forat negre supermassiu central se l’anomena «ocult» o «soterrat». / X-ray: NASA/CXC/SAO/Siemiginowska et al. (2012); Optical: NASA/STScI; Radio: NSF/NRAO/VLA

Massaro, Harris i Cheung (2011) van compilar una llista de tots els dolls de raigs X detectats amb el telescopi Chandra4. Es van utilitzar aquestes dades per a descriure les propietats estadístiques de totes les característiques dels dolls de raigs X detectats, incloent-hi informació sobre els nusos, els punts calents i l’emissió dispersa de doll. Aquests estudis indicaven una diferència real en la proporció del flux de ràdio a raigs X entre els punts calents i els nusos provinents de fonts de ràdio de gran potència (fent palès que les característiques de totes dues regions són diferents), i negava que hi haguera diferències significatives en la proporció mesurada en els nusos observats tant en fonts de ràdio de baixa potència com en dolls de quàsars. Aquest segon resultat és realment interessant, perquè suggereix que o bé els nusos en els dos tipus de dolls són deguts al procés sincrotró, o bé el procés Compton invers dels nusos dels quàsars té condicions molt específiques que provoquen les mateixes proporcions de flux, independentment de la seua posició al llarg del doll.

Les dades d’alta qualitat del telescopi Chandra indiquen la complexitat dels dolls de quàsar, de la física encarregada d’alimentar els dolls i de la descàrrega d’energia. Aquestes dades mostren que els dolls extragalàctics continuen essent altament relativistes fins i tot a megapàrsecs5 del seu origen. Les distàncies a gran escala estableixen escales de temps per a l’activitat dels dolls en els forats negres en procés de formació. D’altra banda, les qüestions relacionades amb els processos físics de l’acceleració d’una partícula a grans distàncies d’un forat negre encara no s’han resolt.

Tot i que les dades observacionals arreplegades per Chandra en els últims anys subratllen la importància dels dolls en l’evolució de les galàxies i els cúmuls de galàxies, encara hi ha molts reptes que superar en relació amb la naturalesa dels dolls relativistes, l’energètica, el contingut en partícules i els processos d’acceleració i emissió de partícules. Per a millorar la nostra comprensió dels dolls relativistes, seran necessaris tant els estudis estadístics amb grans mostres que incloguen tot l’espectre electromagnètic com les observacions detallades de banda ampla de dolls individuals. Comprendre els dolls ens podria acostar a entendre la física que subjau a molts sistemes astrofísics en diferents escales de massa.

L’impacte dels dolls en el medi interestel·lar

Els dolls relativistes interactuen amb l’entorn i afecten l’evolució de les estructures, les galàxies i els cúmuls de galàxies. Els detalls de les interaccions dels dolls es poden rastrejar en algunes de les observacions profundes de Chandra de galàxies pròximes. Es pot observar un exemple de la morfologia complexa resultant del flux del doll en la radiogalaxia el·líptica pròxima 4C + 29,30 (figura 4) (Siemiginowska et al., 2012; Sobolewska et al., 2012). El doll i la seua font de ràdio associada s’estenen fins als afores de la galàxia, i es pot observar una regió d’emissió òptica forta i extensa a una distància semblant. L’emissió filamentosa de raigs X marca la ubicació del doll i s’estén més enllà de la galàxia. Els raigs X brillants al nord del nucli se solapen amb les regions d’emissió òptica associades a núvols de gas.

«Els dolls relativistes interactuen amb l’entorn i afecten l’evolució de les estructures, les galàxies i els cúmuls de galàxies»

Aquesta imatge profunda de raigs X proporciona dades sobre l’energia del sistema amb molt més detall que els anteriors estudis en la banda de ràdio i el rang òptic. Els trets més brillants en raigs X consisteixen en una mescla de radiació tèrmica i no tèrmica, caracteritzada per una gran varietat de temperatures, així com per una possible diferència en l’abundància de metalls (els elements amb més massa que l’heli) al llarg de la galàxia. Una fracció significativa de l’energia del doll escalfa el gas circumdant mitjançant xocs dèbils. Només es necessita una petita quantitat de la potència del doll per a accelerar núvols de material més fred i expulsar-los de la galàxia. La radiació de raigs X del nucli de la galàxia és potent, però el nucli queda molt enfosquit per una quantitat considerable de matèria que cau cap al centre. Aquesta caiguda potser alimenta el nucli i estimula l’activitat del doll. Els resultats de Chandra sobre aquesta galàxia abonen la idea que el forat negre supermassiu central i l’entorn es retroalimenten, la qual cosa seria crítica per a l’evolució de les galàxies. Encara no comprenem del tot els detalls sobre el procés de retroalimentació (figura 4).

Figura 5. Imatge de raigs X (en morat) i rang òptic (en groc) d’Abell 2204. El forat negre del centre d’aquesta galàxia forma part d’un mapatge de 18 dels forats negres coneguts més grans de l’univers. Els investigadors van descobrir que els forats negres de l’estudi podien ser unes deu vegades més grans que no es pensava anteriorment. Això inclou almenys deu amb masses entre deu i quaranta mil milions de vegades la del Sol, la qual cosa els converteix en forats negres «ultramassius». / X-ray: NASA/CXC/Stanford/Hlavacek-Larrondo, Fabian, Edge & Hogan (2012); Optical: NASA/STScI

Les emissions de raigs X dels cúmuls de galàxies

Els cúmuls de galàxies són les estructures tancades més grans de l’univers i indiquen concentracions de matèria fosca. L’espai entre galàxies en un cúmul és ple d’un medi calent que es pot estudiar amb raigs X. Les observacions de cúmuls de Chandra i XMM-Newton mostren una complexa morfologia de gasos emissors de raigs X, que inclou buits, efectes i ones a moltes escales distintes. Aquestes característiques representen les restes de successos actius en l’evolució d’un cúmul.

Els esclats i les fusions dels nuclis de galàxies actives solen deixar rastres en el medi calent i es poden usar per a distingir els successos violents del passat. Per exemple, les «ones» en el cúmul de Perseu i en altres cúmuls s’assemblen a les que veiem en un estany en deixar caure-hi una pedra. S’han interpretat com a ecos d’un succés d’esclat de fa més d’un milió d’anys. Les bombolles i els buits de diferents grandàries i en diferents llocs del cúmul ens donen informació sobre l’energia total alliberada en aquests successos. També s’han utilitzat per a analitzar l’energia depositada en l’entorn, i informen sobre la retroalimentació de ràdio descrita en l’epígraf anterior, que governa l’evolució de les estructures.

Els estudis sobre cúmuls de raigs X van contribuir de manera significativa a la cosmologia moderna (per a una revisió, vegeu Allen, Evrard i Mantz, 2011). Les dades d’alta qualitat sobre un gran nombre de cúmuls arreplegades per Chandra i XMM-Newton han permès estudis de relacions d’escala (com l’evolució de la funció de massa, les relacions de massa i temperatura, la funció de massa bariònica o les grandàries dels cúmuls), que han resultat importants per a provar els diferents models cosmològics (per exemple, un univers pla o en evolució amb diferents constants cosmològiques). La incorporació de dades de raigs X a les relacions d’escala ha millorat la incertesa estadística dels paràmetres quantificats (figures 5 i 6).

Figura 6. Imatge de raigs X (en blau), ràdio (en roig) i rang òptic (en groc) d’Hidra A. Aquestes imatges del cúmul galàctic Hidra A mostren el gas a 10 milions de graus observat per Chandra (en blau) i dolls d’emissió de ràdio observats pel Very Large Array (en roig). Les dades òptiques del telescopi Canadà, França, Hawaii i del Digitized Sky Survey mostren galàxies en el cúmul (en groc). Una anàlisi detallada de les dades de Chandra mostra que el gas localitzat en la direcció dels dolls de ràdio és ric en ferro i altres metalls produïts per supernoves de tipus Ia en la gran galàxia del centre del cúmul. Més avant, un esclat potent del forat negre supermassiu va empentar el material cap a l’exterior, a distàncies de quasi 400.000 anys llum, fins més enllà de la regió que es mostra en la imatge. / ray: NASA/CXC/U. Waterloo/C. Kirkpatrick et al. (2009); Radio: NSF/NRAO/VLA; Optical: Canada-France-Hawaii-Telescope/DSS

Futur

L’última dècada d’observacions de raigs X gràcies a Chandra i a XMM-Newton ha constatat que l’emissió en raigs X és comuna i detectable en tot tipus de fonts còsmiques. Els raigs X són sovint la clau per a estudiar l’energètica, les dinàmiques i l’evolució de molts objectes. Gràcies a aquestes observacions, el nostre coneixement sobre com funciona l’univers ha millorat notablement.

No obstant això, moltes qüestions científiques importants continuen sense resposta, i encara seran necessàries futures investigacions sobre la matèria. El següent gran pas serà l’Athena (Telescopi Avançat per a Astrofísica d’Altes Energies)6 de l’Agència Espacial Europea, que s’espera que comence a operar en 2028. Oferirà una transformació potencial per a la creació d’imatges amb més sensibilitat espacial i temporal, mitjançant espectroscòpia d’alta resolució en el rang dels raigs X.

Es necessiten noves tecnologies per a millorar la resolució angular de les imatges de raigs X en el futur. Seran la clau per al desenvolupament del concepte de la nova missió X-ray Surveyor7 de la NASA, la construcció de la qual està prevista en la pròxima dècada. Aquestes noves missions portaran enormes millores respecte a la qualitat de les observacions i representaran un avenç per als estudis de l’univers de raigs X en el futur.

1 https://heasarc.gsfc.nasa.gov(Tornar al text)

2 http://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton (Tornar al text)

3  https://www.nasa.gov/mission_pages/nustar/main/index.html (Tornar al text)

4  http://hea-www.harvard.edu/XJET/ (Tornar al text)

5  Mpc equival a més de tres milions d’anys llum. (Tornar al text)

6 http://www.the-athena-x-ray-observatory.eu/ (Tornar al text)

7 http://wwwastro.msfc.nasa.gov/xrs/ (Tornar al text)

REFERÈNCIES

Giacconi, R., Rosati, P., Tozzi, P., Nonino, M., Norman, C., Bergeron, J., ... Zheng, W. (2001). First results from the X-ray and optical survey of the Chandra Deep Field South. The Astrophysical Journal, 551, 624–634. doi: 10.1086/320222

Giacconi, R., & Rossi, B. (1960). A “telescope” for soft X-ray astronomy. Journal of Geophysical Research, 65(2), 773–775. doi: 10.1029/JZ065i002p00773

Hardcastle, M. J., Lenc, E., Birkinshaw, M., Croston, J. H., Goodger, J. L., Marshall, H. L., ... Worrall, D. M. (2016). Deep Chandra observations of Pictor A. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 455(4), 3526–3545. doi: 10.1093/mnras/stv2553

Harris, D. E., & Krawczynski, H. (2006). X-ray emission from extragalactic jets. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 463–506. doi: 10.1146/annurev.astro.44.051905.092446

Hlavacek-Larrondo, J., Fabian, A. C., Edge, A. C., & Hogan, M. T. (2012). On the hunt for ultramassive black holes in brightest cluster galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 424(1), 224–231. doi: 10.1111/j.1365-2966.2012.21187.x

Kirkpatrick, C. C., McNamara, B. R., Rafferty, D. A., Nulsen, P. E. J., Bîrzan, L., Kazemzadeh, F., ... Cavagnolo, K. W. (2009). A Chandra X-ray analysis of Abell 1664: Cooling, feedback, and star formation in the central cluster galaxy. The Astrophysical Journal, 697(1), 867–879. doi: 10.1088/0004-637X/697/1/867

Lehmer, B. D., Xue, Y. Q., Brandt, W. N., Alexander, D. M., Bauer, F. E., Brusa, M., ... Vignali, C. (2012). The 4 Ms Chandra Deep Field-South number counts apportioned by source class: Pervasive Active Galactic Nuclei and the ascent of normal galaxies. The Astrophysical Journal, 752(1), 46–69. doi: 10.1088/0004-637X/752/1/46

Li, Z., & Wang, Q. D. (2007). Chandra detection of diffuse hot gas in and around the M31 bulge. The Astrophysical Journal, 668(1), L39–L42. doi: 10.1086/522674

Massaro, F., Harris, D. E., & Cheung, C. C. (2011). Large-scale extragalactic jets in the Chandra era. I. Data reduction and analysis. The Astrophysical Journal Supplement Series, 197(2), 24–38. doi: 10.1088/0067-0049/197/2/24

Mushotzky, R. F., Cowie, L. L., Barger, A. J., & Arnaud, K. A. (2000). Resolving the extragalactic hard X-ray background. Nature, 404, 459–464. doi: 10.1038/35006564

Schreier, E. J., Feigelson, E., Delvaille, J., Giacconi, R., Grindlay, J., Schwartz, D. A., & Fabian, A. C. (1979). Einstein observations of the X-ray structure of Centaurus A - Evidence for the radio-lobe energy source. The Astrophysical Journal, 234, L39–L43. doi: 10.1086/183105

Schreier, E. J., Gorenstein, P., & Feigelson, E. D. (1982). High-resolution X-ray observations of M87 - Nucleus, jet and radio halo. The Astrophysical Journal, 261, 42–50. doi: 10.1086/160316

Schwartz, D. A., Marshall, H. L., Lovell, J. E. J., Piner, B. G., Tingay, S. J., Birkinshaw, M., ... Worrall, D. M. (2000). Chandra discovery of a 100 kiloparsec X-ray jet in PKS 0637-752. The Astrophysical Journal, 540(2), 69–72. doi: 10.1086/312875

Siemiginowska, A., Stawarz, Ł., Cheung, C. C., Aldcroft, T. L., Bechtold, J., Burke, D. J., ... Migliori, G. (2012). Deep Chandra X-ray imaging of a nearby radio galaxy 4C+29.30: X-ray/radio connection. The Astrophysical Journal, 750(2), 124–143. doi: 10.1088/0004-637X/750/2/124

Sobolewska, M. A., Siemiginowska, A., Migliori, G., Stawarz, Ł., Jamrozy, M., Evans, D., & Cheung, C. C. (2012). Nuclear X-ray properties of the peculiar radio-loud hidden AGN 4C+29.30. The Astrophysical Journal, 758(2), 90–102. doi: 10.1088/0004-637X/758/2/90

Willingale, R. (1981). Use of the maximum entropy method in X-ray astronomy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 194(2), 359–364. doi: 10.1093/mnras/194.2.359

Xue, Y. Q., Luo, B., Brandt, W. N., Bauer, F. E., Lehmer, B. D., Broos, P. S., ... Vignali, C. (2011). The Chandra deep field-south survey: 4 Ms source catalogs. The Astrophysical Journal Supplement Series, 195, 10. doi: 10.1088/0067-0049/195/1/10

© Mètode 2017 - 92. L'univers violent - Hivern 2016/17