RX J0806.3 + 1527 (o J0806), Estas dos estrellas, Enanas Blancas, danzan frenéticamente girando a un millón de millas por hora. De acuerdo con la teoría General de Einstein de la relatividad, un sistema de este tipo debe producir ondas gravitacionales - ondulaciones en el espacio-tiempo - que transportan energía fuera del sistema a la velocidad de la luz...

Crédito: Curva de luz: NASA/CXC/GSFC/T. Strohmayer; Ilustración: GSFC/D. Berry

 

Datos de Chandra (arriba, gráfico) de las observaciones de RX J0806.3 + 1527 (o J0806), muestran que su intensidad de rayos x varía en función de un período de 321.5 segundos. Esto implica que J0806 es un sistema estelar binario donde dos estrellas enanas blancas están orbitando mutuamente (arriba, ilustración) aproximadamente cada 5 minutos.

El corto período orbital implica que las estrellas están a sólo unos 50.000 millas de distancia, una quinta parte de la distancia entre la Tierra y la Luna y se están moviendo más de un millón de millas por hora. De acuerdo con la teoría General de Einstein de la relatividad, un sistema de este tipo debe producir ondas gravitacionales - ondulaciones en el espacio-tiempo - que transportan energía fuera del sistema a la velocidad de la luz.

 

la pérdida de energía por ondas gravitacionales hará que las estrellas se acerquen. Observaciones ópticas y rayos x indican que el período orbital de este sistema está disminuyendo por 1,2 milisegundos cada año, lo que significa que las estrellas están acercándose juntos a un ritmo de unos 2 metros por día.

 

Crédito

Curva de luz: NASA/CXC/GSFC/T. Strohmayer; Ilustración: GSFC/D. Berry

 

 

NGC 40: Los astrónomos encontraron nuevas evidencias para la desaparición violenta de estrellas similares al Sol...

Crédito: Rayos X: NASA/CXC/RIT/J.Kastner & R.Montez.; Óptico: NSF/AURA/NOAO/WIYN

 

Esta radiografía compuesta (azul) / óptico de imagen (en rojo) del objeto NGC 40 muestra gas caliente alrededor de una estrella moribunda, similares al Sol. NGC 40 es una de una clase de objetos llamados nebulosas planetarias, llamados porque parecen el disco de un planeta cuando se ve con un pequeño telescopio.

Nebulosas planetarias proporcionan una vista previa de cómo nuestro Sol puede parecer unos cinco millones de años desde ahora cuando la mayoría de sus fuentes de energía de fusión nuclear se habrán agotado. La estrella se ha inflado en su capa exterior para dejar atrás una estrella más pequeña, caliente con una temperatura superficial de unos 50.000 grados Celsius.

Radiación de la estrella caliente calienta la materia expulsada a unos 10.000 grados para producir la nebulosa compleja y grácil (rojo) alrededor de un año de luz a través de ella. Los rayos x en la imagen compuesta revelan un shell (concha) de gas a millones de grados (azul) que se ha comprimido y calentado por un viento estelar de 2 millones millas hora, en cada hora de la estrella moribunda.

 

El descubrimiento de calientes nubes de gas emisoras de rayos x dentro de nebulosas planetarias como NGC 40 permite a los astrónomos estudiar la desaparición violenta de estrellas similares al Sol. Observando muchas nebulosas planetarias, los astrónomos esperan poder determinar si las nubes emisoras de rayos x representan una corta fase de estrellas más moribundas o condiciones inusualmente violentas dentro de determinados nebulosas planetarias.

En otros 30.000 años, NGC 40 se desvanecerá, dejando atrás una enana blanca compacta, ultradense estrella sobre el tamaño de la Tierra. Se estima que una nebulosa planetaria está formadose en la galaxia cada año, y que recicla una masa solar de helio enriquecido material nuevo en la galaxia por año.

 

Crédito: Rayos X: NASA/CXC/RIT/J.Kastner & R.Montez.; Óptico: NSF/AURA/NOAO/WIYN

NGC 5315 es una nebulosa planetaria que está a una distancia de alrededor de 7.000 años luz de la Tierra en la constelación de Circinus.

Crédito: NASA/CXC/RIT/j. Kastner et al.

 

NGC 5315 es una nebulosa planetaria que está a una distancia de alrededor de 7.000 años luz de la Tierra en la constelación de Circinus. Las nebulosas planetarias son nubes gaseosas que se crean en las últimas etapas de la vida de una estrella como el Sol. El nombre de "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado, ya que estos objetos no tienen nada que ver con los planetas. Pero el término nació porque estos objetos parecen planetas cuando se ve a través de pequeños telescopios ópticos. Chandra no siempre ve nebulosas planetarias en luz de rayos X. Por el contrario, sólo pueden volverse fuentes de rayos X, como NGC 5315, cuando fuertes vientos desde una estrella joven especialmente en el centro chocan con el material expulsado.

 

Esta imagen de NGC 5315 muestra la forma del cuadro que describe dos de los detectores de Chandra, además de la llamada Malmoe del telescopio, donde están las más nítidas de las imágenes de Chandra (la resolución espacial de las imágenes de Chandra, como los de otros telescopios de rayos X, descrese con la distancia desde el Malmoe). Para una óptima imagen de gallina 2-99, Chandra fue apuntado por lo que esta nebulosa caería cerca el Malmoe. Aunque Hen 2-99 fue demasiado débil para ser detectado, la nebulosa planetaria NGC 5315 fue de casualid detectada a gran distancia de la Malmoe, donde la imagen no es tan nítida.

 

Credit	NASA/CXC/RIT/J. Kastner et al.
Scale	Inset is approx. 5 arcmin across
Category	White Dwarfs & Planetary Nebulas
Coordinates (J2000)	RA 13 h 26m 08s | Dec -29d 52m 24s
Constellation	Circinus
Observation Date	November 12, 2003
Observation Time	8 hours
Obs. ID	4480
Color Code	Intensity
Instrument	ACIS
References	Kastner, J.H. et al, 2007, ApJ, Accepted
Distance Estimate	About 7,000 light years
Release Date	September 27, 2007

 

NGC 6543: La nebulosa Ojo de gato Redux. Amigas, amigos en esta imagen estamos viendo nuestro futuro remoto...

Crédito: Rayos X: NASA de CXC de SAO; Óptico: NASA/STScI

 

Este compuesto de datos del Observatorio de rayos X Chandra y el telescopio espacial Hubble de la NASA tiene una nueva apariencia para NGC 6543, mejor conocida como la nebulosa Ojo de gato. Este famoso objeto es una nebulosa planetaria llamada a representar una fase de la evolución estelar que el Sol debe experimentar varios millones de años a partir de ahora. Cuando una estrella como el Sol comienza a quedarse sin combustible, se convierte en lo que se conoce como una Gigante Roja. En esta fase, una estrella arroja algunas de sus capas exteriores, eventualmente dejando un núcleo caliente que colapsa para formar una densa estrella Enana Blanca. Un viento rápido que emana del núcleo caliente que embiste a la atmósfera expulsada, empuja hacia afuera y crea las estructuras filamentosos gráciles vistas con telescopios ópticos.

 

Datos de rayos x de Chandra (coloreadas azul) de NGC 6543 muestran que su estrella central está rodeada por una nube de gas a multi millones grados. Comparando dónde se encuentran los rayos x en relación a las estructuras vista en luz óptica por Hubble (rojo y morado), los astrónomos fueron capaces de deducir que las abundancias de gas caliente en la región son los del viento de la estrella central y diferentes al exterior de material más frío. En el caso del ojo de gato, la material arrojada por la estrella vuela lejos a una velocidad de alrededor de 4 millones de millas por hora. Se espera que la estrella colapse para convertirse en una estrella Enana Blanca en unos pocos millones de años.

 

Crédito: X-Ray: NASA/CXC/SAO; Óptico: NASA/STScI

Escala: La imagen es 1.2 arcmin a través de.

Categoría: Enanas blancas y nebulosas planetarias

 

Coordenadas (J2000): RA 17 h 58 m 33.30s | DEC + 66 ' ° 37' 59,20 "

 

Constelación. Draco

Fechas de observación: 10 De mayo de 2000

Tiempo de observación: 13 horas

ID OBS.: 630

Código de colores: Rayos X (azul); Óptico (naranja, púrpura)

Instrumento:ACIS

Estimación de distancia: Unos 3.000 años luz

Fecha de lanzamiento: 30 De julio de 2008

 

 

Las observaciones de Chandra de Saturno (panel superior) muestran que esa atmósfera de Saturno actúa como un espejo que refleja la actividad explosiva del Sol (panel inferior)...

Crédito: Chandra X-ray: NASA/MSFC/CXC/A.Bhardwaj et al.; GOES-12 x-Ray: NOAA/seg.

 

Las observaciones de Chandra de Saturno (panel superior) muestran que esa atmósfera de  Saturno actúa como un espejo que refleja la actividad explosiva del Sol (panel inferior).

El 20 de enero de 2004 una gran llamarada estalló en el sol. El destello duró 36 minutos y fue detectado por radio y telescopios ópticos, así como un telescopio de rayos X (paneles inferiores) a bordo de GOES-12, uno de Nacional Oceánica y atmosférica administraciones operacionales ambientales geoestacionarios.

Alrededor de dos horas y 14 minutos más tarde, Saturn fue observado por Chandra en rayos X. Este plazo corresponde a la diferencia de tiempo que se tarda para las radiografías, o cualquier otra forma de luz, para hacer el viaje desde el sol a Saturno y regreso a la tierra en lugar de viajar directamente desde el sol a la tierra.

Esta observación demuestra que la atmósfera superior de los planetas gigantes Júpiter y Saturno actúan como difusos espejos que reflejan los rayos x solares. Aunque sus atmósferas reflejan  menos de un décimo del uno por ciento de los incidentes radiografícos, Saturno o Júpiter podría utilizarse como herramientas de teledetección potenciales para controlar la quema de rayos x en porciones del hemisferio del Sol frente a alejarse de los satélites del espacio cerca de la tierra.

 

Crédito Chandra X-ray: NASA/MSFC/CXC/A.Bhardwaj et al.; GOES-12 x-Ray: NOAA/seg.

Paneles superior de escala son 42 arcsec amplia.

Sistema Solar de categoría

Coordina RA (J2000) | Dec

Observación de fecha 20 de enero de 2004

Tiempo de 11 horas de observación

IDs OBS. 4466

Intensidad de código de color

Instrumento ACIS

Las referencias a. Bhardwaj et al. El Astrophysical Journal, 624:L121-L124, 2005

Estimación de la distancia en el momento de las observaciones, unos 1.200 millones de kilómetros (760 millones de millas)

Estreno el 25 de mayo de 2005

Mas deslumbrantes sorpresas en Saturno a la vista de los Rayos X de Chandra...

Crédito: Rayos X: NASA/MSFC/CXC/A.Bhardwaj et al.; Óptico: NASA/ESA/STScI/AURA

 

Chandra imágenes revelan que los anillos de Saturno brillan en rayos X (puntos azules en esta compuesto de rayos x y medios óptico). La fuente probable de esta radiación es la fluorescencia causada por rayos x solares llamativo átomos de oxígeno de las moléculas de agua que conforman la mayoría de los anillos heladas.

Como se muestra en la imagen, los rayos x en el ring vienen principalmente del anillo B, que es de unos 25.000 kilómetros de ancho y unos 40.000 kilómetros (25.000 millas) por encima de la superficie de Saturno (el brillante blanco interior anillo en la óptica de la imagen). Hay algunas pruebas para una concentración de rayos x en el lado de la mañana (lado izquierdo, también llamado el ansa oriental) de los anillos. Una posible explicación para esta concentración es que los rayos x se asocian con características ópticas llamadas radios, limitados en gran medida al ring b(anillo b) denso y más a menudo vistos en la mañana.

 

Radios, que aparecen como sombras radiales en los aros, son debidos a transitorias nubes de partículas de polvo fino de hielo que se levantaron en la superficie del anillo y suele duran una hora o así antes de desaparecer. Se ha sugerido que los radios son provocados por impactos de meteoritos en los anillos, que son más probables en la medianoche a la madrugada porque durante ese período, la velocidad relativa de los anillos a través de una nube de meteoritos sería mayor.

El mayor brillo de rayos x del lado de los anillos," mañana", podría ser debido a la fluorescencia solar adicional de las nubes de hielo transitorios que producen los rayos. Esta explicación puede también dar cuenta de otras observaciones de Chandra de Saturno, que muestran que el brillo de rayos x de los anillos varía considerablemente de una semana a la siguiente.

 

Rayos x de crédito: NASA/MSFC/CXC/A.Bhardwaj et al.; Óptico: NASA/ESA/STScI/AURA

Escala en el tiempo de esta observación, el diámetro angular del disco de Saturno fue arcsec 20,5.

Sistema Solar de categoría

Observación de fechas 14 de abril de 2003; 20 De enero de 2004; 26 De enero de 2004

Tiempo de 30 horas de observación

IDs OBS. 3725, 4466, 4467

Energía de código de color (rayos X = azul)

Instrumento ACIS

Las referencias a. Bhardwaj et al. El Astrophysical Journal, 627:L73, 1 de julio de 2005 también astro-ph

Fecha de lanzamiento 27 de junio de 2005

 

Saturno visto en Rayos X y en luz visible. La diferencia es que nuestro Sol emite más de un millón de veses energia en luz visible que en X...

Imagen de rayos X Chandra de Saturno

X-radiation de Saturno como es detectada por Chandra se concentra cerca del Ecuador. Esto es diferente de un planeta gigante gaseoso similar, Júpiter, donde las radiografías más intensas se asocian con el fuerte campo magnético cerca de sus polos.

Escala: Imagen es 42 segundos de arco por cada lado; el disco de Saturno es 17,5 segundos de arco de diámetro

(Crédito: NASA/u. Hamburg/J.Ness et al.)

 

 

HST óptico de imagen de Saturno

La óptica de la imagen de Saturno es debido a la dispersión de la luz de longitud de onda visible del sol. La imagen óptica es mucho más brillante que la imagen de rayos x (arriba), muestra más detalle y muestra las estructuras hermoso anillo, que no fueron detectadas en rayos X. Esto es porque el Sol emite sobre un millón de veces más energía en luz visible que en una radiografía y radiografías dispersión menos eficiente desde una superficie fría como Saturno.

Escala: Imagen es 42 segundos de arco por cada lado; el disco de Saturno es 17,5 segundos de arco de diámetro

(Crédito: NASA/STScI)

 

 

 

 

 

Saturno, sorprendió a los astrónomos con sus 90 megavatios de reflejo de Rayos X...

Imagen de Chandra de Saturno que había reservado algunas sorpresas para los observadores.En primer lugar, 90 megavatios de Saturno de X-radiation se concentra cerca del Ecuador. Esto es diferente de un planeta gigante gaseoso similar, Júpiter, donde las radiografías más intensas se asocian con el fuerte campo magnético cerca de sus polos.

Espectro de rayos x de Saturno, o la distribución de sus radiografías de acuerdo a la energía, resultó para ser similar a la de los rayos x del sol. Esto indica que X-radiation de Saturno es el reflejo de los rayos x solar por la atmósfera de Saturno. La intensidad de estos rayos x reflejada fue inesperadamente fuerte.

 

Otras observaciones deberían ayudar a aclarar la naturaleza de la X-radiation de Saturno y determinar si regiones magnéticas polares de Saturno nunca estallan en radiografías, igual que la de Júpiter. Las características fuera del disco de Saturno en la imagen de rayos x son artefactos instrumentales o "ruido".

La imagen óptica de Saturno es también debido a la reflexión de la luz del Sol - longitud de onda visible luz en este caso - pero la óptica y las imágenes de rayos X, evidentemente, tienen diferencias abismales. La imagen óptica es mucho más brillante y muestra las estructuras de hermoso anillos, que no fueron detectados en rayos X. Esto es porque el Sol emite sobre un millón de veces más energía en luz visible que en rayos x y rayos x refleja mucho menos eficaz que la atmósfera los anillos de Saturno.

 

Rayos x de crédito: NASA/u. Hamburg/J.Ness et al.; Óptico: NASA/STScI

Imagen de escala es arcsec 42.0 a través.

Sistema Solar de categoría

Coordina RA (J2000) | Dec

Constelación nulo

Fechas de observación 14-15 de abril de 2003

Tiempo de 20 horas de observación

OBS. IDs 3725, 4433

Energía de código de color (rojo 0,4 - 0,6 keV; Verde 0,6 - 0,8 keV; Azul 0.8 - 1.0 keV)

Instrumento ACIS

Referencias j. Ness et al 2004 de Astronomía y Astrofísica (tema 8 de marzo) también astro-ph/0401270

Distancia estimada en 1.200 millones de kilómetros

Fecha de lanzamiento 08 de marzo de 2004

 

Más imagenes de Nuestra Luna y también algunas explicaciones y aclaraciones. En negrita a mi cargo...

Ilustración de la Geocorona de la tierra

Al observar la luna u otros objetos, Chandra debe mirar a través de geocorona de la tierra. Las colisiones de partículas del sol con átomos en el geocorona producen un tenue fondo de rayos X. Ilustración de este artista muestra la configuración aproximada cuando Chandra observó la Luna en el año 2001 [no a escala].

(Crédito: NASA/NASA/CXC/M.Weiss)

Imagen de rayos X Chandra de la Luna

Las observaciones de Chandra de la parte brillante de la Luna ha detectado radiografías de átomos de oxígeno, magnesio, aluminio y silicio. Los rayos x son producidos por fluorescencia cuando radiografías solares bombardean la superficie lunar. Tenga en cuenta que debido al ángulo de Chandra durante su observación, la imagen óptica (que se muestra a continuación) está rotada unos grados de la imagen de rayos X.

Escala: Radio es arcmin unos 17.

(Crédito: NASA/CXC/SAO/J.Drake et al.)

Imagen óptica de la Luna

Único satélite natural de la tierra, la Luna, es ligeramente más grande que una cuarta parte del tamaño de la tierra (3.474 km de diámetro). La Luna no produce su propia luz óptica, pero brilla por la luz reflejada del sol. La porción de la luna que se muestra coincide con la fase de la Luna en el momento de la observación de Chandra. Tenga en cuenta que debido al ángulo del Chandra durante su observación, la imagen óptica es rotada unos grados de la imagen de rayos x de Chandra (arriba).

Escala: Radio es arcmin unos 17.

(Crédito: Robert Gendler)

Nota: Por mucho tiempo se llamó a la Luna "satélite " de la tierra, y esto todavía es aseptado, pero de a poco se va configurando la idea de que la Luna y la Tierra es un sistema de planetas doble. Ya que los dos giran alrededor de un punto y no la Luna solo alrededor de la Tierra.-Rogelio.

Imagen de rayos X ROSAT de la Luna

Esta imagen fue tomada por ROSAT en junio de 1990, cuando la luna estaba en su face  medio llena. Las observaciones de Chandra de la Luna resuelven un misterio de década sobre radiografías detectados por ROSAT que parecían provenir de la parte oscura de la Luna. Resulta que estos rayos x sólo parece provenir de la Luna y puede explicarse por la radiación de geocorona de la tierra.

(Crédito: ROSAT/j. Schmitt et al.)

Nuestra Luna vista por medio de los ojos del Telescopio Espacial Chandra en la frecuencia de los Rayos X.

Crédito: Óptica: Robert Gendler; Rayos X: NASA/CXC/SAO/J.Drake et al.

Las observaciones de Chandra (derecha) de la parte brillante de la Luna ha detectado radiografías de átomos de oxígeno, magnesio, aluminio y silicio. Los rayos x son producidos por fluorescencia cuando radiografías solares bombardean la superficie lunar.

De acuerdo con la teoría actualmente popular "gran impacto" para la formación de la Luna, un cuerpo del tamaño de Marte colisionó con la tierra hace unos 4.500 millones de años. Este impacto lanzó escombros fundido desde el manto de la tierra y el impactador en órbita alrededor de la tierra. En el transcurso de decenas de millones de años, los escombros se pegaron para formar la Luna. Medir la cantidad y distribución de aluminio y otros elementos sobre una amplia superficie de la Luna ayudará a probar la teoría de gran impacto. Nota: Solo unas de las teorías, ya  que ningún modelo matemático cierra para sostener esto ni ningún otro. ¿Como la Tierra tiene semejante Luna? Está por resolverse.-Rogelio. También está por resolverse si un planeta debe de tener una luna como la nuestra y estar en la zona que esta nuestro planeta con respecto al Sol, para generar vida tecnológica e inteligente.- Rogelio.

Las observaciones de Chandra también han resuelto un misterio de década sobre radiografías detectados por ROSAT que parecían provenir de la parte oscura de la Luna. Resulta que estos rayos x sólo parece provenir de la Luna. Chandra muestra que las radiografías de la Luna oscura pueden explicarse por la radiación de geocorona de la tierra (atmósfera exterior) a través del cual se mueve la nave orbital.

Los rayos x geocoronal son causados por las colisiones de iones pesados de carbono, oxígeno y neón en el viento solar con átomos de hidrógeno que se encuentran a decenas de miles de kilómetros sobre la superficie de la tierra. Durante las colisiones, los iones solares capturan electrones desde los átomos de hidrógeno. Los iones solares luego aparecen en radiografías cuando sueltan los electrones capturados para disminuir los Estados de energía.

Crédito óptico: Robert Gendler; Rayos X: NASA/CXC/SAO/J.Drake et al.

Radio de escala es aproximadamente 17 arcmin

Sistema Solar de categoría

Coordina RA (J2000) 12 h 02 m 31.55s | Dic-13 ° 45' 57.52 "

Constelación Corvus

Observación de fechas 26 de julio de 2001

Tiempo de 5 horas de observación

OBS. IDs 2469, 2487, 2488, 2489, 2490, 2493

Intensidad de código de color

Instrumento ACIS

Referencias B. Wargelin et al. 2004, Astrophys. J. 607:596-610

Distancia estimada la Luna estaba aproximadamente 230.000 millas (370.149 km) de tierra en el momento de observación

Fecha de lanzamiento 16 de septiembre de 2003

Marte visto en la frecuencia de los RayoX por el telescopio espacial Chandra.

Esta notable imagen de Chandra dio a los científicos su primer vistazo a radiografías desde Marte. En la atmósfera superior dispersa de Marte, unos 120 kilómetros (75 millas) por encima de su superficie, las radiografías observadas son producidos por la radiación fluorescente de átomos de oxígeno.

X-Radiation de los átomos de oxígeno de impactos de Sol, knock electrones fuera de las partes internas de sus nubes de electrones y excitar los átomos a un nivel superior de energía en el proceso. Los átomos casi inmediatamente vuelven a su estado de energía menor y pueden emitir una radiografía fluorescente en este proceso con una característica de energía del átomo involucrado - oxígeno en este caso. Un proceso similar con luz ultravioleta produce la luz visible de lámparas fluorescentes.

 

El poder de los rayos x detectado desde la atmósfera marciana es muy pequeño, que asciende a sólo 4 megavatios, comparables a la potencia de rayos x de máquinas de rayos x médicas de unos diez mil. Chandra fue programada para observar Marte cuando estaba a sólo 70 millones de kilómetros de la tierra y también cerca del punto de su órbita cuando está más cercano al sol.

En el momento de la observación de Chandra, una enorme tormenta de polvo desarrollado en Marte que cubre alrededor de un hemisferio más tarde para cubrir todo el planeta. Este hemisferio gira fuera de la vista en el transcurso de la observación de 9 horas, pero no se observó ningún cambio en la intensidad de los rayos X, lo que implica que la tormenta de polvo no afectan la atmósfera superior.

Los astrónomos también encontraron pruebas de un tenue halo de rayos x que se extiende a 7.000 kilómetros por encima de la superficie de Marte. Los científicos creen que los rayos x son producidos por las colisiones de iones en carreras lejos del Sol (viento solar) con átomos de oxígeno e hidrógeno en la exosfera tenue de Marte.

 

Crédito NASA/CXC/MPE/K.Dennerl et al.

Imagen de escala es 2 arcmin de lado; Disco de Marte es 20,3 arcsec de diámetro

Sistema Solar de categoría

Fechas de observación 04 de julio de 2001

Tiempo de 9 horas de observación

IDs OBS. 1861

Intensidad de código de color

Instrumento ACIS

Tierra de estimación de distancia fue de 69 millones de kilómetros de Marte en el momento de la observación

Fecha de publicación 07 de noviembre de 2002

El gigante Jupiter visto por los ojos de Rayos X del telescopio Espacial Chandra.

Esta imagen de Júpiter muestra las concentraciones de radiciones aurorales cerca de los polos norte y sur magnético. Mientras que Chandra observa Júpiter para su rotación completa de 10 horas, las radiografías aurorales norte fueron descubiertas debido a un único 'hot spot' que pulsa con un periodo de 45 minutos, similares a pulsaciones de radio de alta latitud detectadas anteriormente por las naves espaciales Galileo y Cassini de la NASA.

Aunque había habido previas detecciones de rayos x de Júpiter con otros telescopios de rayos X, nadie esperaba que las fuentes de los rayos x se encuentra tan cerca de los polos. Los rayos x se cree que son producido por oxígeno enérgico y iones de azufre que se encuentran atrapados en el campo magnético de Júpiter y chocan en su atmósfera. Antes de las observaciones de Chandra, la favorecida teoría sostenía que los iones fueron en su mayoría procedentes de regiones cerca de la órbita de la Luna de Júpiter, Io.

La capacidad de Chandra para localizar el origen de los rayos x ha puesto en duda seria sobre este modelo. Iones procedentes de cerca de la órbita de Io no pueden alcanzar las altas latitudes observadas. Los iones energéticos responsables de las radiografías deben provenir de mucho más lejos de lo que se creía.

Una posibilidad es que partículas que fluye fuera del sol son capturadas en las regiones exteriores del campo magnético de Júpiter, luego aceleradas y dirigidas hacia su Polo magnético. Una vez capturados, los iones podrían rebotar hacia adelante y hacia atrás en el campo magnético, desde al Polo Norte al Polo Sur en un movimiento oscilante que podría explicar las pulsaciones de Júpiter.

 

Crédito NASA/CXC/SWRI/G.R.Gladstone et al.

Imagen de escala es 1,5 arcmin sobre un lado.

Sistema Solar de categoría

Observación de fecha 18 de diciembre de 2000

Tiempo de 10 horas de observación

IDs OBS. 1862

Intensidad de código de color

Instrumento HRC

Referencias G.R. Gladstone et al carácter 415, 1000 (28 de febrero de 2002)

Júpiter de estimación de distancia fue aproximadamente 650 millones de kilómetros de la tierra en el momento de observación

Fecha de lanzamiento 27 de febrero de 2002

 

La primera imagen de la historia de Venus en la frecuencia de la radición X...

Esta imagen de Chandra, la primera imagen de rayos x jamás hecha de Venus, muestra una media luna creciente debido a la orientación relativa del sol, la tierra y Venus. Las radiografías de Venus son producidos por la radiación fluorescente de oxígeno y otros átomos en la atmósfera entre 120 y 140 kilómetros sobre la superficie del planeta. En contraste, la luz óptica de Venus es causada por la reflexión de 50 a 70 kilómetros sobre la superficie de las nubes.

Radiacinos solares bombardean la atmósfera de Venus, knock electrones fuera de las partes internas de los átomos y excitan los átomos a un nivel superior de energía. Los átomos casi inmediatamente vuelven a su estado de baja energía con la emisión de una radiación fluorescente. Un proceso similar con luz ultravioleta produce la luz visible de lámparas fluorescentes.

Esta y futuras imágenes de rayos x permitirá a los científicos estudiar las regiones de la atmósfera venusiana que son difíciles de investigar, de lo contrario.

 

Crédito NASA/MPE/K.Dennerl et al.

Imagen de escala es 2,25 arcmin todo.

Sistema Solar de categoría

Coordina RA (J2000) | Dec

Constelación nulo

Fechas de observación el 10 de enero y 13 de octubre de 2001

Tiempo de 6 horas de observación

IDs OBS. 583, 2411, 2414

Intensidad de código de color

Instrumento LETGO

110 Millones de kilómetros de distancia de estimación

Más imágenes del cometa C/1999 S4 (lineal)

C/1999 S4: Hubble imágenes ópticas

Desde el 5 de julio a 7, Imaging espectrógrafo del telescopio espacial Hubble de la NASA realiza un seguimiento al cometa C/1999 S4 (lineal). La primera fotografía (izquierda) muestra un aumento espectacular en su brillo. La siguiente imagen (centro) muestra una ola de polvo recién creada desde el arrebato que desembocan en la atmósfera, o coma, de gas y polvo alrededor del núcleo del cometa. La imagen de la derecha, muestra un trozo de material (punto brillante detrás de cometa) que rompió el núcleo y es al final de la cola de los cometas

Créditos: NASA, H.Weaver y P.Feldman (Johns Hopkins Univ.), M.A'Hearn (Univ. de Maryland), C.Arpigny (Univ. de Lieja), M.Combi (Univ. de Michigan), M.Festou (OBS Midi-Pirineos) y g.-p. Tozzi (Arcetri OBS)

Esquema mostrando la órbita lineal de cometa.

El cometa LINEAR fue descubierto el 27 de septiembre de 1999. Su máxima aproximación a la tierra se produjo el 23 de julio de 2000 a una distancia de 35 millones de millas. Su máxima aproximación al sol ocurrido el 26 de julio de 2000 a una distancia de 71 millones de millas. LINEAL es un acrónimo que significa Lincoln cerca de tierra asteroide investigación.

(Crédito: Larry Koehn)

Imagen de Chandra actualizada imagen del cometa C/1999 S4

Imagen de Chandra de cometa LINEAR (lanzado en julio de 2000, ) se ha actualizado para incorporar nuevos datos que pone de manifiesto la tenue extendida emisión alrededor del cometa y eliminar ciertos artefactos de procesamiento.

(Crédito: NASA/SAO/C.Lisse, S.Wolk, et al.)

Imagen original de Chandra de cometa C/1999 S4 desde julio de 2000.

El 14 de julio de 2000 el Observatorio de rayos X Chandra había fotografiado el cometa repetidamente por un total de 2 1/2 horas y detectan rayos x de iones oxígeno y nitrógeno. Los detalles de la emisión de rayos X, como grabado el SIAC, mostrar que los rayos x son producidos por las colisiones de iones carreras lejos del Sol (viento solar) con gas en el cometa.

(Crédito: NASA/SAO/C.Lisse, S.Wolk, et al.)

Cefeo B, un lugar donde las estrellas nacen y crean su propio sistema solar...

Esta imagen compuesta, combinando datos desde el Observatorio de rayos X Chandra y el telescopio espacial Spitzer muestra la nube molecular Cefeo B, situado en nuestra galaxia a unos 2.400 años luz de la Tierra. Una nube molecular es una región que contiene frio gas interestelar y polvo sobrante de la formación de la galaxia y contiene principalmente hidrógeno molecular. Los datos de Spitzer, en rojo, verde y azul muestran la nube molecular (en la parte inferior de la imagen) además de estrellas jóvenes en y alrededor de Cefeo B y los datos del Chandra  en violeta muestran las estrellas jóvenes en el campo.

Las observaciones de Chandra permitieron a los astrónomos recoger datos de jóvenes estrellas dentro y cerca de Cefeo B, identificado por su fuerte emisión de rayos X. Los datos de Spitzer demostraron que si las estrellas jóvenes tienen un disco llamado "protoplanetario" alrededor de ellas. Estos discos sólo existen en sistemas muy joven donde aún se están formando planetas, por lo que su presencia es una indicación de la edad de un sistema de estrellas.

 

Estos datos proporcionan una excelente oportunidad para probar un modelo con las estrellas. El nuevo estudio sugiere que la formación estelar en Cefeo B principalmente se desencadena por la radiación de una masiva, brillante estrella (217086 HD) fuera de la nube molecular. Segun el modelo particular de formación estelar desencadenada que fue probado--llamada el modelo impulsado por la radiación implosión (RDI)--radiación de esta estrella masiva impulsa una onda de compresión en la nube provocando la formación de estrellas en el interior, mientras que evapora de las capas exteriores de la nube.

La versión etiquetada de la imagen (rollover de la imagen de arriba) muestra importantes regiones en y alrededor de Cefeo B. La "capa interior" muestra la región Cefeo B, donde las estrellas son en su mayoría de alrededor de un millón de años y alrededor del 70-80% de ellas tienen discos protoplanetarios. La "capa intermedia" muestra el área inmediatamente junto a Cefeo B, donde las estrellas son de dos a tres millones de años y sobre el 60% de ellos tienen discos, mientras que en la "capa exterior" las estrellas son alrededor de tres a cinco millones de años y aproximadamente el 30% de ellos tienen discos. Este aumento de la edad como las estrellas están más lejos de Cefeo B es exactamente lo que se prevé desde el modelo de I+D+I de formación estelar activada.

 

Se han observado diferentes tipos de formación estelar desencadenada en otros entornos. Por ejemplo, la formación de nuestro sistema solar se cree que se han desencadenado por una explosión de supernova, en la región de formación estelar W5, un mecanismo de "recoger y colapso" está pensado para aplicar, donde los frentes de choques generados por barrido de material de estrellas masivas como que avancen hacia el exterior. Finalmente el gas acumulado se convierte en lo suficientemente denso para colapsar y formar cientos de estrellas. El mecanismo RDI también cree que es responsable de la formación de decenas de estrellas en W5. La principal causa de formación de estrellas que implican la activación es donde una nube de gas se enfría, la gravedad obtiene la mano superior y la nube se enamora en sí mismo.

 

Radiografía de crédito (NASA/CXC/PSU/k. Getman et al.); IR (NASA/JPL-Caltech/CfA/j. Wang et al.)

Imagen de escala es 15 arcmin a través de

Categoría Normal estrellas, enanas blancas & cúmulos estelares, nebulosas planetarias

Coordina (J2000) RA 22 h 56 m 46.99s | DEC 62 ° 40' 0.0012 "

Constelación Cefeo

Observación fecha 11/03/2003

Tiempo de 8 horas de observación

ID OBS. 3502

Rayos x de código de color (violeta); IR (rojo, verde, azul)

Instrumento ACIS

Referencias Getman, K.V., et al (2009), ApJ, 699, 1454

Estreno el 12 de agosto de 2009

 

Varios ejemplos de nebulosas planetarias, algunos tomados con el Hubble y el Chandra...

Crédito: Rayos X: NASA/CXC/RIT/J.Kastner et al.; Óptico/IR: BD + 30 & gallina 3: STScI/NASA/Univ MD/J.P.Harrington; NGC 7027: NASA/STScI/Caltech/J.Westphal & W.Latter; Mz 3: STScI/NASA/Univ Washington/B.Balick

 

Este panel de imágenes compuestas muestra parte del drama de despliegue de las últimas etapas de la evolución de estrellas similares al sol. Nubes alargadas dinámicas envuelven burbujas de gas de millones de grados celcius producidos por vientos de alta velocidad de estrellas moribundos. En estas imágenes, datos de rayos X de Chandra se muestran en azul y verde y rojos son datos ópticos e infrarrojos de Hubble.

Nebulosas planetarias - llamados así porque algunos de ellos se asemejan a un planeta cuando se ve a través de un pequeño telescopio - se producen en las etapas finales de la vida de un sol como estrella. (Como el nuestro) Después de varios millones de años de existencia estable (el sol es de 4.500 millones de años y no entrará esta fase para unos 5.000 millones de años más) una estrella normal se ampliará enormemente para convertirse en una gigante roja hinchada. Durante un período de unos cien mil años, gran parte de la masa de la estrella es expulsado a una velocidad relativamente lenta de unos 50.000 kilómetros .

hora en cada hora.

 

Esta pérdida de masa crea una nube más o menos esférica alrededor de la estrella y eventualmente destapa llamas en el núcleo caliente de la estrella. Intensa radiación ultravioleta desde el núcleo calienta el gas circumestelar a diez mil grados y la velocidad de los gases es aproximadamente un millón de millas hora en cada hora.

Este viento de alta velocidad parece estar concentrado en oponerse Embudos supersónicos y produce las formas alargadas en el desarrollo temprano de las nebulosas planetarias (BD + 30-3639 aparece el esférico, pero otras observaciones indican que se ve a lo largo del Polo). Ondas de choque generadas por la colisión de los gases de alta velocidad con la nube circundante crear las burbujas calientes observadas por Chandra. No se entiende el origen de los vientos en forma de embudo. Puede estar relacionado con trenzado, fuertes campos magnéticos cerca del núcleo estelar caliente.

 

Rayos x de crédito: NASA/CXC/RIT/J.Kastner et al.; Óptico/IR: BD + 30 & gallina 3: STScI/NASA/Univ MD/J.P.Harrington; NGC 7027: NASA/STScI/Caltech/J.Westphal & W.Latter; Mz 3: STScI/NASA/Univ Washington/B.Balick

Imagen de escala es arcsec de 110 x 75

Enanas blancas de categoría y nebulosas planetarias

Coordina (J2000) RA 16 h 17 m 12.60s | DEC-51 º 59' 08.00 "

Constelación de Norma

Fechas de observación 01 de abril de 2004

Tiempo de 11 horas de observación

OBS. IDs 4954

Energía de código de color (rayos X: azul; Optical/IR: Rojo y verde)

Instrumento ACIS

También conocido como Menzel 3, nebulosa de hormiga

Referencias j. Kastner et al 2003, Astrophys. J. 591, L 37

Distancia estimación sobre 3.000 años luz

Fecha de lanzamiento 10 de mayo de 2006

Fast Facts de BD + 30-3639:

La estrella de Campbel, Nebulosa Planetaria BD + 30 3639 a unos 5.000 años luz de la Tierra. Vista en la frecuencia de los Rayos por Chandra.

Imagen de Rayos X de la nebulosa planetaria BD + 30 3639 . La imagen de Chandra muestra una burbuja de gas de 3 millones de grados centígrados que rodea una estrella moribunda, similares al sol que está a unos 5000 años luz de la tierra . La distancia a través de la burbuja es aproximadamente 100 veces el diámetro de nuestro sistema solar.

Una nebulosa planetaria (así llamada porque parece un planeta cuando se ve con un pequeño telescopio) se formó cuando una estrella gigante roja moribunda cala a su capa exterior, dejando atrás un núcleo caliente que eventualmente se colapsará para formar una estrella densa que se llama una enana blanca. Según la teoría, una "burbuja caliente" se formó, el viento estelar que emana de ella está calculado a dos millones de millas hora en cada hora de los rams de núcleo caliente en la atmósfera es expulsada y calienta la región de interacción a temperaturas de millones de grados. Estamos viendo la nebulosa unos mil años después que se formó.

 

Crédito NASA/RIT/J.Kastner et al.

Imagen de escala es 6.6 arcsec en todo.

Enanas blancas de categoría y nebulosas planetarias

Coordina (J2000) RA 19 h 34 m 45.20s | DEC + 30 ° 30' 59.10 "

Constelación Cygnus

Observación de fechas 21 de marzo de 2000

Tiempo de 5 horas de observación

OBS. ID 587

Intensidad de código de color

Instrumento ACIS

También conocida como estrella de Campbell

Referencias j. Kastner et al (AAS 196, # 43.03)

Años luz de distancia 5.000 de estimación

Fecha 06 de junio de 2000

IGR J17091-3624 o IGR J17091 (Así se llama) Es un agujero negro de masa estelar que desarrolla vientos de 20 millones de Km/hora en cada hora...

Credit: Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

Esta impresión artística muestra un sistema binario que contiene un agujero negro de masa estelar llamado IGR J17091-3624 o IGR J17091 para abreviar. La fuerte gravedad del agujero negro, a la izquierda, está tirando gas lejos de una estrella compañera de la derecha. Este gas forma un disco de gas caliente alrededor del agujero negro, y el viento es expulsado de este disco.

Nuevas observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA han desplazado el viento más rápido jamás visto soplando un disco alrededor de este agujero negro de masa estelar. Agujeros negros de masa estelar nacen cuando estrellas muy masivas se contraen y normalmente pesan entre cinco y 10 veces la masa del sol.

 

El viento bate todos los récords se mueve a unos veinte millones de kilómetros por hora, o alrededor del tres por ciento la velocidad de la luz. Esto es casi diez veces más rápido de lo que nunca se había sido visto desde un agujero negro de masa estelar y coincide con algunos de los más rápidos vientos generados por agujeros negros supermasivos, objetos millones o miles de millones de veces más masivos.

Otro imprevisto se a encontrado, es que el viento, que proviene de un disco de gas que rodea el agujero negro, puede llevar lejos mucho más material del que está capturando el agujero negro.

 

La alta velocidad del viento fue estimada de un espectro hecho por Chandra en 2011. Un espectro muestra cómo intenso los rayos x son de energías diferentes. Iones emiten y absorben distintas características en los espectros, que permiten a los científicos controlar el comportamiento de ellos. Un espectro de Chandra de iones de hierro que dos meses antes mostraba indicios del viento de alta velocidad, lo que significa el viento probablemente enciende y se apaga con el tiempo.

Fast Facts de IGR J17091-3624:

 

Ilustración de crédito: NASA/CXC/M.Weiss

Agujeros negros de categoría

Coordina (J2000) RA 17 h 09 m 07.92s | DEC-36 ° 24' 25.20 "

Constelación Scorpius

Observación 2 fechas pointings el 1 de agosto y 06 de octubre de 2011

Tiempo de observación 16 horas 40 mins

OBS. IDs 12405, 12406

Instrumento ACIS

Hace referencia a Rey, a. et al, 2012, ApJ, 746, L20; arXiv:1112.3648

Distancia estimación sobre 28.000 años luz

Fecha de versión 21 de febrero de 2012