Se las denomina Fuentes Ultraluminosas de Rayos X, o ULX por sus siglas en ingl\u00e9s. Son sistemas capaces de superar una luminosidad aparente mayor a $10^{39}$ erg por segundo en rayos X. Esta cifra es dif\u00edcil de visualizar: equivale a m\u00e1s de 200.000 veces la luminosidad del Sol, concentrada en una regi\u00f3n astron\u00f3micamente diminuta. M\u00e1s importante a\u00fan, se encuentra por encima de una frontera natural para un objeto compacto de masa estelar.<\/p>\n\n\n\n Los primeros avistamientos aparecieron durante los a\u00f1os ochenta gracias al observatorio espacial Einstein. En im\u00e1genes de galaxias cercanas se detectaron fuentes de rayos X extremadamente brillantes lejos del n\u00facleo gal\u00e1ctico. Los centros de las galaxias pueden albergar agujeros negros supermasivos y alcanzar luminosidades enormes, pero estas fuentes estaban desplazadas del centro y, por lo tanto, necesitaban otra explicaci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n El problema cobr\u00f3 una nueva dimensi\u00f3n con el lanzamiento del observatorio de rayos X Chandra en 1999. Su gran resoluci\u00f3n permiti\u00f3 separar fuentes que antes se confund\u00edan entre s\u00ed y mostr\u00f3 que las ULX no eran rarezas aisladas. Con el paso de los a\u00f1os y el lanzamiento de nuevos observatorios de rayos X se ampli\u00f3 enormemente el numero de ULX conocidas. Un cat\u00e1logo publicado en 2022 reuni\u00f3 1843 candidatos a ULX asociados a 951 galaxias.<\/p>\n\n\n\n \u00bfPor qu\u00e9 intrigaban tanto? Al ser objetos puntuales con luminosidades tan extremas, un candidato muy bueno para explicar las ULX son los sistemas binarios de rayos X. En muchas binarias, una estrella normal y un objeto compacto orbitan mutuamente. El objeto compacto puede ser una estrella de neutrones, con aproximadamente una o dos masas solares comprimidas en una esfera de apenas unos 20 kil\u00f3metros de di\u00e1metro, o un agujero negro formado tras el colapso de una estrella masiva. Si la estrella compa\u00f1era pierde materia, parte de ese gas puede ser capturado gravitatoriamente.<\/p>\n\n\n\n Se denominan \u201csistemas binarios de rayos X\u201d porque el material que es acretado por el agujero negro o la estrella de neutrones se calienta hasta varias decenas de millones de grados, emitiendo radiaci\u00f3n principalmente en rayos X. El problema con esta hip\u00f3tesis es que una fuente con una luminosidad superior a $10^{39}$ erg\/s no es posible f\u00edsicamente para una binaria de rayos X convencional. El panorama que emergi\u00f3 durante las \u00faltimas dos d\u00e9cadas es muy interesante: en muchos casos no estamos viendo objetos especialmente masivos, sino estas binarias de rayos X robando de materia de su compa\u00f1era a un ritmo extraordinario, modificando dr\u00e1sticamente c\u00f3mo cae la materia al objeto compacto.<\/p>\n\n\n\n Cuando la materia se transfiere al objeto compacto no cae directamente. Como el sistema est\u00e1 girando, el gas forma un disco. En el mismo distintas capas de gas rozan, se calientan y transfieren momento angular hacia afuera. Eso permite que parte de la materia avance lentamente hacia regiones cada vez m\u00e1s cercanas al agujero negro a medida que pierden energ\u00eda.<\/p>\n\n\n\n La fuente de energ\u00eda es la gravedad. Un kilogramo de materia cayendo hacia una estrella de neutrones o un agujero negro puede liberar una fracci\u00f3n enorme de su energ\u00eda en forma de radiaci\u00f3n. Por eso los discos de acreci\u00f3n son m\u00e1quinas extremadamente eficientes para transformar masa y energ\u00eda gravitatoria en luz.<\/p>\n\n\n\n Cuanto mayor es la tasa de acreci\u00f3n, la cantidad de materia que atraviesa el disco por unidad de tiempo, mayor tiende a ser la potencia liberada. Pero este crecimiento no puede continuar indefinidamente de manera simple. La radiaci\u00f3n producida por el propio gas empuja la materia hacia afuera. En alg\u00fan punto, la presi\u00f3n ejercida por esa radiaci\u00f3n puede competir con la atracci\u00f3n gravitatoria que mantiene ligado al propio disco.<\/p>\n\n\n\n Ese l\u00edmite se conoce como l\u00edmite de Eddington. En su forma m\u00e1s sencilla, corresponde a la luminosidad necesaria para que la fuerza gravitatoria que tira hacia adentro y la fuerza de la radiaci\u00f3n sobre el gas hacia afuera se equilibran.<\/p>\n\n\n\n Para un objeto de una masa solar, el l\u00edmite de Eddington es del orden de $10^{38}$ erg\/s y crece aproximadamente de manera proporcional a la masa. Para un agujero negro de diez masas solares, el valor caracter\u00edstico ronda $10^{39}$ erg\/s. Por eso la definici\u00f3n hist\u00f3rica de una ULX resulta tan sugestiva: una fuente que supera $10^{39}$ erg\/s parece emitir m\u00e1s de lo esperable para un objeto compacto estelar alimentado de manera convencional.<\/p>\n\n\n\n Durante a\u00f1os, esta aparente violaci\u00f3n llev\u00f3 a formular dos grandes posibilidades para explicar estas fuentes. La primera era aumentar la masa del objeto, porque un agujero negro m\u00e1s masivo tendr\u00eda un l\u00edmite de Eddington mayor. La segunda era cuestionar la idea de que la acreci\u00f3n deb\u00eda permanecer en un r\u00e9gimen convencional.<\/p>\n\n\n\n Si la estrella donante entrega materia a una tasa muy superior a la tasa de Eddington, el disco cambia dr\u00e1sticamente su estructura. El disco deja de ser delgado y est\u00e1ndar, como se utiliza para describir sistemas subcr\u00edticos. En las regiones internas, la presi\u00f3n de radiaci\u00f3n infla el disco, alcanzando alturas muy grandes. A partir de all\u00ed, la energ\u00eda y la materia ya no pueden transportarse \u00fanicamente hacia el centro: una fracci\u00f3n importante del gas comienza a ser expulsado por la propia radiaci\u00f3n del disco en forma de vientos.<\/p>\n\n\n\n Dicho de otro modo, suministrar cien veces m\u00e1s materia no implica necesariamente obtener cien veces m\u00e1s luminosidad. Parte de la energ\u00eda queda atrapada en el flujo y es transportada hacia adentro; otra parte se utiliza para lanzar materia hacia afuera, cambiando completamente la imagen usual de los discos al rededor de agujeros negros o estrellas de neutrones.<\/p>\n\n\n\n El rasgo m\u00e1s espectacular de este r\u00e9gimen son los vientos del disco. Cuando la radiaci\u00f3n se vuelve suficientemente intensa, puede acelerar grandes cantidades de gas desde la superficie del disco, excepto en la parte superior del objeto compacto, dejando una peque\u00f1a region visible de la parte m\u00e1s interna. Este canal suele describirse como un embudo. Parte de la radiaci\u00f3n producida en las regiones internas rebota y se dispersa en las paredes del viento antes de escapar preferentemente por ese embudo. El sistema expulsa entonces una fracci\u00f3n considerable de la materia que recibe.<\/p>\n\n\n\n Estos vientos tienen grandes extensiones y son muy opacos, por lo que suprimen completamente la gigantesca radiaci\u00f3n X que ocurre en el interior excepto si se los observa a trav\u00e9s del embudo que se forma sobre el objeto compacto. Como resultado, el aspecto de la fuente depende fuertemente de la direcci\u00f3n desde la cual se la observe.<\/p>\n\n\n\n Aqu\u00ed aparece un segundo ingrediente que ayuda a explicar las luminosidades enormes: la amplificaci\u00f3n geom\u00e9trico. Si la radiaci\u00f3n se concentra en una direcci\u00f3n, un observador situado dentro del cono de emisi\u00f3n puede observar una luminosidad much\u00edsimo m\u00e1s alta que la originada en el sistema, teniendo un efecto amplificador. Justamente las paredes del embudo actuan como un cono que amplifica la radiaci\u00f3n que se genera en la parte m\u00e1s interna del disco, por lo que observamos una luminosidad mucho mayor a que que emite el disco originalmente.<\/p>\n\n\n\n Esta idea tambi\u00e9n introduce un sesgo observacional. Las fuentes con embudos estrechos pueden verse extremadamente luminosas si estamos bien alineados con ellas, pero muchas otras fuentes similares permanecer\u00e1n ocultas porque las observamos desde fuera del cono.<\/p>\n\n\n\n Durante a\u00f1os, los vientos fueron una consecuencia te\u00f3rica del modelo supercr\u00edtico.<\/p>\n\n\n\n En 2016, observaciones de alta resoluci\u00f3n con XMM-Newton permitieron identificar l\u00edneas at\u00f3micas que se objservaban con un movimiento adicional compatible con gas movi\u00e9ndose hacia nosotros a velocidades cercanas al 20% de la velocidad de la luz en NGC 1313 X-1 y NGC 5408 X-1. Desde entonces se han encontrado se\u00f1ales de estos vientos en m\u00e1s ULX.<\/p>\n\n\n\n Los vientos no s\u00f3lo regulan lo que ocurre cerca del objeto compacto. Tambi\u00e9n golpean el medio interestelar. Algunas ULX est\u00e1n rodeadas por grandes nebulosas o superburbujas de decenas o incluso cientos de a\u00f1os luz. Esas estructuras act\u00faan como registros f\u00f3siles de la energ\u00eda que la fuente ha inyectado durante miles o millones de a\u00f1os.<\/p>\n\n\n\n El descubrimiento que cambi\u00f3 el campo ocurri\u00f3 en 2014 cuando se detectaron pulsaciones en la ULX llamada M82 X-2. Una se\u00f1al peri\u00f3dica de este tipo implica que el objeto central era una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa de apenas 1,4 masas solares y, por lo tanto, un l\u00edmite de Eddington mucho menor que el de un agujero negro estelar t\u00edpico. Sin embargo, M82 X-2 alcanzaba luminosidades comparables a ULX con agujeros negros. M\u00e1s tarde se identificaron otros p\u00falsares ultraluminosos, entre ellos NGC 7793 P13, NGC 5907 ULX-1, NGC 300 ULX1 y M51 ULX-7, y esperamos que nuevos se sigan a\u00f1adiendo a la colecci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n Una ULX no tiene un \u00fanico aspecto. Dependiendo de la tasa de acreci\u00f3n, la geometr\u00eda del flujo y nuestra inclinaci\u00f3n respecto del embudo, podemos recibir combinaciones diferentes de radiaci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n Las regiones internas producen fotones m\u00e1s energ\u00e9ticos. Si observamos casi a lo largo del eje del embudo, tenemos una visi\u00f3n relativamente directa de las regiones calientes y la fuente puede verse muy luminosa. A inclinaciones mayores, la l\u00ednea de visi\u00f3n intercepta el viento, evitando que veamos la radiaci\u00f3n X extrema y la ULX puede quedar oculta a nosotros.<\/p>\n\n\n\n Un ejemplo particularmente es Swift J0243.6+6124, una ULX de nuestra propia galaxia. Durante su gran estallido de 2017 alcanz\u00f3 una luminosidad de varios $10^{39}$ erg\/s, entrando temporalmente en el r\u00e9gimen ultraluminoso. Como adem\u00e1s presenta pulsaciones, sabemos que el objeto compacto es una estrella de neutrones. Swift J0243.6+6124 demostr\u00f3 as\u00ed que el fen\u00f3meno ULX no es exclusivo de galaxias externas, tambi\u00e9n puede producirse en la V\u00eda L\u00e1ctea cuando una binaria atraviesa un episodio extremo de acreci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n El caso complementario es SS 433. Este sistema gal\u00e1ctico posee una tasa de acreci\u00f3n supercr\u00edtica y una potencia total del orden de $10^{40}$ erg\/s, comparable a la de una ULX, pero lo observamos con el disco casi de canto. El viento denso oculta el embudo y las regiones internas, por lo que en rayos X parece miles de veces menos luminoso. Por eso suele pensarse en SS 433 como una especie de \u201cULX desalineada\u201d o vista de costado: un sistema similar observado mirando directamente por el embudo podr\u00eda aparecer como una fuente ultraluminosa de rayos X.<\/p>\n\n\n\n Estudiar ULX es estudiar f\u00edsica de acreci\u00f3n bajo condiciones imposibles de reproducir en un laboratorio terrestre. Nos permite preguntar qu\u00e9 ocurre cuando la presi\u00f3n de radiaci\u00f3n domina el flujo, cu\u00e1nto material puede llegar realmente hasta un objeto compacto, cu\u00e1nto se pierde en forma de viento y c\u00f3mo la geometr\u00eda modifica lo que un observador interpreta como luminosidad.<\/p>\n\n\n\n [1] King, A., Lasota, J.-P. & Middleton, M. (2023). \u201cUltraluminous X-ray sources\u201d. New Astronomy Reviews, 96, 101672.![\"\"](\"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/wp-content\/uploads\/2026\/10\/foto1.png\")
<\/a><\/a>El motor central<\/h3>\n\n\n\n
El l\u00edmite de Eddington<\/h3>\n\n\n\n
<\/a>Vientos impulsados por la radiaci\u00f3n<\/h3>\n\n\n\n
<\/a><\/a>Qu\u00e9 vemos realmente en rayos X<\/h3>\n\n\n\n
<\/a>Por qu\u00e9 importan m\u00e1s all\u00e1 de las propias ULX<\/h3>\n\n\n\n
Referencias y lecturas recomendadas<\/h3>\n\n\n\n
[2] Fabrika, S. N., Atapin, K. E., Vinokurov, A. S. & Sholukhova, O. N. (2021). \u201cUltraluminous X-Ray Sources\u201d. Astrophysical Bulletin, 76, 6\u201338.
[3] Walton, D. J. et al. (2022). \u201cA multimission catalogue of ultraluminous X-ray source candidates\u201d. MNRAS, 509, 1587\u20131604.
[4] Earnshaw, H. P. et al. (2019). \u201cA new, clean catalogue of extragalactic non-nuclear X-ray sources in nearby galaxies\u201d. MNRAS, 483, 5554\u20135573.
[5] Middleton, M. J. & King, A. (2017). \u201cPredicting ultraluminous X-ray source demographics from geometrical beaming\u201d. MNRAS Letters, 470, L69\u2013L71.
[6] King, A. R. (2009). \u201cMasses, beaming and Eddington ratios in ultraluminous X-ray sources\u201d. MNRAS, 393, L41\u2013L44.
[7] Wiktorowicz, G., Lasota, J.-P., Middleton, M. & Belczynski, K. (2019). \u201cThe observed vs total population of ULXs\u201d. ApJ, 875, 53.
[8] Pinto, C., Middleton, M. J. & Fabian, A. C. (2016). \u201cResolved atomic lines reveal outflows in two ultraluminous X-ray sources\u201d. Nature, 533, 64\u201367.
[9] Pinto, C. & Walton, D. J. (2023). \u201cUltra-Luminous X-Ray Sources: Extreme Accretion and Feedback\u201d. En High-Resolution X-ray Spectroscopy, pp. 345\u2013391, Springer.
[10] Bachetti, M. et al. (2014). \u201cAn ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star\u201d. Nature, 514, 202\u2013204.
[11] Kovlakas, K. et al. (2020). \u201cA census of ultraluminous X-ray sources in the local Universe\u201d. MNRAS, 498, 4790\u20134810.<\/p>\n\n\n