Astronomia rentgenowska - X-ray astronomy
Astronomia rentgenowska to obserwacyjna gałąź astronomii, która zajmuje się badaniem obserwacji i wykrywania promieni rentgenowskich z obiektów astronomicznych . Promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane przez ziemską atmosferę , więc instrumenty do wykrywania promieniowania rentgenowskiego muszą być przenoszone na duże wysokości za pomocą balonów , rakiet sondujących i satelitów . Astronomia rentgenowska wykorzystuje rodzaj teleskopu kosmicznego, który może zobaczyć promieniowanie rentgenowskie, którego standardowe teleskopy optyczne , takie jak Obserwatoria Mauna Kea , nie są w stanie.
Oczekuje się emisji promieniowania rentgenowskiego z obiektów astronomicznych zawierających ekstremalnie gorące gazy w temperaturach od około miliona kelwinów (K) do setek milionów kelwinów (MK). Co więcej, utrzymywanie warstwy E zjonizowanego gazu wysoko w ziemskiej termosferze sugerowało również silne pozaziemskie źródło promieniowania rentgenowskiego. Chociaż teoria przewidywała, że Słońce i gwiazdy będą znaczącymi źródłami promieniowania rentgenowskiego, nie było sposobu, aby to zweryfikować, ponieważ ziemska atmosfera blokuje większość pozaziemskich promieni rentgenowskich. Dopiero opracowanie sposobów wysyłania pakietów instrumentów na duże wysokości umożliwiło badanie tych źródeł promieniowania rentgenowskiego.
Istnienie słonecznego promieniowania rentgenowskiego zostało potwierdzone na początku połowy XX wieku przez V-2 przekształcone w rakiety sondujące , a wykrywanie pozaziemskich promieni rentgenowskich było główną lub drugorzędną misją wielu satelitów od 1958 roku. (poza Układem Słonecznym) Źródło promieniowania X zostało odkryte przez rakietę sondującą w 1962 roku. Nazywana Scorpius X-1 (Sco X-1) (pierwsze źródło promieniowania X znalezione w gwiazdozbiorze Skorpiona ), emisja promieniowania X Scorpius X-1 jest 10 000 razy większy niż jego wizualna emisja, podczas gdy słoneczna jest około milion razy mniejsza. Ponadto energia wyjściowa w promieniach rentgenowskich jest 100 000 razy większa niż całkowita emisja Słońca we wszystkich długościach fal .
Odkryto wiele tysięcy źródeł promieniowania rentgenowskiego. Ponadto przestrzeń międzygalaktyczna w gromadach galaktyk jest wypełniona gorącym, ale bardzo rozcieńczonym gazem o temperaturze od 100 do 1000 megakelwinów (MK). Całkowita ilość gorącego gazu jest od pięciu do dziesięciu razy większa od całkowitej masy widocznych galaktyk.
Loty rakiet sondujących
Pierwsze brzmiące loty rakietowe dla badań rentgenowskich zostały zrealizowane w White Sands Missile Range w Nowym Meksyku z v2 w dniu 28 stycznia 1949. Wykrywacz A został umieszczony w nos stożkowym przekroju i rakieta została uruchomiona w podoczodołowa lot na wysokość tuż nad atmosferą.
Promienie rentgenowskie ze Słońca zostały wykryte przez eksperyment Blossom na pokładzie US Naval Research Laboratory . Aerobee 150 rakieta rozpoczęła w dniu 19 czerwca 1962 (UTC) wykryli pierwsze promieni rentgenowskich emitowanych ze źródła spoza naszego układu słonecznego (Scorpius X-1). Obecnie wiadomo, że takie źródła promieniowania rentgenowskiego jak Sco X-1 to gwiazdy kompaktowe , takie jak gwiazdy neutronowe czy czarne dziury . Materia wpadająca do czarnej dziury może emitować promieniowanie rentgenowskie, ale sama czarna dziura nie. Źródłem energii dla emisji promieniowania rentgenowskiego jest grawitacja . Spadający gaz i pył są podgrzewane przez silne pola grawitacyjne tych i innych obiektów niebieskich. W oparciu o odkrycia w tej nowej dziedzinie astronomii rentgenowskiej, począwszy od Scorpiusa X-1, Riccardo Giacconi otrzymał w 2002 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki .
Największą wadą lotów rakietowych jest ich bardzo krótki czas trwania (zaledwie kilka minut nad atmosferą, zanim rakieta spadnie z powrotem na Ziemię) i ograniczone pole widzenia . Rakieta wystrzelona ze Stanów Zjednoczonych nie będzie w stanie dostrzec źródeł na południowym niebie; rakieta wystrzelona z Australii nie będzie w stanie dostrzec źródeł na północnym niebie.
Projekt rentgenowskiego kalorymetru kwantowego (XQC)
W astronomii ośrodek międzygwiazdowy (lub ISM ) to gaz i pył kosmiczny, które przenikają przestrzeń międzygwiazdową: materię istniejącą między systemami gwiezdnymi w galaktyce. Wypełnia przestrzeń międzygwiezdną i płynnie wtapia się w otaczające środowisko międzygalaktyczne . Ośrodek międzygwiazdowy składa się z niezwykle rozcieńczonej (według standardów ziemskich) mieszaniny jonów , atomów , cząsteczek , większych ziaren pyłu, promieni kosmicznych i (galaktycznych) pól magnetycznych. Energia, która zajmuje tę samą objętość, w postaci promieniowania elektromagnetycznego , to pole promieniowania międzygwiazdowego .
Interesujące jest gorące zjonizowane medium (HIM) składające się z koronowego wyrzucania obłoku z powierzchni gwiazd w temperaturze 10 6 -10 7 K, który emituje promieniowanie rentgenowskie. ISM jest burzliwy i pełen struktury we wszystkich skalach przestrzennych. Gwiazdy rodzą się głęboko w dużych kompleksach obłoków molekularnych , zwykle o wielkości kilku parseków . Podczas swojego życia i śmierci, gwiazdy oddziałują fizycznie z ISM. Wiatry gwiazdowe z młodych gromad gwiazd (często z otaczającymi je obszarami olbrzymich lub nadolbrzymów HII ) oraz fale uderzeniowe wytworzone przez supernowe wstrzykują do otoczenia ogromne ilości energii, co prowadzi do turbulencji hipersonicznych. Powstałe struktury to bąbelki wiatru gwiazdowego i superpęcherzyki gorącego gazu. Słońce podróżuje obecnie przez Lokalny Obłok Międzygwiazdowy , gęstszy region w Bąblu Lokalnym o małej gęstości .
Aby zmierzyć widmo rozproszonej emisji promieniowania rentgenowskiego z ośrodka międzygwiazdowego w zakresie energii od 0,07 do 1 keV, NASA wystrzeliła 1 maja 2008 r. Black Brant 9 z White Sands Missile Range w Nowym Meksyku. jest dr Dan McCammon z Uniwersytetu Wisconsin-Madison .
Balony
Loty balonem mogą przenosić instrumenty na wysokość do 40 km nad poziomem morza, gdzie znajdują się powyżej 99,997% ziemskiej atmosfery. W przeciwieństwie do rakiety, w której dane są gromadzone w ciągu kilku minut, balony są w stanie utrzymać się w powietrzu znacznie dłużej. Jednak nawet na takich wysokościach znaczna część widma rentgenowskiego jest nadal pochłaniana. Promienie rentgenowskie o energii poniżej 35 keV (5600 aJ) nie mogą dotrzeć do balonów. W dniu 21 lipca 1964, pozostałość po supernowej Mgławicy Krab została odkryta jako źródło twardego promieniowania rentgenowskiego (15-60 keV) za pomocą licznika scyntylacyjnego z balonu wystrzelonego z Palestyny w Teksasie w Stanach Zjednoczonych. Była to prawdopodobnie pierwsza detekcja promieniowania rentgenowskiego za pomocą balonu z dyskretnego kosmicznego źródła promieniowania rentgenowskiego.
Teleskop skupiający o wysokiej energii
Wysokoenergetyczny teleskop skupiający (HEFT) to eksperyment balonowy, którego celem jest obrazowanie źródeł astrofizycznych w paśmie twardego promieniowania rentgenowskiego (20–100 keV). Jego dziewiczy lot odbył się w maju 2005 roku z Fort Sumner w stanie Nowy Meksyk, USA. Rozdzielczość kątowa HEFT wynosi c. 1,5 minuty. Zamiast korzystać z teleskopu rentgenowskiego pod kątem padania , HEFT wykorzystuje nowatorskie wielowarstwowe powłoki wolframowo- krzemowe w celu zwiększenia współczynnika odbicia zagnieżdżonych zwierciadeł padających do poziomu powyżej 10 keV. HEFT ma rozdzielczość energii 1,0 keV na całej szerokości przy połowie maksimum przy 60 keV. HEFT został wystrzelony na 25-godzinny lot balonem w maju 2005 roku. Instrument działał zgodnie ze specyfikacją i obserwował Tau X-1 , Mgławicę Kraba.
Spektrometr promieniowania gamma i twardego promieniowania rentgenowskiego o wysokiej rozdzielczości (HIREGS)
Eksperyment balonowy zwany spektrometrem promieniowania gamma i twardego promieniowania rentgenowskiego o wysokiej rozdzielczości (HIREGS) zaobserwował emisje promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma ze Słońca i innych obiektów astronomicznych. Został on uruchomiony z McMurdo Station , Antarctica w grudniu 1991 i 1992. Steady wiatr niósł balonu na okołobiegunowych locie trwającym około dwóch tygodni, za każdym razem.
Rockoons
Rockoon , mieszanka rakiety i balon , była rakieta na paliwo stałe , które, zamiast natychmiast zapalił podczas gdy na ziemi, po raz pierwszy odbywa się w górnych warstwach atmosfery przez balon wypełniony gazem. Następnie, po oddzieleniu od balonu na maksymalnej wysokości, rakieta została automatycznie odpalona. Dzięki temu osiągnięto większą wysokość, ponieważ rakieta nie musiała przechodzić przez niższe, grubsze warstwy powietrza, które wymagałyby znacznie więcej paliwa chemicznego.
Oryginalna koncepcja „rockoons” została opracowana przez kmdr. Lee Lewis, kmdr. G. Halvorson, SF Singer i James A. Van Allen podczas rejsu rakietowego Aerobee na USS Norton Sound 1 marca 1949 r.
Od 17 do 27 lipca 1956 r. na pokładzie Naval Research Laboratory (NRL) statek wystrzelił osiem rockoonów Deacona do obserwacji ultrafioletu słonecznego i promieniowania rentgenowskiego na ~30° N ~ 121,6° W, na południowy zachód od wyspy San Clemente , apogeum: 120 km.
Rentgenowski satelita astronomiczny
Astronomiczne satelity rentgenowskie badają emisje promieniowania rentgenowskiego z obiektów niebieskich. Satelity, które mogą wykrywać i przesyłać dane o emisji promieniowania rentgenowskiego, są wykorzystywane w ramach dziedziny nauki o kosmosie znanej jako astronomia rentgenowska. Satelity są potrzebne, ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane przez ziemską atmosferę, więc instrumenty do wykrywania promieniowania rentgenowskiego muszą być przenoszone na dużą wysokość za pomocą balonów, rakiet sondujących i satelitów.
Teleskopy i lustra rentgenowskie
Teleskopy rentgenowskie (XRT) mają różną kierunkowość lub zdolność obrazowania w oparciu o odbicie kąta patrzenia, a nie załamanie lub odbicie o dużym odchyleniu. To ogranicza je do znacznie węższych pól widzenia niż teleskopy widzialne lub UV. Lustra mogą być wykonane z folii ceramicznej lub metalowej.
Do obserwacji Słońca wykorzystano pierwszy w astronomii teleskop rentgenowski. Pierwsze zdjęcie rentgenowskie (wykonane teleskopem pasa padającego) Słońca zostało wykonane w 1963 r. za pomocą teleskopu rakietowego. 19 kwietnia 1960 roku pierwsze zdjęcie rentgenowskie Słońca zostało wykonane za pomocą kamery otworkowej na rakiecie Aerobee-Hi.
Wykorzystanie luster rentgenowskich do pozasłonecznej astronomii rentgenowskiej wymaga jednocześnie:
- możliwość określenia lokalizacji w momencie nadejścia fotonu rentgenowskiego w dwóch wymiarach i
- rozsądna skuteczność wykrywania.
Astronomiczne detektory rentgenowskie
Astronomiczne detektory rentgenowskie zostały zaprojektowane i skonfigurowane przede wszystkim do wykrywania energii, a czasami do wykrywania długości fali przy użyciu różnych technik, zwykle ograniczonych do technologii tamtych czasów.
Detektory rentgenowskie zbierają pojedyncze promienie rentgenowskie (fotony promieniowania elektromagnetycznego promieniowania rentgenowskiego) i zliczają liczbę zebranych fotonów (natężenie), energię (0,12 do 120 keV) zebranych fotonów, długość fali (ok. 0,008–8 nm ), czyli jak szybko fotony są wykrywane (liczba na godzinę), aby poinformować nas o obiekcie, który je emituje.
Astrofizyczne źródła promieniowania rentgenowskiego
Kilka rodzajów obiektów astrofizycznych emituje, fluoryzuje lub odbija promieniowanie rentgenowskie, od gromad galaktyk , poprzez czarne dziury w aktywnych jądrach galaktyk (AGN) do obiektów galaktycznych, takich jak pozostałości supernowych , gwiazdy i gwiazdy podwójne zawierające białego karła ( kataklizmiczne gwiazdy zmienne i super miękkie źródła promieniowania rentgenowskiego ), gwiazda neutronowa lub czarna dziura ( binaria rentgenowskie ). Niektóre ciała Układu Słonecznego emitują promieniowanie rentgenowskie, z których najbardziej godnym uwagi jest Księżyc , chociaż większość promieniowania rentgenowskiego Księżyca pochodzi z odbitych słonecznych promieni rentgenowskich. Uważa się, że połączenie wielu nierozdzielonych źródeł promieniowania rentgenowskiego daje obserwowane tło promieniowania rentgenowskiego . Kontinuum promieniowania rentgenowskiego może powstać w wyniku bremsstrahlung , promieniowania ciała doskonale czarnego , promieniowania synchrotronowego lub tak zwanego odwrotnego rozpraszania Comptona fotonów o niższej energii przez relatywistyczne elektrony, zderzeń typu knock-on szybkich protonów z elektronami atomowymi i rekombinacji atomowej, z lub bez dodatkowych przejść elektronowych.
Pośredni masy rentgenowskie binarny (IMXB) jest binarny układ gwiazdy, w którym jednym ze składników jest gwiazda neutronów lub czarną dziurę. Drugi składnik to gwiazda o masie pośredniej.
Hercules X-1 składa się z gwiazdy neutronowej akreującej materię z normalnej gwiazdy (HZ Herculis) prawdopodobnie z powodu przepełnienia płata Roche'a. X-1 jest prototypem masywnych rentgenowskich układów podwójnych, chociaż mieści się na granicy ~2 M ☉ między układami podwójnymi o dużej i małej masie.
W lipcu 2020 roku astronomowie zgłosili obserwację „ kandydatki do wystąpienia twardego rozerwania pływowego ” związanego z ASASSN-20hx, zlokalizowanego w pobliżu jądra galaktyki NGC 6297, i zauważyli, że obserwacja stanowiła jedno z „bardzo nielicznych przypadków rozerwania pływowego z twardą siłą Widma rentgenowskie ”.
Niebiańskie źródła promieniowania rentgenowskiego
Sferze niebieskiej został podzielony na 88 gwiazdozbiorów. Do Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU) konstelacje są obszary nieba. Każdy z nich zawiera niezwykłe źródła promieniowania rentgenowskiego. Niektóre z nich zostały zidentyfikowane na podstawie modelowania astrofizycznego jako galaktyki lub czarne dziury w centrach galaktyk. Niektóre z nich to pulsary . Podobnie jak w przypadku źródeł już z powodzeniem modelowanych przez astrofizykę rentgenowską, dążenie do zrozumienia generowania promieni rentgenowskich przez pozorne źródło pomaga zrozumieć Słońce, wszechświat jako całość i jak one wpływają na nas na Ziemi . Konstelacje są urządzeniem astronomicznym do obsługi obserwacji i precyzji niezależnie od aktualnej teorii fizycznej lub interpretacji. Astronomia istnieje od dawna. Teoria fizyczna zmienia się z czasem. W odniesieniu do niebieskich źródeł promieniowania rentgenowskiego, astrofizyka rentgenowska koncentruje się na fizycznej przyczynie jasności promieniowania rentgenowskiego, podczas gdy astronomia rentgenowska skupia się na ich klasyfikacji, kolejności odkrycia, zmienności, rozdzielczości i ich związku z pobliskie źródła w innych konstelacjach.
Wewnątrz gwiazdozbiorów Orion i Eridanus rozciąga się miękki „gorący punkt” promieniowania rentgenowskiego znany jako Superbańka Oriona-Eridanus , Eridanus Soft X-ray Enhancement , lub po prostu Bańka Eridanus , obszar 25° zazębiających się łuków Włókna emitujące Hα. Miękkie promienie rentgenowskie są emitowane przez gorący gaz (T ~ 2–3 MK) we wnętrzu superbańki. Ten jasny obiekt stanowi tło dla „cienia” włókna gazu i pyłu. Włókno jest pokazane przez nałożone kontury, które reprezentują 100 mikrometrową emisję pyłu w temperaturze około 30 K, mierzoną przez IRAS . W tym przypadku włókno pochłania miękkie promieniowanie rentgenowskie między 100 a 300 eV, co wskazuje, że gorący gaz znajduje się za włóknem. To włókno może być częścią powłoki z neutralnego gazu, która otacza gorący pęcherzyk. Jej wnętrze jest zasilane przez światło ultrafioletowe (UV) i wiatry gwiazdowe z gorących gwiazd w asocjacji Orion OB1. Gwiazdy te zasilają superbańkę o długości około 1200 lys, która jest obserwowana w widmie widzialnym (Hα) i rentgenowskim.
Proponowane (przyszłe) satelity do obserwacji rentgenowskich
Proponuje się kilka projektów dotyczących satelitów do obserwacji rentgenowskich. Zobacz główny link do artykułu powyżej.
Eksploracyjna astronomia rentgenowska
Zwykle uważa się, że astronomia obserwacyjna występuje na powierzchni Ziemi (lub pod nią w astronomii neutrinowej ). Idea ograniczenia obserwacji do Ziemi obejmuje orbitowanie wokół Ziemi. Gdy tylko obserwator opuści przytulne granice Ziemi, staje się badaczem głębokiego kosmosu. Z wyjątkiem Explorer 1 i Explorer 3 oraz wcześniejszych satelitów z serii, zwykle, jeśli sonda ma być eksploratorem kosmosu, opuszcza Ziemię lub orbitę wokół Ziemi.
Aby satelita lub sonda kosmiczna kwalifikowała się jako astronom/badacz zajmujący się promieniowaniem rentgenowskim głębokiego kosmosu lub „astronobot”/odkrywca, wystarczy zabrać na pokład detektor XRT lub rentgenowski i opuścić ziemską orbitę.
Ulisses został wystrzelony 6 października 1990 roku i dotarł do Jowisza po „ grawitacyjną procę ” w lutym 1992 roku. W czerwcu 1994 roku minął południowy biegun Słońca, a w lutym 1995 roku przekroczył równik ekliptyczny. Promieniowanie słoneczne i kosmiczny rozbłysk gamma eksperyment (GRB) miał 3 główne cele: badanie i monitorowanie rozbłysków słonecznych, wykrywanie i lokalizowanie kosmicznych rozbłysków gamma oraz wykrywanie in-situ zorzy polarnej Jowisza. Ulisses był pierwszym satelitą wyposażonym w detektor błysków gamma, który wyszedł poza orbitę Marsa. Detektory twardego promieniowania rentgenowskiego pracowały w zakresie 15–150 keV. Detektory składały się z kryształów CsI(Tl) o grubości 23 mm × 51 mm średnicy zamocowanych do fotopowielaczy za pomocą rurek świetlnych z tworzywa sztucznego. Twardy detektor zmieniał tryb pracy w zależności od (1) zmierzonej szybkości zliczania, (2) polecenia naziemnego lub (3) zmiany trybu telemetrii statku kosmicznego. Poziom wyzwalania był generalnie ustawiony dla 8-sigma powyżej tła, a czułość wynosi 10-6 erg/cm 2 (1 nJ/m 2 ). Po zarejestrowaniu impulsu impulsowego przyrząd przełącza się na rejestrację danych o wysokiej rozdzielczości, zapisując je w pamięci 32-kbitowej w celu powolnego odczytu telemetrii. Dane serii składają się z 16 s szybkości zliczania o rozdzielczości 8 ms lub 64 s szybkości zliczania 32 ms z sumy dwóch detektorów. Było również 16-kanałowych widm energetycznych z sumy 2 detektorów (pobrane w 1, 2, 4, 16 lub 32 sekundach integracji). W trybie „czekania” dane były pobierane z całkowaniem 0,25 lub 0,5 s i 4 kanałami energii (przy czym najkrótszy czas całkowania wynosił 8 s). Ponownie zsumowano wyjścia 2 detektorów.
Detektory miękkiego promieniowania rentgenowskiego Ulysses składały się z powierzchniowych detektorów barierowych Si o grubości 2,5 mm × 0,5 cm 2 powierzchni. 100 mg / cm 2 beryl folii przedniej szyby odrzucone niskie promieni rentgenowskich i określone stożkową pole widzenia 75 ° (pół-kąt). Detektory te były chłodzone pasywnie i pracują w zakresie temperatur od −35 do −55 °C. Detektor ten miał 6 kanałów energetycznych, obejmujących zakres 5–20 keV.
Teoretyczna astronomia rentgenowska
Teoretyczna rentgenowskie astronomia gałąź astronomii teoretycznej że dotyczy teoretycznej astrofizyki i teoretyczna Astrochemii do wytwarzania promieniowania rentgenowskiego , emisji, a w zastosowaniu do wykrywania obiektów kosmicznych .
Podobnie jak astrofizyka teoretyczna , teoretyczna astronomia rentgenowska wykorzystuje szeroką gamę narzędzi, które obejmują modele analityczne do przybliżania zachowania możliwego źródła promieniowania rentgenowskiego oraz obliczeniowe symulacje numeryczne w celu przybliżenia danych obserwacyjnych. Gdy dostępne są potencjalne konsekwencje obserwacyjne, można je porównać z obserwacjami eksperymentalnymi. Obserwatorzy mogą szukać danych, które obalają model lub pomagają w wyborze między kilkoma alternatywnymi lub sprzecznymi modelami.
Teoretycy starają się również generować lub modyfikować modele uwzględniające nowe dane. W przypadku niezgodności, ogólna tendencja polega na próbie wprowadzenia minimalnych modyfikacji modelu, aby dopasować dane. W niektórych przypadkach duża ilość niespójnych danych w czasie może prowadzić do całkowitego porzucenia modelu.
Większość tematów z astrofizyki , astrochemii , astrometrii i innych dziedzin astronomii badanych przez teoretyków dotyczy promieni rentgenowskich i źródeł promieniowania rentgenowskiego. Wiele początków teorii można znaleźć w laboratorium na Ziemi, gdzie budowane i badane jest źródło promieniowania rentgenowskiego.
Dynamos
Teoria dynama opisuje proces, w którym obracający się, konwekcyjny i przewodzący prąd elektryczny płyn działa w celu utrzymania pola magnetycznego . Teoria ta służy do wyjaśnienia obecności anomalnie długotrwałych pól magnetycznych w ciałach astrofizycznych. Jeśli niektóre pola magnetyczne gwiazd są rzeczywiście indukowane przez dynama, wówczas natężenie pola może być związane z szybkością rotacji.
Modele astronomiczne
( Obserwatorium Rentgenowskie Chandra ).
Na podstawie obserwowanego widma rentgenowskiego w połączeniu z wynikami emisji widmowej dla innych zakresów długości fal można zbudować model astronomiczny dotyczący prawdopodobnego źródła emisji promieniowania rentgenowskiego. Na przykład w przypadku Scorpiusa X-1 widmo promieniowania rentgenowskiego gwałtownie spada, gdy energia promieniowania rentgenowskiego wzrasta do 20 keV, co prawdopodobnie dotyczy mechanizmu plazmy termicznej. Ponadto nie ma emisji radiowej, a widoczne kontinuum jest mniej więcej takie, jak można by oczekiwać od gorącej plazmy pasującej do obserwowanego strumienia promieniowania rentgenowskiego. Plazma może być chmurą koronową centralnego obiektu lub przejściową plazmą, której źródło energii jest nieznane, ale może być związane z ideą bliskiej podwójnej.
W widmie rentgenowskim Mgławicy Krab istnieją trzy cechy, które znacznie różnią się od Scorpiusa X-1: jego widmo jest znacznie twardsze, średnica źródła jest w latach świetlnych (ly), a nie w jednostkach astronomicznych (AU), oraz radio. a optyczna emisja synchrotronu jest silna. Jego ogólna jasność promieniowania rentgenowskiego rywalizuje z emisją optyczną i może odpowiadać nietermicznej plazmie. Jednak Mgławica Krab jawi się jako źródło promieniowania rentgenowskiego, które jest centralną, swobodnie rozszerzającą się kulą rozcieńczonej plazmy, w której zawartość energii jest 100 razy większa od całkowitej zawartości energii dużej części widzialnej i radiowej, uzyskanej z nieznanego źródła.
„Linii podziału” jako olbrzymy rozwijać, aby stać się czerwone olbrzymy zbiega się również z wiatrem i koronowej podziałów. Aby wyjaśnić spadek emisji promieniowania rentgenowskiego wzdłuż tych linii podziału, zaproponowano szereg modeli:
- niskie gęstości regionu przejściowego, prowadzące do niskiej emisji w koronach,
- wygaszenie emisji koronalnej przez wiatr o dużej gęstości,
- tylko chłodne pętle koronowe stają się stabilne,
- zmiany w strukturze pola magnetycznego do otwartej topologii, prowadzące do zmniejszenia magnetycznie ograniczonej plazmy lub
- zmiany charakteru dynama magnetycznego, prowadzące do zaniku pól gwiazdowych, pozostawiając jedynie niewielkie pola generowane przez turbulencje wśród czerwonych olbrzymów.
Analityczna astronomia rentgenowska
Układy podwójne w promieniowaniu X o dużej masie (HMXB) składają się z nadolbrzymów towarzyszących OB i obiektów kompaktowych, zwykle gwiazd neutronowych (NS) lub czarnych dziur (BH). Rentgenowskie podwójne nadolbrzymy (SGXB) to HMXB, w których zwarte obiekty krążą wokół masywnych towarzyszy o kilkudniowych okresach orbitalnych (3-15 dni) i po orbitach kołowych (lub nieco ekscentrycznych). SGXB wykazują typowe widma twardego promieniowania rentgenowskiego akrecyjnych pulsarów, a większość wykazuje silną absorpcję jako przesłonięte HMXB. Jasność promieniowania rentgenowskiego ( L x ) wzrasta do 10 36 erg·s -1 (10 29 watów).
Mechanizm wyzwalający różne zachowania czasowe obserwowane między klasycznymi SGXB a niedawno odkrytymi nadolbrzymami szybkimi transjentami promieniowania rentgenowskiego (SFXT) jest wciąż przedmiotem dyskusji.
Astronomia rentgenowska gwiazd
Mówi się, że astronomia promieni X gwiazd rozpoczęła się 5 kwietnia 1974 r. wraz z wykryciem promieni rentgenowskich z Capelli . Lot rakiety w tym dniu na krótko skalibrował system kontroli położenia, gdy czujnik gwiazdy skierował oś ładunku na Capella (α Aur). W tym okresie promieniowanie rentgenowskie w zakresie 0,2–1,6 keV zostało wykryte przez system reflektorów rentgenowskich współosiowy z czujnikiem gwiazdy. Jasność promieniowania rentgenowskiego L x = 10 31 erg·s -1 (10 24 W) jest o cztery rzędy wielkości większa niż jasność promieniowania rentgenowskiego Słońca.
Gwiezdne korony
Gwiazdy w koronie lub gwiazdy w obłoku koronalnym są wszechobecne wśród gwiazd w chłodnej połowie diagramu Hertzsprunga-Russella . Eksperymenty z instrumentami na pokładzie Skylab i Copernicus zostały wykorzystane do poszukiwania miękkiej emisji promieniowania rentgenowskiego w zakresie energii ~0,14–0,284 keV z koron gwiezdnych. Eksperymenty na pokładzie ANS pozwoliły znaleźć sygnały rentgenowskie z Capelli i Sirius (α CMa). Po raz pierwszy zaproponowano emisję promieniowania rentgenowskiego ze wzmocnionej, podobnej do Słońca korony. Wysoka temperatura korony Capelli uzyskana z pierwszego koronalnego widma rentgenowskiego Capelli przy użyciu HEAO 1 wymagała magnetycznego ograniczenia, chyba że był to swobodnie płynący wiatr koronalny.
W 1977 odkryto, że Proxima Centauri emituje promieniowanie wysokoenergetyczne w XUV. W 1978 r. α Cen został zidentyfikowany jako źródło koronalne o niskiej aktywności. Dzięki działaniu obserwatorium Einsteina emisja promieniowania rentgenowskiego została uznana za charakterystyczną cechę wspólną dla wielu gwiazd obejmujących w zasadzie cały diagram Hertzsprunga-Russella. Wstępne badanie Einsteina doprowadziło do istotnych spostrzeżeń:
- Źródła promieniowania rentgenowskiego obfitują we wszystkie typy gwiazd, na diagramie Hertzsprunga-Russella i na większości etapów ewolucji,
- jasności promieniowania rentgenowskiego i ich rozkład wzdłuż ciągu głównego nie były zgodne z od dawna ulubionymi teoriami nagrzewania akustycznego, ale zostały teraz zinterpretowane jako efekt magnetycznego nagrzewania koronowego, oraz
- gwiazdy, które poza tym są podobne, ujawniają duże różnice w swoim promieniowaniu rentgenowskim, jeśli ich okres rotacji jest inny.
Aby dopasować widmo średniej rozdzielczości UX Ari, wymagane były obfitości podsłoneczne.
Astronomia promieniowania rentgenowskiego gwiazd przyczynia się do głębszego zrozumienia
- pola magnetyczne w dynamach magnetohydrodynamicznych,
- uwalnianie energii w rozrzedzonej plazmie astrofizycznej poprzez różne procesy plazmo-fizyczne oraz
- oddziaływania promieniowania wysokoenergetycznego ze środowiskiem gwiazdy.
Obecna wiedza głosi, że masywne gwiazdy ciągu głównego koronalnego są gwiazdami późnego A lub wczesnego F, co jest przypuszczeniem, które jest poparte zarówno obserwacjami, jak i teorią.
Młode, małomasywne gwiazdy
Nowo powstałe gwiazdy są znane jako gwiazdy przed ciągiem głównym na etapie ewolucji gwiazd, zanim dotrą do ciągu głównego . Gwiazdy na tym etapie (wiek <10 milionów lat) wytwarzają promienie X w swoich koronach gwiazd. Jednak ich emisja rentgenowska jest od 10 3 do 10 5 razy silniejsza niż w przypadku gwiazd ciągu głównego o podobnych masach.
Emisja promieniowania rentgenowskiego dla gwiazd sprzed ciągu głównego została odkryta przez Obserwatorium Einsteina . Ta emisja promieniowania rentgenowskiego jest wytwarzana głównie przez rozbłyski ponownego połączenia magnetycznego w koronach gwiazd, przy czym wiele małych rozbłysków przyczynia się do „spokojnej” emisji promieniowania rentgenowskiego z tych gwiazd. Gwiazdy przed ciągiem głównym mają duże strefy konwekcyjne, które z kolei napędzają silne dynama, wytwarzając silne powierzchniowe pola magnetyczne. Prowadzi to do wysokiej emisji promieniowania rentgenowskiego z tych gwiazd, które znajdują się w nasyconym reżimie promieniowania rentgenowskiego, w przeciwieństwie do gwiazd ciągu głównego, które wykazują rotacyjną modulację emisji promieniowania rentgenowskiego. Inne źródła emisji promieniowania rentgenowskiego to gorące punkty akrecyjne i skolimowane wypływy.
Emisja promieniowania rentgenowskiego jako wskaźnik młodości gwiazd jest ważna w badaniach regionów formowania się gwiazd. Większość obszarów gwiazdotwórczych w Drodze Mlecznej jest rzutowanych na pola płaszczyzny galaktycznej z licznymi niepowiązanymi gwiazdami polowymi. Często niemożliwe jest odróżnienie członków młodej gromady gwiezdnej od zanieczyszczeń gwiazd polowych przy użyciu samych obrazów optycznych i podczerwonych. Emisja promieniowania rentgenowskiego może z łatwością przenikać umiarkowaną absorpcję z obłoków molekularnych i może być wykorzystywana do identyfikacji kandydatów na członków klastra.
Niestabilne wiatry
Biorąc pod uwagę brak znaczącej zewnętrznej strefy konwekcji, teoria przewiduje brak dynama magnetycznego we wcześniejszych gwiazdach typu A. We wczesnych gwiazdach typu widmowego O i B wstrząsy powstające w niestabilnych wiatrach są prawdopodobnym źródłem promieni rentgenowskich.
Najfajniejsze krasnoludki M
Poza typem widmowym M5, klasyczne dynamo αω nie może dłużej działać, ponieważ wewnętrzna struktura gwiazd karłowatych zmienia się znacząco: stają się one w pełni konwekcyjne. Ponieważ dynamo rozproszone (lub α 2 ) może stać się istotne, zarówno strumień magnetyczny na powierzchni, jak i topologia pól magnetycznych w koronie powinny systematycznie zmieniać się w tym przejściu, być może powodując pewne nieciągłości w charakterystyce promieniowania rentgenowskiego wokół widma klasa DM5. Jednak obserwacje nie wydają się potwierdzać tego obrazu Najniższy masowe wykrywania promieniowania rentgenowskiego długi czas, VB 8 (M7e V) wykazało stałą emisję na poziomie X-ray jasności ( L X ) ≈ 10 26 erg • s -1 (10 19 W) i rozbłyskuje o rząd wielkości wyżej. Porównanie z innymi późnymi karłami M pokazuje raczej stałą tendencję.
Silna emisja promieniowania rentgenowskiego z gwiazd Herbig Ae/Be
Gwiazdy Herbiga Ae/Be są gwiazdami pre-sekwencji głównej. Jeśli chodzi o ich właściwości emisji promieniowania rentgenowskiego, niektóre są
- przypomina gorące gwiazdy,
- inni wskazują na aktywność koronalną, jak w chłodnych gwiazdach, w szczególności na obecność rozbłysków i bardzo wysokie temperatury.
Charakter tych silnych emisji pozostaje kontrowersyjny w przypadku modeli, w tym:
- niestabilne wiatry gwiazdowe,
- zderzające się wiatry,
- korony magnetyczne,
- korony dysku,
- magnetosfery zasilane wiatrem,
- wstrząsy akrecyjne,
- działanie dynama ścinania,
- obecność nieznanych towarzyszy późnego typu.
K olbrzymy
Gwiazdy FK Com to olbrzymy typu widmowego K o niezwykle szybkiej rotacji i oznakach ekstremalnej aktywności. Ich Coronae rentgenowskie należą do najbardziej światła ( L x ≥ 10 32 erg · s -1 lub 10 25 W) i najlepsze znane z dominującymi temperaturze 40 mK. Jednak aktualna popularna hipoteza zakłada połączenie bliskiego układu podwójnego, w którym orbitalny moment pędu towarzysza jest przenoszony na gwiazdę.
Polluks jest najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Bliźniąt , pomimo jej oznaczenia Beta, i 17. najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Pollux to gigantyczna pomarańczowa gwiazda K, która tworzy interesujący kontrast kolorystyczny ze swoim białym „bliźniakiem”, Castorem. Znaleziono dowody na gorącą, zewnętrzną, podtrzymywaną magnetycznie koronę wokół Polluksa, a gwiazda znana jest jako emiter promieniowania rentgenowskiego.
Eta Carinae
Nowe obserwacje rentgenowskie przeprowadzone przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra pokazują trzy odrębne struktury: zewnętrzny pierścień w kształcie podkowy o średnicy około 2 lat świetlnych, gorące jądro wewnętrzne o średnicy około 3 miesięcy świetlnych oraz gorące źródło centralne o średnicy mniejszej niż Średnica 1 miesiąca świetlnego, która może zawierać supergwiazdę, która kieruje całym przedstawieniem. Zewnętrzny pierścień dostarcza dowodów na kolejną dużą eksplozję, która miała miejsce ponad 1000 lat temu. Uważa się, że te trzy struktury wokół Eta Carinae reprezentują fale uderzeniowe wytwarzane przez materię oddalającą się od supergwiazdy z prędkością ponaddźwiękową. Temperatura gazu ogrzanego szokowo waha się od 60 MK w centralnych obszarach do 3 MK na zewnętrznej konstrukcji w kształcie podkowy. „Zdjęcie z Chandry zawiera pewne zagadki dla istniejących pomysłów na to, jak gwiazda może wytwarzać tak gorące i intensywne promieniowanie rentgenowskie” – mówi prof. Kris Davidson z University of Minnesota . Davidson jest głównym badaczem obserwacji Eta Carina przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a . „W najpopularniejszej teorii promieniowanie rentgenowskie powstaje w wyniku zderzenia strumieni gazu z dwóch gwiazd tak blisko siebie, że wyglądają one dla nas jak źródło punktowe. Ale co się dzieje ze strumieniami gazu, które uciekają na dalsze odległości? w środku nowy obraz stwarza nowe, wymagające warunki do spełnienia przez każdą teorię.”
Amatorska astronomia rentgenowska
Wspólnie astronomowie amatorzy obserwują różne obiekty i zjawiska niebieskie, czasami za pomocą sprzętu, który sami zbudowali. United States Air Force Academy (USAFA) jest domem tylko licencjackich programem satelitarnym amerykańskiej, a ma i nadal rozwijać FalconLaunch rakietach. Oprócz wszelkich bezpośrednich amatorskich wysiłków zmierzających do umieszczenia ładunków astronomii rentgenowskiej w kosmosie, istnieją możliwości, które umożliwiają umieszczenie opracowanych przez studentów eksperymentalnych ładunków na pokładach komercyjnych rakiet sondujących w ramach bezpłatnej przejażdżki.
Istnieją poważne ograniczenia dla amatorów obserwujących i zgłaszających eksperymenty w astronomii rentgenowskiej: koszt budowy rakiety lub balonu amatorskiego w celu umieszczenia detektora wystarczająco wysoko oraz koszt odpowiednich części do zbudowania odpowiedniego detektora promieniowania rentgenowskiego.
Historia astronomii rentgenowskiej
W 1927 EO Hulburt z US Naval Research Laboratory i współpracownicy Gregory Breit i Merle A. Tuve z Carnegie Institution of Washington badali możliwość wyposażenia rakiet Roberta H. Goddarda do badania górnych warstw atmosfery. „Dwa lata później zaproponował eksperymentalny program, w którym rakieta mogłaby zostać wykorzystana do badania górnych warstw atmosfery, w tym wykrywania promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego na dużych wysokościach”.
Pod koniec lat 30. XX w. obecność bardzo gorącego, rozrzedzonego gazu otaczającego Słońce została wywnioskowana pośrednio z optycznych linii koronalnych silnie zjonizowanych gatunków. Wiadomo, że Słońce jest otoczone gorącą, delikatną koroną. W połowie lat 40. obserwacje radiowe ujawniły koronę radiową wokół Słońca.
Początek poszukiwań źródeł promieniowania rentgenowskiego znad ziemskiej atmosfery nastąpił 5 sierpnia 1948 roku o godzinie 12:07 GMT. Rakieta V-2 armii amerykańskiej (wcześniej niemiecka) w ramach projektu Hermes została wystrzelona z poligonu White Sands Proving Grounds . Pierwsze słoneczne promienie rentgenowskie zarejestrował T. Burnight.
W latach 60., 70., 80. i 90. czułość detektorów znacznie wzrosła w ciągu 60 lat astronomii rentgenowskiej. Ponadto ogromnie rozwinęła się zdolność ogniskowania promieni rentgenowskich, umożliwiając tworzenie wysokiej jakości obrazów wielu fascynujących obiektów niebieskich.
Główne pytania w astronomii rentgenowskiej
Ponieważ astronomia rentgenowska wykorzystuje dużą sondę spektralną do zaglądania do źródła, jest to cenne narzędzie w staraniach o zrozumienie wielu zagadek.
Gwiezdne pola magnetyczne
Pola magnetyczne są wszechobecne wśród gwiazd, ale nie rozumiemy dokładnie, dlaczego, ani w pełni nie rozumiemy oszałamiającej różnorodności fizycznych mechanizmów plazmy, które działają w środowiskach gwiazd. Na przykład niektóre gwiazdy wydają się mieć pola magnetyczne, skamieniałe pola magnetyczne gwiazd, które pozostały po okresie ich formowania, podczas gdy inne zdają się często na nowo generować pole.
Astrometria pozasłonecznego źródła promieniowania rentgenowskiego
Po pierwszym wykryciu źródła promieniowania rentgenowskiego pozasłonecznego, pierwsze pytanie, jakie zwykle zadaje się, brzmi: „Jakie jest źródło?” Często przeprowadza się szeroko zakrojone poszukiwania na innych długościach fal, takich jak widzialne lub radiowe, w poszukiwaniu możliwych zbiegów obiektów. Wiele zweryfikowanych lokalizacji rentgenowskich nadal nie ma łatwo dostrzegalnych źródeł. Astrometria rentgenowska staje się poważnym problemem, który powoduje coraz większe wymagania dotyczące większej rozdzielczości kątowej i luminancji widmowej .
Istnieją nieodłączne trudności w dokonywaniu identyfikacji rentgenowskich/optycznych, rentgenowskich/radiowych i rentgenowskich/rentgenowskich opartych wyłącznie na zbiegach okoliczności pozycyjnych, zwłaszcza z utrudnieniami w dokonywaniu identyfikacji, takimi jak duża niepewność w wyznacznikach położenia balony i rakiety, słaba separacja źródeł w zatłoczonym regionie w kierunku centrum galaktyki, zmienność źródeł i wielość nomenklatury źródeł.
Odpowiedniki źródeł promieniowania rentgenowskiego dla gwiazd można zidentyfikować, obliczając odległość kątową między centroidami źródłowymi a pozycją gwiazdy. Maksymalna dopuszczalna separacja jest kompromisem między większą wartością, aby zidentyfikować jak najwięcej prawdziwych dopasowań, a mniejszą wartością, aby zminimalizować prawdopodobieństwo fałszywych dopasowań. „Przyjęte kryterium dopasowania wynoszące 40” znajduje prawie wszystkie możliwe dopasowania źródła promieniowania rentgenowskiego, utrzymując prawdopodobieństwo wszelkich fałszywych dopasowań w próbce na poziomie 3%”.
Słoneczna astronomia rentgenowska
Wszystkie wykryte źródła promieniowania rentgenowskiego na, wokół lub w pobliżu Słońca wydają się być związane z procesami zachodzącymi w koronie , która jest jego zewnętrzną atmosferą.
Problem z ogrzewaniem koronowym
W obszarze słonecznej astronomii rentgenowskiej istnieje problem nagrzewania się korony . Fotosfera Słońca ma efektywną temperaturę 5,570 K jednak jej koronowy ma średnią temperaturę 1-2 x 10 6 K. Jednakże gorące obszary są 8-20 x 10 6 K wysokiej temperatury pokazuje, że koronowych jest ogrzewany przez coś innego niż bezpośrednie przewodzenie ciepła z fotosfery.
Uważa się, że energia niezbędna do ogrzania korony jest dostarczana przez turbulentny ruch w strefie konwekcji poniżej fotosfery i zaproponowano dwa główne mechanizmy wyjaśniające nagrzewanie korony. Pierwszym z nich jest nagrzewanie fal , w którym fale dźwiękowe, grawitacyjne lub magnetohydrodynamiczne są wytwarzane przez turbulencje w strefie konwekcji. Fale te wędrują w górę i rozpraszają się w koronie, odkładając swoją energię w otaczającym gazie w postaci ciepła. Drugim jest ogrzewanie magnetyczne , w którym energia magnetyczna jest stale gromadzona przez ruch fotosferyczny i uwalniana przez ponowne połączenie magnetyczne w postaci dużych rozbłysków słonecznych i niezliczonych podobnych, ale mniejszych zdarzeń – nanorozbłysków .
Obecnie nie jest jasne, czy fale są wydajnym mechanizmem grzewczym. Stwierdzono, że wszystkie fale z wyjątkiem fal Alfvéna rozpraszają się lub załamują przed dotarciem do korony. Ponadto fale Alfvéna nie rozpraszają się łatwo w koronie. W związku z tym obecne badania przesunęły się w kierunku mechanizmów nagrzewania pochodni.
Koronalny wyrzut masy
Czołowej wyrzucania masy (CME) jest wytryskiwane w osoczu składający się głównie z elektronami i protonami (oprócz małych ilości cięższych pierwiastków, takich jak hel, tlen i żelazo), wraz z nośnych wieńcowych zamkniętych obszarów pola magnetycznego. Ewolucja tych zamkniętych struktur magnetycznych w odpowiedzi na różne ruchy fotosferyczne w różnych skalach czasowych (konwekcja, rotacja różnicowa, cyrkulacja południkowa) w jakiś sposób prowadzi do CME. Sygnatury energetyczne na małą skalę, takie jak ogrzewanie plazmowe (obserwowane jako kompaktowe rozjaśnienie miękkiego promieniowania rentgenowskiego) mogą wskazywać na zbliżające się CME.
Miękka esica rentgenowska (intensywność miękkich promieni rentgenowskich w kształcie litery S) jest obserwacyjnym przejawem związku między strukturą korony a wytwarzaniem CME. „Powiązanie sigmoidów na długościach fal promieniowania rentgenowskiego (i innych) ze strukturami magnetycznymi i obecnymi systemami w atmosferze słonecznej jest kluczem do zrozumienia ich związku z CME”.
Pierwsze wykrycie koronalnego wyrzutu masy (CME) jako takiego zostało dokonane 1 grudnia 1971 r. przez R. Touseya z US Naval Research Laboratory przy użyciu OSO7 . Wcześniejsze obserwacje stanów przejściowych koronalnych lub nawet zjawisk obserwowanych wizualnie podczas zaćmień Słońca są obecnie rozumiane jako zasadniczo to samo.
Największe zaburzenie geomagnetyczne, wynikające prawdopodobnie z „prehistorycznego” CME, zbiegło się z pierwszym zaobserwowanym rozbłyskiem słonecznym w 1859 roku. Rozbłysk został zaobserwowany wizualnie przez Richarda Christophera Carringtona, a burzę geomagnetyczną zaobserwowano za pomocą magnetografu rejestrującego w Kew Gardens . Ten sam instrument zarejestrował ćwierćnutę , natychmiastowe zaburzenie jonosfery Ziemi przez jonizację miękkich promieni rentgenowskich. Nie było to łatwe do zrozumienia w tamtych czasach, ponieważ poprzedzało odkrycie promieni rentgenowskich (przez Roentgena ) i rozpoznanie jonosfery (przez Kennelly'ego i Heaviside'a ).
Egzotyczne źródła promieniowania rentgenowskiego
Mikrokwazar jest mniejszy kuzyn kwazaru który jest radiowy emitowania promieniowania rentgenowskiego binarny , a często jest rozwiązywana pary dysz radiowych. LSI+61°303 to okresowy, emitujący fale radiowe układ binarny, który jest również źródłem promieniowania gamma, CG135+01. Obserwacje ujawniają rosnącą liczbę nawracających stanów przejściowych promieniowania rentgenowskiego , charakteryzujących się krótkimi rozbłyskami o bardzo szybkim czasie narastania (dziesiątki minut) i typowym czasie trwania kilku godzin, które są związane z nadolbrzymami OB, a tym samym definiują nową klasę masywnych ray binaries: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT). Obserwacje dokonane przez Chandrę wskazują na obecność pętli i pierścieni w gorącym gazie emitującym promieniowanie rentgenowskie, który otacza Messiera 87 . Magnetarem to rodzaj gwiazdy neutronów o bardzo silnym polem magnetycznym, które zasila się emisji dużą ilością promieniowania elektromagnetycznego o wysokiej energii, zwłaszcza promieniowaniem rentgenowskim i rozpad promieni gamma .
Ciemne gwiazdy rentgenowskie
Podczas cyklu słonecznego, jak pokazano na sekwencji zdjęć po prawej stronie, Słońce jest czasami prawie ciemne w promieniowaniu rentgenowskim, prawie zmienna w promieniowaniu rentgenowskim. Z drugiej strony Betelgeuse wydaje się być zawsze ciemna w świetle rentgenowskim. Czerwone olbrzymy nie emitują prawie żadnych promieni rentgenowskich. Emisja promieniowania rentgenowskiego zaczyna się dość gwałtownie wokół typu widmowego A7-F0, z szerokim zakresem jasności rozwijającym się w klasie widmowej F. Altair to typ widmowy A7V, a Vega to A0V. Całkowita jasność promieniowania rentgenowskiego Altaira jest co najmniej o rząd wielkości większa niż jasność promieniowania rentgenowskiego Vegi. Oczekuje się, że zewnętrzna strefa konwekcji wczesnych gwiazd F będzie bardzo płytka i nieobecna u karłów typu A, jednak strumień akustyczny z wnętrza osiąga maksimum dla późnych gwiazd A i wczesnych F, co prowokuje badania aktywności magnetycznej w gwiazdach typu A wzdłuż trzy główne linie. Chemicznie osobliwe gwiazdy typu spektralnego Bp lub Ap są znaczącymi magnetycznymi źródłami radiowymi, większość gwiazd Bp/Ap pozostaje niewykryta, a spośród tych, które we wczesnej fazie doniesiono, że wytwarzają promieniowanie rentgenowskie, tylko kilka z nich można zidentyfikować jako prawdopodobnie pojedyncze gwiazdy. Obserwacje rentgenowskie dają możliwość wykrycia (ciemnych w promieniowaniu rentgenowskim) planet, gdy zaćmią część korony swojej gwiazdy macierzystej podczas tranzytu. „Takie metody są szczególnie obiecujące w przypadku gwiazd o małej masie, ponieważ planeta podobna do Jowisza może zaćmić dość znaczny obszar koronalny”.
Rentgenowska ciemna planeta/kometa
Obserwacje rentgenowskie dają możliwość wykrycia (ciemnych w promieniowaniu rentgenowskim) planet, gdy zaćmią część korony swojej gwiazdy macierzystej podczas tranzytu. „Takie metody są szczególnie obiecujące dla gwiazd o małej masie, ponieważ planeta podobna do Jowisza może zaćmić dość znaczący obszar koronalny”.
Gdy detektory promieniowania rentgenowskiego stały się bardziej czułe, zaobserwowały, że niektóre planety i inne nieluminescencyjne obiekty niebieskie normalnie emitujące promieniowanie rentgenowskie w określonych warunkach emitują, fluoryzują lub odbijają promieniowanie rentgenowskie.
Kometa Lulina
Satelita NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission monitorował kometę Lulin, gdy zbliżała się ona do 63 Gm Ziemi. Po raz pierwszy astronomowie mogą zobaczyć jednocześnie obrazy komety w promieniowaniu UV i rentgenowskim. „Wiatr słoneczny — szybko poruszający się strumień cząstek ze Słońca — wchodzi w interakcję z szerszym obłokiem atomów komety. To powoduje, że wiatr słoneczny rozświetla się promieniami rentgenowskimi i to właśnie widzi Swift XRT” — powiedział Stefan Immler. Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda. Ta interakcja, zwana wymianą ładunków, powoduje promieniowanie rentgenowskie z większości komet, gdy przechodzą one w odległości około trzykrotnej odległości Ziemi od Słońca. Ponieważ Lulin jest tak aktywny, jego chmura atomowa jest szczególnie gęsta. W rezultacie obszar emitujący promieniowanie rentgenowskie rozciąga się daleko na słońce od komety.
Zobacz też
Bibliografia
Źródła
- Treść tego artykułu została dostosowana i rozszerzona z http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (domena publiczna)