Астрофизический источник рентгеновского излучения

редактировать

Рентгеновские лучи начинаются с ~ 0,008 нм и распространяются по электромагнитному спектру до ~ 8 нм, над которым располагается атмосфера Земли. непрозрачный.

Астрофизические источники рентгеновского излучения - это астрономические объекты с физическими свойствами, которые приводят к испусканию рентгеновских лучей.

Существует ряд типов астрофизических объекты, излучающие рентгеновские лучи, от скоплений галактик, через черные дыры в активных ядрах галактик (AGN) до галактических объектов, таких как остатки сверхновых, звезды и двойные звезды, содержащие белый карлик (катаклизмические переменные звезды и сверхмягкие источники рентгеновского излучения ), нейтронная звезда или черная дыра (рентгеновские двойные системы ). Некоторые тела солнечной системы испускают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна, хотя большая часть рентгеновской яркости Луны возникает из-за отраженных солнечных рентгеновских лучей. Считается, что комбинация множества неразрешенных источников рентгеновского излучения дает наблюдаемый рентгеновский фон. Рентгеновский континуум может возникать в результате тормозного излучения, магнитного или обычного кулоновского, излучения черного тела, синхротронного излучения, обратного комптоновского рассеяния фотонов меньшей энергии релятивистскими электронами, столкновениями быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинацией с дополнительными электронными переходами или без них.

Кроме того, небесные сущности в космосе обсуждаются как небесные X- источники лучей. Происхождение всех наблюдаемых астрономических источников рентгеновского излучения находится рядом с корональным облаком или связано с корональным облаком или газом при температурах коронального облака в течение любого длительного или короткого периода.

Содержание

  • 1 Скопления галактик
  • 2 Квазары
  • 3 Сейфертовские галактики
  • 4 Яркие в рентгеновском диапазоне галактики
  • 5 Ультралюминесцентные источники рентгеновского излучения
  • 6 Черные дыры
  • 7 Сверхновая остатки (SNR)
  • 8 Рентгеновское излучение звезд
    • 8,1 Vela X-1
    • 8,2 Hercules X-1
    • 8,3 Scorpius X-1
    • 8,4 Солнце
    • 8,5 Белые карлики
    • 8.6 Коричневые карлики
      • 8.6.1 LP 944-20
      • 8.6.2 TWA 5B
  • 9 Отражение рентгеновских лучей
  • 10 Флуоресценция рентгеновских лучей
    • 10.1 Обнаружение комет
  • 11 Небесное Источники рентгеновского излучения
    • 11,1 Andromeda
    • 11,2 Boötes
    • 11,3 Camelopardalis
    • 11,4 Canes Venatici
    • 11,5 Canis Major
    • 11,6 Cassiopeia
    • 11,7 Carina
    • 11,8 Cetus
    • 11,9 Хамелеон
      • 11.9.1 Темное облако Хамелеон I
      • 11.9.2 Темное облако Хамелеон II
      • 11.9.3 Темное облако Хамелеон III
    • 11.10 Корона Бореалис
    • 11,11 Корвус
    • 11,12 Кратер
    • 11,13 Драко
    • 11,14 Эридан
    • 11,15 Гидра
    • 11,16 Малый Лев
    • 11,17 Орион
    • 11,18 Пегас
    • 11,19 Персей
    • 11,20 Пиктор
    • 11,21 Щенок
    • 11,22 Стрелец
    • 11. 23 Скульптор
    • 11.24 Змеи
    • 11.25 Большая Медведица
  • 12 Экзотические источники рентгеновского излучения
    • 12.1 Микроквазар
    • 12.2 Рентгеновские двойные системы Be
    • 12.3 Сверхгигантские транзиенты быстрого рентгеновского излучения (SFXT)
    • 12,4 Мессье 87
    • 12,5 Магнетары
  • 13 Рентгеновские темные звезды
  • 14 Рентгеновская межзвездная среда
  • 15 Диффузный рентгеновский фон
  • 16 Рентгеновские темные планеты
    • 16,1 Земля
  • 17 См. Также
  • 18 Источники

Скопления галактик

Рентгеновское фото, сделанное рентгеновской обсерваторией Чандра скопления пуль. Время выдержки 140 часов. Масштаб отображается в мега парсеках. Красное смещение (z) = 0,3, что означает, что его свет имеет длину волны, растянутую в 1,3 раза.

Скопления галактик образуются путем слияния более мелких единиц материи, таких как группы галактик или отдельные галактики. Падающий материал (который содержит галактики, газ и темную материю ) приобретает кинетическую энергию по мере того, как он попадает в гравитационную потенциальную яму скопления. Падающий газ сталкивается с газом, уже находящимся в кластере, и ударная волна нагревается до 10–10 К в зависимости от размера кластера. Этот очень горячий газ излучает рентгеновское излучение за счет теплового тормозного излучения и линейного излучения металлов (в астрономии «металлы» часто означают все элементы, кроме водорода и гелия <189.>). Галактики и темная материя являются бесстолкновительными и быстро становятся вириализованными, вращаясь в скоплении с потенциальной ямой.

. При статистической значимости 8σ это Было обнаружено, что пространственное смещение центра общей массы от центра пиков барионной массы не может быть объяснено изменением закона гравитационной силы.

Квазары

Вид 4C 71.07 по наблюдениям Взрыва и эксперимент с переходным источником. Это помогло убедить ученых, что они изучали данные с квазара, а не из какого-то другого источника поблизости. В видимом свете 4C 71.07 не впечатляет, это всего лишь далекая точка света. Этот объект действительно светится с помощью радио и рентгеновских лучей, а теперь и гамма-лучей. 4C 71.07 - это его обозначение в каталоге радиоисточников 4-го Кембриджского университета. 4C 71.07 имеет красное смещение z = 2,17, что означает, что он находится на расстоянии 11 миллиардов лет во Вселенной возрастом от 12 до 15 миллиардов лет (если z = 1 означает 5 миллиардов световых лет).

A квазизвездный радиоисточник (квазар ) - очень энергичная и далекая галактика с активным галактическим ядром (AGN). QSO 0836 + 7107 - это Q uasi- S теллар O bject (QSO), который излучает непонятное количество радиоэнергии. Это радиоизлучение вызывается спиралевидным движением электронов (ускорением) вдоль магнитных полей, создающих циклотронное или синхротронное излучение. Эти электроны также могут взаимодействовать с видимым светом, излучаемым диском вокруг AGN или черной дырой в его центре. Эти фотоны ускоряют электроны, которые затем испускают рентгеновское и гамма-излучение посредством комптоновского и обратного комптоновского рассеяния.

На борту обсерватории гамма-излучения Комптона (CGRO) есть экспериментальный эксперимент с импульсными и переходными источниками (BATSE), который обнаруживает в диапазоне от 20 кэВ до 8 МэВ диапазон. QSO 0836 + 7107 или 4C 71.07 были обнаружены BATSE как источник мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. «BATSE обнаружила, что это может быть источник мягкого гамма-излучения», - сказал МакКоллоу. QSO 0836 + 7107 - самый слабый и самый далекий объект, который можно наблюдать в мягких гамма-лучах. Он уже наблюдался в гамма-лучах с помощью Энергетического гамма-экспериментального телескопа (EGRET), а также на борту Комптоновской гамма-обсерватории.

Сейфертовские галактики

Сейфертовские галактики относятся к классу галактик с ядрами, которые производят излучение спектральной линии из сильно ионизированного газа. Они являются подклассом активных ядер галактик (AGN) и, как считается, содержат сверхмассивные черные дыры.

галактики, яркие в рентгеновском диапазоне

Следующие галактики ранних типов ( NGC) были обнаружены как рентгеновские яркие из-за горячих газовых корон: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 и 5128. Рентгеновское излучение может можно объяснить как тепловое тормозное излучение горячего газа (0,5–1,5 кэВ).

Ультралюминиевые источники рентгеновского излучения

Ультралюминиевые источники рентгеновского излучения (ULX) представляют собой точечные неядерные источники рентгеновского излучения с яркостью выше предела Эддингтона 3 × 10 Вт для черной дыры 20 M. Многие ULX демонстрируют сильную изменчивость и могут быть двойными черными дырами. Чтобы попасть в класс черных дыр промежуточной массы (IMBHs), их светимость, тепловое излучение диска, временные шкалы вариаций и окружающие туманности с эмиссионными линиями должны указывать на это. Однако, когда излучение излучается или превышает предел Эддингтона, ULX может быть черной дырой звездной массы. Соседняя спиральная галактика NGC 1313 имеет два компактных ULX, X-1 и X-2. Для X-1 светимость в рентгеновских лучах увеличивается до максимума 3 × 10 Вт, превышая предел Эддингтона, и входит в состояние крутого степенного закона при высоких яркостях, более характерных для черной дыры звездной массы, тогда как X-2 имеет противоположное поведение и, похоже, находится в состоянии жесткого рентгеновского излучения IMBH.

Черные дыры

Изображение Chandra Лебедя X-1, которое было первым сильным кандидатом в черные дыры. обнаружено.

Черные дыры испускают излучение, потому что вещество, попадающее в них, теряет гравитационную энергию, что может привести к излучению до того, как вещество упадет за горизонт событий. Падающая материя имеет угловой момент, что означает, что вещество не может упасть прямо, а вращается вокруг черной дыры. Этот материал часто образует аккреционный диск . Подобные светящиеся аккреционные диски могут также образовываться вокруг белых карликов и нейтронных звезд, но в них падающий газ выделяет дополнительную энергию, поскольку он с большой скоростью ударяется о поверхность плотности. В случае нейтронной звезды скорость падения может составлять значительную долю скорости света.

В некоторых системах нейтронных звезд или белых карликов магнитное поле звезды достаточно сильно, чтобы предотвратить формирование аккреционного диска. Материал диска сильно нагревается из-за трения и излучает рентгеновские лучи. Материал в диске медленно теряет угловой момент и падает на компактную звезду. В нейтронных звездах и белых карликах дополнительные рентгеновские лучи генерируются, когда материал попадает на их поверхности. Рентгеновское излучение черных дыр непостоянно, его светимость за очень короткие промежутки времени. Изменение светимости может дать информацию о размере черной дыры.

Остатки сверхновой (SNR)

Сверхновая 2005ke, обнаруженная в 2005 году, представляет собой сверхновую типа Ia, важный взрыв "стандартной свечи", используемый астрономами для измерения расстояний во Вселенной. Здесь показан взрыв в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн. Это первое рентгеновское изображение типа Ia, и оно предоставило наблюдательные доказательства того, что тип Ia - это взрыв белого карлика, вращающегося вокруг звезды красного гиганта. Рентгеновское изображение SN 1572 Тип Ia остаток, видимый космическим телескопом Чандра

A Сверхновая звезда типа Ia - это взрыв белого карлика на орбите вокруг другого белого карлика или красный гигант звезда. Плотный белый карлик может накапливать газ, подаренный компаньоном. Когда карлик достигает критической массы 1,4 M, происходит термоядерный взрыв. Поскольку каждый Тип Ia светится известной яркостью, Тип Ia называется «стандартными свечами» и используется астрономами для измерения расстояний во Вселенной.

SN 2005ke - первая сверхновая типа Ia, обнаруженная в рентгеновских лучах, и она намного ярче в ультрафиолете, чем ожидалось.

Рентгеновское излучение звезд

Vela X-1

Vela X-1 - это пульсирующая, затмевающая массивная двойная рентгеновская система (HMXB), связанная с Ухуру источник 4U 0900-40 и сверхгигант звезда HD 77581. Рентгеновское излучение нейтронной звезды вызвано захватом и аккрецией вещества от звездного ветра спутника-сверхгиганта. Vela X-1 является прототипом отделенного HMXB.

Hercules X-1

Эта кривая блеска Her X-1 показывает долгосрочную и среднесрочную изменчивость. Каждая пара вертикальных линий очерчивает затмение компактного объекта за его звездой-компаньоном. В данном случае спутник - звезда массой 2 Солнца с радиусом почти в 4 раза больше, чем у нашего Солнца. Это затмение показывает орбитальный период системы, равный 1,7 дня.

рентгеновская двойная система средней массы (IMXB) - это двойная звездная система, в которой одним из компонентов является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда промежуточной массы.

Hercules X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество от нормальной звезды (HZ Her), вероятно, из-за переполнения полости Роша. X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных систем, хотя он находится на границе, ~ 2 M, между рентгеновскими двойными с большой и малой массой.

Scorpius X-1

Первый внесолнечный источник рентгеновского излучения был обнаружен 12 июня 1962 года. Этот источник получил название Scorpius X-1, первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона, расположенном в направлении центра Млечного Пути. Scorpius X-1 удален от Земли примерно на 9000 лет и после Солнца является источником рентгеновского излучения в небе с энергиями ниже 20 кэВ. Его рентгеновское излучение составляет 2,3 × 10 Вт, что примерно в 60 000 раз превышает общую светимость Солнца. Скорпион X-1 сам по себе нейтронная звезда. Эта система классифицируется как рентгеновская двойная система с малой массой (LMXB); масса нейтронной звезды составляет примерно 1,4 массы Солнца, тогда как массы звезды-донора всего 0,42 массы Солнца.

Солнце

Корона Солнца, видимая в рентгеновской области электромагнитный спектр 8 мая 1992 г., полученный телескопом мягкого рентгеновского излучения на борту космического корабля Yohkoh солнечной обсерватории.

В конце 1930-х гг. Обнаружено присутствие очень горячего разреженного газа. окружение Солнца было косвенно выведено из оптических корональных линий высокоионизированных видов. В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. После регистрации рентгеновских фотонов от Солнца в ходе полета ракеты, Т. Бёрнайт писал: «Предполагается, что источником этого излучения является Солнце, хотя из теоретических оценок излучения нельзя ожидать излучения с длиной волны короче 4 Å. излучение черного тела от солнечной короны ". И, конечно же, во время солнечных затмений люди видели солнечную корону в рассеянном видимом свете.

Хотя нейтронные звезды и черные дыры являются типичными точечными источниками рентгеновского излучения, все звезды главной последовательности, вероятно, имеют достаточно горячую корону, чтобы излучать рентгеновские лучи. Звезды типа A или F имеют самые тонкие зоны конвекции и поэтому производят небольшую корональную активность.

Подобные изменения, связанные с солнечным циклом, наблюдаются в потоке солнечного рентгеновского и УФ-излучения. или EUV-излучение. Вращение является одним из основных факторов, определяющих магнитное динамо, но этот момент нельзя продемонстрировать, наблюдая Солнце: магнитная активность Солнца на самом деле сильно модулируется (из-за 11-летнего цикла магнитного пятна), но этот эффект не является напрямую зависит от периода вращения.

Солнечные вспышки обычно следуют солнечному циклу. был запущен 31 июля 2001 г., что совпало с максимумом 23-го цикла солнечной активности. Солнечная вспышка 29 октября 2003 г., по-видимому, показала значительную степень линейной поляризации (>70% в каналах E2 = 40–60 кэВ и E3 = 60–100 кэВ, но только около 50% в E1 = 20–40 кэВ) в жестких условиях. Рентгеновские лучи, но другие наблюдения обычно устанавливают только верхние пределы.

Это трехслойный композит с искусственными цветами, полученный обсерваторией TRACE : синий, зеленый и красный каналы показывают 17,1 нм, 19,5 нм и 28,4 нм соответственно. Эти фильтры TRACE наиболее чувствительны к излучению плазмы 1, 1,5 и 2 миллиона градусов, таким образом показывая всю корону и детали корональных петель в нижней части солнечной атмосферы.

Корональные петли образуют основную структуру нижней корона и переходная область Солнца. Эти четко структурированные и элегантные петли являются прямым следствием закрученного солнечного магнитного потока внутри солнечного тела. Население корональных петель может быть напрямую связано с солнечным циклом, именно по этой причине корональные петли часто встречаются с пятнами на их основаниях. Корональные петли заселяют как активные, так и спокойные области солнечной поверхности. Телескоп мягкого рентгеновского излучения (SXT) Yohkoh наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ, разрешая солнечные детали до 2,5 угловых секунд с временным разрешением 0,5–2 секунды.. SXT был чувствителен к плазме в диапазоне температур 2–4 МК, что делало его идеальной платформой для наблюдений для сравнения с данными, собранными из TRACE корональных петель, излучающих в длинах волн EUV.

Вариации солнечной энергии. -вспышки в мягком рентгеновском диапазоне (10–130 нм) и EUV (26–34 нм), зарегистрированные на борту, демонстрируют для большинства вспышек, наблюдавшихся КОРОНАС-Ф в 2001–2003 гг., УФ-излучение опережало рентгеновское излучение на 1–10 мин.

Белые карлики

Когда ядро ​​звезды средней массы сжимается, это вызывает выделение энергии, которое заставляет оболочку звезды расширяться. Это продолжается до тех пор, пока звезда наконец не сорвет свои внешние слои. Ядро звезды остается нетронутым и превращается в белый карлик. Белый карлик окружен расширяющейся газовой оболочкой в ​​объекте, известном как планетарная туманность. Планетарная туманность, кажется, знаменует переход звезды средней массы от красного гиганта к белому карлику. На рентгеновских изображениях видны облака газа с многомиллионными градусами, сжатые и нагретые быстрым звездным ветром. В конце концов центральная звезда коллапсирует, образуя белый карлик. В течение примерно миллиарда лет после того, как звезда коллапсирует, чтобы сформировать белый карлик, она «раскалена до белого каления» с температурой поверхности ~ 20 000 К.

Рентгеновское излучение было обнаружено с PG 1658 + 441, a горячий изолированный белый магнитный карлик, впервые обнаруженный в ходе наблюдения IPC Einstein, а затем идентифицированный в ходе наблюдения массива множителей каналов Exosat. «Широкополосный спектр этого белого карлика DA можно объяснить как излучение из однородной, тяжелой, чистой водородной атмосферы с температурой около 28000 К.» Эти наблюдения PG 1658 + 441 подтверждают корреляцию между температурой и содержанием гелия в атмосферах белых карликов.

A источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSXS) излучает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ. Считается, что сверхмягкие рентгеновские лучи производятся устойчивым ядерным синтезом на поверхности белого карлика из материала, извлеченного из двойного компаньона. Для этого требуется достаточно высокий поток материала для поддержания плавления.

Реальные вариации массопереноса могут происходить в V Sge, аналогично SSXS RX J0513.9-6951, что было выявлено анализом активности SSXS V Sge, где эпизоды длительных низких состояний происходят в цикле ~ 400 дней.

RX J0648.0-4418 - рентгеновский пульсатор в Крабовидной туманности. HD 49798 - субкарликовая звезда, образующая двойную систему с RX J0648.0-4418. Субкарликовая звезда - яркий объект в оптическом и УФ-диапазонах. Период обращения системы точно известен. Недавние наблюдения XMM-Newton, приуроченные к ожидаемому затмению источника рентгеновского излучения, позволили точно определить массу источника рентгеновского излучения (не менее 1,2 массы Солнца), установив рентгеновское излучение. как редкий сверхмассивный белый карлик.

Коричневые карлики

Согласно теории, объект, имеющий массу менее 8% массы Солнца, не может выдержать значительных ядерный синтез в своей основе. Это отмечает разделительную линию между красными карликами, звездами и коричневыми карликами. Разделительная линия между планетами и коричневыми карликами проходит с объектами, масса которых меньше примерно 1% массы Солнца, или в 10 раз больше массы Юпитера. Эти объекты не могут синтезировать дейтерий.

Изображение LP 944-20 перед вспышкой и во время вспышки, сделанное Чандрой.

LP 944-20

Без сильного центрального источника ядерной энергии внутренняя часть коричневого карлика быстро кипит, или конвективное состояние. В сочетании с быстрым вращением, которое демонстрируют большинство коричневых карликов, конвекция создает условия для развития сильного запутанного магнитного поля у поверхности. Вспышка, наблюдаемая Чандрой из LP 944-20, могла возникнуть в турбулентном намагниченном горячем веществе под поверхностью коричневого карлика. Подземная вспышка может проводить тепло в атмосферу, позволяя протекать электрическим токам и производить рентгеновскую вспышку, как удар молнии. Отсутствие рентгеновских лучей от LP 944-20 в период отсутствия вспышки также является значительным результатом. Он устанавливает самый низкий наблюдательный предел для стабильной мощности рентгеновского излучения, производимого коричневой карликовой звездой, и показывает, что короны перестают существовать, когда температура поверхности коричневого карлика охлаждается ниже примерно 2500 ° C и становится электрически нейтральной.

Chandra observation of TWA 5B.

TWA 5B

Используя рентгеновскую обсерваторию НАСА Чандра, ученые обнаружили рентгеновские лучи от небольшого коричневого карлика в множественной звездной системе. Это первый раз, когда коричневый карлик так близко к своей родительской звезде (звездам) (солнечноподобные звезды TWA 5A) был разрешен в рентгеновских лучах. «Наши данные Чандры показывают, что рентгеновские лучи исходят из корональной плазмы коричневого карлика, температура которой составляет около 3 миллионов градусов по Цельсию», - сказал Йохко Цубои из Университета Тюо в Токио. «Этот коричневый карлик в рентгеновском свете такой же яркий, как сегодняшнее Солнце, но в пятьдесят раз менее массивен, чем Солнце», - сказал Цубои. «Это наблюдение, таким образом, повышает вероятность того, что даже массивные планеты могут сами излучать рентгеновские лучи в молодости!»

Отражение рентгеновских лучей

Рентгеновские лучи Чандры (слева) и Хаббловские оптические лучи (справа) изображения Сатурна 14 апреля 2003 г. Период наблюдений: 20 часов, 14–15 апреля 2003 г. Цветовой код: красный (0,4 - 0,6 кэВ), зеленый (0,6 - 0,8 кэВ), синий (0,8 - 1,0 кэВ). Юпитер показывает интенсивное рентгеновское излучение, связанное с полярными сияниями в его полярных областях (рентгеновское изображение обсерватории Чандра слева). На прилагаемой схеме показано, как возникает необычно частая и впечатляющая авроральная активность Юпитера. Сильное, быстро вращающееся магнитное поле Юпитера (голубые линии) создает сильные электрические поля в пространстве вокруг планеты. Заряженные частицы (белые точки), захваченные магнитным полем Юпитера, постоянно ускоряются (золотые частицы) вниз в атмосферу над полярными областями, поэтому полярные сияния почти всегда активны на Юпитере. Период наблюдений: 17 часов, 24–26 февраля 2003 г.

Для объяснения полярных сияний на полюсах Юпитера требуются электрические потенциалы около 10 миллионов вольт и токи в 10 миллионов ампер - в сто раз больше, чем у самых мощных молний., которые в тысячу раз мощнее земных.

На Земле полярные сияния вызываются солнечными бурями энергичных частиц, которые нарушают магнитное поле Земли. Как показано на рисунке, порывы частиц от Солнца также искажают магнитное поле Юпитера и иногда вызывают полярные сияния.

Спектр рентгеновских лучей Сатурна аналогичен спектру рентгеновских лучей от Солнца, что указывает на то, что рентгеновское излучение Сатурна связано с отражением солнечных рентгеновских лучей атмосферой Сатурна. Оптическое изображение намного ярче и показывает красивые кольцевые структуры, которые не были обнаружены в рентгеновских лучах.

Рентгеновская флуоресценция

Некоторые из обнаруженных рентгеновских лучей исходят от других тел Солнечной системы. чем Солнце, производятся флуоресценцией. Рассеянные солнечные рентгеновские лучи дают дополнительный компонент.

На изображении Луны с помощью Röntgensatellit (ROSAT) яркость пикселей соответствует интенсивности рентгеновского излучения. Яркое полушарие Луны светится в рентгеновских лучах, потому что оно повторно излучает рентгеновские лучи, исходящие от Солнца. Фоновое небо имеет рентгеновское свечение отчасти из-за множества далеких, мощных активных галактик, неразрешенных на снимке ROSAT. Темная сторона лунного диска затеняет это рентгеновское фоновое излучение, исходящее из глубокого космоса. Некоторые рентгеновские лучи, кажется, исходят только из затененного полушария Луны. Вместо этого они происходят из геокороны Земли или протяженной атмосферы, окружающей орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Измеренная рентгеновская светимость Луны ~ 1,2 × 10 Вт делает Луну одним из самых слабых известных источников рентгеновского излучения неземного происхождения.

Обнаружение кометы

Комета Люлин проходила через созвездие Весов, когда Свифт сфотографировал ее 28 января 2009 года. Это изображение объединяет данные, полученные с помощью ультрафиолетового / оптического телескопа Свифта (синий и зеленый) и рентгеновский телескоп (красный). Во время наблюдения комета находилась на расстоянии 99,5 миллионов миль от Земли и 115,3 миллионов миль от Солнца.

спутник НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission вел мониторинг кометы Люлин поскольку он приблизился к 63 Гм Земли. Впервые астрономы могут увидеть одновременно ультрафиолетовые и рентгеновские изображения кометы. «Солнечный ветер - быстро движущийся поток частиц от Солнца - взаимодействует с более широким облаком атомов кометы. Это заставляет солнечный ветер освещаться рентгеновскими лучами, и это то, что видит XRT Swift», - сказал Стефан Иммлер. Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое перезарядкой, приводит к появлению рентгеновских лучей от большинства комет, когда они проходят на расстоянии примерно в три раза превышающем расстояние Земли от Солнца. Поскольку Лулин настолько активен, его атомное облако особенно плотно. В результате область, излучающая рентгеновские лучи, простирается далеко от кометы к Солнцу.

Небесные источники рентгеновского излучения

Небесная сфера была разделена на 88 созвездий. Созвездия IAU - это области неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них представляют собой галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них - пульсары. Как и в случае с астрономическими источниками рентгеновского излучения, стремление понять генерацию рентгеновских лучей видимым источником помогает понять Солнце, Вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле.

Андромеда

Галактика Андромеды - в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (выпущено 5 января 2016 г.). Использование Обращаясь к рентгеновскому телескопу Чандра, астрономы сфотографировали центр нашей почти близнецовой Вселенной, обнаружив свидетельства существования странного объекта. Подобно Млечному Пути, галактический центр Андромеды, похоже, содержит источник рентгеновского излучения, характерный для черной дыры с массой в миллион или более солнечных масс. На рентгеновском снимке в искусственных цветах, показанном выше, в центральной области Андромеды в виде желтоватых точек виден ряд источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновских двойных звезд. Голубой источник, расположенный прямо в центре галактики, совпадает с положением предполагаемой массивной черной дыры. В то время как рентгеновские лучи образуются, когда материал падает в черную дыру и нагревается, оценки на основе рентгеновских данных показывают, что центральный источник Андромеды очень холодный - всего около миллиона градусов, по сравнению с десятками миллионов градусов, указанными для Андромеды. Рентгеновские двойные.

Множественные рентгеновские источники были обнаружены в Галактике Андромеды с использованием наблюдений орбитальной обсерватории ESA XMM-Newton.

Boötes

Изображение Chandra 3C 295, сильно излучающего рентгеновское излучение скопления галактик в созвездии Ботес. Кластер заполнен газом. Размер изображения 42 угловой секунды. RA 14 11 20 Dec −52 ° 12 '21 ". Дата наблюдения: 30 августа 1999 г. Инструмент: ACIS. Также известен: Cl 1409 + 524

3C 295 (Cl 1409 + 524) в Ботес - одно из самых далеких скоплений галактик, наблюдаемых рентгеновскими телескопами. Скопление заполнено огромным облаком 50 MK газа, который сильно излучает в рентгеновских лучах. Чандра заметил, что центральная галактика является сильным, сложным источником рентгеновских лучей.

Camelopardalis

Изображение горячего рентгеновского излучения, которое испускает Чандра, пронизывает скопление галактик MS 0735.6 + 7421 в Камелопарде. Две огромные полости - каждая по 600 000 лиров в диаметре появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним, удлиненным, намагниченным пузырем. электроны сверхвысокой энергии, излучающие радиоволны. Изображение составляет 4,2 угловых минуты на каждую сторону. RA 07 41 50.20 Dec + 74 ° 14 '51.00 "в Camelopardus. Дата наблюдения: 30 ноября 2003 г.

Горячий газ, излучающий рентгеновские лучи, пронизывает скопление галактик MS 0735.6 + 7421 в Камелопарде. Две огромные полости - каждая диаметром 600 000 лр появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним удлиненным намагниченным пузырем электронов чрезвычайно высокой энергии, излучающих радиоволны.

Canes Venatici

A ближнее инфракрасное изображение NGC 4151.

X- ориентир на луче NGC 4151, промежуточная спираль галактика Сейферта с массивной черной дырой в ядре.

Canis Major

A Chandra X Изображение Сириуса A и B показывает, что Сириус B ярче, чем Сириус A. В то время как в видимом диапазоне Сириус A ярче.

Кассиопея

Кассиопея A: изображение в искусственных цветах, составленное из данных из трех источников. Красный цвет - инфракрасные данные, полученные с космического телескопа Спитцер, оранжевый - видимые данные с космического телескопа Хаббл, синий и зеленый - данные с рентгеновской обсерватории Чандра.

Что касается Cassiopea A SNR, считается, что первый свет от звездного взрыва достиг Земли примерно 300 лет назад, но нет никаких исторических записей о каких-либо наблюдениях сверхновой-прародительницы, вероятно, из-за до межзвездной пыли, поглощающей излучение с оптической длиной волны, прежде чем она достигла Земли (хотя возможно, что она была зарегистрирована как звезда шестой величины 3 Кассиопеи Джоном Флемстидом 16 января. Август 1680 г.). Возможные объяснения склоняются к идее, что исходная звезда была необычно массивной и ранее выбросила большую часть своих внешних слоев. Эти внешние слои должны были скрыть звезду и повторно поглотить большую часть света, выпущенного при коллапсе внутренней звезды.

CTA 1 - еще один источник рентгеновского излучения SNR в Кассиопее. Пульсар в остатке сверхновой CTA 1 (4U 0000 + 72) первоначально испускал излучение в рентгеновских диапазонах (1970–1977). Как ни странно, когда это наблюдалось в более позднее время (2008 г.), рентгеновское излучение не было обнаружено. Вместо этого космический гамма-телескоп Ферми обнаружил, что пульсар испускает гамма-излучение, первое в своем роде.

Карина

Классифицируется как Пекулярная звезда, Eta Carinae показывает суперзвезду в центре, как видно на этом изображении из Chandra. Новое рентгеновское наблюдение показывает три различные структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро ​​диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца. который может содержать суперзвезду, которая ведет все шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, произошедшем более 1000 лет назад.

Считается, что три структуры вокруг Эта Киля представляют собой ударные волны, создаваемые материей, уносящейся от суперзвезды со сверхзвуковой скоростью. Температура ударно-нагретого газа колеблется от 60 мк в центральных областях до 3 мк на подковообразной внешней конструкции. «Изображение Чандры содержит некоторые загадки для существующих представлений о том, как звезда может производить такие горячие и интенсивные рентгеновские лучи», - говорит профессор Крис Дэвидсон из Университета Миннесоты.

Цетус

Две сверхмассивные черные дыры, вращающиеся по спирали. в направлении слияния около центра NGC 1128, на расстоянии около 25000 световых лет друг от друга.

Abell 400 - скопление галактик, содержащее галактику (NGC 1128 ) с двумя сверхмассивными черными дырами 3C 75, стремящимися к слиянию.

Chamaeleon

Комплекс Chamaeleon представляет собой большую область звездообразования (SFR) that includes the Chamaeleon I, Chamaeleon II, and Chamaeleon III dark clouds. It occupies nearly all of the constellation and overlaps into Apus, Musca, and Carina. The mean density of X-ray sources is about one source per square degree.

Chamaeleon I dark cloud

This shows a ROSAT false-color image in X-rays between 500 eV and 1.1 keV of the Chamaeleon I dark cloud. The contours are 100 µm emission from dust measured by the IRAS satellite.

The Chamaeleon I (Cha I) cloud is a coronal cl oud и одна из ближайших активных областей звездообразования на ~ 160 пк. Он относительно изолирован от других звездообразующих облаков, поэтому маловероятно, что более старые звезды до главной последовательности (PMS) дрейфовали в этом поле. Общее звездное население составляет 200–300 человек. Облако Ча I далее делится на Северное облако или регион и Южное облако или главное облако.

Темное облако Хамелеон II

Темное облако Хамелеон II содержит около 40 источников рентгеновского излучения. Наблюдения в Хамелеоне II проводились с 10 по 17 сентября 1993 г. Источник RXJ 1301.9-7706, новый кандидат в WTTS спектрального класса K1, наиболее близок к 4U 1302–77.

Хамелеон III темное облако

«Хамелеон III, похоже, лишен текущей активности звездообразования». HD 104237 (спектральный класс A4e), наблюдаемая ASCA, расположенная в темном облаке Хамелеон III, является самой яркой звездой Хербига Ae / Be на небе.

Корона Borealis

Рентгеновское изображение, полученное обсерваторией Chandra скопление галактик Abell 2142.

Скопление галактик Abell 2142 излучает рентгеновские лучи и находится в Corona Borealis. Это один из самых массивных объектов во Вселенной.

Корвус

На основе рентгеновского анализа Антенны были обнаружены богатые залежи неона, магния и кремния.. Эти элементы входят в число тех, которые образуют строительные блоки для обитаемых планет. Изображенные облака содержат магний и кремний в 16 и 24 раза соответственно, содержание в Солнце.

Кратер

Рентгеновское изображение Чандры относится к квазару PKS 1127-145, сильно светящемуся источнику X - лучи и видимый свет на расстоянии около 10 миллиардов световых лет от Земли. Огромный рентгеновский джет простирается от квазара как минимум на миллион световых лет. Изображение на стороне 60 угловых секунд. 11 ч. 30 м. 7,10 с. Склонение - 14 ° 49 '27 дюймов в кратере. Дата наблюдения: 28 мая 2000 г. Инструмент: ACIS.

Джет, показанный в рентгеновских лучах от PKS 1127-145, вероятно, возник в результате столкновения. пучка высокоэнергетических электронов с микроволновыми фотонами.

Драко

Туманность Драко (мягкая рентгеновская тень) очерчена контурами и имеет сине-черный цвет на изображении, полученном с помощью ROSAT. созвездия Дракона.

Abell 2256 - это скопление галактик, состоящее из более чем 500 галактик. Двойная структура этого изображения ROSAT показывает слияние двух скоплений.

Abell 2256 - скопление галактик, состоящее из более более 500 галактик. Двойная структура этого изображения ROSAT показывает слияние двух скоплений.

Эридан

Это изображение в искусственных цветах, полученное с помощью ROSAT PSPC, является частью ближайшего суперпузыря звездного ветра ( Пузырь Ориона-Эридана ), протянувшийся через Эридан и Орион. Мягкое рентгеновское излучение излучается горячим газом (T ~ 2–3 мк) внутри суперпузырьком. Этот яркий объект образует фон для «тени» от газопылевой нити. Нить накала показана наложенными контурами, которые представляют собой 100-микрометровое излучение пыли при температуре около 30 К, как измерено с помощью IRAS. Здесь нить накала поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить накала может быть частью оболочки из нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Его интерьер наполняется энергией ультрафиолетовым светом и звездным ветром от горячих звезд ассоциации Orion OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь размером около 1200 lys, через который наблюдается в оптической (Hα) и рентгеновской частях спектра.

Внутри созвездий Ориона и Эридана, поперек них простирается мягкое рентгеновское «горячее пятно». известный как Орион-Эриданский суперпузырь, Эриданский мягкий

Последняя правка сделана 2021-06-13 02:15:24
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте