Войти
Рентгеновские лучи начинаются с ~ 0,008 нм и проходят через электромагнитный спектр до ~ 8 нм, на котором атмосфера Земли непрозрачна.Рентгеновская астрономия является наблюдательной ветвью астрономии который посвящен изучению рентгеновского наблюдения и обнаружения астрономических объектов. Рентгеновское излучение поглощается земной атмосферой, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновского излучения должны подниматься на большую высоту с помощью аэростатов, зондирующих ракет и спутники. Рентгеновская астрономия - это космическая наука, относящаяся к типу космического телескопа, который может видеть дальше, чем стандартные телескопы с поглощением света, такие как обсерватории Мауна-Кеа, с помощью рентгеновского излучения.
Рентгеновское излучение ожидается от астрономических объектов, которые содержат чрезвычайно горячие газы при температурах от примерно миллиона кельвинов (K) до сотен миллионов кельвинов (MK). Более того, поддержание E-слоя ионизированного газа высоко в термосфере Земли также предполагает наличие сильного внеземного источника рентгеновского излучения. Хотя теория предсказывала, что Солнце и звезды будут видными источниками рентгеновского излучения, не было возможности проверить это, потому что атмосфера Земли блокирует большинство внеземных рентгеновских лучей. Эти источники рентгеновского излучения можно было изучать только после того, как были разработаны способы отправки комплектов приборов на большую высоту.
Существование солнечных рентгеновских лучей было подтверждено на ранних этапах проекта Фау-2, преобразованных в зондирующую ракету, и обнаружение внеземных рентгеновских лучей было основной или вторичной задачей несколько спутников с 1958 года. Первый космический (за пределами Солнечной системы) источник рентгеновского излучения был открыт зондирующей ракетой в 1962 году. Названный Scorpius X-1 (Sco X-1) (первый рентгеновский источник найден в созвездии Скорпион ), рентгеновское излучение Скорпиона X-1 в 10 000 раз больше, чем его визуальное излучение, тогда как у Солнца примерно в миллион раз меньше. Кроме того, выходная энергия в рентгеновских лучах в 100000 раз превышает суммарное излучение Солнца во всех длинах волн.
. С тех пор было обнаружено много тысяч источников рентгеновского излучения. Кроме того, пространство между галактиками в скоплениях галактик заполнено очень горячим, но очень разреженным газом при температуре от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общее количество горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу видимых галактик.
Первый Полеты зондирующих ракет для рентгеновских исследований были выполнены на Ракетном полигоне Уайт-Сэндс в Нью-Мексико с помощью ракеты Фау-2 28 января 1949 г. A Детектор был помещен в секцию носового конуса , и ракета была запущена в суборбитальном полете на высоту чуть выше атмосферы.
Рентгеновские лучи от Солнца были обнаружены Военно-морской исследовательской лабораторией США Эксперимент по цветению на борту. Ракета Aerobee 150 была запущена 12 июня 1962 года и обнаружила первые рентгеновские лучи от других небесных источников (Scorpius X-1). Сейчас известно, что такие источники рентгеновского излучения, как Sco X-1, представляют собой компактные звезды, такие как нейтронные звезды или черные дыры. Материал, падающий в черную дыру, может излучать рентгеновские лучи, но сама черная дыра - нет. Источником энергии для рентгеновского излучения является сила тяжести. Падающий газ и пыль нагреваются сильными гравитационными полями этих и других небесных объектов. На основе открытий в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная со Скорпиона X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевскую премию по физике в 2002 году.
Самым большим недостатком полетов ракет является их очень короткая продолжительность (всего несколько минут над атмосферой, прежде чем ракета упадет на Землю) и их ограниченное поле зрения . Ракета, запущенная из Соединенных Штатов, не сможет увидеть источники в южном небе; ракета, запущенная из Австралии, не сможет увидеть источники в северном небе.
Выпуск микрокалориметра Black Brant 8 (XQC-2) на рубеже веков является частью совместной деятельности Университета Центра космических полетов Годдарда Висконсин-Мэдисон и НАСА, известного как проект рентгеновского квантового калориметра (XQC). В астрономии межзвездная среда (или ISM ) - это газ и космическая пыль, которые пронизывают межзвездное пространство: материя, которая существует между звездными системами внутри галактики. Он заполняет межзвездное пространство и плавно сливается с окружающей межгалактической средой. Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разбавленной (по земным меркам) смеси ионов, атомов, молекул, более крупных пылинок, космических лучей, и (галактические) магнитные поля. Энергия, занимающая тот же объем, в форме электромагнитного излучения, представляет собой поле межзвездного излучения .
. Интерес представляет горячая ионизованная среда (HIM), состоящая из коронального облака. выброс с поверхности звезды при 10-10 К, излучающий рентгеновские лучи. ISM турбулентный и полон структуры во всех пространственных масштабах. Звезды рождаются глубоко внутри больших комплексов молекулярных облаков, обычно размером в несколько парсеков. Во время своей жизни и смерти звезды физически взаимодействуют с ISM. Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми количество энергии в их окружение, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. В результате получаются структуры пузыри звездного ветра и суперпузырьки горячего газа. Солнце в настоящее время проходит через Местное межзвездное облако, более плотную область в Местном пузыре.
с низкой плотностью. Чтобы измерить спектр диффузного рентгеновского излучения межзвездной среды над диапазон энергий от 0,07 до 1 кэВ, НАСА запустило Black Brant 9 с ракетного полигона Уайт-Сэндс, штат Нью-Мексико, 1 мая 2008 года. Главным исследователем миссии является доктор Дэн Маккаммон. Университета Висконсина-Мэдисона.
Полеты на воздушных шарах могут доставлять инструменты на высоту до 40 км над уровнем моря, где они находятся выше 99,997% атмосферы Земли. В отличие от ракеты, где данные собираются в течение нескольких коротких минут, воздушные шары могут оставаться в воздухе гораздо дольше. Однако даже на таких высотах большая часть рентгеновского спектра все еще поглощается. Рентгеновские лучи с энергией менее 35 кэВ (5600 аДж) не могут достигать воздушных шаров. 21 июля 1964 года сцинтилляционным счетчиком, запущенным на воздушном шаре, запущенном из Палестины, штат Техас, был обнаружен остаток сверхновой Крабовидной туманности как источник жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ). 329>, США. Вероятно, это было первое обнаружение рентгеновских лучей от дискретного космического источника рентгеновского излучения на воздушном шаре.
Крабовидная туманность - это остаток космической туманности. взорвалась звезда. На этом изображении показана Крабовидная туманность в различных энергетических диапазонах, включая жесткое рентгеновское изображение по данным HEFT, полученным во время ее наблюдений в 2005 г. Каждое изображение имеет ширину 6 футов. Высокоэнергетический фокусирующий телескоп (HEFT) представляет собой эксперимент с воздушным шаром для изображения астрофизических источников в жестком рентгеновском диапазоне (20–100 кэВ). Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форта Самнер, штат Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет c. 1,5 '. Вместо использования рентгеновского телескопа с углом скольжения, HEFT использует новое многослойное покрытие вольфрам -кремний для увеличения отражательной способности вложенных зеркал скользящего падения за пределы 10 кэВ. HEFT имеет энергетическое разрешение 1,0 кэВ по всей ширине на полувысоте при 60 кэВ. HEFT был запущен для 25-часового полета на воздушном шаре в мае 2005 года. Инструмент работал в рамках спецификации и наблюдал Tau X-1, Крабовидную туманность.
Наблюдался эксперимент на воздушном шаре, называемый спектрометром гамма-лучей и жесткого рентгеновского излучения высокого разрешения (HIREGS) Рентгеновское и гамма-излучение Солнца и других астрономических объектов. Он был запущен со станции Мак-Мердо, Антарктида в декабре 1991 и 1992 годов. При устойчивом ветре аэростат совершал циркумполярный полет, который длился каждый раз около двух недель.
Rockoon Navy Deacon, сфотографированный сразу после запуска корабля в июле 1956. Rockoon, смесь ракеты и воздушного шара, твердотопливная ракета, которая, а не сразу же загорелся, находясь на земле, был сначала перенесен в верхние слои атмосферы на газовом баллоне. Затем, отделившись от воздушного шара на максимальной высоте, ракета автоматически зажигалась. Это позволило достичь большей высоты, поскольку ракете не нужно было проходить через более низкие более толстые слои воздуха, для чего потребовалось бы гораздо больше химического топлива.
Первоначальную концепцию «рокун» разработал коммандер. Ли Льюис, коммандер. Дж. Халворсон, С. Ф. Сингер и Джеймс А. Ван Аллен во время полета на ракете Aerobee с корабля USS Norton Sound 1 марта 1949 года.
С июля С 17 по 27 июля 1956 г. с борта корабля Военно-морской исследовательской лаборатории (NRL) было запущено восемь ракет Deacon для наблюдения за солнечным ультрафиолетовым и рентгеновским излучением на ~ 30 ° с.ш. ~ 121,6 ° з.д., к юго-западу от острова Сан-Клементе, апогей: 120 км.
Рентгеновские астрономические спутники изучают рентгеновское излучение от небесные объекты. Спутники, которые могут обнаруживать и передавать данные об излучении рентгеновских лучей, используются как часть области космической науки, известной как рентгеновская астрономия. Спутники необходимы, потому что рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей должны подниматься на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников.
Фокусировка рентгеновских лучей со скользящим отражением 
Миссия Swift Gamma-Ray Burst Mission содержит телескоп скользящего падения Wolter I (XRT) для фокусировки Рентгеновские лучи попадают на современный ПЗС. Рентгеновские телескопы (XRT) обладают различной направленностью или способностью формировать изображения, основанные на отражении под углом, а не на рефракции или отражении с большим отклонением. Это ограничивает их поле зрения гораздо более узким, чем у видимых или ультрафиолетовых телескопов. Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги.
Первый рентгеновский телескоп в астрономии использовался для наблюдения за Солнцем. Первый рентгеновский снимок (сделанный телескопом скользящего падения) Солнца был сделан в 1963 году с помощью телескопа с ракетой. 19 апреля 1960 года первое рентгеновское изображение Солнца было получено с помощью камеры-обскуры на ракете Aerobee-Hi.
Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной рентгеновской астрономии одновременно требует:
Пропорциональная счетная матрица на Спутник Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). Детекторы рентгеновского излучения в астрономии были разработаны и настроены в первую очередь для измерения энергии, а иногда и для определения длины волны с использованием различных методов, обычно ограниченных технологиями того времени.
Детекторы рентгеновского излучения собирают отдельные рентгеновские лучи (фотоны рентгеновского электромагнитного излучения) и подсчитывают количество собранных фотонов (интенсивность), энергию (от 0,12 до 120 кэВ) собранных фотонов, длину волны ( c. 0,008–8 нм), или как быстро обнаруживаются фотоны (количество импульсов в час), чтобы сообщить нам об объекте, который их излучает.
Галактика Андромеды - в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (опубликовано 5 января 2016 г.). 
Эта кривая блеска Ее 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 две Солнца с радиусом почти в четыре раза больше, чем у нашего Солнца. Это затмение показывает нам орбитальный период системы, 1,7 дня. Некоторые типы астрофизических объектов излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи от скоплений галактик через черные дыры в активных от ядер галактик (AGN) к галактическим объектам, таким 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 излучают 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, излучения черного тела, синхротронного излучения или так называемого обратного комптоновского рассеяния фотоны с более низкой энергией от релятивистских электронов, детонационные столкновения быстрых протонов с атомными электронами и атомная рекомбинация с дополнительными электронными переходами или без них.
рентгеновская двойная система средней массы (IMXB) - это двойная звездная система, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда средней массы.
Геркулес X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество от нормальной звезды (HZ Herculis), 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.
В июле 2020 года астрономы сообщили наблюдение «кандидата в события жесткого приливного разрушения », связанного с ASASSN-20hx, расположенного около ядра галактики NGC 6297, и отметило, что это наблюдение представляет собой одно из «очень немногих событий приливного разрушения с жесткие рентгеновские спектры powerlaw ".
небесная сфера разделена на 88 созвездий. Международный астрономический союз (IAU) созвездия - это районы неба. Каждое из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы в результате астрофизического моделирования как галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них - пульсары.. Как и в случае с источниками, уже успешно смоделированными с помощью рентгеновской астрофизики, стремление понять генерацию рентгеновских лучей с помощью видимого источника помогает s чтобы понять Солнце, вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле. Созвездия - это астрономическое устройство для наблюдения и точности независимо от современной физической теории или интерпретации. Астрономия существует уже давно. Физическая теория со временем меняется. Что касается небесных источников рентгеновского излучения, рентгеновская астрофизика имеет тенденцию сосредотачиваться на физической причине яркости рентгеновского излучения, тогда как рентгеновская астрономия имеет тенденцию сосредотачиваться на их классификации, порядке открытия, изменчивости, разрешимости и их взаимосвязи с близлежащие источники в других созвездиях.
Это изображение в искусственных цветах ROSAT PSPC представляет собой часть суперпузыря звездного ветра (Орион-Эриданский суперпузырь ), простирающегося через Эридан и Орион.Внутри созвездий Ориона и Эридана, поперек них простирается мягкое рентгеновское «горячее пятно», известное как Сверхпузырь Ориона-Эридана, Эридан с мягким усилением рентгеновского излучения., или просто Эриданский пузырь, область 25 ° переплетающихся дуг излучающих филаментов Ha. Мягкое рентгеновское излучение излучается горячим газом (T ~ 2–3 мк) внутри суперпузырька. Этот яркий объект образует фон для «тени» газово-пылевой нити. Нить накала показана наложенными контурами, которые представляют собой 100-микрометровое излучение пыли при температуре около 30 К, измеренной с помощью IRAS. Здесь нить накала поглощает мягкоерентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить накала может быть часть оболочки из нейтрального газа, горячий пузырь. Его интерьер наполняется энергией ультрафиолетовым (УФ) светом и звездным ветром от горячих звезд в ассоциации Орион OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь размером около 1200 лис, наблюдается в визуальной (Hα) и рентгеновской части который находится.
Есть несколько проектов, которые относятся к спутниковым рентгеновским обсерватории. См. Ссылку на основную статью выше.
Вторая орбита Улисса: он достиг Юпитера 8 февраля 1992 года в результате маневра с обходом, который увеличил его наклон к эклиптике на 80,2 градуса. Обычно наблюдательная астрономия считается происходящей на поверхности Земли (или ниже ее в нейтринной астрономии ). Идея ограничить наблюдение Землей включает вращение вокруг Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, наблюдатель становится исследователем дальнего космоса. За исключением Исследователь 1 и Исследователь 3 и более ранних спутников в этой серии, обычно, если зонд будет исследователем дальнего космоса, он покидает Землю или орбиту вокруг Земли.
Для того, чтобы спутник или космический зонд квалифицироваться как дальний космический рентгеновский астроном / исследователь или «астронобот» / исследователь, все, что ему нужно, это нести на борту XRT или рентгеновский детектор и покинуть орбиту Земли.
Ulysses был запущен 6 октября 1990 года и достиг Юпитера на своей «гравитационной рогатке » в феврале 1992 года. Он прошел южный полюс Солнца в июне 1994 года и пересек эклиптический экватор в феврале 1995 года. Эксперимент по солнечным рентгеновским и космическим всплескам (GRB) преследовал 3 основные цели: наблюдение и мониторинг солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков и обнаружение на месте сияний Юпитера. Улисс был первым спутником с детектором гамма-всплесков, который вышел за пределы орбиты Марса. Детекторы жесткого рентгеновского излучения работали в диапазоне 15–150 кэВ. Детекторы состояли из кристаллов CsI (Tl) толщиной 23 мм и диаметром 51 мм, прикрепленных через пластиковые световые трубки к фотоумножителям. Жесткий детектор менял свой режим работы в зависимости от (1) измеренной скорости, (2) наземной команды или (3) изменения режима телеметрии КА. Уровень запуска обычно устанавливался на 8 сигм выше фона, а чувствительность - 10 эрг / см (1 нДж / м). Когда записывается импульсный сигнал запуска, прибор переключается на запись данных высокого разрешения, записывая их в 32-кбитную память для медленного считывания телеметрии. Пакетные данные состоят либо из 16 секунд с разрешением 8 мс, либо из 64 с с 32-миллисекундной скоростью счета из суммы двух детекторов. Также были получены 16-канальные энергетические спектры от суммы детекторов (либо за 1, 2, 4, 16 или 32-секундные интегрирования). В режиме ожидания данные были получены либо за 0,25, либо за 0,5 с и 4 энергетических канала (с наименьшим временем интегрирования 8 с). Снова были суммированы выходы двух детекторов.
Детекторы мягкого рентгеновского излучения состояли из поверхностных барьерных детекторов толщиной 2,5 мм и площадью 0,5 см. Переднее из бериллиевой фольги плотностью 100 мг / см отклоняло рентгеновские лучи низкой энергии и определяющее окно коническое поле зрения 75 ° (половинный угол). Эти детекторы имеют пассивное охлаждение и работают в диапазоне температур от –35 до –55 ° C. Этот детектор имеет 6 энергетических каналов, охватывающий диапазон 5–20 кэВ.
Теоретическая рентгеновская астрономия - это раздел теоретической астрономии, который занимается теоретической астрофизикой и теоретической астрохимия генерации, излучения и обнаружения рентгеновского излучения применительно к астрономическим объектом.
Подобно теоретической астрофизике, теоретическим X- В лучевой астрономии используется широкий спектр инструментов, включая аналитические модели для аппроксимации поведения возможного источника рентгеновского излучения и вычислительные численные модели для аппроксимации данных наблюдений. Как только потенциальные результаты наблюдений станут доступны, их можно будет сравнить с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели могут искать данные, которые опровергают модель или выбирают между альтернативными или конфликтующими моделями.
Теоретики также пытаются создать или исследовать модели, чтобы учесть новые данные. Внесоответствия общая тенденция состоит в том, чтобы попытаться внести минимальные изменения в модель, чтобы она соответствовала данным. В некоторых случаях объем трансчивых данных с течением времени может привести к полному отказу от модели.
Изучено большинством тем в астрофизике, астрохимии, астрометрии и других областей, входящих в астрономию теоретиками подразумевают рентгеновское излучение и рентгеновские источники. Многие из начала теории можно найти в лаборатории на Земле, где создается и изучается источник рентгеновского излучения.
Теория динамо процесса посредством которой вращающаяся конвекционная и электропроводящая жидкость действует для поддержания магнитного поля. Эта теория используется для объяснения аномально долгоживущих магнитных полей в астрофизических телах. Если некоторые из магнитных полей действительно используются динамо-машинами, тогда напряженность поля может быть связана со скоростью вращения.
Изображения, выпущенные в ознаменование Международного года света 2015. (Рентгеновская обсерватория Чандра ).На основе наблюдаемого рентгеновского исследования в сочетании с результатами спектрального излучения для других диапазонов длин волн можно построить астрономическую модель, относящуюся к вероятному источнику рентгеновского излучения. Например, у Scorpius X-1 спектргеновских лучей резко падает, когда энергия рентгеновского увеличивается до 20 кэВ, что связано с термоплазменным механизмом. Кроме того, отсутствует радиоизлучение, видимый континуум примерно соответствует тому, что можно ожидать от теплового плазмы, наблюдаемому потокугеновских лучей. Плазма может быть корональным облаком центральным объектом или переходной плазмой, источником энергии которой неизвестен, но это может быть связано с идеей тесной двойной системы.
В рентгеновском спектре туманности есть три особенности, которые сильно отличаются от Скорпиона X-1: его спектр намного жестче, диаметр источника находится в световых годах (св. Лет) с, а не в астрономических единицах (а.е.), его радио и оптическое синхротронное излучение сильное. Его общая рентгеновская светимость не уступает оптическому излучению и может быть светимостью нетепловой плазмы. Крабовидная туманность как источник рентгеновского излучения представляет собой представляющий собой центральный свободно расширяющийся шарженной плазмы, в котором уровень энергии в 100 раз превышает общее содержание большой видимой и радиодиапазона, полученной из неизвестного источника.
«Разделительная линия», когда гигантские звезды эволюционируют, чтобы стать красными гигантами, также совпадает с разделительными линиями Ветра и Короны. Для объяснения падения рентгеновского излучения на этих разделительных линиях был предложен ряд моделей:
Рентгеновские двойные с большой массой (HMXB) состоят из сверхгигантских звезд OB и компактных объектов, обычно нейтронных звезд (NS) или черных дыр (BH). Сверхгигантские рентгеновские двойные системы (SGXB) - это HMXB, которые вращаются вокруг массивных спутников с периодом обращения дней (3–15 дней) и по круговым (или слегка эксцентричным) орбитам. SGXB демонстрируют типичные жесткие рентгеновские спектры аккрецирующих пульсаров, и большинство из них демонстрируют сильное поглощение в видененных HMXB. Рентгеновская светимость (L x) увеличивается до 10 эрг · с (10 Вт).
Механизм, запускающее различное временное поведение, наблюдаемое между классическими SGXB и недавно обнаруженными транзиенты сверхгигантского быстрого рентгеновского излучения (SFXT) все еще обсуждаются.
звездная рентгеновская астрономия, как говорят, началась 5 апреля 1974 г., с обнаружением рентгеновских лучей от Capella. В тот день во время полета ракеты на короткое время была откалибрована ее система ориентации, когда звездный датчик указывает ось полезной нагрузки на Капеллу (α Aur). В течение этого периода рентгеновское излучение в диапазоне 0,2–1,6 кэВ регистрировалось системой отражателя рентгеновских лучей, совмещенной с датчиком звезды. Рентгеновская светимость L x = 10 эрг · с (10 Вт) на четыре порядка выше рентгеновской светимости Солнца.
Корональные звезды или звезды внутри коронального облака встречаются повсеместно среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эксперименты с приборами на борту кораблей Skylab и Copernicus были использованы для поиска мягкого рентгеновского излучения в диапазоне энергий ~ 0,14–0,284 кэВ от звездных корон. Эксперименты на борту ANS разрушили рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые предложено рентгеновское излучение от усиленной короны солнечного типа. Высокая температура короны Капеллы, полученная из первого рентгеновского короны Капеллы с использованием HEAO 1, требование магнитного удержания, если только это не был свободный корональный ветер.
В 1977 Проксима Центавра излучает высокоэнергетическое излучение в XUV. В 1978 г. α Cen был идентифицирован как корональный источник с низкой активностью. С началом работы обсерватории Эйнштейна рентгеновское излучение было признано характерной чертой, общей для широкого круга звезд, охватывающей практически всю диаграмму Герцшпрунга-Рассела. Первоначальный обзор Эйнштейна привел к важным открытиям:
Чтобы соответствовать спектру среднего разрешения UX, требовались субсолнечные содержания.
Звездная рентгеновская астрономия способствует более глубокому пониманию
Существующая мудрость гласит. что массивная коронка Звезды главной последовательности - это звезды поздней A или ранней F, предположение, подтвержденное как наблюдениями, так и теорией.
Рентгеновское изображение Чандра Скопление из вновь образованных звезд в туманности Ориона.Вновь образованные звезды известны как звезды до главной последовательности на стадии верхней эволюции до того, как они достичь главной последовательности. Звезды на этой стадии (<10 million years) produce X-rays in their stellar coronae. However, their X-ray emission is 10 to 10 times stronger than for main-sequence stars of similar masses.
рентгеновское излучение для звезд до главной камеры было обнаружено Обсерваторией Эйнштейна. Это рентгеновское излучение в основном создается вспышками магнитного пересоединения в звездных коронах, со множеством небольших вспышек, которые вносят вкладыш в " Звезды передних последовательностей имеют большие зоны конвекции, которые, в свою очередь, вызывают в движение мощные динамо, производящие сильные поверхностные магнитные поля. Это приводит к сильному рентгеновскому излучению этих звезд, которые находятся в режиме насыщенного рентгеновского поля. Источник рентгеновского излучения включает в себя горячие точки и коллимированные истечения. й звездообразования. Большинство областей звездообразования в Галактике Млечный Путь проецируются на поля Галактической плоскости с многочисленными не связанными между собой звезды поля. Использование только оптических и инфракрасных изображений. Рентгеновское излучение может легко проникать через умеренное поглощение молекулярными облаками.
Учитывая отсутствие внешней зоны конвекции, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у более ранних А-звезд. У ранних спектральных классов и B вероятных рентгеновского излучения являются толчки, развивающиеся при нестабильных ветрах.
За пределами спектрального класса M5 классическое динамо не может дольше функционировать, поскольку внутренняя структура карликовых звезд меняется: они становятся полностью конвективными. По мере того, как распределенное (или α) динамо может стать актуальным, как магнитный поток на поверхности, так и топология магнитных полей в короне должны систематически изменяться на этом переходе, что, возможно, приводит к некоторым разрывам в рентгеновских характеристиках около спектрального класса. dM5. Однако наблюдения, похоже, не подтверждают эту картину: долгое время обнаружение рентгеновских лучей с наименьшей массой, VB 8 (M7e V), показало устойчивое излучение на уровнях рентгеновской светимости (L X) ≈ 10 эрг · с (10 Вт) и вспыхивает на порядок выше. Сравнение с другими карликами позднего M показывает довольно непрерывную тенденцию.
Звезды Ae / Be Хербига являются звездами до главной последовательности. Что касается свойств рентгеновского излучения, некоторые из них
характер этих сильных выбросов остается спорным с моделями, включая
Звезды FK Com - гиганты спектрального класса K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких (L X ≥ 10 эрг · с или 10 Вт) и самых горячих из известных с преобладающими температурами до 40 МК. Однако текущая популярная гипотеза предполагает слияние тесной двойной системы, в которой орбитальный угловой момент спутника передается основной.
Поллукс - самая яркая звезда в созвездии Близнецы, несмотря на свое обозначение Бета, и 17-е место в небе по яркости. Поллукс - гигантская оранжевая К-звезда, которая составляет интересный цветовой контраст со своим белым «близнецом» Кастором. Было обнаружено свидетельство наличия горячей внешней короны вокруг Поллюкса с магнитной опорой, и эта звезда, как известно, является источником рентгеновского излучения.
Классифицируется как Пекулярная звезда, В центре Eta Carinae изображена суперзвезда, как видно на этом изображении, полученном рентгеновской обсерваторией Чандра. Предоставлено: Научный центр Чандра и НАСА. Новые рентгеновские наблюдения, сделанные Рентгеновской обсерваторией Чандра, показывают 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, управляющую всем шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, произошедшем более 1000 лет назад. Считается, что эти 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. Дэвидсон является главным исследователем наблюдений на Эта Карина с помощью космического телескопа Хаббл . «Согласно наиболее популярной теории, рентгеновские лучи образуются в результате столкновения газовых потоков от двух звезд, расположенных так близко друг к другу, что они выглядят для нас как точечный источник. Но что происходит с газовыми потоками, уходящими на более дальние расстояния? в середине нового изображения создает новые сложные условия для удовлетворения любой теории. "
Коллективно астрономы-любители наблюдают за различными небесными объектами и явлениями, иногда с помощью оборудования. что они строят сами. Академия ВВС США (USAFA) является базой единственной в США спутниковой программы для студентов, а также разрабатывает и продолжает разрабатывать зондирующие ракеты FalconLaunch. В дополнение к любым прямым любительским попыткам отправить в космос полезные нагрузки для рентгеновской астрономии, существуют возможности, которые позволяют размещать разработанные студентами экспериментальные полезные нагрузки на борту коммерческого зондирования ракет в качестве бесплатного полета.
Существуют серьезные ограничения для любителей, наблюдающих и сообщающих об экспериментах в рентгеновской астрономии: стоимость постройки любительской ракеты или воздушного шара для размещения детектора достаточно высоко и стоимость соответствующих деталей для создания подходящего детектора рентгеновского излучения.
Ученые NRL Дж. Д. Перселл, К. Ю. Джонсон и доктор Ф. С. Джонсон - среди тех, кто извлекает инструменты из V-2, который использовался для исследования верхних слоев атмосферы над пустыней Нью-Мексико. Это Фау-2 № 54, запущенный 18 января 1951 года (фото доктора Ричарда Тузи, NRL). В 1927 году Э. Халберт из Лаборатории военно-морских исследований США и сотрудники Грегори Брейт и Мерл А. Тув из Института Карнеги в Вашингтоне исследовали возможность оснащение ракетами Роберта Х. Годдарда для исследования верхних слоев атмосферы. «Два года спустя он предложил экспериментальную программу, в которой можно было бы оснастить ракету прибором для исследования верхних слоев атмосферы, включая обнаружение ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей на больших высотах».
В конце 1930-х годов присутствие Об очень горячем разреженном газе, окружающем Солнце, косвенно можно судить по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. Известно, что Солнце окружено горячей тонкой короной. В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца.
Начало поиска источников рентгеновского излучения над атмосферой Земли было 5 августа 1948 г. 12:07 GMT. Армия США (ранее немецкая) Ракета Фау-2 в рамках проекта Гермес была запущена с полигона Уайт-Сэндс. Первые солнечные рентгеновские лучи были зарегистрированы Т. Бёрнайтом.
В течение 60-х, 70-х, 80-х и 90-х годов чувствительность детекторов значительно возросла за 60 лет существования рентгеновской астрономии. Кроме того, чрезвычайно развита способность фокусировать рентгеновские лучи, что позволяет получать высококачественные изображения многих удивительных небесных объектов.
Поскольку рентгеновская астрономия использует большой спектральный зонд для вглядывания в источник, это ценный инструмент в попытках разгадывать множество загадок.
Магнитные поля повсеместно распространены среди звезд, но мы не понимаем точно, почему, и не полностью понимаем ошеломляющее разнообразие физических механизмов плазмы, которые действуют в звездной среде. Некоторые звезды, например, кажется, имеют магнитные поля, магнитные поля ископаемых звезд, оставшиеся после периода их формирования, в то время как другие, кажется, часто генерируют поле заново.
При первоначальном обнаружении внесолнечного источника рентгеновского излучения первый вопрос, который обычно задают, - «Что является источником?» Часто проводится обширный поиск возможных совпадающих объектов в других длинах волн, таких как видимая или радиосвязь. Многие из проверенных местоположений рентгеновских лучей до сих пор не имеют легко различимых источников. Рентгеновская астрометрия становится серьезной проблемой, которая приводит к еще большим требованиям к более тонкому угловому разрешению и спектральной яркости.
. Создание рентгеновских / оптических, Идентификация с помощью рентгеновских лучей / радио и рентгеновских лучей / рентгеновских лучей, основанная исключительно на позиционных совпадениях, особенно с трудностями при идентификации, такими как большая неопределенность в позиционных детерминантах, сделанных с воздушных шаров и ракет, плохое разделение источников в густонаселенной местности по направлению к центру Галактики, изменчивость источника и множественность номенклатуры источников.
Рентгеновские источники звезд могут быть идентифицированы путем вычисления углового расстояния между центроидами источников и положением звезды. Максимально допустимое разделение - это компромисс между большим значением, чтобы идентифицировать как можно больше реальных совпадений, и меньшим значением, чтобы минимизировать вероятность ложных совпадений. «Принятый критерий соответствия 40» находит почти все возможные совпадения источников рентгеновского излучения, сохраняя при этом вероятность любых ложных совпадений в выборке на уровне 3% ».
Все обнаруженные источники рентгеновского излучения на, вокруг или вблизи Солнца, по-видимому, связаны с процессами в короне, которая является его внешней атмосферой.
В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема нагрева короны. Фотосфера Солнца имеет эффективную температуру 5 570 К. тем не менее, его корона имеет среднюю температуру 1–2 × 10 К. Однако самые горячие области составляют 8–20 × 10 К. Высокая температура короны показывает, что она нагревается чем-то другим, кроме прямой теплопроводности из фотосферы.
Считается, что энергия, необходимая для нагрева короны, обеспечивается турбулентным движением в конвективной зоне ниже фотосферы, и были предложены два основных механизма для объясните корональный нагрев. Первый - это волновой нагрев, при котором звуковые, гравитационные или магнитогидродинамические волны создаются турбулентностью в зоне конвекции. Эти волны движутся вверх и рассеиваются в короне, вкладывая свою энергию в окружающий газ в виде тепла. Другой - магнитный нагрев, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается фотосферным движением и высвобождается посредством магнитного пересоединения в виде больших солнечных вспышек и множества подобных но более мелкие события - нановспышки.
В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Было обнаружено, что все волны, кроме альфвеновских волн, рассеиваются или преломляются перед достижением короны. Кроме того, альфвеновские волны не так легко рассеиваются в короне. Таким образом, в настоящее время основное внимание в исследованиях уделяется механизмам нагрева вспышками.
A корональный выброс массы (CME) - это выброшенная плазма, состоящая в основном из электронов и протонов (в помимо небольших количеств более тяжелых элементов, таких как гелий, кислород и железо), а также увлекающих корональных замкнутых областей магнитного поля. Эволюция этих замкнутых магнитных структур в ответ на различные фотосферные движения в разных временных масштабах (конвекция, дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция) каким-то образом приводит к CME. Мелкомасштабные энергетические сигнатуры, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское повышение яркости), могут указывать на надвигающиеся CME.
Сигмоид в мягком рентгеновском диапазоне (S-образная интенсивность мягкого рентгеновского излучения) является наблюдательным проявлением связи между корональной структурой и производством КВМ. «Связь сигмоидов на рентгеновских (и других) длинах волн с магнитными структурами и токовыми системами в солнечной атмосфере является ключом к пониманию их связи с CME».
Первое обнаружение коронального выброса массы (CME).) как таковой был сделан 1 декабря 1971 г. Р. Тузи из Лаборатории военно-морских исследований США с использованием OSO 7. Более ранние наблюдения корональных переходных процессов или даже явлений, наблюдаемых визуально во время солнечных затмений, теперь понимаются как по сути то же самое.
Наибольшее геомагнитное возмущение, предположительно вызванное "доисторическим" КВМ, совпало с первой наблюдаемой солнечной вспышкой в 1859 году. Вспышку наблюдали визуально Ричард Кристофер Кэррингтон и геомагнитная буря наблюдалась с помощью записывающего магнитографа в Kew Gardens. Тот же инструмент зарегистрировал crotchet, мгновенное возмущение ионосферы Земли ионизирующими мягкими рентгеновскими лучами. В то время это было нелегко понять, потому что это предшествовало открытию рентгеновских лучей (Рентген ) и признанию ионосферы (Кеннелли и Хевисайд ).
A микроквазар - меньший родственник квазара, который является радиоизлучающим двойным рентгеновским излучением, часто разрешимая пара радиоструйных двигателей. LSI + 61 ° 303 - периодическая двойная система, излучающая радиоизлучение, которая также является источником гамма-излучения, CG135 + 01. Наблюдения показывают рост числа повторяющихся рентгеновских переходных процессов, характеризующихся короткими вспышками с очень быстрым временем нарастания (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны со сверхгигантами OB и, таким образом, определяют новый класс массивных двойных рентгеновских лучей: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). Наблюдения, сделанные Чандрой, указывают на наличие петель и колец в горячем газе, излучающем рентгеновские лучи, который окружает Мессье 87. магнитар - это тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к испусканию большого количества высокоэнергетического электромагнитного излучения, особенно рентгеновских лучей и гамма-лучи.
A солнечный цикл : монтаж изображений Yohkoh SXT за десять лет, демонстрирующих изменения солнечной активности во время цикла солнечных пятен, с 30 августа 1991 г., на пике цикла 22, до 6 сентября 2001 г., на пике цикла 23. Предоставлено: миссия Йохко Института космоса и астронавтики (ISAS, Япония) и НАСА (США). Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений справа, иногда Солнце почти рентгеновское темное, почти рентгеновская переменная. Бетельгейзе, напротив, кажется всегда темной в рентгеновских лучах. Красные гиганты почти не излучают рентгеновские лучи. Возникновение рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0 довольно резкое, с большим диапазоном светимости, развивающимся в спектральном классе F. Альтаир относится к спектральному классу A7V, а Вега - к A0V. Общая рентгеновская светимость Альтаира по крайней мере на порядок больше, чем рентгеновская светимость Веги. Ожидается, что внешняя конвективная зона ранних F-звезд будет очень мелкой и отсутствует у карликов A-типа, но акустический поток изнутри достигает максимума для поздних A и ранних F-звезд, что вызывает исследования магнитной активности у звезд A-типа вдоль три основные линии. Химически пекулярные звезды спектрального класса Bp или Ap являются заметными магнитными радиоисточниками, большинство Bp / Ap-звезд остаются необнаруженными, а из тех, о которых ранее сообщалось, что они производят рентгеновское излучение, лишь некоторые из них могут быть идентифицированы как, вероятно, одиночные звезды. Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаруживать (темные в рентгеновском диапазоне) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время своего прохождения. «Такие методы особенно перспективны для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область».
Наблюдения в рентгеновских лучах дают возможность обнаружить (темные рентгеновские) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время своего прохождения. «Такие методы особенно многообещающие для маломассивных звезд, поскольку планета, похожая на Юпитер, может затмить довольно значительную корональную область».
Поскольку детекторы рентгеновского излучения стали более чувствительными, они обнаружили, что некоторые планеты и другие Обычно небесные объекты, не светящиеся в рентгеновских лучах, при определенных условиях излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи.
Изображение кометы Лулин 28 января 2009 года, когда комета находилась на расстоянии 99,5 миллиона миль от Земли и 115,3 миллиона миль от Солнца, сделанный с Свифт. Данные ультрафиолетового / оптического телескопа Swift показаны синим и зеленым, а данные рентгеновского телескопа - красным. Спутник НАСА Swift Gamma-Burst Mission контролировал комету Люлин Как это близко 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 Свифта», - 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 к Солнцу от кометы.
Астрономический портал  | Викискладе есть материалы, связанные с рентгеновской астрономией. |
