Astrofysisk røntgenkilde - Astrophysical X-ray source
Astrofysiske røntgenkilder er astronomiske objekter med fysiske egenskaper som resulterer i utslipp av røntgenstråler .
Det finnes en rekke typer astrofysiske objekter som avgir røntgenstråler, fra galaksehoper , gjennom sorte hull i aktive galaktiske kjerner (AGN) til galaktiske objekter som supernova-rester , stjerner og binære stjerner som inneholder en hvit dverg ( kataklysmiske variable stjerner og supermyk røntgenkilder ), nøytronstjerne eller svart hull ( røntgenbinarier ). Noen solsystemkropper avgir røntgenstråler, den mest bemerkelsesverdige er månen , selv om det meste av månens røntgenlysstyrke oppstår fra reflekterte solrøntgenstråler. En kombinasjon av mange uløste røntgenkilder antas å produsere den observerte røntgenbakgrunnen . Røntgenkontinuum kan oppstå fra bremsstrahlung , enten magnetisk eller vanlig Coulomb, svartkroppsstråling , synkrotronstråling , invers Compton-spredning av lavere energifotoner av relativistiske elektroner, knock-on-kollisjoner av raske protoner med atomelektroner og atomrekombinasjon , med eller uten ekstra elektronoverganger.
Videre diskuteres himmellegemer i verdensrommet som himmelske røntgenkilder. Opprinnelsen til alle observerte astronomiske røntgenkilder er i, i nærheten av eller assosiert med en koronal sky eller gass ved koronale skytemperaturer i så lang eller kort periode.
Galaxy -klynger
Klynger av galakser dannes ved sammenslåing av mindre materieenheter, for eksempel galaksegrupper eller individuelle galakser. Den innfallende materiale (som inneholder galakser, gass og mørk materie ) tjener kinetiske energi som den faller inn i klynge gravitasjonspotensialbrønn . De innfallende gass kolliderer med gass som allerede finnes i gruppen, og er sjokk oppvarmes til mellom 10 7 og 10 8 K, avhengig av størrelsen av klyngen. Denne veldig varme gassen avgir røntgenstråler ved termisk bremsstråling, og linjeutslipp fra metaller (i astronomi betyr 'metaller' ofte alle elementer unntatt hydrogen og helium ). Galaksene og mørk materie er collisionless og raskt bli virialised , i bane i klyngen potensialet godt .
Ved en statistisk signifikans på 8σ ble det funnet at den romlige forskyvningen av sentrum av totalmassen fra sentrum av de baryoniske massetoppene ikke kan forklares med en endring av gravitasjonskraftloven.
Kvasarer
I synlig lys er 4C 71.07 mindre enn imponerende, bare en fjern flekk av lys. Det er i radio og røntgenstråler-og nå gammastråler-at dette objektet virkelig skinner. 4C 71.07 er betegnelsen i den fjerde Cambridge University -katalogen over radiokilder. 4C 71.07 har en rød forskyvning på z = 2.17, og setter den omtrent 11 milliarder år unna i et 12 til 15 milliarder år gammelt univers (ved bruk av z = 1 som 5 milliarder lysår).
|
En kvasi-stjerne radiokilde ( kvasar ) er en veldig energisk og fjern galakse med en aktiv galaktisk kjerne (AGN). Motstasjonens 0836 + 7107 er en Q uasi- S tellar O bject (motstasjonens) som avgir uforståelig mengder av radioenergi. Denne radioemisjonen er forårsaket av elektroner som spiraler (dermed akselererer) langs magnetiske felt som produserer syklotron eller synkrotronstråling . Disse elektronene kan også samhandle med synlig lys som sendes ut av disken rundt AGN eller det sorte hullet i midten. Disse fotonene akselererer elektronene, som deretter avgir X- og gammastråling via Compton og invers Compton- spredning.
Ombord på Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) er Burst and Transient Source Experiment (BATSE) som oppdager i området 20 keV til 8 MeV . QSO 0836+7107 eller 4C 71.07 ble oppdaget av BATSE som en kilde til myke gammastråler og harde røntgenstråler. "Det BATSE har oppdaget er at det kan være en myk gammastrålekilde", sa McCollough. QSO 0836+7107 er det svakeste og fjerneste objektet som skal observeres i myke gammastråler. Det har allerede blitt observert i gammastråler av Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) også ombord på Compton Gamma Ray Observatory .
Seyfert -galakser
Seyfert -galakser er en klasse galakser med kjerner som produserer spektrallinjeutslipp fra sterkt ionisert gass. De er en underklasse av aktive galaktiske kjerner (AGN), og antas å inneholde supermassive sorte hull .
Røntgenstrålende galakser
Følgende galakser av tidlig type (NGC) har blitt observert for å være røntgenstrålende på grunn av varme gassformede koronaer: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 og 5128 Røntgenstrålingen kan forklares som termisk bremsestråling fra varm gass (0,5–1,5 keV).
Ultraluminøse røntgenkilder
Ultraluminøse røntgenkilder (ULX-er) er punktlignende, ikke-kjernefysiske røntgenkilder med lysstyrker over Eddington-grensen på 3 × 10 32 W for et 20 M ☉ svart hull. Mange ULX -er viser sterk variasjon og kan være sorte hulls binære filer. For å falle inn i klassen mellom svarte hull i mellommasse (IMBH) må deres lysstyrke, termiske diskutslipp, variasjonstider og omgivende utslippslinjetåker foreslå dette. Når emisjonen stråler eller overskrider Eddington-grensen, kan ULX imidlertid være et svart hull i stjernemassen. Den nærliggende spiralgalaksen NGC 1313 har to kompakte ULX-er, X-1 og X-2. For røntgen øker røntgenlysstyrken til maksimalt 3 × 10 33 W, overskrider Eddington-grensen, og går inn i en bratt kraftlovstilstand ved høye lysstyrker som mer er tegn på et sterkt svart hull, mens X-2 har den motsatte oppførselen og ser ut til å være i hard røntgenstilstand for en IMBH.
Svarte hull
Svarte hull avgir stråling fordi materie som faller inn i dem mister gravitasjonsenergi som kan resultere i stråling før stoffet faller inn i hendelseshorisonten . Det fallende stoffet har vinkelmoment , noe som betyr at materialet ikke kan falle direkte inn, men snurrer rundt det sorte hullet. Dette materialet danner ofte en akkresjonsdisk . Lignende lysende akkresjonsskiver kan også dannes rundt hvite dverger og nøytronstjerner, men i disse frigjør den fallende gassen ekstra energi når den smelter mot overflaten med høy tetthet med høy hastighet. I tilfelle av en nøytronstjerne kan infallhastigheten være en betydelig brøkdel av lysets hastighet.
I noen nøytronstjerner eller hvite dvergsystemer er stjernens magnetfelt sterkt nok til å forhindre dannelse av en akkresjonsskive. Materialet i platen blir veldig varmt på grunn av friksjon, og avgir røntgenstråler. Materialet i skiven mister sakte sin momentum og faller ned i den kompakte stjernen. I nøytronstjerner og hvite dverger genereres ytterligere røntgenstråler når materialet treffer overflatene. Røntgenstråling fra sorte hull er variabel, og varierer i lysstyrke på svært korte tidsskalaer. Variasjonen i lysstyrke kan gi informasjon om størrelsen på det sorte hullet.
Supernova -rester (SNR)
Supernova 2005ke, som ble oppdaget i 2005, er en type Ia -supernova, en viktig "standardlys" -eksplosjon som astronomer brukte for å måle avstander i universet. Her vises eksplosjonen i optiske, ultrafiolette og røntgenbølgelengder. Dette er det første røntgenbildet av en type Ia, og det har gitt observasjonsbevis for at type Ia er eksplosjonen av en hvit dverg som kretser rundt en rød kjempestjerne.
|
|
En supernova av type Ia er en eksplosjon av en hvit dverg i bane rundt enten en annen hvit dverg eller en rød kjempestjerne . Den tette hvite dvergen kan akkumulere gass donert fra ledsageren. Når dvergen når den kritiske massen på 1,4 M ☉ , oppstår en termonukleær eksplosjon. Siden hver type Ia lyser med en kjent lysstyrke, kalles Type Ia "standardlys" og brukes av astronomer til å måle avstander i universet.
SN 2005ke er den første Type Ia-supernovaen som ble oppdaget i røntgenbølgelengder, og den er mye lysere i ultrafiolett enn forventet.
Røntgenstråling fra stjerner
Vela X-1
Vela X-1 er en pulserende, overgå høy masse røntgen binære (HMXB) system, er forbundet med uhuru kilde 4U 0900-40 og den superkjempe stjerne HD 77581. Røntgen utslipp av nøytronstjernen er forårsaket av fange og hente materie fra stjernevindet til superkjempen. Vela X-1 er den prototypiske frittliggende HMXB.
Hercules X-1
En røntgen binær i mellommasse (IMXB) er et binært stjernesystem der en av komponentene er en nøytronstjerne eller et svart hull. Den andre komponenten er en mellomstor massestjerne.
Hercules X-1 er sammensatt av en nøytronstjerne som samler materie fra en normal stjerne (HZ Her) sannsynligvis på grunn av Roche-lobeoverløp . X-1 er prototypen for de massive røntgenbinarene, selv om den faller på grenselinjen, ~ 2 M ☉ , mellom høy- og lavmasse røntgenbinarier.
Scorpius X-1
Den første ekstrasolare røntgenkilden ble oppdaget 12. juni 1962. Denne kilden kalles Scorpius X-1 , den første røntgenkilden som finnes i stjernebildet Scorpius , som ligger i retning av Melkeveiens sentrum . Scorpius X-1 er omtrent 9 000 ly fra Jorden, og etter at solen er den sterkeste røntgenkilden på himmelen ved energier under 20 keV. Røntgenutgangen er 2,3 × 10 31 W, omtrent 60 000 ganger solens totale lysstyrke. Scorpius X-1 er i seg selv en nøytronstjerne. Dette systemet er klassifisert som en lavmasse røntgen binær (LMXB); nøytronstjernen er omtrent 1,4 solmasser , mens donorstjernen bare er 0,42 solmasser.
Sol
På slutten av 1930 -tallet ble tilstedeværelsen av en veldig varm, spenstig gass som omgir Solen utledet indirekte fra optiske koronale linjer av sterkt ioniserte arter. På midten av 1940-tallet avslørte radioobservasjoner en radiokorona rundt solen. Etter å ha oppdaget røntgenfotoner fra solen i løpet av en rakettflyging, skrev T. Burnight: "Solen antas å være kilden til denne strålingen, selv om stråling med bølgelengde kortere enn 4 Å ikke ville forventes fra teoretiske estimater av svart kroppsstråling fra solcoronaen. " Og selvfølgelig har folk sett solcoronaen i spredt synlig lys under solformørkelser.
Mens nøytronstjerner og sorte hull er de viktigste punktkildene til røntgenstråler, vil alle hovedsekvensstjernene sannsynligvis ha varme nok koronaer til å avgi røntgenstråler. A- eller F-type stjerner har høyst tynne konveksjonssoner og gir dermed liten koronal aktivitet.
Lignende solens syklus -relaterte variasjoner er observert i fluksen av solenergi røntgen og UV- eller EUV stråling. Rotasjon er en av de viktigste determinantene for den magnetiske dynamoen, men dette punktet kunne ikke demonstreres ved å observere solen: Solens magnetiske aktivitet er faktisk sterkt modulert (på grunn av den 11-årige magnetiske punktsyklusen), men denne effekten er ikke direkte avhengig av turnusperioden.
Solbluss følger vanligvis solsyklusen. CORONAS-F ble lansert 31. juli 2001 for å falle sammen med det 23. solcyklusmaksimumet. Solens bluss 29. oktober 2003 viste tilsynelatende en betydelig grad av lineær polarisering (> 70% i kanalene E2 = 40–60 keV og E3 = 60–100 keV, men bare omtrent 50% i E1 = 20–40 keV) i hard Røntgen, men andre observasjoner har vanligvis bare satt øvre grenser.
Koronale sløyfer danner grunnstrukturen til den nedre koronaen og overgangsregionen til Solen. Disse sterkt strukturerte og elegante sløyfene er en direkte konsekvens av den vridde solmagnetiske strømmen i solkroppen. Befolkningen av koronalsløkker kan kobles direkte til solsyklusen . Det er av denne grunn at koronalsløkker ofte finnes med solflekker ved fotpunktene. Koronale sløyfer befolker både aktive og rolige områder på soloverflaten. Den yohkoh bløte røntgenbildet teleskop (SXT) observerte røntgenstråler i 0,25-4,0 keV området, løse solenergi funksjoner til 2,5 buesekunder med en tidsmessig oppløsning på 0,5-2 sekunder. SXT var følsom for plasma i 2–4 MK temperaturområdet, noe som gjorde det til en ideell observasjonsplattform å sammenligne med data samlet inn fra TRACE koronale sløyfer som strålte i EUV -bølgelengdene.
Variasjoner av solstråleutslipp i myke røntgenstråler (10–130 nm) og EUV (26–34 nm) registrert om bord i CORONAS-F viser for de fleste bluss observert av CORONAS-F i 2001–2003 UV-stråling før røntgen utslipp med 1–10 min.
Hvite dverger
Når kjernen i en mellomstor stjerne trekker seg sammen, forårsaker det en frigjøring av energi som får stjernens konvolutt til å ekspandere. Dette fortsetter til stjernen endelig blåser av de ytre lagene. Kjernen i stjernen forblir intakt og blir en hvit dverg . Den hvite dvergen er omgitt av et ekspanderende gassskall i et objekt kjent som en planetarisk tåke. Planetarisk tåke ser ut til å markere overgangen til en mellomstor stjerne fra rød kjempe til hvit dverg. Røntgenbilder avslører skyer av multimillion graders gass som har blitt komprimert og oppvarmet av den raske stjernevinden. Etter hvert kollapser den sentrale stjernen for å danne en hvit dverg. I en milliard år etter at en stjerne kollapser for å danne en hvit dverg, er den "hvit" varm med overflatetemperaturer på ~ 20.000 K.
Røntgenstråling er påvist fra PG 1658+441, en varm, isolert, magnetisk hvit dverg, først oppdaget i en Einstein IPC-observasjon og senere identifisert i en Exosat-kanalmultiplikatorarrayobservasjon . "Bredbåndspekteret til denne hvite DA-dvergen kan forklares som utslipp fra en homogen, ren tyngdekraft, ren hydrogenatmosfære med en temperatur nær 28 000 K." Disse observasjonene av PG 1658+441 støtter en sammenheng mellom temperatur og heliummengde i hvite dvergatmosfærer.
En supermyk røntgenkilde (SSXS) utstråler myke røntgenstråler i området 0,09 til 2,5 keV . Super myke røntgenstråler antas å bli produsert ved jevn kjernefusjon på en hvit dvergs overflate av materiale trukket fra en binær følgesvenn . Dette krever en materialstrøm som er tilstrekkelig høy til å opprettholde fusjonen.
Ekte masseoverføringsvariasjoner kan forekomme i V Sge som ligner på SSXS RX J0513.9-6951 som avslørt ved analyse av aktiviteten til SSXS V Sge hvor episoder med lange lavtilstander oppstår i en syklus på ~ 400 dager.
RX J0648.0-4418 er en X-ray pulsator i Krabbetåken . HD 49798 er en dvergstjerne som danner et binært system med RX J0648.0-4418. Subdwarf -stjernen er et lyst objekt i de optiske og UV -båndene. Orbitalperioden til systemet er nøyaktig kjent. Nylige XMM-Newton- observasjoner tidsbestemt til å falle sammen med den forventede formørkelsen av røntgenkilden tillot en nøyaktig bestemmelse av massen til røntgenkilden (minst 1,2 solmasser), og etablerte røntgenkilden som en sjelden, ultra -massiv hvit dverg.
Brune dverger
Ifølge teorien kan et objekt som har en masse på mindre enn omtrent 8% av solens masse, ikke opprettholde betydelig kjernefusjon i kjernen. Dette markerer skillelinjen mellom røde dvergstjerner og brune dverger . Skillelinjen mellom planeter og brune dverger oppstår med objekter som har masser under omtrent 1% av solens masse, eller 10 ganger massen til Jupiter . Disse objektene kan ikke smelte deuterium.
LP 944-20
Uten en sterk sentral kjernekraftkilde er det indre av en brun dverg i en raskt kokende eller konvektiv tilstand. Når det kombineres med den raske rotasjonen som de fleste brune dverger utviser, legger konveksjon betingelser for utvikling av et sterkt, sammenfiltret magnetfelt nær overflaten. Fakkelen observert av Chandra fra LP 944-20 kan ha sin opprinnelse i det turbulente magnetiserte varme materialet under den brune dvergens overflate. En bluss under overflaten kan lede varme til atmosfæren, slik at elektriske strømmer kan strømme og produsere en røntgenstråle, som et lyn . Fraværet av røntgenstråler fra LP 944-20 i perioden som ikke blusser er også et betydelig resultat. Den setter den laveste observasjonsgrensen for jevn røntgenstrøm produsert av en brun dvergstjerne, og viser at koronas slutter å eksistere når overflatetemperaturen til en brun dverg avkjøles til under 2500 ° C og blir elektrisk nøytral.
TWA 5B
Ved hjelp av NASAs Chandra røntgenobservatorium har forskere oppdaget røntgenstråler fra en brun brun dverg med lav masse i et flerstjerners system. Dette er første gang at en brun dverg så nær moren (e) (sollignende stjerner TWA 5A) har blitt løst i røntgenstråler. "Våre Chandra-data viser at røntgenstrålene stammer fra den brune dvergens koronale plasma som er omtrent 3 millioner grader Celsius", sa Yohko Tsuboi fra Chuo University i Tokyo. "Denne brune dvergen er like lys som solen i dag i røntgenlys, mens den er femti ganger mindre massiv enn solen", sa Tsuboi. "Denne observasjonen øker dermed muligheten for at selv massive planeter kan avgi røntgenstråler alene i ungdommen!"
Røntgenrefleksjon
Jupiter viser intens røntgenutslipp assosiert med auroras i polarområdene (Chandra observatoriums røntgenbilde til venstre). Den medfølgende skjematikken illustrerer hvordan Jupiters uvanlig hyppige og spektakulære aurorale aktivitet produseres. Jupiters sterke, raskt roterende magnetfelt (lyseblå linjer) genererer sterke elektriske felt i rommet rundt planeten. Ladede partikler (hvite prikker), fanget i Jupiters magnetfelt, akselereres kontinuerlig (gullpartikler) ned i atmosfæren over polarområdene, så auroraer er nesten alltid aktive på Jupiter. Observasjonstid: 17 timer, 24–26 februar 2003.
|
Elektriske potensialer på omtrent 10 millioner volt og strømmer på 10 millioner ampere - hundre ganger større enn de kraftigste lynene - kreves for å forklare auroraene ved Jupiters poler, som er tusen ganger kraftigere enn de på jorden.
På jorden blir auroraer utløst av solstormer av energiske partikler, som forstyrrer Jordens magnetfelt. Som vist av tilbaketrukket utseende på illustrasjonen, forvrenger vindkast av partikler fra Solen også Jupiters magnetfelt, og gir noen ganger auroras.
Saturns røntgenspektrum ligner det på røntgenstråler fra solen, noe som indikerer at Saturns røntgenstråling skyldes refleksjon av solrøntgenstråler fra Saturns atmosfære. Det optiske bildet er mye lysere, og viser de vakre ringstrukturene, som ikke ble oppdaget i røntgenstråler.
Røntgenfluorescens
Noen av de oppdagede røntgenstrålene, som kommer fra andre solsystemlegemer enn Sola, er produsert av fluorescens . Spredte solrøntgenbilder gir en ekstra komponent.
I Röntgensatellit (ROSAT) -bildet av månen tilsvarer pikselstyrken røntgenintensitet. Den lyse månens halvkule skinner i røntgenstråler fordi den sender ut røntgenstråler fra solen. Bakgrunnshimmelen har en røntgenstråle delvis på grunn av mylderet av fjerne, kraftige aktive galakser, uløst i ROSAT-bildet. Den mørke siden av Månens disk skygger for denne røntgenstråling fra bakgrunnen. Noen få røntgenstråler ser bare ut til å komme fra den skyggelagte månens halvkule. I stedet stammer de fra jordens geocorona eller utvidede atmosfære som omgir det kretsende røntgenobservatoriet. Den målte månens røntgenlysstyrke på ~ 1,2 × 10 5 W gjør månen til en av de svakeste kjente ikke-terrestriske røntgenkildene.
Kometdeteksjon
NASAs Swift Gamma-Ray Burst Mission- satellitt overvåket kometen Lulin da den stengte for 63 Gm jord. For første gang kan astronomer se samtidige UV- og røntgenbilder av en komet. "Solvinden-en strøm av partikler som beveger seg raskt fra solen-samhandler med komets bredere sky av atomer. Dette får solvinden til å lyse opp med røntgenstråler, og det er det Swifts XRT ser", sa Stefan Immler, fra Goddard Space Flight Center. Denne interaksjonen, kalt ladningsutveksling, resulterer i røntgenstråler fra de fleste kometer når de passerer innen omtrent tre ganger jordens avstand fra solen. Fordi Lulin er så aktiv, er atomskyen spesielt tett. Som et resultat strekker det røntgenemitterende området seg langt utover kometen.
Himmelske røntgenkilder
Den himmel sfære har blitt delt inn i 88 konstellasjoner. De IAU konstellasjoner er områder på himmelen. Hver av disse inneholder bemerkelsesverdige røntgenkilder. Noen av dem er galakser eller sorte hull i galaksers sentre. Noen er pulsarer . Som med de astronomiske røntgenkildene , hjelper det å forstå generasjonen av røntgenstråler av den tilsynelatende kilden å forstå Solen, universet som helhet, og hvordan disse påvirker oss på jorden.
Andromeda
Flere røntgenkilder er blitt oppdaget i Andromeda-galaksen ved hjelp av observasjoner fra ESAs XMM-Newton- baneobservatorium.
Boötes
3C 295 (Cl 1409+524) i Boötes er en av de mest fjerne galaksehoper som er observert av røntgenteleskoper . Klyngen er fylt med en stor sky av 50 MK gass som stråler sterkt i røntgenstråler. Chandra observerte at den sentrale galaksen er en sterk, kompleks kilde til røntgenstråler.
Camelopardalis
Varm røntgenstrålende gass gjennomsyrer galaksehopen MS 0735.6+7421 i Camelopardus. To store hulrom - hver 600 000 lyr i diameter vises på motsatte sider av en stor galakse i midten av klyngen. Disse hulrommene er fylt med en tosidig, langstrakt, magnetisert boble av ekstremt høyenergiske elektroner som avgir radiobølger.
Canes Venatici
Røntgen-landemerket NGC 4151 , en mellomliggende spiral Seyfert-galaksen har et massivt svart hull i kjernen.
Canis Major
Et Chandra røntgenbilde av Sirius A og B viser at Sirius B er mer lysende enn Sirius A. Mens det visuelle området er Sirius A det mer lysende.
Cassiopeia
Når det gjelder Cassiopea A SNR , antas det at det første lyset fra stjerneeksplosjonen nådde Jorden for omtrent 300 år siden, men det er ingen historiske registreringer av observasjoner av stamfaren supernova, sannsynligvis på grunn av interstellært støv som absorberer optisk bølgelengdestråling før den nådde Jorden (selv om det er mulig at den ble spilt inn som en sjette størrelse 3 Cassiopeiae av John Flamsteed 16. august 1680). Mulige forklaringer lener seg mot ideen om at kildestjernen var uvanlig massiv og tidligere hadde kastet ut store deler av de ytre lagene. Disse ytre lagene ville ha skjult stjernen og absorbert mye av lyset som ble frigitt da den indre stjernen kollapset.
CTA 1 er en annen SNR-røntgenkilde i Cassiopeia . En pulsar i CTA 1- supernovaresten (4U 0000+72) sendte opprinnelig ut stråling i røntgenbåndene (1970–1977). Merkelig, da det ble observert på et senere tidspunkt (2008), ble røntgenstråling ikke oppdaget. I stedet oppdaget Fermi Gamma-ray Space Telescope at pulsaren sendte ut gammastråling, den første i sitt slag.
Carina
Tre strukturer rundt Eta Carinae antas å representere sjokkbølger produsert av materie som skynder seg bort fra superstjernen i supersonisk hastighet. Temperaturen på den oppvarmede gassen varierer fra 60 MK i de sentrale områdene til 3 MK på den hesteskoformede ytre strukturen. "Chandra-bildet inneholder noen gåter for eksisterende ideer om hvordan en stjerne kan produsere så varme og intense røntgenstråler," sier prof. Kris Davidson ved University of Minnesota .
Cetus
Abell 400 er en galaksklynge, som inneholder en galakse ( NGC 1128 ) med to supermassive sorte hull 3C 75 som spiraler mot fusjon.
Kameleon
Den chamaeleon komplekset er et stort stjernedannelsesområde (SFR) som inneholder chamaeleon I, chamaeleon II, og III chamaeleon mørke skyer. Den opptar nesten hele stjernebildet og overlapper til Apus , Musca og Carina . Gjennomsnittlig tetthet av røntgenkilder er omtrent en kilde per kvadratgrad.
Kameleon I mørk sky
Chamaeleon I (Cha I) -skyen er en koronal sky og en av de nærmeste aktive stjernedannelsesregionene på ~ 160 pc. Den er relativt isolert fra andre stjerneformende skyer, så det er usannsynlig at eldre stjerner med pre-hovedsekvens (PMS) har drevet inn i feltet. Den totale stjernebefolkningen er 200–300. Cha I -skyen er videre delt inn i den nordlige skyen eller regionen og sørskyen eller hovedskyen.
Chamaeleon II mørk sky
Den mørke skyen Chamaeleon II inneholder rundt 40 røntgenkilder. Observasjon i Chamaeleon II ble utført fra 10. til 17. september 1993. Kilde RXJ 1301.9-7706, en ny WTTS-kandidat av spektral type K1, er nærmest 4U 1302–77.
Chamaeleon III mørk sky
"Chamaeleon III ser ut til å være blottet for nåværende stjernedannelsesaktivitet." HD 104237 ( spektral type A4e) observert av ASCA , som ligger i den mørke skyen Chamaeleon III, er den lyseste Herbig Ae/Be -stjernen på himmelen.
Corona Borealis
Den galaksehop Abell 2142 emitterer røntgenstråler og er i den nordlige krone . Det er en av de mest massive objektene i universet.
Corvus
Fra Chandra røntgenanalysen av antennegalakser ble rike forekomster av neon, magnesium og silisium oppdaget. Disse elementene er blant de som danner byggesteinene for beboelige planeter. De avbildede skyene inneholder magnesium og silisium henholdsvis 16 og 24 ganger, overflod i Solen .
Krater
Strålen som vises i røntgenstråler som kommer fra PKS 1127-145 skyldes sannsynligvis kollisjonen av en stråle av høyenergi-elektroner med mikrobølgefotoner.
Draco
Draco-stjernetåken (en myk røntgenskygge) er skissert av konturer og er blå-svart i bildet av ROSAT av en del av stjernebildet Draco.
Abell 2256 er en galaksklynge med mer enn 500 galakser. Den doble strukturen til dette ROSAT -bildet viser sammenslåing av to klynger.
Eridanus
Innenfor stjernebildene Orion og Eridanus og som strekker seg over dem er et mykt røntgen "hot spot" kjent som Orion-Eridanus Superbubble , Eridanus Soft X-ray Enhancement , eller ganske enkelt Eridanus Bubble , et 25 ° område med sammenlåsende buer av Hα -avgivende filamenter.
Hydra
En stor sky av varm gass strekker seg gjennom hele Hydra A -galaksehopen.
Leo Minor
Arp260 er en røntgenkilde i Leo Minor ved RA 10 t 49 m 52,5 s Des +32 ° 59 ′ 6 ″.
Orion
I de tilstøtende bildene er stjernebildet Orion . På høyre side av bildene er det visuelle bildet av stjernebildet. Til venstre er Orion sett bare i røntgenstråler. Betelgeuse er lett å se over de tre stjernene i Orions belte til høyre. Det lyseste objektet i det visuelle bildet er fullmåne, som også er i røntgenbildet. Røntgenfargene representerer temperaturen på røntgenstrålingen fra hver stjerne: varme stjerner er blåhvite og kjøligere stjerner er gulrøde.
Pegasus
Stephans kvintett er av interesse på grunn av deres voldelige kollisjoner. Fire av de fem galakser i Stephans kvintett danner en fysisk tilknytning, og er involvert i en kosmisk dans som mest sannsynlig vil ende med at galaksene smelter sammen. Når NGC 7318 B kolliderer med gass i gruppen, sprer en stor sjokkbølge større enn Melkeveien seg gjennom mediet mellom galakser, og oppvarmer noe av gassen til temperaturer på millioner av grader der de avgir røntgenstråler som kan påvises med NASA Chandra Røntgenobservatorium . NGC 7319 har en Seyfert -kjerne av type 2 .
Perseus
Perseus -galaksehopen er en av de mest massive objektene i universet, og inneholder tusenvis av galakser nedsenket i en stor sky av flere millioner gass.
Pictor
Pictor A er en galakse som kan ha et svart hull i midten som har avgitt magnetisert gass ved ekstremt høy hastighet. Lyspunktet til høyre i bildet er jetens hode. Når den pløyer ned i den svake gassen i intergalaktisk rom, avgir den røntgenstråler. Pictor A er røntgenkilde betegnet H 0517-456 og 3U 0510-44.
Puppis
Puppis A er en supernova-rest (SNR) med omtrent 10 lysår i diameter. Supernovaen skjedde for omtrent 3700 år siden.
Skytten
Den Galactic senter er ved 1745-2900, som tilsvarer Sagittarius A * , meget nær til radiokilde Sagittarius A (W24). I sannsynligvis den første katalogen over galaktiske røntgenkilder, foreslås to Sgr X-1: (1) på 1744–2312 og (2) på 1755–2912, og bemerker at (2) er en usikker identifikasjon. Kilde (1) ser ut til å svare til S11.
Skulptør
Den uvanlige formen på Cartwheel Galaxy kan skyldes en kollisjon med en mindre galakse slik som den nederst til venstre på bildet. Det siste stjernesprenget (stjernedannelse på grunn av kompresjonsbølger) har tent opp Cartwheel -felgen, som har en diameter større enn Melkeveien. Det er et eksepsjonelt stort antall sorte hull i galaksens kant som det kan sees på innfeltet.
Serpens
Fra og med 27. august 2007 har funn om asymmetrisk utvidelse av jernlinjer og deres implikasjoner for relativitet vært et tema for mye spenning. Når det gjelder den asymmetriske jernbaneforlengelsen, kommenterte Edward Cackett ved University of Michigan : "Vi ser gassen piske rundt like utenfor nøytronstjernens overflate,". "Og siden den indre delen av disken åpenbart ikke kan bane nærmere enn nøytronstjernens overflate, gir disse målingene oss en maksimal størrelse på nøytronstjernens diameter. Nøytronstjernene kan ikke være større enn 18 til 20,5 miles på tvers, resultater som stemmer med andre typer målinger. "
"Vi har sett disse asymmetriske linjene fra mange sorte hull, men dette er den første bekreftelsen på at nøytronstjerner også kan produsere dem. Det viser at måten nøytronstjerner skaper materiell ikke er veldig forskjellig fra sorte hull, og det gir oss et nytt verktøy for å sondere Einsteins teori", sier Tod Strohmayer av NASA 's Goddard Space Flight Center .
"Dette er grunnleggende fysikk", sier Sudip Bhattacharyya også fra NASAs Goddard Space Flight Center i Greenbelt, Maryland , og University of Maryland . "Det kan være eksotiske typer partikler eller tilstander av materie, for eksempel kvarkmateriale, i sentrene til nøytronstjerner, men det er umulig å lage dem i laboratoriet. Den eneste måten å finne ut av det er å forstå nøytronstjerner."
Ved bruk av XMM-Newton observerte Bhattacharyya og Strohmayer Serpens X-1, som inneholder en nøytronstjerne og en fantastisk følgesvenn. Cackett og Jon Miller fra University of Michigan , sammen med Bhattacharyya og Strohmayer, brukte Suzakus suverene spektrale evner til å kartlegge Serpens X-1. Suzaku-dataene bekreftet XMM-Newton-resultatet angående jernbanen i Serpens X-1.
Store bjørn
Chandra-mosaikk av røntgenkildene i Lockman-hullet . Fargekode: Energi (rød 0,4-2keV, grønn 2-8keV, blå 4-8keV). Bildet er omtrent 50 bueminutter per side.
|
M82 X-1 er i stjernebildet Ursa Major kl. 09 t 55 m 50,01 s +69 ° 40 ′ 46,0 ″. Det ble oppdaget i januar 2006 av Rossi X-ray Timing Explorer .
I Ursa Major ved RA 10 t 34 m 00.00 Des +57 ° 40 '00.00 "er et synsfelt som er nesten fritt for absorpsjon av nøytral hydrogengass i Melkeveien. Det er kjent som Lockman Hole . Hundrevis av X- strålekilder fra andre galakser, noen av dem supermassive sorte hull, kan sees gjennom dette vinduet.
Eksotiske røntgenkilder
Mikrokvasar
En mikrokvasar er en mindre fetter til en kvasar som er en radioutsendende røntgenbinær , med et par par som kan løses ofte. SS 433 er et av de mest eksotiske stjernesystemene som er observert. Det er en formørkende binær med primæren enten et svart hull eller en nøytronstjerne, og den sekundære er en sen stjerne av A-typen . SS 433 ligger innenfor SNR W50 . Materialet i strålen som beveger seg fra sekundær til primær gjør det ved 26% av lyshastigheten. Spekteret til SS 433 påvirkes av Doppler -skift og av relativitet : Når effektene av Doppler -skiftet blir trukket fra, er det et resterende rødskift som tilsvarer en hastighet på omtrent 12 000 kps. Dette representerer ikke en faktisk hastighet på systemet vekk fra jorden; snarere skyldes det tidsutvidelse , som får bevegelige klokker til å se for stasjonære observatører å tikke saktere. I dette tilfellet ser det ut til at de relativistisk bevegelige opphissede atomene i jetstrålene vibrerer saktere, og deres stråling virker dermed rødskiftet.
Vær røntgenbinarier
LSI+61 ° 303 er et periodisk, radioemitterende binært system som også er gammastrålekilden, CG135+01. LSI+61 ° 303 er en variabel radiokilde preget av periodiske, ikke-termiske radioutbrudd med en periode på 26,5 d, tilskrevet den eksentriske orbitale bevegelsen til et kompakt objekt, sannsynligvis en nøytronstjerne, rundt en raskt roterende B0 Ve-stjerne, med en T eff ~ 26 000 K og lysstyrke på ~ 10 38 erg s −1 . Fotometriske observasjoner ved optiske og infrarøde bølgelengder viser også en 26,5 d modulasjon. Av de rundt 20 medlemmene i Be X-ray binære systemer , fra 1996, har bare X Per og LSI+61 ° 303 røntgenutbrudd med mye høyere lysstyrke og hardere spekter (kT ~ 10–20 keV) vs. (kT ≤ 1 keV); LSI+61 ° 303 utmerker seg imidlertid ytterligere ved sitt sterke, utbruddsrike radioutslipp. "Radioegenskapene til LSI+61 ° 303 ligner de på" standard "høymasse røntgenbinarier som SS 433 , Cyg X-3 og Cir X-1 ."
Supergiant raske røntgenstransienter (SFXT)
Det er et økende antall tilbakevendende røntgenstransienter , preget av korte utbrudd med svært raske stigningstider (titalls minutter) og typiske varigheter på noen få timer som er knyttet til OB- supergiganter og dermed definerer en ny klasse med massiv røntgenstråling binære filer: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs). XTE J1739–302 er en av disse. Oppdaget i 1997, forblir aktiv bare en dag, med et røntgenspektrum godt utstyrt med en termisk bremsstråling (temperatur på ke20 keV), som ligner de spektrale egenskapene til akkreterende pulsarer, ble den først klassifisert som en særegen Be/X- strålende forbigående med et uvanlig kort utbrudd. Et nytt utbrudd ble observert 8. april 2008 med Swift .
Messier 87
Observasjoner gjort av Chandra indikerer tilstedeværelsen av sløyfer og ringer i den varme røntgenstrålende gassen som omgir Messier 87 . Disse løkkene og ringene genereres av variasjoner i hastigheten med hvilket materiale blir kastet ut fra det supermassive sorte hullet i jetfly. Fordelingen av sløyfer antyder at mindre utbrudd oppstår hvert sjette millioner år.
En av ringene, forårsaket av et stort utbrudd, er en sjokkbølge på 85 000 lysår i diameter rundt det sorte hullet. Andre bemerkelsesverdige trekk som er observert inkluderer smale røntgenstråler som gir opptil 100 000 lysår lange, og et stort hulrom i den varme gassen forårsaket av et stort utbrudd for 70 millioner år siden.
Galaksen inneholder også en bemerkelsesverdig aktiv galaktisk kjerne (AGN) som er en sterk kilde til stråling med flere bølgelengder, spesielt radiobølger .
Magnetarer
En magnetar er en type nøytronstjerne med et ekstremt kraftig magnetfelt, hvis nedbrytning driver utslipp av store mengder elektromagnetisk stråling med høy energi , spesielt røntgenstråler og gammastråler . Teorien om disse objektene ble foreslått av Robert Duncan og Christopher Thompson i 1992, men det første registrerte utbruddet av gammastråler som antas å ha vært fra en magnetar var 5. mars 1979. Disse magnetfeltene er hundretusenvis av ganger sterkere enn noen mann -lagd magnet og kvadrillioner ganger kraftigere enn feltet som omgir jorden . Fra 2003 er de de mest magnetiske objektene som noen gang er oppdaget i universet.
Mars 1979, etter å ha sluppet sonder i atmosfæren til Venus , ble Venera 11 og Venera 12 , mens de var i heliosentriske baner, truffet klokken 10:51 EST av en eksplosjon av gammastråling. Denne kontakten økte strålingsavlesningene på begge sonder Konus eksperimenterer fra normale 100 tellinger per sekund til over 200 000 tellinger i sekundet, på bare en brøkdel av et millisekund. Denne gigantiske fakkelen ble oppdaget av mange romfartøyer og med disse påvisningene ble lokalisert av det interplanetariske nettverket til SGR 0526-66 inne i N-49 SNR i den store magellanske skyen . Og, Konus oppdaget en annen kilde i mars 1979: SGR 1900+14 , som ligger 20 000 lysår unna i stjernebildet Aquila, hadde en lang periode med lave utslipp, bortsett fra det betydelige utbruddet i 1979 og et par etter.
Hva er det evolusjonære forholdet mellom pulsarer og magnetarer? Astronomer vil gjerne vite om magnetarer representerer en sjelden klasse pulsarer, eller om noen eller alle pulsarer går gjennom en magnetarfase i løpet av livssyklusene. NASAs Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) har avslørt at den yngste kjente pulserende nøytronstjernen har kastet et raserianfall. Den kollapset stjernen slipper av og til kraftige utbrudd av røntgenstråler, som tvinger astronomer til å revurdere livssyklusen til nøytronstjerner.
"Vi ser en type nøytronstjerne bokstavelig talt forandre seg til en annen rett foran øynene våre. Dette er en etterlengtet manglende kobling mellom forskjellige typer pulsarer", sier Fotis Gavriil fra NASAs Goddard Space Flight Center i Greenbelt, Maryland, og University of Maryland, Baltimore.
PSR J1846-0258 er i stjernebildet Aquila. Den hadde blitt klassifisert som en normal pulsar på grunn av sin raske spinn (3,1 s -1 ) og pulsarlignende spektrum. RXTE fanget fire magnetarlignende røntgenstråler 31. mai 2006 og en annen 27. juli 2006. Selv om ingen av disse hendelsene varte lenger enn 0,14 sekunder, pakket de alle sammen 75.000 soler. "Aldri før har en vanlig pulsar blitt observert for å produsere magnetar bursts", sier Gavriil.
"Unge, raskt spinnende pulsarer ble ikke antatt å ha nok magnetisk energi til å generere så kraftige utbrudd", sier Marjorie Gonzalez, tidligere ved McGill University i Montreal, Canada, nå basert ved University of British Columbia i Vancouver. "Her er en vanlig pulsar som fungerer som en magnetar."
Observasjonene fra NASAs Chandra røntgenobservatorium viste at objektet hadde lysnet opp i røntgenstråler, noe som bekreftet at utbruddene var fra pulsaren, og at spekteret hadde endret seg til å bli mer magnetaraktig. Det faktum at PSR J1846s sentrifugeringshastighet bremser betyr også at den har et sterkt magnetfelt som bremser rotasjonen. Det underforståtte magnetfeltet er billioner ganger sterkere enn jordens felt, men det er 10 til 100 ganger svakere enn en typisk magnetar. Victoria Kaspi fra McGill University bemerker, "PSR J1846s faktiske magnetfelt kan være mye sterkere enn den målte mengden, noe som tyder på at mange unge nøytronstjerner klassifisert som pulsarer faktisk kan være magnetarer i forkledning, og at den sanne styrken til deres magnetfelt bare avslører seg selv over tusenvis av år når de øker aktiviteten. "
Røntgen mørke stjerner
I løpet av solsyklusen, som vist i sekvensen av bilder av solen i røntgenstråler , er solen nesten røntgenmørk, nesten en røntgenvariabel. Betelgeuse , derimot, ser ut til å alltid være røntgenmørkt. Røntgenstrømmen fra hele stjerneflaten tilsvarer en overflatefluksgrense som varierer fra 30–7000 ergs s −1 cm −2 ved T = 1 MK, til ~ 1 erg s −1 cm −2 ved høyere temperaturer, fem størrelsesordener under den stille solrøntgenoverflaten.
Som den røde superkjempen Betelgeuse, sendes det knapt noen røntgenstråler fra røde kjemper . Årsaken til røntgenmangel kan innebære
- en avstengning av dynamoen ,
- en undertrykkelse av konkurrerende vindproduksjon , eller
- sterk demping av en overliggende tykk kromosfære .
Fremtredende lyse røde kjemper inkluderer Aldebaran , Arcturus og Gamma Crucis . Det er en tilsynelatende røntgen "skillelinje" i HR-diagrammet blant de gigantiske stjernene når de krysser fra hovedsekvensen for å bli røde kjemper. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) ser ut til å være en hybridstjerne (deler på begge sider) i "Dividing Line" av evolusjonær overgang til rød gigant. α TrA kan tjene til å teste flere Dividing Line -modeller .
Det er også en ganske brå begynnelse av røntgenemisjon rundt spektral type A7-F0, med et stort lysstyrkeutvikling på tvers av spektralklasse F.
I de få ekte sentrale A- eller tidlige F-type koronale sendere er deres svake dynamo-operasjon generelt ikke i stand til å bremse den raskt spinnende stjernen betraktelig i løpet av deres korte levetid, slik at disse koronaene er iøynefallende ved deres alvorlige underskudd på røntgenstråling til kromosfæriske og overgangsregionflukser; sistnevnte kan følges opp til mid-A-type stjerner på ganske høye nivåer. Uansett om disse atmosfærene faktisk er oppvarmet akustisk eller driver en "ekspanderende", svak og kjølig korona eller om de er oppvarmet magnetisk, vitner røntgenunderskuddet og de lave korontemperaturene klart om disse stjerners manglende evne til å opprettholde betydelig, varm korona på noen måte sammenlignbar med kjøligere aktive stjerner, til tross for deres merkbare kromosfærer.
Røntgeninterstellært medium
Hot Ionisert Medium (HIM), noen ganger bestående av koronal gass, i temperaturområdet 10 6 - 10 7 K sender ut røntgenstråler. Stjernevind fra unge klynger av stjerner (ofte med gigantiske eller superkjempe HII -områder rundt dem) og sjokkbølger skapt av supernovaer injiserer enorme mengder energi i omgivelsene, noe som fører til hypersonisk turbulens. De resulterende konstruksjoner - av varierende størrelse - kan observeres, slik som stjernevind bobler og superbubbles av varm gass, etter røntgensatellitt teleskoper. Solen er for tiden på reise gjennom Lokal Interstellar Cloud , en tettere region i lav tetthet Lokal boble .
Diffus røntgenbakgrunn
I tillegg til diskrete kilder som skiller seg ut mot himmelen, er det gode bevis for en diffus røntgenbakgrunn. I løpet av mer enn et tiår med observasjoner av røntgenstråling fra solen, ble det oppnådd bevis for eksistensen av en isotrop røntgenbakgrunnsfluks i 1956. Denne bakgrunnsstrømmen observeres ganske konsekvent over et bredt spekter av energier. Den tidlige højenergiske enden av spekteret for denne diffuse røntgenbakgrunnen ble oppnådd av instrumenter om bord på Ranger 3 og Ranger 5 . Røntgen forandring svarer til en total energitetthet på ca. 5 x 10 -4 eV / cm 3 . ROSAT mykt røntgendiffus bakgrunn (SXRB) -bilde viser den generelle økningen i intensitet fra det galaktiske planet til polene. Ved de laveste energiene, 0,1-0,3 keV, er nesten all den observerte myke røntgenbakgrunnen (SXRB) termisk emisjon fra ~ 10 6 K plasma.
Ved å sammenligne den myke røntgenbakgrunnen med fordelingen av nøytralt hydrogen, er det generelt enighet om at i mykeveiskiven absorberes supermyk røntgenstråler av dette nøytrale hydrogenet.
Røntgenmørke planeter
Røntgenobservasjoner gir muligheten til å oppdage (røntgenmørke) planeter mens de formørker en del av koronaen til foreldrestjernen mens de er på transitt. "Slike metoder er spesielt lovende for lavmassestjerner ettersom en Jupiter-lignende planet kan formørke et ganske betydelig koronalt område."
Jord
I denne prøven av bilder fra 2004 genereres lyse røntgenbuer med lav energi (0,1-10 keV) under auroral aktivitet. Bildene er lagt på et simulert bilde av jorden. Fargekoden til røntgenbuer representerer lysstyrke, med maksimal lysstyrke vist i rødt. Avstanden fra nordpolen til den svarte sirkelen er 3.340 km. Observasjonsdatoer: 10 peker mellom 16. desember 2003 - 13. april 2004. Instrument: HRC.
|
Det første bildet av jorden i røntgenstråler ble tatt i mars 1996, med den bane rundt den polare satellitten. Energisk ladede partikler fra solen forårsaker aurora og gir energi til elektroner i jordens magnetosfære . Disse elektronene beveger seg langs jordens magnetfelt og rammer til slutt jordens ionosfære og produserer røntgenstråling.