Røntgenastronomi - X-ray astronomy
X-ray astronomi er en observasjons grenen av astronomi som omhandler studiet av X-ray observasjon og deteksjon av astronomiske objekter . X-stråling absorberes av jordens atmosfære , så instrumenter for å påvise røntgen må tas til høy høyde med ballonger , sonderaketter og satellitter . Røntgenastronomi bruker en type romteleskop som kan se røntgenstråling som standard optiske teleskoper , for eksempel Mauna Kea-observatoriene , ikke kan.
Det forventes røntgenutslipp fra astronomiske objekter som inneholder ekstremt varme gasser ved temperaturer fra omtrent en million kelvin (K) til hundrevis av millioner kelvin (MK). Videre antydet vedlikehold av E-laget av ionisert gass høyt i jordens termosfære også en sterk utenomjordisk kilde til røntgenstråler. Selv om teorien spådde at solen og stjernene ville være fremtredende røntgenkilder, var det ingen måte å bekrefte dette på fordi jordens atmosfære blokkerer de fleste utenomjordiske røntgenstråler. Det var ikke før måter å sende instrumentpakker til stor høyde ble utviklet at disse røntgenkildene kunne studeres.
Eksistensen av solrøntgenstråler ble bekreftet tidlig på midten av det tjuende århundre av V-2-er som ble konvertert til lydende rakettformål , og påvisning av utenomjordiske røntgenstråler har vært det primære eller sekundære oppdraget til flere satellitter siden 1958. Den første kosmiske (utover solsystemet) Røntgenkilden ble oppdaget av en rakett som lød i 1962. Kalt Scorpius X-1 (Sco X-1) (den første røntgenkilden som finnes i stjernebildet Scorpius ), røntgenemisjonen til Scorpius X-1 er 10 000 ganger større enn det visuelle utslippet, mens solens er omtrent en million ganger mindre. I tillegg er energiproduksjonen i røntgenstråler 100 000 ganger større enn solens totale utslipp i alle bølgelengder .
Mange tusen røntgenkilder har siden blitt oppdaget. I tillegg er det intergalaktiske rommet i galaksehoper fylt med en varm, men veldig fortynnet gass ved en temperatur mellom 100 og 1000 megakelvin (MK). Den totale mengden varm gass er fem til ti ganger den totale massen i de synlige galakser.
Lydende rakettflyvninger
De første lydende rakettflyvningene for røntgenforskning ble utført ved White Sands Missile Range i New Mexico med en V-2-rakett 28. januar 1949. En detektor ble plassert i neskegleseksjonen og raketten ble skutt opp i en suborbital fly til en høyde like over atmosfæren.
Røntgenstråler fra solen ble oppdaget av US Naval Research Laboratory Blossom-eksperimentet om bord. En Aerobee 150-rakett som ble skutt 19. juni 1962 (UTC) oppdaget de første røntgenstrålene som sendes ut fra en kilde utenfor vårt solsystem (Scorpius X-1). Det er nå kjent at røntgenkilder som Sco X-1 er kompakte stjerner , for eksempel nøytronstjerner eller sorte hull . Material som faller ned i et svart hull kan avgi røntgenstråler, men det svarte hullet i seg selv gjør det ikke. Energikilden for røntgenutslipp er tyngdekraften . Pågående gass og støv varmes opp av de sterke gravitasjonsfeltene til disse og andre himmelobjekter. Basert på funn i dette nye feltet innen røntgenastronomi, som startet med Scorpius X-1, mottok Riccardo Giacconi Nobelprisen i fysikk i 2002.
Den største ulempen med rakettfly er deres svært korte varighet (bare noen få minutter over atmosfæren før raketten faller tilbake til jorden) og deres begrensede synsfelt . En rakett som ble skutt opp fra USA vil ikke kunne se kilder på den sørlige himmelen; en rakett som ble skutt opp fra Australia vil ikke kunne se kilder på den nordlige himmelen.
X-ray Quantum Calorimeter (XQC) prosjekt
I astronomi er det interstellare mediet (eller ISM ) gassen og kosmisk støv som gjennomsyrer det interstellare rommet: materien som eksisterer mellom stjernesystemene i en galakse. Den fyller det interstellare rommet og smelter jevnt inn i det omgivende intergalaktiske mediet . Det interstellare mediet består av en ekstremt fortynnet (etter terrestriske standarder) blanding av ioner , atomer , molekyler , større støvkorn, kosmiske stråler og (galaktiske) magnetfelt. Energien som opptar samme volum, i form av elektromagnetisk stråling , er det interstellare strålingsfeltet .
Av interesse er det varme ioniserte mediet (HIM) som består av en koronal skyutstøtning fra stjerneflater ved 10 6 -10 7 K som avgir røntgenstråler. ISM er turbulent og full av struktur på alle romlige skalaer. Stjerner fødes dypt inne i store komplekser av molekylære skyer , vanligvis noen få parsek i størrelse. I løpet av deres liv og død interagerer stjerner fysisk med ISM. 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 strukturene er stjernevindelige bobler og ypperlige bobler med varm gass. Solen reiser for tiden gjennom den lokale interstellare skyen , et tettere område i den lave tettheten Local Bubble .
For å måle spekteret av det diffuse røntgenutslippet fra det interstellare mediet over energiområdet 0,07 til 1 keV, lanserte NASA en Black Brant 9 fra White Sands Missile Range, New Mexico 1. mai 2008. Hovedetterforsker for oppdraget er Dr. Dan McCammon ved University of Wisconsin - Madison .
Ballonger
Ballongflyging kan bære instrumenter til høyder på opptil 40 km over havet, hvor de er over hele 99,997% av jordens atmosfære. I motsetning til en rakett der data blir samlet inn i løpet av noen få minutter, kan ballonger holde seg mye lenger. Men selv på slike høyder, mye av røntgenspekteret er fortsatt absorbert. Røntgen med energier mindre enn 35 keV (5600 aJ) kan ikke nå ballonger. 21. juli 1964 ble Crab Nebula supernova-resten funnet å være en hard røntgenkilde (15–60 keV) av en scintillasjonsteller som ble fløyet på en ballong som ble skutt opp fra Palestina, Texas , USA. Dette var sannsynligvis den første ballongbaserte detekteringen av røntgenstråler fra en diskret kosmisk røntgenkilde.
Fokusert teleskop med høy energi
Det høyenergifokuserende teleskopet (HEFT) er et ballongbåret eksperiment for å se astrofysiske kilder i det harde røntgenbåndet (20–100 keV). Jomfruturen fant sted i mai 2005 fra Fort Sumner, New Mexico, USA. Vinkeloppløsningen til HEFT er c. 1,5 '. I stedet for å bruke et beitevinkel -røntgenteleskop , bruker HEFT et nytt wolfram- silisium flerlags belegg for å forlenge refleksjonsevnen til nestede beite-forekomstspeil utover 10 keV. HEFT har en energioppløsning på 1,0 keV full bredde på halv maksimum ved 60 keV. HEFT ble lansert for en 25-timers ballongflyging i mai 2005. Instrumentet utførte innenfor spesifikasjonene og observerte Tau X-1 , Krabbetåken.
Høyoppløselig gammastråle og hardt røntgenspektrometer (HIREGS)
Et ballongbåret eksperiment kalt High-resolution gamma-ray og hard X-ray spectrometer (HIREGS) observerte røntgen- og gammastråleutslipp fra solen og andre astronomiske objekter. Den ble skutt opp fra McMurdo Station , Antarktis i desember 1991 og 1992. Jevn vind bar ballongen på en sirkumpolar flytur som varte omtrent to uker hver gang.
Rockoons
Den rockoon , en blanding av rakett og ballong , ble en fast brensel rakett som, istedenfor å være umiddelbart tente står på bakken, ble først ført inn i den øvre atmosfæren ved hjelp av en gassfylt ballong. Da den ble skilt fra ballongen i maksimal høyde, ble raketten automatisk antent. Dette oppnådde en høyere høyde, siden raketten ikke behøvde å bevege seg gjennom de nedre tykkere luftlagene som ville ha krevd mye mer kjemisk drivstoff.
Det opprinnelige konseptet med "rockoons" ble utviklet av Cmdr. Lee Lewis, Cmdr. G. Halvorson, SF Singer og James A. Van Allen under Aerobee -rakettskyting på USS Norton Sound 1. mars 1949.
Fra 17. juli til 27. juli 1956 lanserte Naval Research Laboratory (NRL) ombord åtte Deacon- raketter for ultrafiolette og røntgenobservasjoner fra solen ved ~ 30 ° N ~ 121,6 ° W, sørvest for San Clemente Island , apogee: 120 km.
Røntgen-astronomisatellitt
Røntgen-astronomisatellitter studerer røntgenutslipp fra himmelobjekter. Satellitter, som kan oppdage og overføre data om røntgenutslippene, distribueres som en del av en gren av romvitenskap kjent som røntgenastronomi. Satellitter er nødvendig fordi røntgenstråling absorberes av jordens atmosfære, så instrumenter for å oppdage røntgenstråler må tas til stor høyde av ballonger, raketter som lyder og satellitter.
Røntgenteleskoper og speil
Røntgenteleskoper (XRT-er) har varierende retningsevne eller avbildningsevne basert på blikkvinkelrefleksjon i stedet for brytning eller stor avviksrefleksjon. Dette begrenser dem til mye smalere synsfelt enn synlige eller UV -teleskoper. Speilene kan være laget av keramisk eller metallfolie.
Det første røntgenteleskopet i astronomi ble brukt til å observere solen. Det første røntgenbildet (tatt med et beitende forekomststeleskop) av solen ble tatt i 1963 av et rakettbåret teleskop. 19. april 1960 ble det aller første røntgenbildet av solen tatt med et hullkamera på en Aerobee-Hi-rakett.
Bruk av røntgenspeil for ekstrasolar røntgenastronomi krever samtidig:
- muligheten til å bestemme plasseringen ved ankomsten av et røntgenfoton i to dimensjoner og
- en rimelig deteksjonseffektivitet.
Røntgen-astronomidetektorer
Røntgen-astronomidetektorer er først og fremst designet og konfigurert for energi og tidvis for deteksjon av bølgelengder ved bruk av en rekke teknikker som vanligvis er begrenset til datidens teknologi.
Røntgendetektorer samler individuelle røntgenstråler (fotoner av røntgenelektromagnetisk stråling) og teller antall innsamlede fotoner (intensitet), energien (0,12 til 120 keV) til de fotoner som samles inn, bølgelengde (ca. 0,008–8 nm ), eller hvor raskt fotonene oppdages (tellinger per time), for å fortelle oss om objektet som sender dem ut.
Astrofysiske kilder til røntgenstråler
Flere typer astrofysiske objekter avgir, fluorescerer eller reflekterer 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 solsystemlegemer 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 . Røntgen kontinuum kan oppstå fra bremsestråling , svart-legeme stråling , synkrotron stråling , eller det som kalles inverse Compton-spredning av lavere energi fotoner av relativistiske elektroner, ring kollisjoner av hurtige protoner med atom elektroner, og atom rekombinasjon, med eller uten ytterligere elektronoverganger.
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 Herculis) 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.
I juli 2020 rapporterte astronomer observasjonen av en " hard tidal disruption event kandidat " assosiert med ASASSN-20hx, som ligger i nærheten av kjernen i galaksen NGC 6297, og bemerket at observasjonen representerte en av de "svært få tidevannsforstyrrelser med hard powerlaw Røntgenspektre ".
Himmelske røntgenkilder
Den himmel sfære har blitt delt inn i 88 konstellasjoner. Den internasjonale astronomiske unionens (IAU) konstellasjoner er områder av himmelen. Hver av disse inneholder bemerkelsesverdige røntgenkilder. Noen av dem har blitt identifisert fra astrofysisk modellering til å være galakser eller sorte hull i galaksers sentre. Noen er pulsarer . Som med kilder som allerede er vellykket modellert av røntgenastrofysikk, hjelper det å forstå generasjonen av røntgenstråler av den tilsynelatende kilden å forstå Solen, universet som helhet, og hvordan disse påvirker oss på jorden . Konstellasjoner er en astronomisk enhet for å håndtere observasjon og presisjon uavhengig av dagens fysiske teori eller tolkning. Astronomi har eksistert lenge. Fysisk teori endres med tiden. Når det gjelder himmelske røntgenkilder, har røntgenastrofysikk en tendens til å fokusere på den fysiske årsaken til røntgenens lysstyrke, mens røntgenastronomi har en tendens til å fokusere på deres klassifisering, oppdagelsesrekkefølge, variabilitet, oppløsbarhet og deres forhold til nærliggende kilder i andre stjernebilder.
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. Myke røntgenstråler sendes ut av varm gass (T ~ 2-3 MK) i det indre av superbubblen. Dette lyse objektet danner bakgrunnen for "skyggen" av en filament av gass og støv. Filamentet er vist med de overlappede konturene, som representerer 100 mikrometer utslipp fra støv ved en temperatur på ca. 30 K målt ved IRAS . Her absorberer filamentet myke røntgenstråler mellom 100 og 300 eV, noe som indikerer at den varme gassen er plassert bak filamentet. Dette filamentet kan være en del av et skall av nøytral gass som omgir den varme boblen. Interiøret får energi av ultrafiolett (UV) lys og stjernevind fra varme stjerner i Orion OB1 -foreningen. Disse stjernene gir en superboble på omtrent 1200 lys som observeres i de visuelle (Hα) og røntgenpartiene av spekteret.
Foreslåtte (fremtidige) røntgenobservasjonssatellitter
Det er flere prosjekter som er foreslått for røntgenobservasjonssatellitter. Se hovedartikkelkoblingen ovenfor.
Utforskende røntgenastronomi
Vanligvis anses observasjonsastronomi å forekomme på jordens overflate (eller under den i nøytrino -astronomi ). Ideen om å begrense observasjon til jorden inkluderer bane rundt jorden. Så snart observatøren forlater de koselige rammene på jorden, blir observatøren en dype romutforsker. Bortsett fra Explorer 1 og Explorer 3 og de tidligere satellittene i serien, vanligvis hvis en sonde skal være en dype romutforsker, forlater den jorden eller en bane rundt jorden.
For at en satellitt eller romfart skal kvalifisere som en røntgenstråle-astronom/oppdagelsesreisende eller "astronobot"/oppdagelsesreisende, er alt den trenger for å bære ombord en røntgen- eller røntgendetektor og forlate jordens bane.
Ulysses ble skutt opp 6. oktober 1990, og nådde Jupiter på grunn av sin " gravitasjonsslynge " i februar 1992. Den passerte den sørlige solpolen i juni 1994 og krysset ekliptisk ekvator i februar 1995. Solrøntgen og kosmisk gammastråling eksperimentet (GRB) hadde 3 hovedmål: studere og overvåke solfakkel, oppdage og lokalisere kosmiske gammastråler og in-situ påvisning av Jovian aurorae. Ulysses var den første satellitten som bar en gamma burst -detektor som gikk utenfor bane til Mars. De harde røntgendetektorene opererte i området 15–150 keV. Detektorene besto av 23 mm tykke × 51 mm diameter CsI (Tl) krystaller montert via lysrør av plast til fotomultiplikatorer. Harddetektoren endret driftsmodus avhengig av (1) målt tellehastighet, (2) bakkekommando eller (3) endring i romfartøyets telemetri -modus. Utløsernivået ble generelt sett for 8-sigma over bakgrunnen, og følsomheten er 10–6 erg/cm 2 (1 nJ/m 2 ). Når en burst-trigger blir registrert, bytter instrumentet til å ta opp data med høy oppløsning, og registrerer det i et 32 kbit minne for en langsom telemetri som leses opp. Burstdata består av enten 16 sekunder med 8 ms oppløsningsteller eller 64 sekunder med 32 ms tellehastigheter fra summen av de 2 detektorene. Det var også 16 kanalers energispektre fra summen av de 2 detektorene (tatt enten i 1, 2, 4, 16 eller 32 sekunders integrasjoner). Under ventemodus ble dataene tatt enten i 0,25 eller 0,5 s integrasjoner og 4 energikanaler (med korteste integrasjonstid på 8 s). Igjen ble utgangene fra de 2 detektorene summert.
Ulysses myke røntgendetektorer besto av 2,5 mm tykke × 0,5 cm 2 areal Si-overflatebarrierer. Et frontvindu på 100 mg/cm 2 berylliumfolie avviste røntgenstrålene med lav energi og definerte en konisk FOV på 75 ° (halvvinkel). Disse detektorene ble passivt avkjølt og opererte i temperaturområdet −35 til −55 ° C. Denne detektoren hadde 6 energikanaler som dekker området 5–20 keV.
Teoretisk røntgenastronomi
Teoretisk røntgenastronomi er en gren av teoretisk astronomi som omhandler teoretisk astrofysikk og teoretisk astrokjemi for røntgengenerering , utslipp og deteksjon som brukes på astronomiske objekter .
I likhet med teoretisk astrofysikk bruker teoretisk røntgenastronomi et bredt utvalg av verktøy som inkluderer analytiske modeller for å tilnærme oppførselen til en mulig røntgenkilde og beregningsmessige numeriske simuleringer for å tilnærme observasjonsdataene. Når potensielle observasjonskonsekvenser er tilgjengelige, kan de sammenlignes med eksperimentelle observasjoner. Observatører kan se etter data som motbeviser en modell eller hjelper til med å velge mellom flere alternative eller motstridende modeller.
Teoretikere prøver også å generere eller endre modeller for å ta hensyn til nye data. Ved inkonsekvens er den generelle tendensen å prøve å gjøre minimale endringer i modellen for å passe til dataene. I noen tilfeller kan en stor mengde inkonsekvente data over tid føre til total oppgivelse av en modell.
De fleste temaene i astrofysikk , astrokjemi , astrometri og andre felt som er grener av astronomi studert av teoretikere, involverer røntgen- og røntgenkilder. Mange av begynnelsene for en teori kan bli funnet i et jordbasert laboratorium hvor en røntgenkilde bygges og studeres.
Dynamoer
Dynamo -teorien beskriver prosessen der en roterende, konvekterende og elektrisk ledende væske virker for å opprettholde et magnetfelt . Denne teorien brukes til å forklare tilstedeværelsen av unormalt langlivede magnetfelt i astrofysiske legemer. Hvis noen av de stjernemagnetiske feltene virkelig er indusert av dynamoer, kan feltstyrke være forbundet med rotasjonshastighet.
Astronomiske modeller
Fra det observerte røntgenspektret, kombinert med spektralemisjonsresultater for andre bølgelengdeområder, kan det konstrueres en astronomisk modell som adresserer den sannsynlige kilden til røntgenemisjon. For eksempel, med Scorpius X-1 faller røntgenspekteret bratt ned når røntgenenergi øker opp til 20 keV, noe som sannsynligvis er for en termisk plasmamekanisme. I tillegg er det ingen radioutslipp, og det synlige kontinuum er omtrent det man kan forvente av et varmt plasma som passer den observerte røntgenstrømmen. Plasmaet kan være en koronal sky av et sentralt objekt eller et forbigående plasma, der energikilden er ukjent, men kan være relatert til ideen om en nær binær.
I Crab Nebula X-ray spectrum er det tre funksjoner som skiller seg sterkt fra Scorpius X-1: dens spektrum er mye vanskeligere, kildediameteren er i lysår (ly) s, ikke astronomiske enheter (AU), og radioen og optisk synkrotronemisjon er sterk. Dens generelle røntgenlysstyrke konkurrerer med det optiske utslippet og kan være et ikke-termisk plasma. Krabbetåken fremstår imidlertid som en røntgenkilde som er en sentral fritt ekspanderende ball av fortynnet plasma, der energiinnholdet er 100 ganger det totale energiinnholdet i den store synlige og radiodelen, hentet fra den ukjente kilden.
Den "skillelinje" som gigantiske stjerner utvikle seg til å bli røde kjemper sammenfaller også med vinden og koronale skillelinjer. For å forklare fallet i røntgenutslipp over disse skillelinjene, har en rekke modeller blitt foreslått:
- lave tettheter i overgangsregionen, noe som fører til lave utslipp i korona,
- høy tetthet vindutslettelse av koronalt utslipp,
- bare kule koronalsløkker blir stabile,
- endringer i en magnetfeltstruktur til en åpen topologi, noe som fører til en reduksjon av magnetisk begrenset plasma, eller
- endringer i den magnetiske dynamo-karakteren, noe som fører til at stjernefeltene forsvinner og etterlater bare småskala, turbulensgenererte felt blant røde kjemper.
Analytisk røntgenastronomi
Høymasse -røntgenbinarier (HMXB-er) består av OB-kjempestore følgesvenner og kompakte objekter, vanligvis nøytronstjerner (NS) eller sorte hull (BH). Supergigant røntgenbinarier (SGXB) er HMXBer der de kompakte objektene kretser massive ledsagere med orbitale perioder på noen få dager (3–15 d), og i sirkulære (eller litt eksentriske) baner. SGXB viser typiske harde røntgenspektre for pågående pulsarer, og de fleste viser sterk absorpsjon som skjulte HMXB. Røntgenlysstyrke ( L x ) øker opptil 10 36 erg · s −1 (10 29 watt).
Mekanismen som utløser den forskjellige tidsmessige atferden som er observert mellom de klassiske SGXB-ene og de nylig oppdagede supergiganten raske røntgentransientene (SFXT) er fortsatt diskutert.
Stjerners røntgenastronomi
Stjerners røntgenastronomi sies å ha startet 5. april 1974 med påvisning av røntgenstråler fra Capella . En rakettflyging på denne datoen kalibrerte kort holdningskontrollsystemet da en stjernesensor pekte nyttelastaksen mot Capella (α Aur). I løpet av denne perioden ble røntgenstråler i området 0,2–1,6 keV detektert av et røntgenreflektorsystem koordinert med stjernesensoren. Røntgenlysstyrken til L x = 10 31 erg · s −1 (10 24 W) er fire størrelsesordener over solens røntgenlysstyrke.
Stjernekorona
Koronale stjerner, eller stjerner i en koronal sky , er allestedsnærværende blant stjernene i den kule halvdelen av Hertzsprung-Russell-diagrammet . Eksperimenter med instrumenter ombord på Skylab og Copernicus har blitt brukt til å søke etter myk røntgenstråling i energiområdet ~ 0,14–0,284 keV fra stjernekorona. Eksperimentene ombord på ANS lyktes i å finne røntgensignaler fra Capella og Sirius (α CMa). Røntgenstråling fra en forbedret sollignende korona ble foreslått for første gang. Den høye temperaturen på Capellas korona, hentet fra det første koronale røntgenspektret til Capella ved bruk av HEAO 1, krevde magnetisk innesperring med mindre det var en frittflytende koronalvind.
I 1977 ble det oppdaget at Proxima Centauri avgir høyenergistråling i XUV. I 1978 ble α Cen identifisert som en lavaktiv koronalkilde. Med driften av Einstein-observatoriet ble røntgenstråling anerkjent som et karakteristisk trekk som er felles for et bredt spekter av stjerner som hovedsakelig dekker hele Hertzsprung-Russell-diagrammet. Den første Einstein -undersøkelsen førte til betydelig innsikt:
- Røntgenkilder florerer blant alle typer stjerner, på tvers av Hertzsprung-Russell-diagrammet og på tvers av de fleste stadier av evolusjon,
- røntgenlysstyrken og deres fordeling langs hovedsekvensen var ikke i samsvar med de lenge favoriserte akustiske oppvarmingsteoriene, men ble nå tolket som effekten av magnetisk koronaloppvarming, og
- stjerner som ellers er like, avslører store forskjeller i røntgenutgangen hvis rotasjonsperioden er annerledes.
For å passe til mellomoppløsningen for UX Ari, var det nødvendig med subsolare mengder.
Stjerners røntgenastronomi bidrar til en dypere forståelse av
- magnetfelt i magnetohydrodynamiske dynamoer,
- frigjøring av energi i svake astrofysiske plasma gjennom ulike plasma-fysiske prosesser, og
- samspillet mellom høyenergistråling og stjernemiljøet.
Nåværende visdom sier at de massive koronale hovedsekvensstjernene er sent-A eller tidlige F-stjerner, en formodning som støttes både av observasjon og av teori.
Unge, lavmassestjerner
Nydannede stjerner er kjent som stjerner med pre-hovedsekvens under stadiet av stjernevolusjon før de når hovedsekvensen . Stjerner på dette stadiet (i alderen <10 millioner år) produserer røntgenstråler i sin stjernekorona. Imidlertid er røntgenstrålingen 10 3 til 10 5 ganger sterkere enn for hovedsekvensstjerner med lignende masser.
Røntgenstråling for stjerner fra før-hovedsekvensen ble oppdaget av Einstein-observatoriet . Denne røntgenstrålingen er først og fremst produsert av magnetiske gjenforbindelsesbluss i stjernekoronaen, med mange små bluss som bidrar til den "hvilende" røntgenstrålingen fra disse stjernene. Pre -hovedsekvensstjerner har store konveksjonssoner, som igjen driver sterke dynamoer og produserer sterke overflatemagnetiske felt. Dette fører til høy røntgenemisjon fra disse stjernene, som ligger i det mettede røntgenregimet, i motsetning til hovedsekvensstjerner som viser rotasjonsmodulasjon av røntgenstråling. Andre kilder til røntgenutslipp inkluderer tiltaks hotspots og kollimerte utstrømninger.
Røntgenstråling som en indikator på stjernens ungdom er viktig for studier av stjernedannende regioner. De fleste stjernedannende områdene i Melkeveisgalaksen er projisert på Galactic-Plane-felt med mange ikke-relaterte feltstjerner. Det er ofte umulig å skille medlemmer av en ung stjerneklynge fra feltstjerneforurensninger som bruker optiske og infrarøde bilder alene. Røntgenstråling kan lett trenge gjennom moderat absorpsjon fra molekylære skyer, og kan brukes til å identifisere kandidatgruppemedlemmer.
Ustabil vind
Gitt mangelen på en betydelig ytre konveksjonssone, forutsier teori fraværet av en magnetisk dynamo i tidligere A -stjerner. I tidlige stjerner av spektral type O og B er støt som utvikler seg i ustabil vind den sannsynlige kilden til røntgenstråler.
Kuleste M -dverger
Utover spektraltype M5 kan den klassiske αω -dynamoen ikke lenger fungere ettersom dvergstjernens indre struktur endres vesentlig: de blir fullstendig konvektive. Ettersom en distribuert (eller α 2 ) dynamo kan bli relevant, bør både magnetfluksen på overflaten og topologien til magnetfeltene i koronaen systematisk endres over denne overgangen, og kanskje resultere i noen diskontinuiteter i røntgenkarakteristikkene rundt spektrale klasse dM5. Imidlertid ser det ikke ut til at observasjoner støtter dette bildet: Langtidseffekt med laveste masse røntgenstråling, VB 8 (M7e V), har vist jevn utslipp ved nivåer av røntgenlysstyrke ( L X ) ≈ 10 26 erg · s −1 (10 19 W) og blusser opp til en størrelsesorden høyere. Sammenligning med andre sene M -dverger viser en ganske kontinuerlig trend.
Sterk røntgenstråling fra Herbig Ae/Be-stjerner
Herbig Ae/Be-stjerner er stjerner med pre-hovedsekvens. Når det gjelder røntgenutslippsegenskapene, er noen
- minner om varme stjerner,
- andre peker på koronal aktivitet som i kule stjerner, spesielt tilstedeværelsen av bluss og svært høye temperaturer.
Disse sterke utslippene har vært kontroversielle med modeller inkludert
- ustabil stjernevind,
- kolliderende vind,
- magnetiske koroner,
- disk coronae,
- vindmatede magnetosfærer,
- akkresjonssjokk,
- driften av en skjærdynamo,
- tilstedeværelsen av ukjente ledsagere av sen type.
K giganter
FK Com -stjernene er kjemper av spektral type K med en uvanlig rask rotasjon og tegn på ekstrem aktivitet. Røntgenkoronaene er blant de mest lysende ( L X ≥ 10 32 erg · s −1 eller 10 25 W) og de hotteste som er kjent med dominerende temperaturer opp til 40 MK. Den nåværende populære hypotesen innebærer imidlertid en sammenslåing av et nært binært system der ledsagerens bane -vinkelmoment blir overført til det primære.
Pollux er den lyseste stjernen i stjernebildet Tvillingene , til tross for Beta -betegnelsen, og den 17. lyseste på himmelen. Pollux er en gigantisk oransje K -stjerne som gir en interessant fargekontrast med sin hvite "tvilling", Castor. Det er funnet bevis for en varm, ytre, magnetisk støttet korona rundt Pollux, og stjernen er kjent for å være en røntgenstråler.
Eta Carinae
Nye røntgenobservasjoner av Chandra røntgenobservatorium viser tre forskjellige strukturer: en ytre, hesteskoformet ring med en diameter på omtrent to lysår, en varm indre kjerne på omtrent 3 lysmåneder i diameter og en varm sentral kilde mindre enn 1 lysmåned i diameter som kan inneholde superstjernen som driver hele showet. Den ytre ringen gir bevis på en annen stor eksplosjon som skjedde for over 1000 år siden. Disse tre strukturene 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 . Davidson er hovedforsker for Eta Carina -observasjonene fra Hubble -romteleskopet . "I den mest populære teorien blir røntgenstråler laget ved å kollidere gassstrømmer fra to stjerner så tett sammen at de ville se ut som en punktkilde for oss. Men hva skjer med gassstrømmer som rømmer til lengre avstander? De utvidede varme tingene midt i det nye bildet gir krevende nye betingelser for enhver teori å møte. "
Amatør røntgen astronomi
Samlet observerer amatørastronomer en rekke himmelobjekter og fenomener noen ganger med utstyr som de bygger selv. The United States Air Force Academy (USAFA) er hjemmet til USAs eneste undergraduate satellittprogram, og har og fortsetter å utvikle FalconLaunch sonderaketter. I tillegg til enhver direkte amatørinnsats for å sette røntgenastronomi nyttelaster i verdensrommet, er det muligheter som gjør at studentutviklede eksperimentelle nyttelaster kan settes ombord på kommersielle klingende raketter som en gratis tur.
Det er store begrensninger for amatører som observerer og rapporterer eksperimenter innen røntgenastronomi: kostnaden for å bygge en amatørrakett eller ballong for å plassere en detektor høyt nok og kostnaden for passende deler for å bygge en passende røntgendetektor.
Historien om røntgenastronomi
I 1927 undersøkte EO Hulburt fra US Naval Research Laboratory og medarbeidere Gregory Breit og Merle A. Tuve fra Carnegie Institution of Washington muligheten for å utstyre Robert H. Goddards raketter til å utforske den øvre atmosfæren. "To år senere foreslo han et eksperimentelt program der en rakett kan brukes til å utforske den øvre atmosfæren, inkludert påvisning av ultrafiolett stråling og røntgenstråler i store høyder".
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. Solen har vært kjent for å være omgitt av en varm spenstig korona. På midten av 1940-tallet avslørte radioobservasjoner en radiokorona rundt solen.
Begynnelsen på søket etter røntgenkilder ovenfra jordens atmosfære var 5. august 1948 12:07 GMT. En amerikansk hær (tidligere tysk) V-2-rakett som en del av Project Hermes ble skutt opp fra White Sands Proving Grounds . De første solrøntgenstrålene ble spilt inn av T. Burnight.
Gjennom 1960-, 70-, 80- og 90-tallet økte følsomheten til detektorer sterkt i løpet av de 60 årene med røntgenastronomi. I tillegg har evnen til å fokusere røntgenstråler utviklet seg enormt-slik at det kan produseres bilder av høy kvalitet av mange fascinerende himmelobjekter.
Viktige spørsmål innen røntgenastronomi
Ettersom røntgenastronomi bruker en stor spektral sonde for å se inn i kilden, er det et verdifullt verktøy for å forstå mange gåter.
Stjernemagnetiske felt
Magnetfelt er allestedsnærværende blant stjerner, men vi forstår ikke nøyaktig hvorfor, og vi har heller ikke helt forstått den forvirrende mangfoldet av plasma fysiske mekanismer som virker i stjernemiljøer. Noen stjerner, for eksempel, ser ut til å ha magnetiske felt, fossile stjernemagnetiske felt igjen fra dannelsesperioden, mens andre ser ut til å generere feltet på nytt ofte.
Ekstrasolar røntgenkilde-astrometri
Med den første oppdagelsen av en ekstrasolar røntgenkilde, er det første spørsmålet som vanligvis blir stilt "Hva er kilden?" Det blir ofte utført et omfattende søk i andre bølgelengder som synlig eller radio etter mulige sammenfallende objekter. Mange av de verifiserte røntgenstedene har fremdeles ikke lett synlige kilder. X-ray astrometri blir en alvorlig bekymring som resulterer i stadig større krav til finere vinkeloppløsning og spektral utstråling .
Det er iboende vanskeligheter med å lage røntgen/optisk, røntgen/radio og røntgen/røntgenidentifikasjoner utelukkende basert på posisjonsmessige sammenfall, spesielt med ulemper ved identifikasjon, for eksempel de store usikkerhetene i posisjonsdeterminanter laget av ballonger og raketter, dårlig kildeseparasjon i det overfylte området mot det galaktiske sentrum, kildevariabilitet og mangfoldet av kildennomenklatur.
Røntgenkildemotparter til stjerner kan identifiseres ved å beregne vinkelseparasjonen mellom kildesentroider og stjernens posisjon. Den maksimalt tillatte separasjonen er et kompromiss mellom en større verdi for å identifisere så mange virkelige kamper som mulig og en mindre verdi for å minimere sannsynligheten for falske kamper. "Et vedtatt samsvarskriterium på 40" finner nesten alle mulige røntgenkildematcher, samtidig som sannsynligheten for falske treff i prøven holdes på 3%. "
Solrøntgenstråle
Alle de oppdagede røntgenkildene ved, rundt eller i nærheten av solen ser ut til å være assosiert med prosesser i koronaen , som er dens ytre atmosfære.
Koronalt oppvarmingsproblem
Innen solenergi røntgenastronomi er det koronalt oppvarmingsproblem . Den foto av Solen har en effektiv temperatur på 5570 K, men dens korona har en gjennomsnittstemperatur på 1-2 x 10 6 K. Men de varmeste områder er 8-20 x 10 6 K. Den høye temperatur av korona viser at den varmes opp av noe annet enn direkte varmeledning fra fotosfæren.
Det antas at energien som er nødvendig for å varme koronaen tilveiebringes av turbulent bevegelse i konveksjonssonen under fotosfæren, og to hovedmekanismer har blitt foreslått for å forklare koronal oppvarming. Den første er bølgeoppvarming , der lyd-, gravitasjons- eller magnetohydrodynamiske bølger produseres av turbulens i konveksjonssonen. Disse bølgene beveger seg oppover og forsvinner i koronaen og avsetter energien i den omgivende gassen i form av varme. Den andre er magnetisk oppvarming, i hvilket magnetiske energi blir kontinuerlig bygget opp av photospheric bevegelse og frigjort gjennom magnetisk omkobling i form av store sol utbrudd og en mengde tilsvarende, men mindre hendelser- nanostorm .
Foreløpig er det uklart om bølger er en effektiv varmemekanisme. Alle bølger bortsett fra Alfvén -bølger har vist seg å forsvinne eller brytes før de når koronaen. I tillegg forsvinner ikke Alfvén -bølger lett i koronaen. Nåværende forskningsfokus har derfor skiftet mot oppvarmingsmekanismer.
Koronal masseutkast
En koronal masseutstøtning (CME) er et utkastet plasma som hovedsakelig består av elektroner og protoner (i tillegg til små mengder tyngre elementer som helium, oksygen og jern), pluss de medfølgende koronale lukkede magnetfeltområdene. Utviklingen av disse lukkede magnetiske strukturene som reaksjon på forskjellige fotosfæriske bevegelser over forskjellige tidsskalaer (konveksjon, differensiell rotasjon, meridional sirkulasjon) fører på en eller annen måte til CME. Små skala energiske signaturer som plasmaoppvarming (observert som kompakt myk røntgenbelysning) kan indikere forestående CME.
Den myke røntgen-sigmoid (en S-formet intensitet av myke røntgenstråler) er en observasjonsmanifestasjon av forbindelsen mellom koronal struktur og CME-produksjon. "Å relatere sigmoidene ved røntgen (og andre) bølgelengder til magnetiske strukturer og nåværende systemer i solatmosfæren er nøkkelen til å forstå deres forhold til CME."
Den første oppdagelsen av en Coronal masseutkastning (CME) som sådan ble gjort 1. desember 1971 av R. Tousey fra US Naval Research Laboratory ved bruk av OSO 7 . Tidligere observasjoner av koronale transienter eller til og med fenomener observert visuelt under solformørkelser forstås nå som det samme.
Den største geomagnetiske forstyrrelsen, antagelig som følge av en "forhistorisk" CME, falt sammen med den først observerte solfakkelen, i 1859. Blussingen ble observert visuelt av Richard Christopher Carrington og den geomagnetiske stormen ble observert med opptaksmagnetografen på Kew Gardens . Det samme instrumentet registrerte et skritt , en øyeblikkelig forstyrrelse av jordens ionosfære ved ioniserende myke røntgenstråler. Dette kunne ikke lett forstås på den tiden fordi det var forut for oppdagelsen av røntgenstråler (av Roentgen ) og gjenkjenningen av ionosfæren (av Kennelly og Heaviside ).
Eksotiske røntgenkilder
En mikrokvasar er en mindre fetter av en kvasar som er en radioutstrålende røntgenbinær , med et par radiostråler som ofte kan løses. LSI+61 ° 303 er et periodisk, radioemitterende binært system som også er gammastrålekilden, CG135+01. Observasjoner avslører et økende antall tilbakevendende røntgenstransienter , preget av korte utbrudd med svært raske stigningstider (titalls minutter) og typiske varigheter på noen få timer som er forbundet med OB- supergiganter og dermed definerer en ny klasse med massive røntgen- ray binaries: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs). Observasjoner gjort av Chandra indikerer tilstedeværelsen av sløyfer og ringer i den varme røntgenstrålende gassen som omgir Messier 87 . 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 .
Røntgen mørke stjerner
I løpet av solsyklusen, som vist i bildesekvensen til høyre, er solen til tider nesten røntgenmørk, nesten en røntgenvariabel. Betelgeuse , derimot, ser alltid ut til å være røntgenmørkt. Nesten ingen røntgenstråler sendes ut av røde kjemper. Det er en ganske brå begynnelse av røntgenstråling rundt spektral type A7-F0, med et stort lysstyrke som utvikler seg over spektralklasse F. Altair er spektral type A7V og Vega er A0V. Altairs totale røntgenlysstyrke er minst en størrelsesorden større enn røntgenlysstyrken for Vega. Den ytre konveksjonssonen til tidlige F-stjerner forventes å være veldig grunne og fraværende i A-dverger, men den akustiske strømmen fra interiøret når et maksimum for sene A- og tidlige F-stjerner som provoserer undersøkelser av magnetisk aktivitet i A-type stjerner langs tre hovedlinjer. Kjemisk særegne stjerner av spektral type Bp eller Ap er merkbare magnetiske radiokilder, de fleste Bp/Ap-stjernene forblir uoppdaget, og av de som tidlig ble rapportert å produsere røntgenstråler kan bare få av dem identifiseres som sannsynligvis enkeltstjerner. Røntgenobservasjoner gir muligheten til å oppdage (røntgenmørke) planeter mens de formørker en del av koronaen til foreldrestjernen mens de er i transitt. "Slike metoder er spesielt lovende for lavmassestjerner ettersom en Jupiter-lignende planet kan formørke et ganske betydelig koronalt område."
Røntgen mørk planet/komet
Røntgenobservasjoner gir muligheten til å oppdage (røntgenmørke) planeter mens de formørker en del av koronaen til foreldrestjernen mens de er i transitt. "Slike metoder er spesielt lovende for lavmassestjerner ettersom en Jupiter-lignende planet kan formørke et ganske betydelig koronalt område."
Etter hvert som røntgendetektorer har blitt mer følsomme, har de observert at noen planeter og andre normalt røntgenfrie ikke-selvlysende himmelobjekter under visse forhold avgir, fluorescerer eller reflekterer røntgenstråler.
Kometen Lulin
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.
Se også
Referanser
Kilder
- Innholdet i denne artikkelen ble tilpasset og utvidet fra http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (Public Domain)