Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Рентгеновские лучи начинаются от ~ 0,008 нм и проходят поперек электромагнитного спектра с ~ 8 нм, на которой атмосфера Земли является непрозрачным .

Рентгеновская астрономия - это наблюдательная отрасль астрономии, которая занимается изучением наблюдения и обнаружения рентгеновских лучей от астрономических объектов . Рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли , поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей должны подниматься на большую высоту с помощью воздушных шаров , зондирующих ракет и спутников . Рентгеновская астрономия - это космическая наука, связанная с типом космических телескопов, которые могут 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 (К) до сотен миллионов кельвинов (МК). Более того, поддержание E-слоя ионизированного газа высоко в термосфере Земли также предполагает наличие мощного 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 большие высоты.

Существование солнечных рентгеновских лучей было подтверждено в начале середины двадцатого века космическими аппаратами Фау-2, переделанными для использования в качестве зондирующих ракет , а обнаружение внеземных рентгеновских лучей было основной или дополнительной задачей множества спутников с 1958 года [1] Первый космический (за пределами Солнечной системы) источник рентгеновского излучения был обнаружен зондирующей ракетой в 1962 году. Названный Scorpius X-1 (Sco X-1) (первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона ), X- Излучение Скорпиона X-1 в 10 000 раз больше, чем его визуальное излучение, тогда как у Солнца примерно в миллион раз меньше. Кроме того, выход энергии в рентгеновских лучах в 100000 раз превышает суммарное излучение Солнца во всех странах.длины волн .

С тех пор были обнаружены многие тысячи источников рентгеновского излучения. Кроме того, пространство между галактиками в скоплениях галактик заполнено очень горячим, но очень разреженным газом с температурой от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общее количество горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу видимых галактик.

Зондирование полета ракеты [ править ]

Основная статья: Звуковая ракета

Первые полеты зондирующих ракет для рентгеновских исследований были совершены на ракетном полигоне Уайт-Сэндс в Нью-Мексико с ракетой Фау-2 28 января 1949 года. Детектор был размещен в носовой части конуса, и ракета была запущена в суборбитальном направлении. полет на высоту чуть выше атмосферы.

Рентгеновские лучи от Солнца были обнаружены в эксперименте Blossom лаборатории ВМС США на борту. [2] Аэробьте 150 ракеты 19 июня 1962 (UTC) обнаружила первые рентгеновские лучи , испускаемые из источника за пределами Солнечной системы [3] [4] (Скорпиус Х-1). [5] 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 рентгеновского излучения является сила тяжести . Падающий газ и пыль нагреваются сильными гравитационными полями.этих и других небесных объектов. [6] Основываясь на открытиях в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная со Scorpius X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевскую премию по физике в 2002 году. [7]

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.

Проект рентгеновского квантового калориметра (XQC) [ править ]

Запуск Черный Брант 8 микрокалориметр (XQC-2) на рубеже веков является частью совместного предприятия в Университете Висконсин-Мэдисон и НАСА «s Goddard Space Flight Center известна как рентгена Quantum калориметр ( XQC) проект.

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 стандартам) смеси ионов , атомов , молекул , крупных пылинок, космических лучей и (галактических) магнитных полей. [8] Энергия, занимающая тот же объем, в форме электромагнитного излучения., - поле межзвездного излучения .

Интересна горячая ионизированная среда (HIM), состоящая из выброса коронального облака с поверхности звезды при 10 6 -10 7 К, излучающего рентгеновские лучи. ISM является турбулентным и структурированным 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.вводят огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Образовавшиеся структуры представляют собой пузыри звездного ветра и суперпузырьки горячего газа. Солнце в настоящее время движется через Местное межзвездное облако , более плотную область в Местном пузыре с низкой плотностью .

Чтобы измерить спектр диффузного рентгеновского излучения межзвездной среды в диапазоне энергий от 0,07 до 1 кэВ, 1 мая 2008 г. НАСА запустило ракету Black Brant 9 с ракетного полигона Уайт-Сэндс, штат Нью-Мексико [9] . Миссия - доктор Дэн Маккаммон из Университета Висконсин-Мэдисон .

Воздушные шары [ править ]

Основная статья: Воздушные шары для рентгеновской астрономии

Полеты на воздушном шаре 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 достичь воздушных шаров. 21 июля 1964 г. сцинтилляционный счетчик, запущенный на воздушном шаре, запущенном из Палестины, Техас , США, обнаружил остаток сверхновой в Крабовидной туманности как источник жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ) . Вероятно, это было первое обнаружение рентгеновских лучей от дискретного космического источника рентгеновского излучения на воздушном шаре. [10]

Телескоп с высокой энергией фокусировки [ править ]

Крабовидная туманность является остатком взорвавшейся звезды. На этом изображении показана Крабовидная туманность в различных энергетических диапазонах, включая жесткое рентгеновское изображение по данным HEFT, полученным во время наблюдений 2005 года. Каждое изображение имеет ширину 6 футов.

Телескоп с фокусировкой высоких энергий (HEFT) - это эксперимент с воздушным шаром для изображения астрофизических источников в жестком рентгеновском диапазоне (20–100 кэВ). [11] Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форт-Самнера, штат Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет c. 1,5 '. Вместо использования рентгеновского телескопа с скользящим углом наклона HEFT использует новое многослойное покрытие из вольфрама и кремния 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 Тау X-1 , Крабовидную туманность.

Спектрометр гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения высокого разрешения (HIREGS) [ править ]

Эксперимент на воздушном шаре, названный спектрометром гамма-лучей и жесткого рентгеновского излучения высокого разрешения (HIREGS), наблюдал рентгеновское и гамма-излучение Солнца и других астрономических объектов. [12] [13] Он был запущен от станции Мак - Мердо , Антарктиду в декабре 1991 года и 1992. Устойчивые ветры несли шар на приполярной полета продолжительностью около двух недель каждый раз. [14]

Рокун [ править ]

Основная статья: Rockoon
Рокон Navy Deacon, сделанный сразу после спуска на воду корабля в июле 1956 года.

Rockoon , смесь ракеты и воздушного шара , был твердым топливом ракеты , что, вместо того , чтобы сразу же горит , когда на земле, был сначала осуществляется в верхние слои атмосферы с помощью газонаполненного баллона. 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, командир. Дж. Халворсон, С. Ф. Сингер и Джеймс А. Ван Аллен во время полета ракеты Aerobee по авианосцу  Нортон-Саунд 1 марта 1949 г. [2]

С 17 по 27 июля 1956 г. с борта корабля Морской исследовательской лаборатории (NRL) было спущено на воду восемь роконов Deacon для наблюдений в солнечном ультрафиолете и рентгеновских лучах на ~ 30 ° N ~ 121,6 ° W, юго-западнее острова Сан-Клементе , апогей: 120 км. [15]

Рентгеновский астрономический спутник [ править ]

Основная статья: рентгеновский астрономический спутник

Спутники рентгеновской астрономии изучают рентгеновское излучение небесных объектов. Спутники, которые могут обнаруживать и передавать данные о рентгеновском излучении, 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.

Рентгеновские телескопы и зеркала [ править ]

Фокусировка рентгеновских лучей со скользящим отражением
Основная статья: рентгеновский телескоп
Миссия Swift Gamma-Ray Burst включает телескоп Wolter I (XRT) скользящего падения для фокусировки рентгеновских лучей на современной ПЗС-матрице.

Рентгеновские телескопы (XRT) имеют различную направленность или способность формирования изображений, основанную на отражении под углом, а не на преломлении или отражении с большим отклонением. [16] [17] Это ограничивает их поле зрения гораздо более узким, чем у видимых или ультрафиолетовых телескопов. Зеркала могут быть выполнены из керамической или металлической фольги. [18]

Первый рентгеновский телескоп в астрономии использовался для наблюдения Солнца. Первый рентгеновский снимок (сделанный телескопом скользящего падения) Солнца был сделан в 1963 году с помощью ракетного телескопа. 19 апреля 1960 года было получено первое рентгеновское изображение Солнца с помощью камеры-обскуры на ракете Aerobee-Hi. [19]

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной рентгеновской астрономии одновременно требует:

  • возможность определять местоположение рентгеновского фотона в двух измерениях и
  • разумная эффективность обнаружения.

Детекторы рентгеновской астрономии [ править ]

Основная статья: детекторы рентгеновской астрономии
Пропорциональная счетная матрица на спутнике Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).

Детекторы рентгеновской астрономии были спроектированы и сконфигурированы 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 (около 0,008–8 нм). ), или как быстро обнаруживаются фотоны (количество импульсов в час), чтобы сообщить нам об объекте, который их излучает.

Астрофизические источники рентгеновского излучения [ править ]

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
Галактика Андромеды - в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (выпущено 5 января 2016 г.).
Эта кривая блеска Her X-1 показывает долгосрочную и среднесрочную изменчивость. Каждая пара вертикальных линий очерчивает затмение компактного объекта за его звездой-компаньоном. В данном случае спутник - звезда массой две Солнца с радиусом почти в четыре раза больше, чем у нашего Солнца. Это затмение показывает орбитальный период системы 1,7 дня.

Некоторые типы астрофизических объектов излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи от скоплений галактик через черные дыры в активных ядрах галактик (AGN) до галактических объектов, таких как остатки сверхновых , звезды и двойные звезды, содержащие белый карлик ( катаклизмические переменные звезды и сверхмягкие источники рентгеновского излучения ), нейтронная звезда или черная дыра ( рентгеновские двойные системы ). Некоторые тела Солнечной системы 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 фон рентгеновского излучения . Рентгеновский континуум может возникать в результате тормозного излучения , излучения черного тела , синхротронного излучения или так называемого обратного комптоновского рассеяния фотонов меньшей энергии на релятивистских электронах, детонационных столкновений быстрых протонов с атомными электронами и рекомбинации атомов. или без дополнительных электронных переходов. [20]

Промежуточная масса рентгеновская двойная (IMXB) является двойной звездной системой , где одним из компонентов является нейтронной звезды или черной дырой. Другой компонент - звезда средней массы. [21]

Hercules X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество от нормальной звезды (HZ Herculis), вероятно, из-за переполнения полости Роша. Х-1 является прототипом для массивных рентгеновских двойных хотя он падает на границе, ~ 2  М ☉ , между высоким и низким массовых рентгеновских двойных. [22]

В июле 2020 года астрономы сообщили о наблюдении « кандидата в события жесткого приливного разрушения », связанного с ASASSN-20hx, расположенного рядом с ядром галактики NGC 6297, и отметили, что это наблюдение представляет собой одно из «очень немногих событий приливного разрушения с жесткой властью. Рентгеновские спектры ». [23] [24]

Небесные источники рентгеновского излучения [ править ]

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения

Небесная сфера была разделена на 88 созвездий. В Международный астрономический союз (IAU) созвездий области неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы астрофизическим моделированием 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 видимым источником помогает 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 меняется со временем. Что касается небесных источников рентгеновского излучения, рентгеновская астрофизика имеет тенденцию сосредотачиваться на физических причинах яркости рентгеновских лучей, 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, полученное с помощью ROSAT PSPC, представляет собой часть близлежащего суперпузыря звездного ветра (Суперпузырька Ориона-Эридана ), простирающегося через Эридан и Орион .

Внутри созвездий Ориона и Эридана и через них простирается мягкое рентгеновское "горячее пятно", известное как Суперпузырь Ориона-Эридана , Мягкое усиление рентгеновского излучения Эридана или просто Пузырь Эридана , область 25 ° взаимосвязанных дуг На-излучающие нити. 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 K, измеренной IRAS.. Здесь нить накала поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить может быть частью оболочки из нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Его интерьер наполняется энергией ультрафиолетовым (УФ) светом и звездным ветром от горячих звезд ассоциации Orion OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь размером около 1200 lys, который наблюдается в визуальной (Hα) и рентгеновской частях спектра.

Предлагаемые (будущие) спутники рентгеновской обсерватории [ править ]

Основная статья: рентгеновский астрономический спутник

Есть несколько проектов, которые предлагаются для спутников рентгеновских обсерваторий. См. Ссылку на основную статью выше.

Исследовательская рентгеновская астрономия [ править ]

Вторая орбита Улисса: он прибыл к Юпитеру 8 февраля 1992 года для маневра , в результате которого его наклон к эклиптике увеличился на 80,2 градуса.

Обычно наблюдательная астрономия считается происходящей на поверхности Земли (или под ней в нейтринной астрономии ). Идея ограничить наблюдение Землей включает вращение вокруг Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, наблюдатель становится исследователем дальнего космоса. [25] За исключением Explorer 1 и Explorer 3 и более ранних спутников в этой серии, [26] обычно, если зонд будет исследователем дальнего космоса, он покидает Землю или орбиту вокруг Земли.

Чтобы спутник или космический зонд мог квалифицироваться как дальний космический рентгеновский астроном / исследователь или «астронобот» / исследователь, все, что он должен иметь на борту, - это XRT или рентгеновский детектор и покинуть орбиту Земли.

"Улисс" был запущен 6 октября 1990 г. 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 гамма-всплескам (GRB) преследовал 3 основные цели: изучение и мониторинг солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков, а также обнаружение на месте сияний Юпитера. Ulysses 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, установленных через пластиковые световые трубки на фотоумножители. Жесткий детектор менял свой режим работы в зависимости от (1) измеренной скорости счета, (2) команды земли или ( 3) изменение режима телеметрии КА. Уровень срабатывания обычно устанавливался на 8 сигм выше фона, а чувствительность - 10−6 эрг / см 2 (1 нДж / м 2 ). Когда записывается пакетный сигнал запуска, прибор переключается на запись данных с высоким разрешением, записывая их в 32-кбитную память для медленного считывания телеметрии. Пакетные данные состоят из 16 секунд с разрешением 8 мс или 64 с с 32-миллисекундной скоростью счета от суммы двух детекторов. Также были получены 16-канальные энергетические спектры от суммы двух детекторов (полученные 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 2 детекторов.

Детекторы мягкого рентгеновского излучения Ulysses состояли из Si-поверхностных барьерных детекторов толщиной 2,5 мм и площадью 0,5 см 2 . Переднее окно из бериллиевой фольги плотностью 100 мг / см 2 отклоняло рентгеновские лучи низкой энергии и определяло коническое поле зрения 75 ° (половинный угол). Эти детекторы имеют пассивное охлаждение и работают в диапазоне температур от –35 до –55 ° C. Этот детектор имел 6 энергетических каналов в диапазоне 5–20 кэВ.

Рентгеновские лучи от Плутона

Теоретическая рентгеновская астрономия [ править ]

Теоретическая Рентгеноастрономия является филиалом теоретической астрономии , которая имеет дело с теоретической астрофизикой и теоретической астрохимией из генерации рентгеновского излучения , излучения и обнаружения применительно к астрономическим объектам .

Как теоретическая астрофизика , теоретическая Рентгеноастрономия использует широкий спектр инструментов , которые включают в себя аналитические модели , чтобы приблизить поведение возможного источника рентгеновского излучения и вычислительного численного моделирование для аппроксимации данных наблюдений. Как только станут известны потенциальные результаты наблюдений, их можно будет сравнить с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели могут искать данные, которые опровергают модель или помогают выбрать между несколькими альтернативными или конфликтующими моделями.

Теоретики также пытаются создавать или модифицировать модели, чтобы учесть новые данные. В случае несоответствия общая тенденция состоит в том, чтобы попытаться внести минимальные изменения в модель, чтобы она соответствовала данным. В некоторых случаях большой объем противоречивых данных с течением времени может привести к полному отказу от модели.

Большинство вопросов астрофизики , астрохимии , астрометрии и других областей астрономии, изучаемых теоретиками, связаны с рентгеновскими лучами и источниками рентгеновского излучения. Многие истоки теории можно найти в лаборатории на Земле, где создается и изучается источник рентгеновского излучения.

Динамо [ править ]

Основная статья: Теория динамо
Смотрите также: Солнечное динамо

Теория динамо описывает процесс, посредством которого вращающаяся, конвекционная и электропроводящая жидкость поддерживает магнитное поле . Эта теория используется для объяснения наличия аномально долгоживущих магнитных полей в астрофизических телах. Если некоторые из звездных магнитных полей действительно индуцируются динамо, тогда напряженность поля может быть связана со скоростью вращения. [27]

Астрономические модели [ править ]

Изображения, выпущенные в честь Международного года света 2015 г.
( рентгеновская обсерватория Чандра ).

Из наблюдаемого рентгеновского спектра 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 спектр рентгеновского излучения резко падает по мере увеличения энергии рентгеновского излучения до 20 кэВ, что, вероятно, связано с термоплазменным механизмом. [20] Кроме того, здесь нет радиоизлучения, а видимый континуум примерно такой, какой можно было бы ожидать от горячей плазмы, соответствующей наблюдаемому потоку рентгеновских лучей. [20] Плазма может быть корональным облаком центрального объекта или переходной плазмой, где источник энергии неизвестен, но это может быть связано с идеей тесной двойной системы. [20]

В рентгеновском спектре Крабовидной туманности есть три особенности, которые сильно отличаются от Скорпиона X-1: его спектр намного жестче, диаметр его источника выражается в световых годах ( световых годах ), а не в астрономических единицах (AU), и его радиоактивность. и оптическое синхротронное излучение сильны. [20] Его общая рентгеновская светимость соперничает с оптическим излучением и может быть светимостью нетепловой плазмы. Однако Крабовидная туманность выглядит как источник рентгеновского излучения, представляющий собой центральный свободно расширяющийся шар разреженной плазмы, где содержание энергии в 100 раз превышает общее содержание энергии большой видимой и радиоактивной части, полученной из неизвестного источника. [20]

«Разделительная линия» , как гигантские звезды развиваться , чтобы стать красными гигантами также совпадает с ветром и корональных разделительные линии. [28] Чтобы объяснить падение рентгеновского излучения через эти разделительные линии, был предложен ряд моделей:

  1. низкая плотность переходной области, приводящая к низкой эмиссии в короне,
  2. сильное ветровое гашение корональной эмиссии,
  3. становятся стабильными только холодные корональные петли,
  4. изменения в структуре магнитного поля до открытой топологии, приводящие к уменьшению магнитного удержания плазмы, или
  5. изменения в характере магнитного динамо, приводящие к исчезновению звездных полей, оставляя только мелкомасштабные, генерируемые турбулентностью поля среди красных гигантов. [28]

Аналитическая рентгеновская астрономия [ править ]

Рентгеновские двойные с большой массой (HMXB) состоят из сверхгигантских звезд-компаньонов OB и компактных объектов, обычно нейтронных звезд (NS) или черных дыр (BH). Сверхгигантские рентгеновские двойные системы (SGXB) - это HMXB, в которых компактные объекты вращаются вокруг массивных спутников с периодом обращения несколько 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 виде затемненных HMXB. Рентгеновская светимость ( L x ) увеличивается до 10 36 эрг · с -1 (10 29 Вт). [ необходима цитата ]

Механизм, запускающий различное временное поведение, наблюдаемое между классическими SGXB и недавно обнаруженными сверхгигантскими быстрыми рентгеновскими переходными процессами (SFXT), все еще обсуждается. [29]

Звездная рентгеновская астрономия [ править ]

Считается, что звездная рентгеновская астрономия началась 5 апреля 1974 года с обнаружения рентгеновских лучей из Капеллы . [30] В тот день во время полета ракеты на короткое время была откалибрована ее система ориентации, когда звездный датчик указал ось полезной нагрузки на Капеллу (α Aur). В этот период рентгеновское излучение в диапазоне 0,2–1,6 кэВ регистрировалось системой отражателя рентгеновских лучей, совмещенной с датчиком звезды. [30] Рентгеновская светимость L x = 10 31 эрг · с -1 (10 24 Вт) на четыре порядка превышает рентгеновскую светимость Солнца. [30]

Звездные короны [ править ]

Корональные звезды или звезды в корональном облаке встречаются повсеместно среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . [31] Эксперименты с приборами на борту « Скайлэб» и « Коперник» использовались для поиска мягкого рентгеновского излучения в диапазоне энергий ~ 0,14–0,284 кэВ от звездных корон. [32] Эксперименты на борту ANS позволили обнаружить рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые предложено рентгеновское излучение усиленной короны солнечного типа. [32] Высокая температура короны Капеллы, полученная из первого рентгеновского спектра короны Капеллы с использованием HEAO 1.требовалось магнитное удержание, если только это не был свободный корональный ветер. [31]

В 1977 году было обнаружено, что Проксима Центавра испускает высокоэнергетическое излучение в XUV. В 1978 г. α Cen был идентифицирован как корональный источник с низкой активностью. [33] С началом работы обсерватории Эйнштейна рентгеновское излучение было признано характерной чертой, общей для широкого круга звезд, охватывающей практически всю диаграмму Герцшпрунга-Рассела. [33] Первоначальный обзор Эйнштейна привел к важным выводам:

  • Источники рентгеновского излучения изобилуют среди всех типов звезд, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и на большинстве стадий эволюции.
  • рентгеновские светимости и их распределение вдоль главной последовательности не соответствовали давно распространенным теориям акустического нагрева, но теперь интерпретировались как эффект магнитного нагрева короны, и
  • звезды, которые в остальном похожи, обнаруживают большие различия в их рентгеновском выходе, если их период вращения отличается. [31]

Чтобы соответствовать спектру UX Ari среднего разрешения, требовалось подсолнечное содержание. [31]

Звездная рентгеновская астрономия способствует более глубокому пониманию

  • магнитные поля в магнитогидродинамических динамо,
  • высвобождение энергии в разреженной астрофизической плазме посредством различных плазменно-физических процессов, и
  • взаимодействие излучения высоких энергий со звездным окружением. [31]

Сегодняшняя мудрость гласит, что массивные звезды главной последовательности короны являются звездами поздней A или ранней F, и эта гипотеза подтверждается как наблюдениями, так и теорией. [31]

Молодые маломассивные звезды [ править ]

Основная статья: звезда до главной последовательности
Чандра рентгеновское изображение кластера из вновь образованных звезд в туманности Ориона .

Новообразованные звезды известны как звезды до главной последовательности на стадии звездной эволюции, прежде чем они достигнут главной последовательности . Звезды на этой стадии (возраст <10 миллионов лет) излучают рентгеновские лучи в своих звездных коронах. Тем не менее, их рентгеновское излучение 10 3 до 10 5 раз сильнее , чем для звезд главной последовательности подобных масс. [34]

Рентгеновское излучение звезд до главной последовательности было обнаружено обсерваторией Эйнштейна . [35] [36] Это рентгеновское излучение в основном создается вспышками магнитного пересоединения в короне звезд, причем множество небольших вспышек вносят вклад в "спокойное" рентгеновское излучение этих звезд. [37] Звезды, предшествующие главной последовательности, имеют большие зоны конвекции, которые, в свою очередь, приводят в движение сильные динамо, производящие сильные поверхностные магнитные поля. Это приводит к высокому рентгеновскому излучению этих звезд, которые находятся в насыщенном рентгеновском режиме, в отличие от звезд главной последовательности, которые демонстрируют вращательную модуляцию рентгеновского излучения. Другие источники рентгеновского излучения включают горячие точки аккреции [38] и коллимированные истечения. [39]

Рентгеновское излучение как индикатор звездной молодости важно для изучения областей звездообразования. Большинство областей звездообразования в Галактике Млечный Путь проецируются на поля Галактической плоскости с множеством не связанных между собой звезд поля. Часто невозможно отличить членов молодого звездного скопления от примесей полевых звезд, используя только оптические и инфракрасные изображения. Рентгеновское излучение может легко проникать сквозь умеренное поглощение молекулярными облаками и может использоваться для идентификации кандидатов в члены скопления. [40]

Неустойчивые ветры [ править ]

Учитывая отсутствие значительной внешней зоны конвекции, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у более ранних А-звезд. [31] У ранних звезд спектральных классов O и B, вероятным источником рентгеновского излучения являются толчки, развивающиеся при нестабильном ветре. [31]

Самые крутые карлики M [ править ]

За пределами спектрального класса M5 классическое динамо αω больше не может работать, поскольку внутренняя структура карликовых звезд существенно меняется: они становятся полностью конвективными. [31] Поскольку распределенное (или α 2 ) динамо может стать актуальным, как магнитный поток на поверхности, так и топология магнитных полей в короне должны систематически изменяться на этом переходе, что, возможно, приведет к некоторым разрывам в рентгеновских лучах. характеристики около спектрального класса dM5. [31] 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 26 эрг · с −1 (10 19W) и вспыхивает на порядок выше. [31] Сравнение с другими карликами позднего M показывает довольно непрерывную тенденцию. [31]

Сильное рентгеновское излучение от звезд Ae / Be Хербига [ править ]

Основная статья: Herbig Ae / Be star

Звезды Хербига Ae / Be - это звезды до главной последовательности. Что касается их рентгеновских эмиссионных свойств, некоторые из них

  • напоминают горячие звезды,
  • другие указывают на корональную активность, как у холодных звезд, в частности на наличие вспышек и очень высоких температур. [31]

Характер этих сильных выбросов остается спорным с моделями, включая

  • нестабильные звездные ветры,
  • встречные ветры,
  • магнитная корона,
  • дисковые короны,
  • ветряные магнитосферы,
  • аккреционные шоки,
  • работа динамо-машины сдвига,
  • наличие неизвестных спутников позднего типа. [31]

K гиганты [ править ]

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 32 эрг · с -1 или 10 25 Вт) и самых горячих из известных с преобладающими температурами до 40 МК. [31] Однако текущая популярная гипотеза включает в себя слияние тесной двойной системы, в которой орбитальный угловой момент спутника передается первичной. [31]

Поллукс - самая яркая звезда в созвездии Близнецов , несмотря на ее обозначение Бета, и 17-я по яркости на небе. Поллукс - это гигантская оранжевая К-звезда, которая составляет интересный цветовой контраст со своим белым «близнецом» Кастором. Были обнаружены доказательства существования горячей внешней короны с магнитной опорой вокруг Поллукса, и известно, что эта звезда является источником рентгеновского излучения. [41]

Eta Carinae [ править ]

Основная статья: Eta Carinae
Эта звезда , классифицированная как пекулярная звезда , представляет собой суперзвезду в центре, как видно на этом изображении, полученном в рентгеновской обсерватории Чандра . Предоставлено: Научный центр Чандра и НАСА.

Новые рентгеновские наблюдения, выполненные рентгеновской обсерваторией Чандра, показывают три отчетливые структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро ​​диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник размером менее 1 световой месяц в диаметре, в котором может находиться суперзвезда, управляющая всем шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, произошедшем более 1000 лет назад. Эти три сооружения вокруг Эта КиляСчитается, что это 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 . [42] Дэвидсон является главным исследователем наблюдений 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, которые уходят на более дальние расстояния? в середине нового образа дает новые требования, которым должна соответствовать любая теория ». [42]

Любительская рентгеновская астрономия [ править ]

Основная статья: Любительская рентгеновская астрономия

Коллективно астрономы-любители наблюдают за различными небесными объектами и явлениями, иногда с помощью оборудования, которое они строят сами. Академия ВВС США (USAFA) является домом только студентами спутниковой программы США, и имеет и продолжает развивать зондирующие ракеты FalconLaunch. [43] Помимо любых прямых любительских попыток отправить в космос полезные нагрузки для рентгеновской астрономии, существуют возможности, которые позволяют бесплатно размещать разработанные студентами экспериментальные полезные нагрузки на борту коммерческих зондовых ракет. [44]

Существуют серьезные ограничения для любителей, наблюдающих и сообщающих об экспериментах в рентгеновской астрономии: стоимость постройки любительской ракеты или воздушного шара для размещения достаточно высокого детектора и стоимость соответствующих деталей для создания подходящего рентгеновского детектора.

История рентгеновской астрономии [ править ]

Основная статья: История рентгеновской астрономии
Ученые NRL Дж. Д. Перселл, С. Ю. Джонсон и доктор Ф. С. Джонсон являются одними из тех, кто извлекает инструменты из V-2, используемого 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 Е. О. Халбурт из Лаборатории военно-морских исследований США и его сотрудники Грегори Брайт и Мерл А. Тув из Института Карнеги в Вашингтоне исследовали возможность оснащения ракет Роберта Х. Годдарда для исследования верхних слоев атмосферы. «Два года спустя он предложил экспериментальную программу, в которой ракета может быть оснащена приборами для исследования верхних слоев атмосферы, включая обнаружение ультрафиолетового и рентгеновского излучения на больших высотах». [45]

В конце 1930-х годов присутствие очень горячего разреженного газа, окружающего Солнце, косвенно предполагалось по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. [31] Солнце, как известно, окружено горячей тонкой короной. [46] В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. [31]

Начало поиска источников рентгеновского излучения над атмосферой Земли было 5 августа 1948 года в 12:07 по Гринвичу. Ракета Фау-2 армии США (ранее немецкая) в рамках проекта «Гермес» была запущена с полигона Белые пески . Первые солнечные рентгеновские лучи были зарегистрированы Т. Бёрнайтом. [47]

В течение 60-х, 70-х, 80-х и 90-х годов чувствительность детекторов значительно выросла за 60 лет существования рентгеновской астрономии. Кроме того, чрезвычайно развита способность фокусировать рентгеновские лучи, что позволяет получать высококачественные изображения многих удивительных небесных объектов.

Основные вопросы рентгеновской астрономии [ править ]

Поскольку рентгеновская астрономия использует большой спектральный зонд, чтобы заглянуть в источник, это ценный инструмент в попытках разгадать множество загадок.

Звездные магнитные поля [ править ]

Магнитные поля распространены среди звезд повсеместно, но мы не понимаем точно, почему, и не совсем понимаем поразительное разнообразие физических механизмов плазмы, которые действуют в звездных средах. [31] 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.

Астрометрия с внесолнечным источником рентгеновского излучения [ править ]

Основная статья: Астрометрия с внесолнечным источником рентгеновского излучения

При первоначальном обнаружении внесолнечного источника рентгеновского излучения первым обычно задается вопрос: «Что это за источник?». 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 точному угловому разрешению и спектральной яркости .

Существуют неотъемлемые трудности в проведении идентификаций с помощью рентгеновских / оптических, рентгеновских / радиоизлучений и рентгеновских / рентгеновских лучей, основанных исключительно на позиционных совпадениях, особенно с трудностями при идентификации, такими как большие неопределенности в позиционных детерминантах, сделанных из воздушные шары и ракеты, плохое разделение источников в густонаселенной области по направлению к центру Галактики, изменчивость источников и множественность номенклатуры источников. [48]

Двойники источников рентгеновского излучения для звезд можно идентифицировать, вычислив угловое расстояние 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 совпадения 40» находит почти все возможные совпадения источников рентгеновского излучения, сохраняя при этом вероятность любых ложных совпадений в выборке на уровне 3% » [49].

Солнечная рентгеновская астрономия [ править ]

Основная статья: Солнечная рентгеновская астрономия

Все обнаруженные источники рентгеновского излучения на, вокруг или около Солнца, по-видимому, связаны с процессами в короне , которая является его внешней атмосферой.

Проблема коронарного нагрева [ править ]

В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема нагрева короны . Фотосферы Солнца имеет эффективную температуру 5,570 K [50] но его коронные имеет среднюю температуру 1-2 × 10 6 К. [51] Однако, горячие регионы 8-20 × 10 6 К. [51 ] Высокая температура короны показывает, что она нагревается чем-то другим, кроме прямой теплопроводности от фотосферы. [52]

Считается, что энергия, необходимая для нагрева короны, обеспечивается турбулентным движением в конвективной зоне ниже фотосферы, и были предложены два основных механизма для объяснения нагрева короны. [51] Первый - это волновой нагрев, при котором звуковые, гравитационные или магнитогидродинамические волны создаются турбулентностью в зоне конвекции. [51] Эти волны движутся вверх и рассеиваются в короне, вкладывая свою энергию в окружающий газ в виде тепла. [53] Другой - магнитный нагрев, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается фотосферным движением и высвобождается в результате магнитного пересоединения в виде больших солнечных вспышек.и мириады подобных, но меньших по размеру событий - нановспышки . [54]

В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Было обнаружено, что все волны, кроме альфвеновских , рассеиваются или преломляются, прежде чем достичь короны. [55] Кроме того, альфвеновские волны не так легко рассеиваются в короне. Поэтому текущие исследования сместились в сторону механизмов факельного нагрева. [51]

Выброс корональной массы [ править ]

Выброс корональных масс (СМ) является выброшенным плазма , состоящим в основном из электронов и протонов (в дополнении к небольшому количеству более тяжелых элементы , такие как гелий, кислород и железо), плюс увлекая корональные замкнутые 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. [56] Мелкомасштабные энергетические признаки, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское повышение яркости), могут указывать на надвигающиеся CME.

Сигмоид мягкого рентгеновского излучения (S-образная интенсивность мягкого рентгеновского излучения) является наблюдательным проявлением связи между корональной структурой и производством КВМ. [56] «Связь сигмоидов на рентгеновских (и других) длинах волн с магнитными структурами и токовыми системами в солнечной атмосфере является ключом к пониманию их связи с КВМ». [56]

Первое обнаружение коронального выброса массы (CME) как такового было сделано 1 декабря 1971 года Р. Тузи из Лаборатории военно-морских исследований США с использованием OSO 7 . [57] 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 визуально наблюдал Ричард Кристофер Кэррингтон, а геомагнитная буря наблюдалась с помощью записывающего магнитографа в садах Кью . Тот же прибор зарегистрировал крючок , мгновенное возмущение ионосферы Земли с помощью ионизирующих мягких рентгеновских лучей. В то время это было нелегко понять, потому что это предшествовало открытию рентгеновских лучей ( Рентгеном ) и признанию ионосферы ( Кеннелли и Хевисайд ).

Экзотические источники рентгеновского излучения [ править ]

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
Смотрите также: Be рентгеновских двойных

Микроквазар является меньшим кузеном в квазаре , который является радио излучающего рентгеновской двойным , с часто разрешаемой парой радио струй. LSI + 61 ° 303 - это периодическая двойная система, излучающая радиоизлучение, которая также является источником гамма-излучения, CG135 + 01. Наблюдения показывают растущее число повторяющихся рентгеновских переходных процессов , характеризующихся короткими вспышками с очень быстрым временем нарастания (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны с OB- сверхгигантами и, следовательно, определяют новый класс массивных X- лучевые двойные: сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы (SFXT). Наблюдения Чандрыуказывают на присутствие петель и колец в горячем газе, излучающем рентгеновские лучи, который окружает Мессье 87 . Магнитар представляет собой тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которых силы испускания большим количеством высоких энергий электромагнитного излучения, в частности рентгеновского излучения и гамма - лучей .

Рентгеновские темные звезды [ править ]

Солнечный цикл : а монтаж десяти лет на сумму Yohkoh SXT изображений, демонстрируя изменение солнечной активности в течение цикла солнечной активности, от после 30 августа 1991 года, на пике цикла 22 , 6 сентября 2001 года, на пике из цикла 23 . Авторы и права: миссия Йохко Института космических и астронавтических наук (ISAS, Япония) и НАСА (США).
Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
См. Также: Supergiant

Во время солнечного цикла, как показано в последовательности изображений справа, иногда Солнце почти рентгеновское темное, что почти не зависит от рентгеновского излучения. Бетельгейзес другой стороны, кажется, всегда темнота в рентгеновских лучах. Красные гиганты почти не излучают рентгеновские лучи. Возникновение рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0 происходит довольно резко, с большим диапазоном светимости, развивающимся по спектральному классу F. Альтаир относится к спектральному классу A7V, а Вега - к A0V. Общая рентгеновская светимость Альтаира по крайней мере на порядок больше, чем рентгеновская светимость для Веги. Ожидается, что внешняя зона конвекции у ранних F-звезд будет очень мелкой и отсутствует у карликов A-типа, однако 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,и 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 обнаружить (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».

Рентгеновская темная планета / комета [ править ]

Основная статья: Рентгеновская темная планета

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (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». [31]

По мере того, как детекторы рентгеновского излучения стали более чувствительными, они обнаружили, что некоторые планеты и другие, обычно не светящиеся в рентгеновском диапазоне небесные объекты при определенных условиях излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи.

Комета Лулин [ править ]

Изображение кометы Люлин от Свифта 28 января 2009 года, когда комета находилась на расстоянии 99,5 миллионов миль от Земли и 115,3 миллионов миль от Солнца . Данные ультрафиолетового / оптического телескопа Свифта показаны синим и зеленым, а данные рентгеновского телескопа - красным.
Основная статья: Комета Лулин

Спутник НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission отслеживал комету Лулин, когда она приближалась к 63 Гм от 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 светиться 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 от кометы к Солнцу. [58]

См. Также [ править ]

  • Воздушные шары для рентгеновской астрономии
  • Краб (шт.)
  • Гамма-астрономия
  • История рентгеновской астрономии
  • IRAS 13224-3809
  • Список рентгеновских космических телескопов
  • Солнечная рентгеновская астрономия
  • Звездная рентгеновская астрономия
  • Ультрафиолетовая астрономия
  • Рентгеновский телескоп

Ссылки [ править ]

  1. ^ Значительные достижения в солнечной физике 1958-1964 . Вашингтон, округ Колумбия: НАСА. 1966. С. 49–58.
  2. ^ а б «Хронология - 1 квартал 1949 года» . Архивировано из оригинала 8 апреля 2010 года.
  3. ^ Риккардо Джаккони; Герберт Гурски; Фрэнк Р. Паолини; Бруно Б. Росси (1 декабря 1962 г.). «ДОКАЗАТЕЛЬСТВО ДЛЯ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ИЗ ИСТОЧНИКОВ ЗА ПРЕДЕЛАМИ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ» . Письма с физическим обзором . Vol. 9 нет. 11 . Проверено 7 февраля 2021 года .
  4. ^ Значительные достижения в космической астрономии 1958–1964 (PDF) . НАСА. 1966. OCLC 988751617 .   Эта статья включает текст из этого источника, который находится в общественном достоянии .
  5. ^ Джиаккони R (2003). «Нобелевская лекция: рассвет рентгеновской астрономии» . Rev Mod Phys . 75 (3): 995. Bibcode : 2003RvMP ... 75..995G . DOI : 10.1103 / RevModPhys.75.995 .
  6. ^ "Скорпион X-1" . Проверено 4 января 2019 года .
  7. ^ «Риккардо Джаккони» . Проверено 4 января 2019 года .
  8. Перейти ↑ Spitzer L (1978). Физические процессы в межзвездной среде . Вайли. ISBN 978-0-471-29335-4.
  9. ^ Райт Б. "36,223 UH MCCAMMON / УНИВЕРСИТЕТ ВИСКОНСИНА" . Архивировано из оригинала на 11 мая 2008 года.
  10. ^ Дрейк SA. «Краткая история астрономии высоких энергий: 1960–1964» .
  11. ^ Харрисон FA; Боггс, Стивен Э .; Болотников, Алексей Е .; Christensen, Finn E .; Повар III, Уолтер Р .; Крейг, Уильям В .; Хейли, Чарльз Дж .; Хименес-Гарате, Марио А .; и другие. (2000). Truemper, Joachim E; Ашенбах, Бернд (ред.). "Разработка эксперимента с воздушным шаром на телескопе с фокусировкой высоких энергий (HEFT)" (PDF) . Proc SPIE . Рентгеновская оптика, инструменты и миссии III. 4012 : 693. Bibcode : 2000SPIE.4012..693H . DOI : 10.1117 / 12.391608 .
  12. ^ "HIREGS" .
  13. ^ Феффер, Paul (1996). «Пределы солнечной энергии для ионов и электронов по результатам наблюдений гамма-спектрометра высокого разрешения и жесткого рентгеновского излучения (HIREGS)». Солнечная физика . 171 (2): 419–445. Bibcode : 1997SoPh..171..419F . DOI : 10,1023 / A: 1004911511905 .
  14. ^ Феффер, Paul (1997). Рентгеновские и гамма-наблюдения солнечных вспышек . Анн-Арбор, Мичиган: Компания UMI.
  15. ^ «Хронология - 3 квартал 1956 года» .
  16. ^ "Рентгеновские зеркала SWIFT" .
  17. ^ "Зеркала фокусировки рентгеновских лучей Chandra" .
  18. ^ «Рентгеновская оптика» .
  19. ^ Блейк, RL; Chubb, TA; Friedman, H .; Unzicker, AE (январь 1963 г.). «Интерпретация рентгеновского снимка Солнца». Астрофизический журнал . 137 : 3. Bibcode : 1963ApJ ... 137 .... 3B . DOI : 10.1086 / 147479 .
  20. ^ Б с д е е Morrison P (1967). «Внесолнечные источники рентгеновского излучения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 (1): 325. Bibcode : 1967ARA & A ... 5..325M . DOI : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.001545 .
  21. ^ Подсядловский П; Rappaport S; Пфаль Э (2001). «Эволюционные двоичные последовательности для рентгеновских двойных систем с малой и средней массой». Астрофизический журнал . 565 (2): 1107. arXiv : astro-ph / 0107261 . Bibcode : 2002ApJ ... 565.1107P . DOI : 10.1086 / 324686 .
  22. ^ Приедорский В.С.; Холт СС (1987). «Долговременные циклы в источниках космического рентгеновского излучения». Обзоры космической науки . 45 (3-4): 291. Bibcode : 1987SSRv ... 45..291P . DOI : 10.1007 / BF00171997 .
  23. ↑ Линь, Дачэн (25 июля 2020 г.). «ATel # 13895: ASASSN-20hx - кандидат на сильное приливное разрушение» . Телеграмма астронома . Проверено 25 июля 2020 года .
  24. ^ Хинкль, JT; и другие. (24 июля 2020 г.). «Атель № 13893: Классификация ASASSN-20hx как кандидата на приливные разрушения» . Телеграмма астронома . Проверено 24 июля 2020 года .
  25. ^ Кавакацу Y (декабрь 2007). «Концептуальное исследование космического корабля для перехода на дальний космос». Acta Astronautica . 61 (11–12): 1019–28. Bibcode : 2007AcAau..61.1019K . DOI : 10.1016 / j.actaastro.2006.12.019 .
  26. ^ Смит В. "Исследовательская серия космических аппаратов" .
  27. Перейти ↑ Trimble V (1999). «Белые карлики в 1990-е годы». Bull Astron Soc India . 27 : 549. Bibcode : 1999BASI ... 27..549T .
  28. ^ a b Кашьяп V; Rosner R; Harnden FR Jr .; Maggio A; Micela G; Sciortino S (1994). "Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae". Astrophys Дж . 431 : 402. Bibcode : 1994ApJ ... 431..402K . DOI : 10.1086 / 174494 .
  29. ^ Zurita Heras JA; Чаты С (2009). «Открытие эксцентрического 30-дневного периода в сверхгигантской рентгеновской двойной системе SAX J1818.6–1703 с помощью INTEGRAL». Астрономия и астрофизика . 493 (1): L1. arXiv : 0811.2941 . Бибкод : 2009A & A ... 493L ... 1Z . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811179 .
  30. ^ a b c Catura RC; Acton LW; Джонсон HM (1975). «Доказательства рентгеновского излучения из Капеллы». Astrophys Дж . 196 : L47. Bibcode : 1975ApJ ... 196L..47C . DOI : 10.1086 / 181741 .
  31. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t Güdel M (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Обзор астрономии и астрофизики . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph / 0406661 . Bibcode : 2004A & ARv..12 ... 71G . DOI : 10.1007 / s00159-004-0023-2 . Архивировано из оригинального (PDF) 11 августа 2011 года.
  32. ^ a b Mewe R; Heise J; Gronenschild EHBM; Бринкман АС; Schrijver J; den Boggende AJF (1975). «Обнаружение рентгеновского излучения короны звезды с помощью ANS». Astrophys Дж . 202 : L67. Bibcode : 1975ApJ ... 202L..67M . DOI : 10.1086 / 181983 .
  33. ^ а б Теллески А.С. "Корональная эволюция солнечноподобных звезд в областях звездообразования и в окрестностях Солнца" (PDF) .
  34. ^ Прейбиш, Т .; и другие. (2005). "Происхождение рентгеновского излучения T Tauri: новые открытия сверхглубокого проекта Chandra Orion". Приложение к астрофизическому журналу . 160 (2): 401–422. arXiv : astro-ph / 0506526 . Bibcode : 2005ApJS..160..401P . DOI : 10.1086 / 432891 .
  35. ^ Feigelson, ED; Декампли, WM (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд типа Т Тельца». Письма в астрофизический журнал . 243 : L89 – L93. Bibcode : 1981ApJ ... 243L..89F . DOI : 10.1086 / 183449 .
  36. ^ Montmerle, Т. (1983). «Эйнштейновские наблюдения за темным облаком Ро Змееносца - рентгеновской елкой». Астрофизический журнал, часть 1 . 269 : 182–201. Bibcode : 1983ApJ ... 269..182M . DOI : 10.1086 / 161029 .
  37. ^ Feigelson, ED; Монтмерле, Т. (1999). «Процессы высоких энергий в молодых звездных объектах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 37 : 363–408. Bibcode : 1999ARA & A..37..363F . DOI : 10.1146 / annurev.astro.37.1.363 .
  38. ^ Кастнер, JH; и другие. (2001). "Открытие рентгеновской обсерваторией Чандра расширенного рентгеновского излучения планетарной туманности NGC 7027". Астрофизический журнал . 550 (2): L189 – L192. arXiv : astro-ph / 0102468 . Bibcode : 2001ApJ ... 550L.189K . DOI : 10.1086 / 319651 .
  39. ^ Правдо, Ш; и другие. (2001). «Открытие рентгеновских лучей от протозвездного истекающего объекта HH2». Природа . 413 (6857): 708–711. Bibcode : 2001Natur.413..708P . DOI : 10.1038 / 35099508 . PMID 11607024 . 
  40. ^ Feigelson, ED; и другие. (2013). "Обзор проекта исследования массивных молодых звездообразующих комплексов в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Bibcode : 2013ApJS..209 ... 26F . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/26 .
  41. ^ Hatzes AP; Cochran WD; Endl M; Guenther EW; Saar SH; Уокер ГАХ; Ян С; Hartmann M; и другие. (2006). «Подтверждение гипотезы планеты о долгопериодических вариациях лучевой скорости β Geminorum». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 335. arXiv : astro-ph / 0606517 . Бибкод : 2006A & A ... 457..335H . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065445 .
  42. ^ a b «Чандра делает рентгеновский снимок неоднократного преступника» . 8 октября 1999 г.
  43. ^ Кафедра космонавтики (2008). «Первой в мире кафедре космонавтики исполняется 50 лет» . Архивировано из оригинального 12 декабря 2012 года.
  44. ^ Блейлок Э. "AFRL подписывает EPA, чтобы обучать и вдохновлять будущих аэрокосмических специалистов" .
  45. ^ "Spacelab 2 NRL смотрит на Солнце" . Архивировано из оригинального 24 февраля 2012 года . Проверено 29 октября 2009 года .
  46. ^ Grottian Вт (1939). "Zur Frage der Deutung der Linien im Spektrum der Sonnenkorona". Naturwissenschaften . 27 (13): 214. Bibcode : 1939NW ..... 27..214G . DOI : 10.1007 / BF01488890 .
  47. ^ Keller CU (1995). «Рентгеновские лучи от Солнца». Cell Mol Life Sci . 51 (7): 710. DOI : 10.1007 / BF01941268 .
  48. ^ Томас RM; Дэвисон PJN (1974). «Комментарий к отождествлению источников рентгеновского излучения». Труды Астрономического общества Австралии . 2 (5): 290. Полномочный код : 1974PASAu ... 2..290T . DOI : 10.1017 / S1323358000013953 .
  49. ^ Gaidos EJ (ноябрь 1998). «Ближайшие молодые аналоги Солнца. I. Каталог и звездные характеристики» . Publ. Astron. Soc. Pac . 110 (753): 1259–76. Bibcode : 1998PASP..110.1259G . DOI : 10.1086 / 316251 .
  50. ^ Massey P; Silva DR; Левеск Э.М.; Plez B; Olsen KAG; Clayton GC; Meynet G; Мэдер А (2009). «Красные сверхгиганты в галактике Андромеды (M31)». Astrophys Дж . 703 (1): 420. arXiv : 0907.3767 . Bibcode : 2009ApJ ... 703..420M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 703/1/420 .
  51. ^ a b c d e Erdèlyi R; Баллай, я (2007). «Нагрев солнечной и звездной короны: обзор» . Astron Nachr . 328 (8): 726. Bibcode : 2007AN .... 328..726E . DOI : 10.1002 / asna.200710803 .
  52. Перейти ↑ Russell CT (2001). «Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле: Учебное пособие». В песне, Пол; Певец, Ховард Дж .; Сискоу, Джордж Л. (ред.). Космическая погода (Геофизическая монография) (PDF) . Американский геофизический союз . С. 73–88. ISBN  978-0-87590-984-4.
  53. ^ Альфвен Н (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 107 (2): 211. Bibcode : 1947MNRAS.107..211A . DOI : 10.1093 / MNRAS / 107.2.211 .
  54. ^ Паркер EN (1988). «Нановспышки и солнечная рентгеновская корона». Astrophys Дж . 330 : 474. Bibcode : 1988ApJ ... 330..474P . DOI : 10.1086 / 166485 .
  55. ^ Sturrock PA; Учида Y (1981). «Корональный нагрев стохастической магнитной накачкой». Astrophys Дж . 246 : 331. Bibcode : 1981ApJ ... 246..331S . DOI : 10.1086 / 158926 . ЛВП : 2060/19800019786 .
  56. ^ a b c Gopalswamy N; Mikic Z; Maia D; Александр Д; Cremades H; Кауфманн П; Tripathi D; Ван Ю.М. (2006). «Солнце до CME». Обзоры космической науки . 123 (1–3): 303. Bibcode : 2006SSRv..123..303G . DOI : 10.1007 / s11214-006-9020-2 .
  57. ^ "RAHoward, Историческая перспектива корональных выбросов массы" (PDF) .
  58. ^ Редди Ф. «Быстрая шпионская комета НАСА Лулин» .

Источники [ править ]

Содержание этой статьи было адаптировано и расширено с http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (общественное достояние).

Внешние ссылки [ править ]

  • Сколько существует известных источников рентгеновского излучения (и других)?
  • Является ли мой любимый объект источником рентгеновских лучей, гамма-лучей или ультрафиолетовых лучей?
  • Рентгеновский обзор всего неба на WIKISKY
  • Аудио - Cain / Gay (2009) Astronomy Cast - X-Ray Astronomy