Рентгеновская астрономия — это раздел астрономии , занимающийся наблюдением и обнаружением рентгеновского излучения от астрономических объектов . Рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли , поэтому приборы для обнаружения рентгеновского излучения необходимо поднимать на большую высоту с помощью воздушных шаров , зондирующих ракет и спутников . Рентгеновская астрономия использует тип космического телескопа , который может видеть рентгеновское излучение, которое стандартные оптические телескопы , такие как обсерватории Мауна-Кеа , не могут.
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 предполагало наличие мощного внеземного источника рентгеновского излучения. Хотя теория предсказывала, что Солнце и звезды будут заметными источниками рентгеновского излучения, не было способа проверить это, поскольку атмосфера Земли блокирует большую часть внеземного рентгеновского излучения. Только после того, как были разработаны способы отправки пакетов инструментов на большие высоты, эти источники рентгеновского излучения удалось изучить.
Существование солнечных рентгеновских лучей было подтверждено в начале середины двадцатого века с помощью V-2, преобразованных в зондирующие ракеты , а обнаружение внеземных рентгеновских лучей стало основной или второстепенной миссией нескольких 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 ), рентгеновское излучение Scorpius X-1 в 10 000 раз больше его визуального излучения, тогда как у Солнца оно примерно в миллион раз меньше. Кроме того, выход энергии в рентгеновских лучах в 100 000 раз больше, чем общее излучение Солнца во всех длинах волн .
С тех пор были обнаружены многие тысячи источников рентгеновского излучения. Кроме того, межгалактическое пространство в скоплениях галактик заполнено горячим, но очень разреженным газом при температуре от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общее количество горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу в видимых галактиках.
В 1927 году Э. О. Халберт из Военно-морской исследовательской лаборатории США и его коллеги Грегори Брейт и Мерл А. Туве 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 могла бы быть оснащена приборами для исследования верхних слоев атмосферы, включая обнаружение ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей на больших высотах». [2]
В конце 1930-х годов присутствие очень горячего, разреженного газа, окружающего Солнце, было косвенно выведено из оптических корональных линий высокоионизированных видов. [3] Известно, что Солнце окружено горячей разреженной короной. [4] В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. [3]
Начало поиска источников рентгеновского излучения за пределами атмосферы Земли было 5 августа 1948 года в 12:07 по Гринвичу. Ракета V-2 армии США (ранее немецкая) в рамках проекта Hermes была запущена с испытательного полигона White Sands . Первые солнечные рентгеновские лучи были зарегистрированы Т. Бернайтом. [5]
В 1960-х, 70-х, 80-х и 90-х годах чувствительность детекторов значительно возросла за 60 лет рентгеновской астрономии. Кроме того, способность фокусировать рентгеновские лучи значительно развилась, что позволило получать высококачественные изображения многих увлекательных небесных объектов.
Первые полеты зондирующей ракеты для рентгеновских исследований были выполнены на ракетном полигоне Уайт-Сэндс в Нью-Мексико с ракетой V-2 28 января 1949 года. Детектор был помещен в носовую часть обтекателя, и ракета была запущена в суборбитальный полет на высоту чуть выше атмосферы. Рентгеновские лучи от Солнца были обнаружены экспериментом Блоссом из Военно-морской исследовательской лаборатории США на борту. [6]
Ракета Aerobee 150, запущенная 19 июня 1962 года (UTC), обнаружила первые рентгеновские лучи, испускаемые источником за пределами нашей солнечной системы [7] [8] (Scorpius X-1). [9] Теперь известно, что такие источники рентгеновского излучения, как Sco X-1, являются компактными звездами , такими как нейтронные звезды или черные дыры . Материал, падающий в черную дыру, может испускать рентгеновские лучи, но сама черная дыра этого не делает. Источником энергии для рентгеновского излучения является гравитация . Падающий газ и пыль нагреваются сильными гравитационными полями этих и других небесных объектов. [10] За открытия в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная со Scorpius X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевскую премию по физике в 2002 году. [11]
Самым большим недостатком ракетных полетов является их очень короткая продолжительность (всего несколько минут над атмосферой, прежде чем ракета упадет обратно 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.
В астрономии межзвездная среда (или ISM ) — это газ и космическая пыль , которые пронизывают межзвездное пространство: материя , которая существует между звездными системами внутри галактики. Она заполняет межзвездное пространство и плавно переходит в окружающую межгалактическую среду . Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разбавленной (по земным меркам) смеси ионов , атомов , молекул , более крупных пылевых частиц, космических лучей и (галактических) магнитных полей. [12] Энергия, которая занимает тот же объем в форме электромагнитного излучения , является полем межзвездного излучения .
Интерес представляет горячая ионизированная среда (HIM), состоящая из коронального облака , выбрасываемого с поверхности звезд при 10 6 -10 7 К, которое испускает рентгеновские лучи. ISM является турбулентной и полной структур 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 гигантскими или сверхгигантскими областями HII, окружающими их) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, впрыскивают огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Результирующие структуры представляют собой пузыри звездного ветра и сверхпузыри горячего газа. В настоящее время Солнце движется через Местное межзвездное облако , более плотную область в Местном пузыре с низкой плотностью .
Для измерения спектра диффузного рентгеновского излучения межзвездной среды в диапазоне энергий от 0,07 до 1 кэВ 1 мая 2008 года НАСА запустило ракету Black Brant 9 с ракетного полигона Уайт-Сэндс, штат Нью-Мексико. [13] Главным исследователем миссии является доктор Дэн Маккаммон из Университета Висконсин-Мэдисон .
Полеты на воздушных шарах могут переносить приборы 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 года было обнаружено, что остаток сверхновой Крабовидной туманности является источником жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ) с помощью сцинтилляционного счетчика, установленного на воздушном шаре, запущенном из Палестины, Техас , США. Вероятно, это было первое обнаружение рентгеновских лучей от дискретного космического источника рентгеновского излучения с помощью воздушного шара. [14]
Телескоп с фокусировкой высокой энергии (HEFT) — это эксперимент на воздушном шаре для получения изображений астрофизических источников в жестком рентгеновском диапазоне (20–100 кэВ). [15] Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форт-Самнера, Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет около 1,5'. Вместо использования рентгеновского телескопа со скользящим углом , HEFT использует новое вольфрамово -кремниевое многослойное покрытие для расширения отражательной способности вложенных зеркал скользящего падения за пределы 10 кэВ. HEFT имеет энергетическое разрешение 1,0 кэВ полной ширины на полумаксимуме при 60 кэВ. HEFT был запущен в 25-часовой полет на воздушном шаре в мае 2005 года. Инструмент выполнил работу в соответствии со спецификацией и наблюдал Tau X-1 , Крабовидную туманность.
Эксперимент на воздушном шаре под названием «Гамма-спектрометр высокого разрешения и жесткого рентгеновского спектра» (HIREGS) наблюдал рентгеновское и гамма-излучение Солнца и других астрономических объектов. [16] [17] Он был запущен со станции Мак-Мердо в Антарктиде в декабре 1991 и 1992 годов . Постоянные ветры переносили воздушный шар в циркумполярный полет, который каждый раз длился около двух недель. [18]
Rockoon , смесь ракеты и воздушного шара , была твердотопливной ракетой , которая, вместо того , чтобы немедленно загореться на земле, сначала поднималась в верхние слои атмосферы с помощью заполненного газом воздушного шара. Затем, после отделения от воздушного шара на максимальной высоте, ракета автоматически зажигалась. Это достигало большей высоты, поскольку ракете не приходилось проходить через нижние более толстые слои воздуха, которые потребовали бы гораздо больше химического топлива.
Первоначальная концепция «рокун» была разработана коммандером Ли Льюисом, коммандером Г. Халворсоном, С. Ф. Сингером и Джеймсом А. Ван Алленом во время полета ракетных пусков Aerobee с авианосца USS Norton Sound 1 марта 1949 года. [6]
С 17 по 27 июля 1956 года военно-морская исследовательская лаборатория (NRL) запустила восемь рокунов «Дикон» для наблюдений за солнечным ультрафиолетом и рентгеновским излучением в точке с координатами ~30° с.ш. ~121,6° з.д., к юго-западу от острова Сан-Клементе , апогей: 120 км. [19]
Спутники необходимы, поскольку рентгеновские лучи поглощаются атмосферой Земли, поэтому приборы для обнаружения рентгеновских лучей должны быть доставлены на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников. Рентгеновские телескопы (РРТ) имеют различную направленность или способность формирования изображений, основанную на отражении угла скольжения, а не на преломлении или отражении с большим отклонением. [20] [21] Это ограничивает их гораздо более узкими полями зрения, чем видимые или УФ-телескопы. Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги. [22]
Первый рентгеновский телескоп в астрономии использовался для наблюдения за Солнцем. Первая рентгеновская фотография Солнца (сделанная с помощью телескопа скользящего падения) была сделана в 1963 году с помощью ракетного телескопа. 19 апреля 1960 года было сделано первое рентгеновское изображение Солнца с помощью камеры-обскуры на ракете Aerobee-Hi. [23]
Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной рентгеновской астрономии одновременно требует:
Детекторы рентгеновской астрономии были разработаны и сконфигурированы в первую очередь для обнаружения энергии и иногда для обнаружения длины волны с использованием различных методов, обычно ограничивавшихся 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 скорость обнаружения фотонов (число импульсов в час), чтобы сообщить нам об объекте, который их испускает.
Несколько типов астрофизических объектов испускают, 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 рентгеновские источники ), нейтронную звезду или черную дыру ( рентгеновские двойные ). Некоторые тела Солнечной системы испускают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна , хотя большая часть рентгеновской яркости Луны возникает из-за отраженных солнечных рентгеновских лучей. Считается, что сочетание многих неразрешенных рентгеновских источников создает наблюдаемый рентгеновский фон . Рентгеновский континуум может возникать из- за тормозного излучения , излучения черного тела , синхротронного излучения или того, что называется обратным комптоновским рассеянием фотонов с более низкой энергией релятивистскими электронами, столкновений быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинации с дополнительными электронными переходами или без них. [24]
Рентгеновская двойная звезда промежуточной массы (IMXB) — это двойная звездная система, где один из компонентов — нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент — звезда промежуточной массы. [25]
Hercules X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество из обычной звезды (HZ Herculis), вероятно, из-за переполнения полости Роша. X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных, хотя она находится на границе, ~2 M ☉ , между рентгеновскими двойными с большой и малой массой. [26]
В июле 2020 года астрономы сообщили о наблюдении « кандидата на событие жесткого приливного разрушения », связанного с ASASSN-20hx, расположенным вблизи ядра галактики NGC 6297, и отметили, что наблюдение представляет собой одно из «очень немногих событий приливного разрушения с жесткими степенными рентгеновскими спектрами ». [27] [28]
Небесная сфера разделена на 88 созвездий. Созвездия Международного астрономического союза (МАС) — это области неба. Каждое из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы с помощью астрофизического моделирования как галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые являются пульсарами . Как и в случае с источниками, уже успешно смоделированными рентгеновской астрофизикой, 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 обработки наблюдений и точности, независимо от текущей физической теории или интерпретации. Астрономия существует уже давно. Физическая теория меняется со временем. Что касается небесных источников рентгеновского излучения, рентгеновская астрофизика, как правило, фокусируется на физической причине яркости рентгеновского излучения, тогда как рентгеновская астрономия, как правило, фокусируется на их классификации, порядке открытия, изменчивости, разрешаемости и их связи с близлежащими источниками в других созвездиях.
Внутри созвездий Орион и Эридан, простираясь через них, находится мягкое рентгеновское «горячее пятно», известное как Сверхпузырь Орион-Эридан , Мягкое рентгеновское усиление Эридана или просто Пузырь Эридана , область в 25° переплетенных дуг излучающих нитей Hα. Мягкие рентгеновские лучи испускаются горячим газом (T ~ 2–3 МК) внутри сверхпузыря. Этот яркий объект образует фон для «тени» нити из газа и пыли. Нить показана наложенными контурами, которые представляют собой 100-микрометровое излучение пыли при температуре около 30 К, измеренное IRAS . Здесь нить поглощает мягкое рентгеновское излучение между 100 и 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить может быть частью оболочки нейтрального газа, которая окружает горячий пузырь. Его внутренняя часть заряжается ультрафиолетовым (УФ) светом и звездными ветрами от горячих звезд ассоциации Орион OB1. Эти звезды заряжают энергией суперпузырь диаметром около 1200 световых лет, который наблюдается в визуальной (Hα) и рентгеновской частях спектра.
Обычно считается, что наблюдательная астрономия происходит на поверхности Земли (или под ней в нейтринной астрономии ). Идея ограничения наблюдения Землей включает в себя орбиту Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, он становится исследователем дальнего космоса. [29] За исключением Explorer 1 и Explorer 3 и более ранних спутников в серии, [30] обычно, если зонд собирается стать исследователем дальнего космоса, он покидает Землю или орбиту вокруг Земли.
Чтобы спутник или космический зонд можно было считать астрономом/исследователем дальнего космоса или «астроноботом»/исследователем, на его борту должен быть только рентгеновский или рентгеновский детектор, а также он должен покинуть орбиту Земли.
Ulysses был запущен 6 октября 1990 года и достиг Юпитера для своей « гравитационной рогатки » в феврале 1992 года. Он прошел южный солнечный полюс в июне 1994 года и пересек эклиптический экватор в феврале 1995 года. Эксперимент по исследованию солнечного рентгеновского излучения и космических гамма-всплесков (GRB) имел 3 основные цели: изучение и мониторинг солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков и обнаружение полярных сияний Юпитера на месте. Ulysses был первым спутником, несущим детектор 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 с помощью пластиковых световых трубок на фотоумножителях. Жесткий детектор менял свой режим работы в зависимости от (1) измеренной скорости счета, (2) команды с земли или (3) изменения режима телеметрии космического корабля. Уровень триггера обычно устанавливался на 8 сигм выше фона, а чувствительность составляла 10−6 эрг /см2 ( 1 нДж/м2 ) . Когда регистрировался пакетный триггер, прибор переключался на запись данных с высоким разрешением, записывая их в 32-килобитную память для медленного считывания телеметрии. Пакетные данные состояли либо из 16 с скоростей счета с разрешением 8 мс, либо из 64 с скоростей счета с разрешением 32 мс из суммы 2 детекторов. Также были 16-канальные энергетические спектры из суммы 2 детекторов (взятые либо за 1, 2, 4, 16 или 32 секунды интегрирования). В режиме «ожидания» данные снимались либо за 0,25 или 0,5 с интегрирования и 4 энергетических канала (с самым коротким временем интегрирования 8 с). И снова выходные сигналы двух детекторов были суммированы.
Детекторы мягкого рентгеновского излучения Ulysses состояли из поверхностных барьерных детекторов Si толщиной 2,5 мм × 0,5 см 2 . Фронтальное окно из бериллиевой фольги плотностью 100 мг/см 2 отклоняло низкоэнергетические рентгеновские лучи и определяло коническое поле зрения 75° (полуугол). Эти детекторы были пассивно охлаждены и работали в диапазоне температур от −35 до −55 °C. Этот детектор имел 6 энергетических каналов, охватывающих диапазон 5–20 кэВ.
Теоретическая рентгеновская астрономия — раздел теоретической астрономии , занимающийся теоретической астрофизикой и теоретической астрохимией генерации , испускания и обнаружения рентгеновского излучения применительно к астрономическим объектам .
Как и теоретическая астрофизика , теоретическая рентгеновская астрономия использует широкий спектр инструментов, включая аналитические модели для аппроксимации поведения возможного источника рентгеновского излучения и вычислительные численные симуляции для аппроксимации наблюдательных данных. Как только потенциальные наблюдательные последствия становятся доступными, их можно сравнивать с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели могут искать данные, которые опровергают модель или помогают сделать выбор между несколькими альтернативными или конфликтующими моделями.
Теоретики также пытаются создавать или модифицировать модели, чтобы учитывать новые данные. В случае несоответствия общая тенденция заключается в том, чтобы попытаться внести минимальные изменения в модель, чтобы она соответствовала данным. В некоторых случаях большой объем несоответствующих данных с течением времени может привести к полному отказу от модели.
Большинство тем в астрофизике , астрохимии , астрометрии и других областях, которые являются разделами астрономии, изучаемыми теоретиками, связаны с рентгеновскими лучами и источниками рентгеновского излучения. Многие из начал теории можно найти в наземной лаборатории, где создается и изучается источник рентгеновского излучения.
Теория динамо описывает процесс, посредством которого вращающаяся, конвектирующая и электропроводящая жидкость действует для поддержания магнитного поля . Эта теория используется для объяснения наличия аномально долгоживущих магнитных полей в астрофизических телах. Если некоторые из звездных магнитных полей действительно индуцируются динамо, то напряженность поля может быть связана со скоростью вращения. [31]
Из наблюдаемого рентгеновского спектра, в сочетании с результатами спектральной эмиссии для других диапазонов длин волн, может быть построена астрономическая модель, рассматривающая вероятный источник рентгеновского излучения. Например, у Scorpius X-1 рентгеновский спектр резко падает по мере увеличения энергии рентгеновского излучения до 20 кэВ, что вероятно для механизма термической плазмы. [24] Кроме того, радиоизлучение отсутствует, а видимый континуум примерно соответствует тому, что можно было бы ожидать от горячей плазмы, соответствующей наблюдаемому потоку рентгеновского излучения. [24] Плазма может быть корональным облаком центрального объекта или транзитной плазмой, где источник энергии неизвестен, но может быть связана с идеей тесной двойной системы. [24]
В рентгеновском спектре Крабовидной туманности есть три особенности, которые сильно отличаются от спектра Скорпиона X-1: его спектр намного жестче, диаметр его источника измеряется в световых годах (ly)s, а не в астрономических единицах (AU), а его радио- и оптическое синхротронное излучение сильное. [24] Его общая рентгеновская светимость соперничает с оптическим излучением и может быть таковой у нетепловой плазмы. Однако Крабовидная туманность выглядит как рентгеновский источник, который представляет собой центральный свободно расширяющийся шар разреженной плазмы, где содержание энергии в 100 раз превышает общее содержание энергии большой видимой и радиочасти, полученной из неизвестного источника. [24]
«Разделительная линия» по мере того, как гигантские звезды превращаются в красных гигантов, также совпадает с разделительными линиями ветра и короны. [32] Для объяснения падения рентгеновского излучения через эти разделительные линии было предложено несколько моделей:
Рентгеновские двойные с большой массой (HMXB) состоят из OB-сверхгигантских звезд-компаньонов и компактных объектов, обычно нейтронных звезд (NS) или черных дыр (BH). Рентгеновские двойные сверхгиганты (SGXB) — это HMXB, в которых компактные объекты вращаются вокруг массивных компаньонов с орбитальными периодами в 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, как затененные 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 транзиентами (SFXT), все еще обсуждается. [33]
Первое обнаружение звездных рентгеновских лучей произошло 5 апреля 1974 года с обнаружением рентгеновских лучей от Капеллы . [34] Ракета, запущенная в тот день, провела кратковременную калибровку своей системы управления ориентацией, когда звездный датчик направил ось полезной нагрузки на Капеллу (α Aur). В течение этого периода рентгеновские лучи в диапазоне 0,2–1,6 кэВ были обнаружены системой рентгеновских отражателей, совмещенной со звездным датчиком. [34] Рентгеновская светимость L x = 10 31 эрг·с −1 (10 24 Вт) на четыре порядка превышает рентгеновскую светимость Солнца. [34]
Корональные звезды, или звезды внутри коронального облака , повсеместно встречаются среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . [3] Эксперименты с приборами на борту Skylab и Copernicus использовались для поиска мягкого рентгеновского излучения в диапазоне энергий ~0,14–0,284 кэВ от звездных корон. [35] Эксперименты на борту ANS позволили обнаружить рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые было предложено рентгеновское излучение от усиленной солнечноподобной короны. [ 35] Высокая температура короны Капеллы, полученная из первого коронального рентгеновского спектра Капеллы с использованием HEAO 1, требовала магнитного удержания, если только это не был свободно текущий корональный ветер. [3]
В 1977 году было обнаружено, что Проксима Центавра испускает высокоэнергетическое излучение в XUV-диапазоне. В 1978 году α Cen была идентифицирована как низкоактивный корональный источник. [36] С началом работы обсерватории Эйнштейна рентгеновское излучение было признано характерной чертой, общей для широкого спектра звезд, охватывающих по существу всю диаграмму Герцшпрунга-Рассела. [36] Первоначальный обзор Эйнштейна привел к важным открытиям:
Для того, чтобы вписать спектр UX Овна со средним разрешением , требовались субсолнечные содержания. [3]
Звездная рентгеновская астрономия способствует более глубокому пониманию
В настоящее время считается, что массивные корональные звезды главной последовательности являются звездами позднего класса A или раннего класса F, и эта гипотеза подтверждается как наблюдениями, так и теорией. [3]
Недавно образованные звезды известны как звезды пред-главной последовательности на этапе звездной эволюции, прежде чем они достигнут главной последовательности . Звезды на этой стадии (возраст <10 миллионов лет) производят рентгеновские лучи в своих звездных коронах. Однако их рентгеновское излучение в 10 3 - 10 5 раз сильнее, чем у звезд главной последовательности с аналогичными массами. [37]
Рентгеновское излучение для звезд до главной последовательности было обнаружено Обсерваторией Эйнштейна . [38] [39] Это рентгеновское излучение в основном производится вспышками магнитного пересоединения в звездных коронах, при этом множество небольших вспышек вносят вклад в «спокойное» рентгеновское излучение этих звезд. [40] Звезды до главной последовательности имеют большие конвективные зоны, которые, в свою очередь, приводят в действие сильные динамо, создавая 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 показывают вращательную модуляцию рентгеновского излучения. Другие источники рентгеновского излучения включают аккреционные горячие точки [41] и коллимированные оттоки. [42]
Рентгеновское излучение как индикатор звездной молодости важно для изучения областей звездообразования. Большинство областей звездообразования в Галактике Млечный Путь проецируются на поля Галактической плоскости с многочисленными неродственными звездами поля. Часто невозможно отличить членов молодого звездного скопления от загрязняющих звезд поля, используя только оптические и инфракрасные изображения. Рентгеновское излучение может легко проникать сквозь умеренное поглощение молекулярных облаков и может использоваться для идентификации кандидатов в члены скопления. [43]
Учитывая отсутствие значительной внешней конвективной зоны, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у ранних звезд класса А. [3] У ранних звезд спектрального класса О и В вероятным источником рентгеновского излучения являются ударные волны, развивающиеся в нестабильных ветрах. [3]
За пределами спектрального класса M5 классическое динамо αω больше не может работать, поскольку внутренняя структура карликовых звезд существенно меняется: они становятся полностью конвективными. [3] Поскольку распределенное (или α 2 ) динамо может стать актуальным, как магнитный поток на поверхности, так и топология магнитных полей в короне должны систематически меняться в ходе этого перехода, что, возможно, приведет к некоторым разрывам в рентгеновских характеристиках вокруг спектрального класса dM5. [3] Однако наблюдения, похоже, не подтверждают эту картину: долговременное обнаружение рентгеновского излучения с наименьшей массой, VB 8 (M7e V), показало устойчивое излучение на уровнях рентгеновской светимости ( L X ) ≈ 10 26 эрг·с −1 (10 19 Вт) и вспышки до порядка выше. [3] Сравнение с другими поздними карликами M показывает довольно непрерывную тенденцию. [3]
Звезды Хербига Ae/Be являются звездами до главной последовательности. Что касается их рентгеновских эмиссионных свойств, некоторые из них
Природа этих мощных выбросов остается спорной с моделями, включающими
Звезды FK Com являются гигантами спектрального типа 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 самыми горячими из известных с доминирующими температурами до 40 МК. [3] Однако в настоящее время популярная гипотеза предполагает слияние тесной двойной системы, в которой орбитальный угловой момент компаньона передается первичной звезде. [3]
Поллукс — самая яркая звезда в созвездии Близнецов , несмотря на обозначение Бета, и 17-я по яркости на небе. Поллукс — гигантская оранжевая звезда класса К, которая создает интересный цветовой контраст со своим белым «близнецом» Кастором. Были найдены доказательства существования горячей, внешней, магнитно поддерживаемой короны вокруг Поллукса, и известно, что звезда является источником рентгеновского излучения. [44]
Новые рентгеновские наблюдения рентгеновской обсерватории Чандра показывают три отдельные структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца, который может содержать суперзвезду, которая управляет всем этим шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом крупном взрыве, который произошел более 1000 лет назад. Считается, что эти три структуры вокруг Эты Киля представляют собой ударные волны, создаваемые материей, устремляющейся от суперзвезды со сверхзвуковой скоростью. Температура нагретого ударной волной газа колеблется от 60 МК в центральных областях до 3 МК на внешней структуре в форме подковы. «Изображение Чандра 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 . [45] Дэвидсон является главным исследователем наблюдений Эты Карины космическим телескопом Хаббл . «В самой популярной теории рентгеновские лучи возникают при столкновении газовых потоков от двух звезд, расположенных так близко друг к другу, что для нас они выглядят как точечный источник. Но что происходит с газовыми потоками, которые улетают на более дальние расстояния? Растянутое горячее вещество в середине нового изображения предъявляет новые жесткие требования к любой теории». [45]
Коллективно астрономы-любители наблюдают за различными небесными объектами и явлениями, иногда с помощью оборудования, которое они изготавливают сами. Военно-воздушная академия США (USAFA) является домом единственной в США студенческой спутниковой программы и разрабатывает и продолжает разрабатывать зондирующие ракеты FalconLaunch. [46] В дополнение к любым прямым любительским усилиям по выводу полезных нагрузок рентгеновской астрономии в космос, существуют возможности, которые позволяют разрабатываемым студентами экспериментальным полезным нагрузкам размещаться на борту коммерческих зондирующих ракет в качестве бесплатной поездки. [47]
Существуют серьезные ограничения для любителей, наблюдающих и сообщающих об экспериментах в области рентгеновской астрономии: стоимость строительства любительской ракеты или воздушного шара для размещения детектора на достаточной высоте, а также стоимость соответствующих деталей для создания подходящего рентгеновского детектора.
Поскольку рентгеновская астрономия использует крупный спектральный зонд для исследования источника, он является ценным инструментом в попытках разгадать множество загадок.
Магнитные поля повсеместно распространены среди звезд, однако мы не понимаем точно, почему это происходит, и не до конца понимаем ошеломляющее разнообразие плазменных физических механизмов, которые действуют в звездной среде. [3] Например, некоторые звезды, по-видимому, имеют магнитные поля, ископаемые звездные магнитные поля, оставшиеся с периода их формирования, в то время как другие, по-видимому, часто генерируют поле заново.
При первоначальном обнаружении внесолнечного источника рентгеновского излучения первым обычно задается вопрос: «Что это за источник?» Часто проводится обширный поиск возможных совпадающих объектов в других диапазонах длин волн, таких как видимый или радиодиапазон. Во многих проверенных рентгеновских местоположениях все еще нет легко различимых источников. Рентгеновская астрометрия становится серьезной проблемой, которая приводит к все более высоким требованиям к более точному угловому разрешению и спектральному излучению .
Существуют неотъемлемые трудности в проведении рентгеновской/оптической, рентгеновской/радио и рентгеновской/рентгеновской идентификации, основанной исключительно на позиционных совпадениях, особенно с учетом препятствий в проведении идентификации, таких как большие неопределенности в позиционных детерминантах, полученных с помощью воздушных шаров и ракет, плохое разделение источников в переполненном регионе по направлению к галактическому центру, изменчивость источников и множественность номенклатуры источников. [48]
Аналоги рентгеновских источников для звезд можно идентифицировать, вычислив угловое разделение между центроидами источников и положением звезды. Максимально допустимое разделение является компромиссом между большим значением для идентификации как можно большего количества реальных совпадений и меньшим значением для минимизации вероятности ложных совпадений. «Принятый критерий соответствия 40» находит почти все возможные совпадения рентгеновских источников, сохраняя при этом вероятность любых ложных совпадений в выборке на уровне 3%» [49] .
Все обнаруженные источники рентгеновского излучения на Солнце, вокруг него или вблизи него , по-видимому, связаны с процессами в короне — его внешней атмосфере.
В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема нагрева короны . Фотосфера Солнца имеет эффективную температуру 5570 К [50], тогда как его корона имеет среднюю температуру 1–2 × 10 6 К. [51] Однако самые горячие области имеют температуру 8–20 × 10 6 К. [51] Высокая температура короны показывает, что она нагревается чем-то иным, чем прямая теплопроводность от фотосферы. [52]
Считается, что энергия, необходимая для нагрева короны, обеспечивается турбулентным движением в зоне конвекции под фотосферой, и для объяснения нагрева короны были предложены два основных механизма. [51] Первый — волновой нагрев, при котором звуковые, гравитационные или магнитогидродинамические волны производятся турбулентностью в зоне конвекции. [51] Эти волны распространяются вверх и рассеиваются в короне, отдавая свою энергию окружающему газу в виде тепла. [53] Другой — магнитный нагрев, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается фотосферным движением и высвобождается посредством магнитного пересоединения в форме крупных солнечных вспышек и множества похожих, но более мелких событий — нановспышек . [54]
В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Было обнаружено, что все волны, за исключением волн Альвена, рассеиваются или преломляются до достижения короны. [55] Кроме того, волны Альвена нелегко рассеиваются в короне. Поэтому фокус современных исследований сместился в сторону механизмов нагрева вспышек. [51]
Корональный выброс массы (CME) представляет собой выброшенную плазму, состоящую в основном из электронов и протонов (в дополнение к небольшому количеству более тяжелых элементов, таких как гелий, кислород и железо), а также захватывающих корональных замкнутых областей магнитного поля. Эволюция этих замкнутых магнитных структур в ответ на различные фотосферные движения в различных временных масштабах (конвекция, дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция) каким-то образом приводит к CME. [56] Мелкомасштабные энергетические сигнатуры, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское осветление), могут указывать на надвигающиеся CME.
Мягкий рентгеновский сигмоид (S-образная интенсивность мягкого рентгеновского излучения) является наблюдательным проявлением связи между корональной структурой и образованием корональных выбросов массы. [56] «Связь сигмоидов в рентгеновском (и других) диапазонах длин волн с магнитными структурами и токовыми системами в солнечной атмосфере является ключом к пониманию их связи с корональными выбросами массы». [56]
Первое обнаружение коронального выброса массы (CME) как такового было сделано 1 декабря 1971 года Р. Таузи из Военно-морской исследовательской лаборатории США с помощью OSO 7. [ 57] Более ранние наблюдения корональных транзиентов или даже явлений, наблюдавшихся визуально во время солнечных затмений , теперь понимаются как по сути одно и то же.
Самое большое геомагнитное возмущение, предположительно вызванное «доисторическим» корональным выбросом массы, совпало с первой наблюдаемой солнечной вспышкой в 1859 году. Вспышку визуально наблюдал Ричард Кристофер Каррингтон , а геомагнитную бурю наблюдал регистрирующий магнитограф в Кью-Гарденс . Тот же прибор зафиксировал отрезок , мгновенное возмущение ионосферы Земли ионизирующими мягкими рентгеновскими лучами. Это было нелегко понять в то время, поскольку это предшествовало открытию рентгеновских лучей (Рентгеном ) и признанию ионосферы ( Кеннелли и Хевисайдом ) .
Микроквазар — это младший родственник квазара , который является радиоизлучающей рентгеновской двойной системой с часто разрешимой парой радиоструй. LSI+61°303 — это периодическая радиоизлучающая двойная система, которая также является источником гамма-излучения, CG135+01. Наблюдения выявляют растущее число повторяющихся рентгеновских транзиентов , 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 рентгеновских двойных систем: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). Наблюдения, проведенные Chandra, указывают на наличие петель и колец в горячем рентгеновском газе, который окружает Messier 87. Магнетар — это тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к испусканию большого количества высокоэнергетического электромагнитного излучения, в частности рентгеновских и гамма-лучей .
Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений справа, время от времени Солнце почти рентгеновски темное, почти рентгеновская переменная. Бетельгейзе , с другой стороны, кажется, всегда рентгеновски темная. Красные гиганты почти не испускают рентгеновских лучей. Существует довольно резкое начало рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0, с большим диапазоном светимостей, развивающихся по всему спектральному классу F. Альтаир имеет спектральный класс A7V, а Вега - A0V. Общая рентгеновская светимость Альтаира по крайней мере на порядок больше рентгеновской светимости Веги. Ожидается, что внешняя конвективная зона ранних звезд F будет очень мелкой и отсутствовать у карликов A-типа, однако акустический поток изнутри достигает максимума для поздних A и ранних F-звезд, что провоцирует исследования магнитной активности в звездах A-типа по трем основным направлениям. Химически пекулярные звезды спектрального типа Bp или Ap являются заметными магнитными радиоисточниками, большинство звезд Bp/Ap остаются необнаруженными, и из тех, о которых сообщалось ранее как об источниках рентгеновского излучения, только немногие 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 транзита. «Такие методы особенно многообещающи для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область».
Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (рентгеновски темные) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время транзита. «Такие методы особенно многообещающи для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область». [3]
Поскольку детекторы рентгеновского излучения стали более чувствительными, они обнаружили, что некоторые планеты и другие обычно рентгеновские нелюминесцентные небесные объекты при определенных условиях испускают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи. [ необходима цитата ]
Спутник NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission следил за кометой Лулин , когда она приблизилась к 63 Гм от Земли. Впервые астрономы могут увидеть одновременные 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 Swift», — сказал Стефан Иммлер из Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое обменом зарядами, приводит к рентгеновскому излучению 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 плотное. В результате область, испускающая рентгеновские лучи, простирается далеко в сторону Солнца от кометы. [58]
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .