stringtranslate.com

Рентгеновская астрономия

Рентгеновские лучи начинаются с ~0,008 нм и простираются по всему электромагнитному спектру до ~8 нм, в пределах которых атмосфера Земли непрозрачна .

Рентгеновская астрономия — это наблюдательный раздел астрономии , который занимается изучением наблюдения и обнаружения рентгеновских лучей от астрономических объектов . Рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли , поэтому приборы для обнаружения рентгеновских лучей необходимо поднимать на большую высоту с помощью воздушных шаров , зондирующих ракет и спутников . Рентгеновская астрономия использует тип космического телескопа , который может видеть рентгеновское излучение, чего не могут сделать стандартные оптические телескопы , такие как обсерватории Мауна-Кеа .

Рентгеновское излучение ожидается от астрономических объектов, содержащих чрезвычайно горячие газы при температуре от примерно миллиона кельвинов (К) до сотен миллионов кельвинов (МК). Более того, наличие E-слоя ионизированного газа высоко в термосфере Земли также предполагает наличие мощного внеземного источника рентгеновского излучения. Хотя теория предсказывала, что Солнце и звезды будут важными источниками рентгеновского излучения, не было возможности проверить это, поскольку атмосфера Земли блокирует большую часть внеземного рентгеновского излучения. Только когда были разработаны способы отправки комплектов приборов на большие высоты, эти источники рентгеновского излучения удалось изучить.

Существование солнечного рентгеновского излучения было подтверждено в начале двадцатого века с помощью ракет Фау-2, переоборудованных в зондирующие ракеты , а обнаружение внеземного рентгеновского излучения было основной или второстепенной миссией множества спутников с 1958 года. [1] ] Первый космический (за пределами Солнечной системы) источник рентгеновского излучения был обнаружен зондирующей ракетой в 1962 году. Названный Скорпионом Х-1 (Sco X-1) (первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона ), X -лучевое излучение Скорпиона X-1 в 10 000 раз превышает его визуальное излучение, тогда как у Солнца примерно в миллион раз меньше. Кроме того, выходная энергия рентгеновских лучей в 100 000 раз превышает общее излучение Солнца на 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 с температурой от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общее количество горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу видимых галактик.

История рентгеновской астрономии

Ученые NRL Дж. Д. Перселл, С. А. Джонсон и доктор Ф. С. Джонсон входят в число тех, кто восстанавливает инструменты из Фау-2, использовавшегося для исследования верхних слоев атмосферы над пустыней Нью-Мексико. Это Фау-2 номер 54, запущенная 18 января 1951 года (фото доктора Ричарда Таузи, НРЛ).

В 1927 году Э. О. Халберт из Исследовательской лаборатории ВМС США и его коллеги Грегори Брейт и Мерл А. Тьюв из Вашингтонского института Карнеги исследовали возможность оснащения ракет Роберта Х. Годдарда для исследования верхних слоев атмосферы. «Два года спустя он предложил экспериментальную программу, в рамках 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 наличие очень горячего и разреженного газа, окружающего Солнце, было косвенно установлено по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. [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 над земной атмосферой 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 Уайт-Сэндс . Первые солнечные рентгеновские лучи были зафиксированы 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, значительно развилась способность фокусировать рентгеновские лучи, что позволяет получать высококачественные изображения многих интересных небесных объектов.

Звуковые полеты ракет

Первые полеты зондирующей ракеты для рентгеновских исследований были совершены на ракетном полигоне Уайт-Сэндс в Нью-Мексико с ракетой Фау-2 28 января 1949 года. В носовой части обтекателя разместили детектор , а ракету запустили в суборбитальном полет на высоту чуть выше атмосферы. Рентгеновские лучи Солнца были обнаружены в ходе эксперимента «Блоссом» 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] (Скорпиус X-1). [9] 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 этого не делает. Источником энергии рентгеновского излучения является гравитация . Падающий газ и пыль нагреваются сильными гравитационными полями этих и других небесных объектов. [10] На основании открытий в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная со Скорпиона X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевскую премию по физике в 2002 году . [11]

Самым большим недостатком полетов ракет является их очень короткая продолжительность (всего несколько минут над атмосферой, прежде чем ракета упадет обратно на Землю) и ограниченное поле зрения . Ракета, запущенная из США, не сможет увидеть источники в южном небе; ракета, запущенная из Австралии, не сможет увидеть источники в северном небе.

Проект рентгеновского квантового калориметра (XQC)

Запуск микрокалориметра Black Brant 8 (XQC-2) на рубеже веков является частью совместного проекта Университета Висконсин-Мэдисон и Центра космических полетов имени Годдарда НАСА, известного как рентгеновский квантовый калориметр (рентгеновский квантовый 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. Она заполняет межзвездное пространство и плавно сливается с окружающей межгалактической средой . Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разбавленной (по земным меркам) смеси ионов , атомов , молекул , более крупных пылинок, космических лучей и (галактических) магнитных полей. [12] Энергия, занимающая тот же объем, в виде электромагнитного излучения , представляет собой поле межзвездного излучения .

Интерес представляет горячая ионизированная среда (HIM), состоящая из выброса коронального облака с поверхности звезды при температуре 10 6 -10 7 К, излучающего рентгеновские лучи. МЗС турбулентен и полон 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 МЗС. 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 свое окружение, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Образующиеся 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 НАСА 1 мая 2008 года запустило ракету Black Brant 9 с ракетного полигона Уайт-Сэндс в Нью-Мексико . [13] Главный исследователь за миссию отвечает доктор Дэн Маккаммон из Университета Висконсин-Мэдисон .

Надувные шарики

Полеты на воздушных шарах позволяют доставлять инструменты на высоту до 40 км над уровнем моря, где они находятся выше 99,997% земной атмосферы. В отличие от ракеты, где данные собираются в течение нескольких 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 остаток сверхновой Крабовидной туманности оказался источником жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ) с помощью сцинтилляционного счетчика, запущенного на воздушном шаре, запущенном из Палестины, штат Техас , США. Вероятно, это было первое обнаружение рентгеновских лучей от дискретного космического источника рентгеновского излучения с помощью воздушного шара. [14]

Фокусирующий телескоп высокой энергии

Крабовидная туманность — остаток взорвавшейся звезды. На этом изображении изображена Крабовидная туманность в различных энергетических диапазонах, включая изображение в жестком рентгеновском диапазоне на основе данных HEFT, полученных во время ее наблюдений в 2005 году. Каждое изображение имеет ширину 6 футов.

Фокусирующий телескоп высоких энергий (HEFT) представляет собой эксперимент на воздушном шаре для получения изображений астрофизических источников в диапазоне жесткого рентгеновского излучения (20–100 кэВ). [15] Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форт-Самнер, Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет c. 1,5 '. Вместо использования рентгеновского телескопа со скользящим углом HEFT использует новые вольфрам -кремниевые многослойные покрытия, чтобы расширить отражательную способность вложенных друг в друга зеркал скользящего падения за пределы 10 кэВ. HEFT имеет энергетическое разрешение 1,0 кэВ по всей ширине на половине максимума при 60 кэВ. HEFT был запущен для 25-часового полета на воздушном шаре в мае 2005 года. Инструмент работал в соответствии со спецификациями и наблюдал Тау X-1 , Крабовидную туманность.

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

Эксперимент на воздушном шаре под названием «Спектрометр гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения высокого разрешения» (HIREGS) наблюдал излучение рентгеновских и гамма-лучей от Солнца и других астрономических объектов. [16] [17] Он был запущен со станции Мак-Мердо в Антарктиде в декабре 1991 и 1992 годов. Устойчивый ветер переносил воздушный шар в циркумполярный полет, каждый раз продолжавшийся около двух недель. [18]

Роконы

Рокун ВМФ Дикона, сфотографированный сразу после спуска на воду корабля в июле 1956 года.

Рокун , смесь ракеты и воздушного шара , представлял собой твердотопливную ракету , которая вместо того, чтобы сразу же зажигаться на земле, сначала переносилась в верхние слои атмосферы на заполненном газом воздушном шаре. Затем, отделившись от воздушного шара на максимальной высоте, ракета автоматически зажглась. За счет этого была достигнута большая высота, поскольку ракете не пришлось преодолевать нижние и более толстые слои воздуха, для чего потребовалось бы гораздо больше химического топлива.

Оригинальную концепцию «роконов» разработал командир. Ли Льюис, командир. Г. Халворсон, С. Ф. Сингер и Джеймс А. Ван Аллен во время полета ракеты Aerobee с авианосца  Norton Sound 1 марта 1949 года. [6]

С 17 по 27 июля 1956 года корабль Военно-морской исследовательской лаборатории (NRL) запустил восемь ракет «Дикон» для наблюдений солнечного ультрафиолета и рентгеновского излучения в точке ~30° с.ш. ~121,6° з.д., к юго-западу от острова Сан-Клементе , апогей: 120 км. [19]

Рентгеновские телескопы и зеркала

Одно из зеркал XRISM из 203 фольг.

Спутники необходимы, поскольку рентгеновские лучи поглощаются атмосферой Земли, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей необходимо поднимать на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников. Рентгеновские телескопы (XRT) имеют различную направленность или способность изображения, основанную на отражении под углом скольжения, а не на преломлении или отражении с большим отклонением. [20] [21] Это ограничивает их поле зрения гораздо более узким, чем у видимых или УФ-телескопов. Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги. [22]

Первый рентгеновский телескоп в астрономии использовался для наблюдения Солнца. Первый рентгеновский снимок Солнца (сделанный с помощью телескопа скользящего падения) был сделан в 1963 году с помощью ракетного телескопа. 19 апреля 1960 года самое первое рентгеновское изображение Солнца было получено с помощью камеры-обскуры на ракете Aerobee-Hi. [23]

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной рентгеновской астрономии одновременно требует:

Рентгеноастрономические детекторы

Рентгеновские астрономические детекторы были спроектированы и сконфигурированы в первую очередь для обнаружения энергии, а иногда и для обнаружения 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 (количества в час), чтобы рассказать нам об объекте, который их излучает.

Астрофизические источники 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 обозначает затмение компактного объекта позади звезды-компаньона. В данном случае компаньоном является звезда массой в две солнечные и радиусом почти в четыре раза больше Солнца. Это затмение показывает нам орбитальный период системы, равный 1,7 дням.

Некоторые типы астрофизических объектов излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи: от скоплений галактик через черные дыры в активных ядрах галактик (АЯГ) до галактических объектов, таких как остатки сверхновых , звезды и двойные звезды , содержащие белого карлика ( 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 наблюдаемый рентгеновский фон создается сочетанием множества неразрешенных источников рентгеновского излучения . Рентгеновский континуум может возникать в результате тормозного излучения , излучения черного тела , синхротронного излучения или так называемого обратного комптоновского рассеяния фотонов с более низкой энергией на релятивистских электронах, столкновений быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинации. или без дополнительных электронных переходов. [24]

Рентгеновская двойная система промежуточной массы (IMXB) — это двойная звездная система, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент — звезда промежуточной массы. [25]

Геркулес X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество нормальной звезды (HZ Геркулес), вероятно, из-за переполнения полости Роша. X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных систем, хотя и 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, расположенного вблизи ядра галактики NGC 6297, и отметили, что это наблюдение представляет собой одно из «очень немногих событий приливного разрушения с жестким степенным законом». Рентгеновские спектры ». [27] [28]

Небесные источники рентгеновского излучения

Небесная сфера разделена на 88 созвездий. Созвездия Международного астрономического союза (МАС) — это области неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы в результате астрофизического моделирования как галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них являются пульсарами . 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, позволяющее осуществлять наблюдения и точность 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 связи с небесными источниками рентгеновского излучения. близлежащие источники в других созвездиях.

Это изображение в искусственных цветах ROSAT PSPC представляет собой часть близлежащего сверхпузыря звездного ветра ( Суперпузырь Ориона-Эридана ), простирающегося через Эридан и Орион .

Внутри созвездий Ориона и Эридана, через них простирается мягкая рентгеновская «горячая точка», известная как « Сверхпузырь Ориона-Эридана» , « Улучшение мягкого рентгеновского излучения Эридана » или просто « Пузырь Эридана », область 25°, состоящая из переплетающихся дуг Hα-излучающие нити. Мягкое рентгеновское излучение излучается горячим газом (Т ~ 2–3 МК) внутри сверхпузыря. Этот яркий объект образует фон для «тени» нити газа и пыли. Нить накала показана наложенными контурами, которые представляют собой излучение пыли размером 100 микрометров при температуре около 30 К, измеренной с помощью IRAS . Здесь нить поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ расположен позади нити. Эта нить может быть частью оболочки нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Ее внутренняя часть наполнена ультрафиолетовым (УФ) светом и звездными ветрами от горячих звезд ассоциации Орион OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь диаметром около 1200 лиров, который наблюдается в визуальной (Hα) и рентгеновской частях спектра.

Исследовательская рентгеновская астрономия

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 считается, что наблюдательная астрономия происходит на поверхности Земли (или под ней в нейтринной астрономии ). Идея ограничения наблюдения Землей включает в себя вращение вокруг Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, он становится исследователем дальнего космоса. [29] За исключением «Эксплорера-1» , «Эксплорера-3» и более ранних спутников этой серии, [30] обычно, если зонд собирается стать исследователем дальнего космоса, он покидает Землю или вращается вокруг Земли.

Чтобы спутник или космический зонд мог квалифицироваться как рентгеновский астроном/исследователь дальнего космоса или «астронобот»/исследователь, все, что ему нужно иметь на борту, — это XRT или детектор рентгеновского излучения и покинуть орбиту Земли.

«Улисс» был запущен 6 октября 1990 года и достиг Юпитера для своей « гравитационной рогатки » в феврале 1992 года. Он миновал южный солнечный полюс в июне 1994 года и пересек эклиптический экватор в феврале 1995 года. Солнечное рентгеновское излучение и космическое гамма-излучение Эксперимент (GRB) преследовал три основные цели: изучение и мониторинг солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков и обнаружение на месте полярных сияний Юпитера. «Улисс» был первым спутником с детектором гамма-всплесков, вышедшим за пределы орбиты Марса. Детекторы жесткого рентгеновского излучения работали в диапазоне 15–150 кэВ. Детекторы представляли собой кристаллы CsI(Tl) толщиной 23 мм и диаметром 51 мм, прикрепленные через пластиковые световые трубки к фотоумножителям. 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 устанавливается на 8 сигм выше фона, а чувствительность составляет 10 -6 эрг/см 2 (1 нДж/м 2 ). Когда записывается пакетный триггер, прибор переключается на запись данных с высоким разрешением, записывая их в 32-кбитную память для медленного считывания телеметрии. Пакетные данные состоят либо из 16 с скорости счета с разрешением 8 мс, либо из 64 с со скоростью счета 32 мс из суммы двух детекторов. Также были получены 16-канальные энергетические спектры по сумме двух детекторов (снятые за 1, 2, 4, 16 или 32 секунды интегрирования). В режиме «ожидания» данные собирались с периодом интегрирования 0,25 или 0,5 с и по 4 энергетическим каналам (наименьшее время интегрирования составляло 8 с). И снова выходы двух детекторов суммировались.

Детекторы мягкого рентгеновского излучения Ulysses состояли из кремниевых поверхностных барьерных детекторов толщиной 2,5 мм и площадью 0,5 см 2 . Переднее окно из бериллиевой фольги плотностью 100 мг/см 2 отклоняло низкоэнергетические рентгеновские лучи и определяло коническое поле зрения 75° (полуугол). Эти детекторы имели пассивное охлаждение и работали в диапазоне температур от –35 до –55 °С. Этот детектор имел шесть энергетических каналов, охватывающих диапазон 5–20 кэВ.

Рентгеновские лучи от Плутона

Теоретическая рентгеновская астрономия

Теоретическая рентгеновская астрономия — раздел теоретической астрономии , который занимается теоретической астрофизикой и теоретической астрохимией генерации , излучения и обнаружения рентгеновских лучей применительно к астрономическим объектам .

Как и теоретическая астрофизика , теоретическая рентгеновская астрономия использует широкий спектр инструментов, которые включают в себя аналитические модели для аппроксимации поведения возможного источника рентгеновского излучения и вычислительное численное моделирование для аппроксимации данных наблюдений. Как только станут известны потенциальные последствия наблюдений, их можно сравнить с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели могут искать данные, которые опровергают модель или помогают сделать выбор между несколькими альтернативными или противоречивыми моделями.

Теоретики также пытаются создавать или модифицировать модели с учетом новых данных. 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 тем в астрофизике , астрохимии , астрометрии и других областях астрономии , изучаемых теоретиками, связаны с рентгеновскими лучами и источниками рентгеновского излучения. Многие зачатки теории можно найти в земной лаборатории, где создается и изучается источник рентгеновского излучения.

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-машинами, то напряженность поля может быть связана со скоростью вращения. [31]

Астрономические модели

Изображения выпущены в честь Международного года света 2015
( рентгеновская обсерватория Чандра ).

На основе наблюдаемого рентгеновского спектра в сочетании с результатами спектрального излучения для других диапазонов длин волн можно построить астрономическую модель, учитывающую вероятный источник рентгеновского излучения. Например, у Скорпиона X-1 рентгеновский спектр резко падает при увеличении энергии рентгеновских лучей до 20 кэВ, что, вероятно, связано с термоплазменным механизмом. [24] Кроме того, отсутствует радиоизлучение, 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 переходной плазмой, источник энергии которой неизвестен, но может быть связана с идеей тесной двойной системы. [24]

В рентгеновском спектре Крабовидной туманности есть три особенности, которые сильно отличаются от Скорпиона X-1: его спектр намного сложнее, диаметр его источника измеряется в световых годах (лет), а не в астрономических единицах (АЕ), и его радиоизлучение и оптическое синхротронное излучение сильное. [24] Его общая рентгеновская светимость конкурирует с оптическим излучением и может быть светимостью нетепловой плазмы. Однако Крабовидная туманность выглядит как источник рентгеновского излучения, который представляет собой центральный свободно расширяющийся шар из разбавленной плазмы, содержание энергии которого в 100 раз превышает общее содержание энергии большой видимой и радиочасти, полученной от неизвестного источника. [24]

« Разделительная линия» , по которой звезды-гиганты превращаются в красные гиганты , также совпадает с разделительными линиями ветра и короны. [32] Чтобы объяснить падение рентгеновского излучения на этих разделительных линиях, был предложен ряд моделей:

  1. низкая плотность переходных областей, что приводит к низкой эмиссии в коронах,
  2. высокоплотное ветровое гашение коронального излучения,
  3. только холодные корональные петли становятся стабильными,
  4. изменения структуры магнитного поля до открытой топологии, приводящие к уменьшению магнитоудерживаемой плазмы, или
  5. изменения в характере магнитного динамо, ведущие к исчезновению звездных полей, оставляя лишь мелкомасштабные поля, генерируемые турбулентностью, среди красных гигантов. [32]

Аналитическая рентгеновская астрономия

Рентгеновские двойные системы большой массы (HMXB) состоят из OB-сверхгигантских звезд-компаньонов и компактных объектов, обычно нейтронных звезд (NS) или черных дыр (BH). Сверхгигантские рентгеновские двойные системы (SGXB) представляют собой HMXB, в которых компактные объекты вращаются вокруг массивных спутников 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 и затемненные HMXB. Рентгеновская светимость ( L x ) возрастает до 10 36 эрг·с -1 (10 29 Вт). [ нужна цитата ]

Механизм, вызывающий различное временное поведение, наблюдаемое между классическими SGXB и недавно обнаруженными сверхгигантскими быстрыми рентгеновскими транзиентами (SFXT), все еще обсуждается. [33]

Звездная рентгеновская астрономия

Говорят, что звездная рентгеновская астрономия началась 5 апреля 1974 года [ кем? ] , с обнаружением рентгеновских лучей от Капеллы . [34] В тот день во время полета ракеты на короткое время была откалибрована система ориентации, когда звездный датчик направил ось полезной нагрузки на Капеллу (α Аур). В этот период 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]

Звездные короны

Корональные звезды или звезды внутри коронального облака широко распространены среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . [3] 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. [35] В ходе экспериментов на борту ANS удалось обнаружить рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые было предложено рентгеновское излучение усиленной солнечной короны. [35] Высокая температура короны Капеллы, полученная по первому корональному рентгеновскому спектру Капеллы с использованием HEAO 1, требовала магнитного удержания, если только это не был свободный корональный ветер. [3]

В 1977 году было обнаружено, что Проксима Центавра излучает высокоэнергетическое излучение в XUV. В 1978 году α Cen был идентифицирован как малоактивный корональный источник. [36] С началом работы обсерватории Эйнштейна рентгеновское излучение было признано характерной особенностью, общей для широкого круга звезд, охватывающей по существу всю диаграмму Герцшпрунга-Рассела. [36] Первоначальный опрос Эйнштейна привел к важным открытиям:

Чтобы соответствовать спектру среднего разрешения UX Arietis , требовалось подсолнечное содержание. [3]

Звездная рентгеновская астрономия способствует более глубокому пониманию

Современная мудрость гласит, что массивные корональные звезды главной последовательности являются звездами позднего A или раннего F, и эта гипотеза подтверждается как наблюдениями, так и теорией. [3]

Молодые звезды малой массы

Рентгеновское изображение скопления новообразованных звезд в туманности Ориона, сделанное Чандрой .

Недавно образовавшиеся звезды известны как звезды до главной последовательности на этапе звездной эволюции, прежде чем они достигнут главной последовательности . Звезды на этой стадии (возраст <10 миллионов лет) излучают рентгеновские лучи в своих звездных коронах. Однако их рентгеновское излучение в 10 3–10 5 раз сильнее, чем у звезд главной последовательности аналогичных масс. [37]

Рентгеновское излучение звезд до главной последовательности было обнаружено Обсерваторией Эйнштейна . [38] [39] Это рентгеновское излучение в основном производится вспышками магнитного пересоединения в звездных коронах, причем множество небольших вспышек способствуют «спокойному» рентгеновскому излучению этих звезд. [40] Звезды до главной последовательности имеют большие зоны конвекции, которые, в свою очередь, приводят в движение сильные динамо-машины, 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 демонстрируют вращательную модуляцию рентгеновского излучения. Другие источники рентгеновского излучения включают аккреционные горячие точки [41] и коллимированные истечения. [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 несвязанными звездами поля. Зачастую невозможно отличить членов молодого звездного скопления от примесей звезд поля, используя только оптические и инфракрасные изображения. Рентгеновское излучение может легко преодолевать умеренное поглощение молекулярных облаков и может использоваться для идентификации кандидатов в члены скопления. [43]

Нестабильные ветры

Учитывая отсутствие значительной внешней зоны конвекции, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у более ранних звезд А. [3] У ранних звезд спектральных классов O и B вероятным источником рентгеновского излучения являются толчки, развивающиеся при нестабильных ветрах. [3]

Самые крутые М-гномы

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 изменяться во время этого перехода, что, возможно, приведет к некоторым разрывам в рентгеновском излучении. характеристики около спектрального класса dM5. [3] 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 19 Вт) и вспыхивает на порядок выше. [3] Сравнение с другими карликами позднего М показывает довольно непрерывную тенденцию. [3]

Сильное рентгеновское излучение звезд Хербига Ae/Be

Звезды Хербига Ae/Be — это звезды до главной последовательности. Что касается их свойств рентгеновского излучения, некоторые из них

Природа этих сильных выбросов остается спорной среди моделей, в том числе

К-гиганты

Звезды FK Com — гиганты спектрального класса К с необычайно 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 преобладающими температурами до 40 МК. [3] Однако в настоящее время популярная гипотеза предполагает слияние тесной двойной системы, в которой орбитальный угловой момент компаньона передается первичной. [3]

Поллукс — самая яркая звезда в созвездии Близнецов , несмотря на ее бета-обозначение, и 17-я по яркости звезда 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, а звезда, как известно, является излучателем рентгеновских лучей. [44]

Эта Киля

Классифицируемая как пекулярная звезда , Эта Киля имеет в центре суперзвезду, как видно на этом изображении, полученном рентгеновской обсерваторией Чандра . Фото: Научный центр Чандра и НАСА.

Новые рентгеновские наблюдения рентгеновской обсерватории Чандра показывают три различные структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро ​​диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник размером менее Диаметром в 1 световой месяц, который может содержать суперзвезду, которая управляет всем шоу. Внешнее кольцо является свидетельством еще одного крупного взрыва, произошедшего более 1000 лет назад. Считается, что эти три структуры вокруг Эта Киля представляют собой ударные волны, создаваемые веществом, уносящимся от суперзвезды на сверхзвуковых скоростях. Температура ударно-нагретого газа колеблется от 60 МК в центральных областях до 3 МК на подковообразной внешней структуре. «Изображение Чандры содержит некоторые загадки для существующих представлений о том, как звезда может производить такое горячее и интенсивное рентгеновское излучение», — говорит профессор Крис Дэвидсон из Университета Миннесоты . [45] Дэвидсон является главным исследователем наблюдений Эта Киля с помощью космического телескопа Хаббл . «В соответствии с самой популярной теорией, рентгеновские лучи возникают в результате сталкивающихся потоков газа от двух звезд, находящихся так близко друг к другу, что они кажутся нам точечными источниками. Но что происходит с газовыми потоками, которые уходят на большие расстояния? в середине нового образа возникают новые условия, необходимые для любой теории». [45]

Любительская рентгеновская астрономия

Астрономы-любители коллективно наблюдают за различными небесными объектами и явлениями, иногда с помощью оборудования, которое они создают сами. Академия ВВС США (USAFA) является базой единственной в США студенческой спутниковой программы, а также разрабатывает и продолжает разрабатывать зондирующие ракеты FalconLaunch. [46] В дополнение к любым прямым любительским попыткам отправить в космос полезные нагрузки для рентгеновской астрономии, существуют возможности, позволяющие бесплатно размещать разработанные студентами экспериментальные полезные нагрузки на борту коммерческих зондирующих ракет. [47]

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

Основные вопросы рентгеновской астрономии

Поскольку рентгеновская астрономия использует крупный спектральный зонд, чтобы заглянуть в источник, это ценный инструмент в попытках понять многие загадки.

Звездные магнитные поля

Магнитные поля повсеместно распространены среди звезд, но мы не понимаем точно, почему, и мы не до конца поняли ошеломляющее разнообразие физических механизмов плазмы, которые действуют в звездной среде. [3] Некоторые звезды, например, по-видимому, имеют магнитные поля, магнитные поля ископаемых звезд, оставшиеся со времен их формирования, в то время как другие, похоже, часто генерируют поле заново.

Астрометрия с внесолнечным источником рентгеновского излучения

При первоначальном обнаружении внесолнечного источника рентгеновского излучения первый вопрос обычно задается: «Что это за источник?» Часто проводятся обширные поиски возможных совпадающих объектов в других длинах волн, например в видимом или радиодиапазоне. Многие из проверенных мест рентгеновского излучения до сих пор не имеют четко различимых источников. Рентгеновская астрометрия становится серьезной проблемой, которая приводит к все более высоким требованиям к более точному угловому разрешению и спектральной яркости .

Существуют неизбежные трудности при проведении рентгеновской/оптической, рентгеновской/радио и рентгеновской/рентгеновской идентификации, основанной исключительно на позиционных совпадениях, особенно с недостатками в проведении идентификации, такими как большие неопределенности в позиционных определителях, полученных из воздушные шары и ракеты, плохое разделение источников в густонаселенной области по направлению к центру галактики, изменчивость источников и множественность номенклатуры источников. [48]

Аналоги звезд рентгеновского излучения можно идентифицировать, рассчитав угловое расстояние между центроидами источника и положением звезды. Максимально допустимое разделение — это компромисс между большим значением для выявления как можно большего количества реальных совпадений и меньшим значением для минимизации вероятности ложных совпадений. «Принятый критерий соответствия 40» позволяет обнаружить почти все возможные совпадения источников рентгеновского излучения, сохраняя при этом вероятность любых ложных совпадений в образце на уровне 3%» [49]

Солнечная рентгеновская астрономия

Все обнаруженные источники рентгеновского излучения на Солнце , вокруг него или рядом с ним , по-видимому, связаны с процессами в короне , которая является его внешней атмосферой.

Проблема коронального нагрева

В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема нагрева короны . Фотосфера Солнца имеет эффективную температуру 5570 К [50] , а 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 не за счет прямой теплопроводности 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 возникают за счет турбулентности в зоне конвекции. [51] Эти волны движутся вверх и рассеиваются в короне, отдавая свою энергию окружающему газу в виде тепла. [53] Другой — магнитный нагрев, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается за счет движения фотосферы и высвобождается посредством магнитного пересоединения в виде крупных солнечных вспышек и множества подобных, но меньших по размеру событий — нановспышек . [54]

В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Было обнаружено, что все волны, кроме волн Альфвена, рассеиваются или преломляются, прежде чем достичь короны. [55] Кроме того, альфвеновские волны нелегко рассеиваются в короне. Поэтому в настоящее время фокус исследований сместился в сторону механизмов факельного нагрева. [51]

Корональный выброс массы

Корональный выброс массы (CME) представляет собой выброшенную плазму, состоящую в основном из электронов и протонов (в дополнение к небольшим количествам более тяжелых элементов, таких как гелий, кислород и железо), а также захватывающих корональных областей закрытого магнитного поля. Эволюция этих замкнутых магнитных структур в ответ на различные движения фотосферы в разных временных масштабах (конвекция, дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция) каким-то образом приводит к КВМ. [56] Мелкомасштабные энергетические признаки, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское просветление), могут указывать на приближающийся КВМ.

Мягкая рентгеновская сигмоида (S-образная интенсивность мягких рентгеновских лучей) является наблюдательным проявлением связи между структурой короны и образованием КВМ. [56] «Связь сигмоид рентгеновских (и других) длин волн с магнитными структурами и токовыми системами в солнечной атмосфере является ключом к пониманию их связи с КВМ». [56]

Первое обнаружение коронального выброса массы (КВМ) как такового было сделано 1 декабря 1971 года Р. Тауси из Исследовательской лаборатории ВМС США с использованием OSO 7 . [57] Более ранние наблюдения корональных переходных процессов или даже явлений, наблюдаемых визуально во время солнечных затмений , теперь понимаются как, по сути, одно и то же.

Самое большое геомагнитное возмущение, возникшее предположительно в результате «доисторического» КВМ, совпало с первой наблюдавшейся солнечной вспышкой в ​​1859 году. Вспышку наблюдал визуально Ричард Кристофер Кэррингтон , а геомагнитную бурю наблюдали с помощью записывающего магнитографа в Кью Гарденс . Тот же прибор зафиксировал « крючок » — мгновенное возмущение ионосферы Земли ионизирующими мягкими рентгеновскими лучами. В то время это было нелегко понять, поскольку оно предшествовало открытию рентгеновских лучей (Рентгеном ) и признанию ионосферы ( Кеннелли и Хевисайду ) .

Экзотические источники рентгеновского излучения

SS 433 - возможный источник ULX-излучения

Микроквазар — это меньший родственник квазара, который представляет собой радиоизлучающую рентгеновскую двойную систему с часто разрешимой парой радиоджетов.LSI+61°303 — периодическая двойная радиоизлучающая 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 транзиентов. Двойные лучевые системы: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). Наблюдения, сделанные Чандрой, указывают на наличие петель и колец в горячем излучающем рентгеновские лучи газе, окружающем Мессье 87 . Магнетар — это тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к испусканию обильного количества высокоэнергетического электромагнитного излучения, особенно рентгеновских и гамма- лучей .

Рентгеновские темные звезды

Солнечный цикл : монтаж десятилетних изображений Yohkoh SXT, демонстрирующий изменение солнечной активности во время цикла солнечных пятен, с 30 августа 1991 года, на пике 22 цикла , до 6 сентября 2001 года, на пике. 23 цикла . Фото: миссия Йоко Института космических и астронавтических наук (ISAS, Япония) и НАСА (США).

Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений справа, иногда Солнце бывает почти рентгеновским, почти рентгеновским переменным. Бетельгейзе , с другой стороны, кажется всегда темной в рентгеновских лучах. Красные гиганты практически не излучают рентгеновские лучи. Вокруг спектрального класса A7-F0 наблюдается довольно резкое начало рентгеновского излучения, при этом в спектральном классе F развивается широкий диапазон светимостей. Альтаир относится к спектральному классу A7V, а Вега - к A0V. Полная рентгеновская светимость Альтаира как минимум на порядок превышает рентгеновскую светимость Веги. Ожидается, что внешняя конвективная зона 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 провоцирует исследования магнитной активности у звезд A-типа вдоль три основные линии. Химически пекулярные звезды спектрального класса Bp или Ap являются заметными источниками магнитного радиоизлучения, большинство звезд Bp/Ap остаются необнаруженными, а из тех, о которых ранее сообщалось как производящих рентгеновские лучи, лишь немногие из них можно идентифицировать как, вероятно, одиночные звезды. Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (рентгеновские темные) планеты, когда они затмевают часть короны своей родительской звезды во время транзита. «Такие методы особенно многообещающи для звезд малой массы, поскольку планета типа Юпитера может затмить довольно значительную площадь короны».

Рентгеновские темные планеты и кометы

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (рентгеновские темные) планеты, когда они затмевают часть короны своей родительской звезды во время транзита. «Такие методы особенно многообещающи для звезд малой массы, поскольку планета типа Юпитера может затмить довольно значительную площадь короны». [3]

Поскольку детекторы рентгеновского излучения стали более чувствительными, они заметили, что некоторые планеты и другие небесные объекты, обычно не люминесцирующие рентгеновские лучи, при определенных условиях излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи. [ нужна цитата ]

Комета Люлина

Изображение кометы Люлина от 28 января 2009 года, когда комета находилась на расстоянии 99,5 миллионов миль от Земли и 115,3 миллиона миль от Солнца, полученное со спутника Swift . Данные ультрафиолетового/оптического телескопа Свифта показаны синим и зеленым цветом, а рентгеновского телескопа - красным.

Спутник НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission следил за кометой Люлин , когда она приближалась к Земле на расстоянии 63 Гм. 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 освещаться рентгеновскими лучами, и это то, что видит XRT Свифта», — сказал Стефан Иммлер. Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое перезарядкой, приводит к образованию 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 плотное. В результате область рентгеновского излучения простирается далеко к Солнцу от кометы. [58]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Значительные достижения в области солнечной физики 1958-1964 гг . Вашингтон, округ Колумбия: НАСА. 1966. стр. 49–58.
  2. ^ «Космическая лаборатория 2 NRL смотрит на Солнце» . Архивировано из оригинала 24 февраля 2012 года . Проверено 29 октября 2009 г.
  3. ^ abcdefghijklmnopqrst Güdel M (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Обзор астрономии и астрофизики . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G. дои : 10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID  119509015. Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 года.
  4. ^ Гроттиан В. (1939). «Zur Frage der Deutung der Linien im Spektrum der Sonnunkorona». Naturwissenschaften . 27 (13): 214. Бибкод : 1939NW.....27..214G. дои : 10.1007/BF01488890. S2CID  27237383.
  5. ^ Келлер CU (1995). «Рентгеновские лучи Солнца». Cell Mol Life Sci . 51 (7): 710. дои : 10.1007/BF01941268. S2CID  23522259.
  6. ^ ab «Хронология – 1 квартал 1949 года». Архивировано из оригинала 8 апреля 2010 года.
  7. ^ Риккардо Джаккони; Герберт Гурски; Фрэнк Р. Паолини; Бруно Б. Росси (1 декабря 1962 г.). «ДОКАЗАТЕЛЬСТВА РЕНТГЕНОВСКИХ ЛУЧЕЙ ОТ ИСТОЧНИКОВ ВНЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ». Письма о физических отзывах . Том. 9, нет. 11. С. 439–443. doi :10.1103/PhysRevLett.9.439 . Проверено 7 февраля 2021 г.
  8. ^ Значительные достижения космической астрономии 1958–1964 гг. (PDF) . НАСА. 1966. OCLC  988751617. Архивировано (PDF) из оригинала 5 октября 2021 года. Всеобщее достояниеВ данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  9. ^ Джаккони Р. (2003). «Нобелевская лекция: рассвет рентгеновской астрономии». Ред. Мод Физ . 75 (3): 995. Бибкод : 2003РвМП...75..995Г. дои : 10.1103/RevModPhys.75.995 .
  10. ^ "Скорпиус Икс-1" . Проверено 4 января 2019 г.
  11. ^ "Риккардо Джаккони" . Проверено 4 января 2019 г.
  12. ^ Спитцер Л (1978). Физические процессы в межзвездной среде . Уайли. ISBN 978-0-471-29335-4.
  13. ^ Райт Б. «36.223 UH MCCAMMON / УНИВЕРСИТЕТ ВИСКОНСИНА». Архивировано из оригинала 11 мая 2008 года.
  14. ^ Дрейк С.А. «Краткая история астрономии высоких энергий: 1960–1964».
  15. ^ Харрисон Ф.А.; Боггс, Стивен Э.; Болотников Алексей Евгеньевич; Кристенсен, Финн Э.; Кук III, Уолтер Р.; Крейг, Уильям В.; Хейли, Чарльз Дж.; Хименес-Гарате, Марио А.; и другие. (2000). Трумпер, Иоахим Э; Ашенбах, Бернд (ред.). «Разработка эксперимента на воздушном шаре с Фокусирующим телескопом высоких энергий (HEFT)» (PDF) . Процесс SPIE . Рентгеновская оптика, инструменты и задачи III. 4012 : 693. Бибкод : 2000SPIE.4012..693H. дои : 10.1117/12.391608. S2CID  122091056. Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 г.
  16. ^ "НАЙМЫ".
  17. ^ Феффер, Пол (1996). «Пределы солнечной энергии ионов и электронов по данным наблюдений гамма-излучения и жесткого рентгеновского спектрометра (HIREGS)». Солнечная физика . 171 (2): 419–445. Бибкод : 1997SoPh..171..419F. дои : 10.1023/А: 1004911511905. S2CID  116604571.
  18. ^ Феффер, Пол (1997). Рентгеновские и гамма-наблюдения солнечных вспышек . Анн-Арбор, Мичиган: Компания UMI.
  19. ^ «Хронология – 3 квартал 1956 г.» . Архивировано из оригинала 21 июня 2002 года.
  20. ^ "Рентгеновские зеркала SWIFT" .
  21. ^ "Зеркала, фокусирующие рентгеновские лучи Chandra" .
  22. ^ "Рентгеновская оптика".
  23. ^ Блейк, РЛ; Чабб, штат Техас; Фридман, Х.; Унцикер, А.Э. (январь 1963 г.). «Интерпретация рентгеновской фотографии Солнца». Астрофизический журнал . 137 : 3. Бибкод : 1963ApJ...137....3B. дои : 10.1086/147479 .
  24. ^ abcdef Моррисон П. (1967). «Внесолнечные источники рентгеновского излучения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 (1): 325. Бибкод : 1967ARA&A...5..325M. дои : 10.1146/annurev.aa.05.090167.001545.
  25. ^ Подсядловский П; Раппапорт С; Пфаль Э (2001). «Эволюционные бинарные последовательности для рентгеновских двойных систем малой и средней массы». Астрофизический журнал . 565 (2): 1107. arXiv : astro-ph/0107261 . Бибкод : 2002ApJ...565.1107P. дои : 10.1086/324686. S2CID  16381236.
  26. ^ Приедгорский туалет; Холт СС (1987). «Длительные циклы космических источников рентгеновского излучения». Обзоры космической науки . 45 (3–4): 291. Бибкод : 1987ССРв...45..291П. дои : 10.1007/BF00171997. S2CID  120443194.
  27. ↑ Линь, Дачэн (25 июля 2020 г.). «ATel # 13895: ASASSN-20hx — кандидат на событие жесткого приливного разрушения» . Телеграмма астронома . Проверено 25 июля 2020 г.
  28. ^ Хинкль, Дж.Т.; и другие. (24 июля 2020 г.). «Атель № 13893: Классификация ASASSN-20hx как кандидата на событие приливного разрушения». Телеграмма астронома . Проверено 24 июля 2020 г.
  29. ^ Кавакацу Ю. (декабрь 2007 г.). «Концептуальное исследование транспортного средства на орбиту дальнего космоса». Акта Астронавтика . 61 (11–12): 1019–28. Бибкод : 2007AcAau..61.1019K. doi :10.1016/j.actaastro.2006.12.019.
  30. ^ Смит В. «Серия космических кораблей Explorer».
  31. ^ Тримбл V (1999). «Белые карлики в 1990-е годы». Bull Astron Soc Индия . 27 : 549. Бибкод : 1999BASI...27..549T.
  32. ^ аб Кашьяп V; Рознер Р; Харнден Ф.Р. младший; Маджио А; Мицела Г; Скиортино С (1994). «Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT за альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae». Астрофиз Дж . 431 : 402. Бибкод : 1994ApJ...431..402K. дои : 10.1086/174494.
  33. ^ Зурита Герас JA; Чатый С (2009). «Открытие эксцентрического 30-дневного периода в рентгеновской двойной системе-сверхгиганте SAX J1818.6–1703 с помощью INTEGRAL». Астрономия и астрофизика . 493 (1): Л1. arXiv : 0811.2941 . Бибкод : 2009A&A...493L...1Z. дои : 10.1051/0004-6361:200811179. S2CID  17863072.
  34. ^ abc Catura RC; Актон ЛВ; Джонсон Х.М. (1975). «Доказательства рентгеновского излучения Капеллы». Астрофиз Дж . 196 : Л47. Бибкод : 1975ApJ...196L..47C. дои : 10.1086/181741 .
  35. ^ аб Мью Р; Хейзе Дж; Гроненшильд EHBM; Бринкман AC; Шрийвер Дж; ден Боггенде AJF (1975). «Обнаружение рентгеновского излучения звездных корон с помощью АНС». Астрофиз Дж . 202 : Л67. Бибкод : 1975ApJ...202L..67M. дои : 10.1086/181983 .
  36. ^ аб Теллески А.С. «Корональная эволюция солнечноподобных звезд в областях звездообразования и окрестностях Солнца» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 24 августа 2007 г.
  37. ^ Прейбиш, Т.; и другие. (2005). «Происхождение рентгеновского излучения Т Тельца: новые идеи сверхглубокого проекта Чандра Орион». Приложение к астрофизическому журналу . 160 (2): 401–422. arXiv : astro-ph/0506526 . Бибкод : 2005ApJS..160..401P. дои : 10.1086/432891. S2CID  18155082.
  38. ^ Фейгельсон, Эд; Декампли, WM (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд Т Тельца». Письма астрофизического журнала . 243 : L89–L93. Бибкод : 1981ApJ...243L..89F. дои : 10.1086/183449.
  39. ^ Монмерль, Т. (1983). «Наблюдения Эйнштейна за темным облаком Ро Змееносца - рентгеновской рождественской елкой». Астрофизический журнал, Часть 1 . 269 : 182–201. Бибкод : 1983ApJ...269..182M. дои : 10.1086/161029.
  40. ^ Фейгельсон, Эд; Монмерль, Т. (1999). «Высокоэнергетические процессы в молодых звездных объектах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 37 : 363–408. Бибкод : 1999ARA&A..37..363F. doi :10.1146/annurev.astro.37.1.363.
  41. ^ Кастнер, Дж. Х.; и другие. (2001). «Открытие расширенного рентгеновского излучения планетарной туманности NGC 7027 рентгеновской обсерваторией Чандра». Астрофизический журнал . 550 (2): L189–L192. arXiv : astro-ph/0102468 . Бибкод : 2001ApJ...550L.189K. дои : 10.1086/319651. S2CID  12306305.
  42. ^ Правда, С.Х.; и другие. (2001). «Открытие рентгеновских лучей от протозвездного объекта истечения HH2». Природа . 413 (6857): 708–711. Бибкод : 2001Natur.413..708P. дои : 10.1038/35099508. PMID  11607024. S2CID  13878953.
  43. ^ Фейгельсон, Эд; и другие. (2013). «Обзор проекта исследования массивного комплекса молодого звездообразования в инфракрасном и рентгеновском излучении (MYStIX)». Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Бибкод : 2013ApJS..209...26F. дои : 10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  44. ^ Хацес АП; Кокран В.Д.; Эндл М; Гюнтер Э.В.; Саар Ш.; Уокер Г.А.Х.; Ян С; Хартманн М; и другие. (2006). «Подтверждение гипотезы планеты о долгопериодических изменениях лучевой скорости β Geminorum». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 335. arXiv : astro-ph/0606517 . Бибкод : 2006A&A...457..335H. дои : 10.1051/0004-6361: 20065445. S2CID  14319327.
  45. ^ ab «Чандра делает рентгеновский снимок рецидивиста» . 8 октября 1999 г. Архивировано из оригинала 18 января 2000 г.
  46. ^ Департамент космонавтики (2008). «Первому в мире отделению космонавтики исполняется 50 лет». Архивировано из оригинала 12 декабря 2012 года.
  47. ^ Блейлок Э. «AFRL подписывает EPA для обучения и вдохновения будущих специалистов аэрокосмической отрасли».
  48. ^ Томас Р.М.; Дэвисон П.Дж.Н. (1974). «Комментарий к идентификации источников рентгеновского излучения». Труды Астрономического общества Австралии . 2 (5): 290. Бибкод : 1974PASA....2..290T. дои : 10.1017/S1323358000013953. S2CID  116484669.
  49. ^ Гайдос EJ (ноябрь 1998 г.). «Ближайшие молодые аналоги Солнца. I. Каталог и характеристики звезд». Опубл. Астрон. Соц. Пак . 110 (753): 1259–76. Бибкод : 1998PASP..110.1259G. дои : 10.1086/316251 .
  50. ^ Мэсси П; Сильва ДР; Левеск ЕМ; Плез Б; Олсен КАГ; Клейтон Г.К.; Мейне Г; Мэдер А (2009). «Красные сверхгиганты в галактике Андромеды (M31)». Астрофиз Дж . 703 (1): 420. arXiv : 0907.3767 . Бибкод : 2009ApJ...703..420M. дои : 10.1088/0004-637X/703/1/420. S2CID  119293010.
  51. ^ abcde Эрдели Р; Баллай, Я (2007). «Нагрев солнечной и звездной корон: обзор». Астрон Нахр . 328 (8): 726. Бибкод : 2007AN....328..726E. дои : 10.1002/asna.200710803 .
  52. ^ Рассел CT (2001). «Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле: Учебное пособие». В песне, Пол; Певец, Ховард Дж.; Сиско, Джордж Л. (ред.). Космическая погода (Геофизическая монография) (PDF) . Американский геофизический союз . стр. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. Архивировано (PDF) из оригинала 28 августа 2003 г.
  53. ^ Альфвен Х (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 107 (2): 211. Бибкод : 1947MNRAS.107..211A. дои : 10.1093/mnras/107.2.211 .
  54. ^ Паркер EN (1988). «Нановспышки и солнечная рентгеновская корона». Астрофиз Дж . 330 : 474. Бибкод : 1988ApJ...330..474P. дои : 10.1086/166485.
  55. ^ Старрок, Пенсильвания; Учида Ю (1981). «Корональный нагрев стохастической магнитной накачкой». Астрофиз Дж . 246 : 331. Бибкод : 1981ApJ...246..331S. дои : 10.1086/158926. hdl : 2060/19800019786 .
  56. ^ abc Гопалсвами Н; Микич З; Майя Д; Александр Д; Кремадес Н; Кауфманн П; Трипати Д; Ван ЮМ (2006). «Солнце до CME». Обзоры космической науки . 123 (1–3): 303. Бибкод : 2006ССРv..123..303Г. дои : 10.1007/s11214-006-9020-2. S2CID  119043472.
  57. ^ «РАХовард, Исторический взгляд на корональные выбросы массы» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 12 октября 2006 г.
  58. ^ Редди Ф. «Быстрые шпионы НАСА за кометой Лулина».

Источники

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

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с рентгеновской астрономией .