Рентгеновское излучение происходит от многих небесных объектов. Эти излучения могут иметь закономерность , происходить периодически или как кратковременное астрономическое событие . В рентгеновской астрономии многие источники были обнаружены путем размещения детектора рентгеновского излучения над атмосферой Земли . Часто первым источником рентгеновского излучения, обнаруженным во многих созвездиях, является рентгеновский транзиент . Эти объекты показывают изменяющиеся уровни рентгеновского излучения. Астроном NRL доктор Джозеф Лацио заявил: [1] «... небо, как известно, полно транзиентных объектов, излучающих на длинах волн рентгеновского и гамма-излучения, ...». Растет число повторяющихся рентгеновских транзиентов. В смысле перемещения как транзиента, единственным звездным источником рентгеновского излучения, который не принадлежит созвездию, является Солнце . Как видно с Земли, Солнце движется с запада на восток вдоль эклиптики , проходя в течение одного года через двенадцать созвездий Зодиака и Змееносца .
SCP 06F6 — это (или был) астрономический объект неизвестного типа, обнаруженный 21 февраля 2006 года в созвездии Волопаса [2] во время исследования скопления галактик CL 1432.5+3332.8 с помощью усовершенствованной камеры для широкоугольного обзора космического телескопа «Хаббл » . [3]
Европейский рентгеновский спутник XMM Newton в начале августа 2006 года провел наблюдение, которое, по-видимому, показало рентгеновское свечение вокруг SCP 06F6 [4] , на два порядка более яркое, чем у сверхновых. [5]
Большинство астрономических рентгеновских транзиентных источников имеют простые и последовательные временные структуры: обычно быстрое увеличение яркости сменяется постепенным затуханием, как у новой или сверхновой .
GRO J0422+32 [6] — рентгеновская новая и кандидат в чёрную дыру , обнаруженная прибором BATSE на спутнике Compton Gamma Ray Observatory 5 августа 1992 года. [7] [8] Во время вспышки было обнаружено, что она была сильнее источника гамма-излучения Крабовидной туманности с энергией фотонов около 500 кэВ . [9]
XTE J1650-500 — это транзиентный двойной рентгеновский источник, расположенный в созвездии Жертвенника . Двойной период составляет 0,32 дня. [10]
« Мягкие рентгеновские транзиенты » состоят из некоторого типа компактного объекта (вероятно, нейтронной звезды) и некоторого типа «нормальной» маломассивной звезды (т. е. звезды с массой, составляющей некоторую долю массы Солнца). Эти объекты показывают изменяющиеся уровни низкоэнергетического или «мягкого» рентгеновского излучения, вероятно, каким-то образом создаваемого переменной передачей массы от нормальной звезды к компактному объекту. По сути, компактный объект «пожирает» нормальную звезду, и рентгеновское излучение может обеспечить наилучшее представление о том, как происходит этот процесс. [11]
Мягкие рентгеновские транзиенты Cen X-4 и Apl X-1 были обнаружены Hakucho , первым японским рентгеновским астрономическим спутником .
Рентгеновские барстеры — это один из классов рентгеновских двойных звезд , демонстрирующих периодические и быстрые увеличения светимости (обычно в 10 раз или более) с пиком в рентгеновском режиме электромагнитного спектра . Эти астрофизические системы состоят из аккрецирующего компактного объекта , обычно нейтронной звезды или иногда черной дыры , и сопутствующей звезды-донора; масса донорской звезды используется для классификации системы как рентгеновской двойной с большой массой (более 10 солнечных масс ) или малой массой (менее 1 солнечной массы), сокращенно обозначаемой как LMXB и HMXB соответственно. Рентгеновские барстеры отличаются наблюдательно от других источников рентгеновского транзиента (таких как рентгеновские пульсары и мягкие рентгеновские транзиенты ), показывая резкое время подъема (1–10 секунд), за которым следует спектральное смягчение (свойство остывающих черных тел ). Отдельные всплески характеризуются интегральным потоком 10 39-40 эрг. [12]
Гамма -всплеск (GRB) — это очень яркая вспышка гамма-лучей — наиболее энергичной формы электромагнитного излучения . GRB 970228 был GRB, обнаруженным 28 февраля 1997 года в 02:58 UTC . До этого события GRB наблюдались только на гамма-волнах. В течение нескольких лет физики ожидали, что за этими всплесками последует более длительное послесвечение на более длинных волнах, таких как радиоволны , рентгеновские лучи и даже видимый свет . Это был первый всплеск, для которого наблюдалось такое послесвечение. [13]
Был обнаружен транзиентный рентгеновский источник, который затухал по степенному закону в течение нескольких дней после вспышки. Это рентгеновское послесвечение было первым когда-либо обнаруженным послесвечением гамма-всплеска. [14]
Для некоторых типов рентгеновских пульсаров звездой-компаньоном является звезда Be , которая вращается очень быстро и, по-видимому, сбрасывает диск газа вокруг своего экватора. Орбиты нейтронной звезды с этими компаньонами обычно большие и очень эллиптические по форме. Когда нейтронная звезда проходит рядом или через околозвездный диск Be, она захватывает материал и временно становится рентгеновским пульсаром. Околозвездный диск вокруг звезды Be расширяется и сжимается по неизвестным причинам, поэтому это транзитные рентгеновские пульсары, которые наблюдаются только периодически, часто с месяцами или годами между эпизодами наблюдаемой рентгеновской пульсации.
SAX J1808.4-3658 — это транзиторный, аккрецирующий миллисекундный рентгеновский пульсар , который является прерывистым. Кроме того, в SAX J1808.4-3658 были замечены рентгеновские всплески колебаний и квазипериодические колебания в дополнение к когерентным рентгеновским пульсациям, что делает его камнем Розетты для интерпретации временного поведения маломассивных рентгеновских двойных .
Растет 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: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). [15] XTE J1739–302 является одним из них. Обнаруженный в 1997 году, остававшийся активным всего один день, со спектром рентгеновского излучения, хорошо соответствующим тепловому тормозному излучению (температура ~ 20 кэВ), напоминающим спектральные свойства аккрецирующих пульсаров, он был сначала классифицирован как своеобразный Be/рентгеновский транзиент с необычно короткой вспышкой. [16] Новый всплеск был обнаружен 8 апреля 2008 года с помощью Swift . [16]
Спокойное Солнце , хотя и менее активное, чем активные области, переполнено динамическими процессами и кратковременными событиями (яркие точки, нановспышки и струи). [17]
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 захватывающие корональные замкнутые области магнитного поля . Мелкомасштабные энергетические сигнатуры, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское яркое излучение), могут быть признаком надвигающихся CME. Мягкий рентгеновский сигмоид (S-образная интенсивность мягкого рентгеновского излучения) является наблюдательным проявлением связи между корональной структурой и образованием CME. [18]
Первое обнаружение коронального выброса массы (CME) как такового было сделано 1 декабря 1971 года Р. Таузи из Военно-морской исследовательской лаборатории США с использованием 7-й орбитальной солнечной обсерватории ( OSO 7 ). [19] 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 ) .
В отличие от полярных сияний Земли, которые являются преходящими и происходят только во время повышенной солнечной активности, полярные сияния Юпитера постоянны, хотя их интенсивность меняется изо дня в день. Они состоят из трех основных компонентов: основных овалов, которые представляют собой яркие, узкие (< 1000 км в ширину) круглые образования, расположенные примерно в 16° от магнитных полюсов; [20] спутниковых полярных пятен, которые соответствуют следам линий магнитного поля, соединяющих их ионосферы с ионосферой Юпитера, и кратковременных полярных излучений, расположенных внутри основных овалов. [20] [21] Полярные излучения были обнаружены практически во всех частях электромагнитного спектра от радиоволн до рентгеновских лучей (до 3 кэВ).
Рентгеновский монитор Solwind , обозначенный NRL-608 или XMON, был совместной разработкой Военно-морской исследовательской лаборатории и Лос-Аламосской национальной лаборатории . Монитор состоял из 2 коллимированных аргоновых пропорциональных счетчиков. Ширина полосы пропускания прибора 3-10 кэВ определялась поглощением окна детектора (окно было изготовлено из бериллия толщиной 0,254 мм) и верхним дискриминатором уровня. Объем активного газа (смесь P-10) составлял 2,54 см в глубину, что обеспечивало хорошую эффективность до 10 кэВ. Отсчеты регистрировались в 2 энергетических каналах. Планчатые коллиматоры определяли поле зрения 3° x 30° (FWHM) для каждого детектора; длинные оси полей зрения были перпендикулярны друг другу. Длинные оси были наклонены на 45 градусов к направлению сканирования, что позволяло локализовать переходные события с точностью около 1 градуса.
Эксперимент PHEBUS регистрировал высокоэнергетические переходные события в диапазоне от 100 кэВ до 100 МэВ. Он состоял из двух независимых детекторов и связанной с ними электроники . Каждый детектор состоял из кристалла висмутового прорастающего (BGO) диаметром 78 мм и толщиной 120 мм, окруженного пластиковой оболочкой антисовпадений. Два детектора были расположены на космическом аппарате таким образом, чтобы наблюдать 4 π стерадиана . Режим всплесков срабатывал, когда скорость счета в диапазоне энергий от 0,1 до 1,5 МэВ превышала фоновый уровень на 8 σ (стандартные отклонения) в течение 0,25 или 1,0 секунды. В диапазоне энергий было 116 каналов. [22]
Также на борту Международной астрофизической обсерватории «Гранат» находились четыре прибора WATCH , которые могли локализовать яркие источники в диапазоне от 6 до 180 кэВ с точностью до 0,5° с помощью коллиматора модуляции вращения. В совокупности три поля зрения приборов охватывали примерно 75% неба. Энергетическое разрешение составляло 30% FWHM при 60 кэВ. В спокойные периоды скорости счета в двух энергетических диапазонах (от 6 до 15 и от 15 до 180 кэВ) накапливались в течение 4, 8 или 16 секунд в зависимости от доступности памяти бортового компьютера. Во время всплеска или переходного события скорости счета накапливались с временным разрешением 1 с на 36 с. [22]
В Комптоновской гамма-обсерватории (CGRO) проводится эксперимент по исследованию источников всплесков и переходных процессов (BATSE), который обнаруживает излучение в диапазоне от 20 кэВ до 8 МэВ.
WIND был запущен 1 ноября 1994 года. Сначала спутник имел лунную пролетную орбиту вокруг Земли. С помощью гравитационного поля Луны апогей Wind удерживался над дневным полушарием Земли, и проводились наблюдения за магнитосферой. Позже в ходе миссии космический аппарат Wind был выведен на специальную «гало»-орбиту в солнечном ветре против течения от Земли, около точки равновесия Солнце-Земля в направлении Солнца (L1). Спутник имеет период вращения ~ 20 секунд, с осью вращения, перпендикулярной эклиптике. WIND несет спектрометр переходного гамма-излучения (TGRS), который охватывает энергетический диапазон 15 кэВ - 10 МэВ, с энергетическим разрешением 2,0 кэВ при 1,0 МэВ (E/дельта E = 500).
Третий американский малый астрономический спутник (SAS-3) был запущен 7 мая 1975 года с тремя основными научными целями: 1) определение местоположения ярких источников рентгеновского излучения с точностью до 15 угловых секунд; 2) изучение выбранных источников в диапазоне энергий 0,1–55 кэВ; и 3) непрерывный поиск на небе новых рентгеновских звезд, вспышек и других кратковременных явлений. Это был вращающийся спутник с возможностью наведения. SAS 3 был первым, кто обнаружил рентгеновское излучение от сильномагнитной двойной системы WD, AM Her, открыл рентгеновское излучение от Algol и HZ 43 и исследовал мягкий рентгеновский фон (0,1–0,28 кэВ).
Tenma был вторым японским рентгеновским астрономическим спутником, запущенным 20 февраля 1983 года. Tenma нёс детекторы GSFC , которые имели улучшенное энергетическое разрешение (в 2 раза) по сравнению с пропорциональными счётчиками и выполнили первые чувствительные измерения спектральной области железа для многих астрономических объектов. Диапазон энергий: 0,1 кэВ - 60 кэВ. Газовый сцинтилляционный пропорциональный счётчик: 10 единиц по 80 см2 каждая , FOV ~ 3 градуса (FWHM), 2 - 60 кэВ. Монитор переходного источника: 2 - 10 кэВ.
Первый специализированный астрономический спутник Индии , запуск которого запланирован на борту ракеты PSLV в середине 2010 года, [23] Astrosat будет следить за рентгеновским небом на предмет новых транзиентов, а также заниматься другими научными задачами.
{{cite journal}}: Отсутствует или пусто |title=( помощь ){{cite journal}}: Отсутствует или пусто |title=( помощь )