Astrofiziksel X-ışını kaynağı - Astrophysical X-ray source

X-ışınları ~0,008 nm'de başlar ve elektromanyetik spektrum boyunca, Dünya atmosferinin opak olduğu ~8 nm'ye kadar uzanır .

Astrofiziksel X-ışını kaynakları , X-ışınlarının yayılmasına neden olan fiziksel özelliklere sahip astronomik nesnelerdir .

Yayarlar X-ışını, gelen Astrofiziksel nesne türleri vardır Galaxy kümeleri yoluyla kara deliklerin içinde aktif galaktik çekirdekler galaktik (AGN) gibi nesneleri süpernova kalıntıları , yıldızlı ve ikili yıldızlı bir ihtiva eden beyaz cüce ( felaket değişken yıldızlı ve süper yumuşak X-ışını kaynakları ), nötron yıldızı veya kara delik ( X-ışını ikili dosyaları ). Ay'ın X-ışını parlaklığının çoğu yansıyan güneş X-ışınlarından kaynaklansa da, bazı güneş sistemi gövdeleri X-ışınları yayar, en dikkat çekici olanı Ay'dır. Çözülmemiş birçok X-ışını kaynağının bir kombinasyonunun, gözlemlenen X-ışını arka planını ürettiği düşünülmektedir . X-ışını sürekli doğabilecek Bremsstrahlung , ya bir manyetik ya da sıradan Coulomb, kara cisim radyasyon , sinkrotron radyasyon , Compton saçılımı ile ters relativistik elektronlar düşük enerjili fotonların, knock-atom elektron hızlı proton çarpışma ve atomik rekombinasyon , ek elektron geçişleri olsun veya olmasın.

Ayrıca uzaydaki gök varlıkları, göksel X-ışını kaynakları olarak tartışılmaktadır. Gözlemlenen tüm astronomik X-ışını kaynaklarının kaynağı , uzun veya kısa bir süre boyunca koronal bulut sıcaklıklarında bir koronal bulut veya gazın içinde, yakınında veya onunla ilişkilidir .

galaksi kümeleri

Bullet Cluster'ın Chandra X-ray Gözlemevi tarafından çekilen röntgen fotoğrafı . Maruz kalma süresi 140 saatti. Ölçek mega parsek cinsinden gösterilir . Kırmızıya kayma ( z ) = 0,3, yani ışığının 1,3 faktörü tarafından gerilmiş dalga boylarına sahip olduğu anlamına gelir.

Gökada kümeleri, gökada grupları veya ayrı gökadalar gibi daha küçük madde birimlerinin birleşmesiyle oluşur. (Galaksiler, gaz ve karanlık madde içeren ) düşen malzeme, kümenin yerçekimi potansiyeli kuyusuna düştüğü için kinetik enerji kazanır . Birbirlerini çeken gaz kümede zaten gaz ile çarpışır ve şok 10 arasında ısıtılmış ⁷ ve 10 ⁸ K kümenin boyutuna bağlı olarak değişir. Bu çok sıcak gaz, termal bremsstrahlung emisyonu ve metallerden hat emisyonu yoluyla X-ışınları yayar (astronomide, 'metaller' genellikle hidrojen ve helyum hariç tüm elementler anlamına gelir ). Galaksiler ve karanlık madde çarpışmasızdır ve küme potansiyeli kuyusunda yörüngede dönerek hızla virialize olurlar .

Bir anda istatistiksel anlamlılık 8σ arasında Baryonik kitle doruklarına merkezinden toplam kütlesinin merkezinin ofset mekansal yerçekimi kuvveti bir kanun değişiklik ile izah edilemez bulunmuştur.

kuasarlar

Burst ve Transient Source Experiment tarafından yapılan gözlemlerden 4C 71.07'nin bir görünümü. Bu, bilim insanlarını mahalledeki başka bir kaynaktan değil, kuasardan gelen verileri incelediklerine ikna etmeye yardımcı oldu.

Görünür ışıkta, 4C 71.07 etkileyici olmaktan çok uzak, sadece uzak bir ışık zerresi. Radyoda ve X-ışınlarında - ve şimdi, gama ışınlarında - bu nesne gerçekten parlıyor. 4C 71.07, 4. Cambridge Üniversitesi radyo kaynakları kataloğundaki tanımıdır. 4C 71.07'nin kırmızıya kayması z=2.17'dir, bu da onu 12 ila 15 milyar yıllık bir evrende (z=1 5 milyar ışıkyılı olarak kullanarak) yaklaşık 11 milyar yıl uzağa koyar.

Bir yıldız benzeri radyo kaynağı ( kuasarı ) çok enerjik ve uzak galaksi bir ile aktif galaktik çekirdeğe (AGN). + 7107 QSO 0836 a, S uasi- S tellar O Nesne (QSO) yayar radyo miktarda enerji baffling olduğu. Bu radyo emisyonuna, siklotron veya senkrotron radyasyonu üreten manyetik alanlar boyunca spiralleşen (böylece hızlanan) elektronlar neden olur . Bu elektronlar ayrıca AGN çevresindeki disk tarafından yayılan görünür ışıkla veya merkezindeki kara delik ile etkileşime girebilir. Bu fotonlar elektronları hızlandırır ve daha sonra Compton ve ters Compton saçılması yoluyla X ve gama radyasyonu yayar .

Gemide Compton Gama Işını Gözlemevi (CGRO), 20 keV ila 8 MeV aralığında algılama yapan Patlama ve Geçici Kaynak Deneyi (BATSE) bulunur . QSO 0836+7107 veya 4C 71.07, BATSE tarafından yumuşak gama ışınları ve sert X-ışınları kaynağı olarak tespit edildi. McCollough, "BATSE'nin keşfettiği şey, bunun yumuşak bir gama ışını kaynağı olabileceğidir" dedi. QSO 0836+7107, yumuşak gama ışınlarında gözlemlenebilecek en soluk ve en uzak nesnedir. Compton Gama Işını Gözlemevinde bulunan Enerjik Gama Işını Deney Teleskobu (EGRET) tarafından gama ışınlarında zaten gözlemlenmiştir .

Seyfert galaksileri

Seyfert gökadaları , yüksek oranda iyonize gazdan spektral çizgi emisyonu üreten çekirdekli bir gökada sınıfıdır . Aktif galaktik çekirdeklerin (AGN) bir alt sınıfıdırlar ve süper kütleli kara delikler içerdikleri düşünülmektedir .

X-ışını parlak galaksiler

Aşağıdaki erken tip gökadaların (NGC'ler) sıcak gazlı korona nedeniyle X-ışını parlak olduğu gözlemlenmiştir: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 ve 5128 X-ışını emisyonu, sıcak gazdan (0,5–1,5 keV) termal bremsstrahlung olarak açıklanabilir.

Ultra parlak X-ışını kaynakları

Ultra parlak X-ışını kaynakları (ULX'ler), 20 M _☉ kara delik için Eddington sınırının 3 × 10 ³² W  üzerinde parlaklıkları olan, nokta benzeri, nükleer olmayan X-ışını kaynaklarıdır . Birçok ULX, güçlü değişkenlik gösterir ve kara delik ikili dosyaları olabilir. Orta kütleli kara delikler (IMBH'ler) sınıfına girmek için parlaklıkları, termal disk emisyonları, değişken zaman çizelgeleri ve çevreleyen emisyon çizgisi nebulaları bunu önermelidir. Bununla birlikte, emisyon ışınlandığında veya Eddington sınırını aştığında, ULX yıldız kütleli bir kara delik olabilir. Yakındaki sarmal gökada NGC 1313, iki kompakt ULX'e, X-1 ve X-2'ye sahiptir. X-1 için X-ışını parlaklığı maksimum 3 × 10 ³³ W'a yükselir , Eddington sınırını aşar ve yıldız kütleli bir kara deliğin daha göstergesi olan yüksek parlaklıklarda dik bir güç yasası durumuna girer, oysa X-2 ters davranışa sahiptir ve bir IMBH'nin sert X-ray durumunda olduğu görülmektedir.

Kara delikler

Keşfedilen ilk güçlü kara delik adayı olan Cygnus X-1'in Chandra görüntüsü .

Kara delikler radyasyon yayarlar çünkü içlerine düşen madde yerçekimi enerjisini kaybeder, bu da madde olay ufkuna düşmeden önce radyasyon emisyonuna neden olabilir . Düşen maddenin açısal momentumu vardır , bu da malzemenin doğrudan düşemeyeceği , ancak kara deliğin etrafında döndüğü anlamına gelir. Bu malzeme genellikle bir yığılma diski oluşturur . Beyaz cüceler ve nötron yıldızlarının çevresinde de benzer ışıklı yığılma diskleri oluşabilir , ancak bunlarda içeri giren gaz, yüksek yoğunluklu yüzeye yüksek hızda çarptığı için ek enerji açığa çıkarır . Bir nötron yıldızı durumunda, düşme hızı, ışık hızının oldukça büyük bir kısmı olabilir.

Bazı nötron yıldızı veya beyaz cüce sistemlerinde, yıldızın manyetik alanı , bir yığılma diskinin oluşumunu engelleyecek kadar güçlüdür. Diskteki malzeme sürtünme nedeniyle çok ısınır ve X-ışınları yayar. Diskteki malzeme açısal momentumunu yavaş yavaş kaybeder ve kompakt yıldızın içine düşer. Nötron yıldızlarında ve beyaz cücelerde, malzeme yüzeylerine çarptığında ek X-ışınları üretilir. Kara deliklerden gelen X-ışını emisyonu değişkendir ve çok kısa zaman dilimlerinde parlaklıkları değişir . Parlaklıktaki değişiklik, kara deliğin boyutu hakkında bilgi sağlayabilir.

Süpernova kalıntıları (SNR)

2005 yılında tespit edilen Supernova 2005ke, gökbilimciler tarafından evrendeki mesafeleri ölçmek için kullanılan önemli bir "standart mum" patlaması olan Tip Ia süpernovadır. Burada optik, ultraviyole ve X-ışını dalga boylarındaki patlama gösteriliyor. Bu, Tip Ia'nın ilk X-ışını görüntüsüdür ve Tip Ia'nın kırmızı dev bir yıldızın yörüngesinde dönen beyaz bir cücenin patlaması olduğuna dair gözlemsel kanıtlar sağlamıştır.

SN 1572 Tip Ia kalıntısının Chandra Uzay Teleskobu tarafından görülen X-ışını görüntüsü

Bir Tip la süpernova bir bir patlama meydana geldi beyaz cüce etrafında ya başka beyaz cüce veya bir yörüngede kırmızı dev yıldız. Yoğun beyaz cüce, yoldaştan bağışlanan gazı biriktirebilir. Cüce 1,4 M _☉ kritik kütlesine ulaştığında,  termonükleer bir patlama meydana gelir. Her Tip Ia bilinen bir parlaklıkla parladığı için, Tip Ia "standart mumlar" olarak adlandırılır ve gökbilimciler tarafından evrendeki mesafeleri ölçmek için kullanılır.

SN 2005ke, X-ışını dalga boylarında tespit edilen ilk Tip Ia süpernovadır ve ultraviyolede beklenenden çok daha parlaktır .

Yıldızlardan X-ışını emisyonu

Vela X-1

Vela X-1 , Uhuru kaynağı 4U 0900-40 ve üstdev yıldız HD 77581 ile ilişkili , darbeli, örten yüksek kütleli bir X-ışını ikili (HMXB) sistemidir . Nötron yıldızının X-ışını emisyonuna, üstdev yoldaşın yıldız rüzgarından maddenin yakalanması ve toplanması . Vela X-1 prototip olarak ayrılmış HMXB'dir.

Herkül X-1

Her X-1'in bu ışık eğrisi, uzun vadeli ve orta vadeli değişkenliği gösterir. Her bir dikey çizgi çifti, eşlik eden yıldızının arkasındaki kompakt nesnenin tutulmasını tanımlar. Bu durumda, yoldaş, Güneşimizin yaklaşık 4 katı yarıçapa sahip 2 Güneş kütleli bir yıldızdır. Bu tutulma bize sistemin yörünge periyodunu gösteriyor, 1.7 gün.

Bir orta kütleli X-ışını ikili sistemi (IMXB), bileşenlerinden birinin bir nötron yıldızı veya bir kara delik olduğu ikili bir yıldız sistemidir. Diğer bileşen ise orta kütleli bir yıldızdır.

Hercules X-1 , muhtemelen Roche lob taşması nedeniyle normal bir yıldızdan (HZ Her) madde toplayan bir nötron yıldızından oluşur . X-1, yüksek ve düşük kütleli X-ışını ikili dosyaları arasında ~2 M _☉ sınır çizgisine düşmesine rağmen, büyük X-ışını ikili dosyalarının prototipidir  .

Akrep X-1

İlk ekstrasolar X-ışını kaynağı 12 Haziran 1962'de keşfedildi. Bu kaynak, Samanyolu'nun merkezi yönünde bulunan Scorpius takımyıldızında bulunan ilk X-ışını kaynağı olan Scorpius X-1 olarak adlandırılıyor . Scorpius X-1, Dünya'dan yaklaşık 9.000 ly ve Güneş'ten sonra 20 keV'nin altındaki enerjilerde gökyüzündeki en güçlü X-ışını kaynağı. X-ışını çıkışı 2.3 × 10 ³¹ W, Güneş'in toplam parlaklığının yaklaşık 60.000 katıdır. Scorpius X-1'in kendisi bir nötron yıldızıdır. Bu sistem, düşük kütleli X-ışını ikili dosyası (LMXB) olarak sınıflandırılır ; nötron yıldızı kabaca 1.4 güneş kütlesidir , donör yıldız ise sadece 0.42 güneş kütlesidir.

Güneş

8 Mayıs 1992'de Yohkoh güneş gözlemevi uzay aracındaki yumuşak X-ışını teleskobu tarafından elektromanyetik spektrumun X-ışını bölgesinde görüldüğü şekliyle Güneş'in koronası .

1930'ların sonlarında, Güneş'i çevreleyen çok sıcak, zayıf bir gazın varlığı, yüksek oranda iyonize türlerin optik koronal çizgilerinden dolaylı olarak çıkarsanmıştı. 1940'ların ortalarında radyo gözlemleri, Güneş'in etrafında bir radyo koronasını ortaya çıkardı. Bir roket uçuşu sırasında Güneş'ten gelen X-ışını fotonlarını saptadıktan sonra, T. Burnight şöyle yazdı: güneş koronasından gelen kara cisim radyasyonu." Ve elbette, insanlar güneş tutulması sırasında güneş tacını dağınık görünür ışıkta gördüler.

Nötron yıldızları ve kara delikler, X-ışınlarının en önemli nokta kaynakları olsa da, tüm ana dizi yıldızlarının, X-ışınları yayacak kadar sıcak koronaları olması muhtemeldir. A veya F tipi yıldızlar en fazla ince konveksiyon bölgelerine sahiptir ve bu nedenle çok az koronal aktivite üretir.

Güneş döngüsü ile ilgili benzer varyasyonlar, güneş X-ışını ve UV veya EUV radyasyon akışında gözlenir. Dönme, manyetik dinamonun birincil belirleyicilerinden biridir, ancak bu nokta Güneş'i gözlemleyerek gösterilemez: Güneş'in manyetik aktivitesi aslında güçlü bir şekilde modüle edilir (11 yıllık manyetik nokta döngüsü nedeniyle), ancak bu etki değildir. doğrudan rotasyon süresine bağlıdır.

Güneş patlamaları genellikle güneş döngüsünü takip eder. CORONAS-F , maksimum 23. güneş döngüsüne denk gelecek şekilde 31 Temmuz 2001'de fırlatıldı. 29 Ekim 2003'teki güneş patlaması, belirgin bir şekilde önemli derecede lineer polarizasyon gösterdi (E2 = 40–60 keV ve E3 = 60–100 keV kanallarında > %70, ancak E1 = 20–40 keV'de sadece %50) X-ışınları, ancak diğer gözlemler genellikle sadece üst limitler belirledi.

Bu, TRACE gözlemevinden alınan sahte renkli, 3 katmanlı bir bileşiktir : mavi, yeşil ve kırmızı kanallar sırasıyla 17.1 nm, 19.5 nm ve 28.4 nm'yi gösterir. Bu TRACE filtreleri, 1, 1.5 ve 2 milyon derecelik plazmadan gelen emisyona karşı en hassas olanlardır, böylece tüm koronayı ve alt güneş atmosferindeki koronal döngülerin ayrıntılarını gösterirler.

Koronal halkalar , Güneş'in alt korona ve geçiş bölgesinin temel yapısını oluşturur . Bu son derece yapılandırılmış ve zarif döngüler , güneş gövdesi içindeki bükülmüş güneş manyetik akısının doğrudan bir sonucudur . Koronal döngülerin popülasyonu doğrudan güneş döngüsü ile bağlantılı olabilir , bu nedenle koronal döngüler genellikle ayak noktalarında güneş lekeleri ile bulunur. Koronal döngüler, güneş yüzeyinin hem aktif hem de sessiz bölgelerini doldurur. Yohkoh yumuşak X-ışını teleskop (sxt) 0,25-4,0 X-ışınları gözlenen keV 0.5-2 saniye zamansal çözünürlüğe sahip 2.5 ark saniye ile güneş özellikleri çözme aralığı. SXT, 2-4 MK sıcaklık aralığında plazmaya duyarlıydı, bu da onu EUV dalga boylarında yayılan TRACE koronal döngülerinden toplanan verilerle karşılaştırmak için ideal bir gözlem platformu haline getirdi .

CORONAS-F'de kaydedilen yumuşak X-ışınlarında (10-130 nm) ve EUV'de (26-34 nm) güneş parlaması emisyonunun varyasyonları, CORONAS-F tarafından 2001-2003'te UV radyasyonu X-ışınından önce gözlemlenen çoğu parlama için göstermektedir. 1-10 dakika emisyon.

Beyaz cüceler

Orta kütleli bir yıldızın çekirdeği büzüldüğünde, yıldızın zarfını genişleten bir enerji salınımına neden olur. Bu, yıldız sonunda dış katmanlarını havaya uçurana kadar devam eder. Yıldızın çekirdeği bozulmadan kalır ve beyaz bir cüce olur . Beyaz cüce, gezegenimsi bulutsu olarak bilinen bir nesnede genişleyen bir gaz kabuğu ile çevrilidir. Gezegenimsi bulutsu , orta kütleli bir yıldızın kırmızı devden beyaz cüceye geçişini işaret ediyor gibi görünüyor . X-ışını görüntüleri, hızlı yıldız rüzgarı tarafından sıkıştırılmış ve ısıtılmış milyonlarca derecelik gaz bulutlarını ortaya koyuyor. Sonunda merkezdeki yıldız çökerek beyaz bir cüce oluşturur. Bir yıldızın beyaz bir cüce oluşturmak üzere çökmesinden yaklaşık bir milyar yıl sonra, ~20.000 K'lik yüzey sıcaklıklarıyla "beyaz" sıcaktır.

X-ışını emisyonu, sıcak, izole edilmiş, manyetik bir beyaz cüce olan PG 1658+ 441'den tespit edildi, ilk önce bir Einstein IPC gözleminde tespit edildi ve daha sonra bir Exosat kanal çoğaltıcı dizi gözleminde tespit edildi. "Bu DA beyaz cücenin geniş bant spektrumu, 28.000 K'ye yakın bir sıcaklığa sahip homojen, yüksek yerçekimli, saf hidrojen atmosferinden emisyon olarak açıklanabilir." PG 1658+441'in bu gözlemleri, beyaz cüce atmosferlerinde sıcaklık ve helyum bolluğu arasında bir korelasyonu destekler.

Bir süper yumuşak X-ışını kaynağı (SSXS) 0.09 ila 2.5 aralığındadır, yumuşak x-ışınlarını keV . Süper yumuşak X-ışınlarının, beyaz bir cücenin ikili bir yoldaştan çekilen malzeme yüzeyindeki sabit nükleer füzyonla üretildiğine inanılıyor . Bu, füzyonu sürdürmek için yeterince yüksek bir malzeme akışı gerektirir.

Gerçek kütle transferi varyasyonları, SSXS RX J0513.9-6951'e benzer şekilde V Sge'de meydana gelebilir ve burada SSXS V Sge'nin aktivitesinin analizi ile ortaya konabilir, burada uzun düşük durum bölümleri ~400 günlük bir döngüde meydana gelir.

RX J0648.0-4418, Yengeç bulutsusundaki bir X-ışını pulsatörüdür . HD 49798, RX J0648.0-4418 ile ikili bir sistem oluşturan bir cüce altı yıldızdır. Cüce altı yıldız, optik ve UV bantlarında parlak bir nesnedir. Sistemin yörünge periyodu kesin olarak bilinmektedir. X-ışını kaynağının beklenen tutulması ile aynı zamana denk gelecek şekilde zamanlanmış son XMM-Newton gözlemleri, X-ışını kaynağının kütlesinin (en az 1.2 güneş kütlesi) doğru bir şekilde belirlenmesine izin vererek, X-ışını kaynağını nadir, ultra olarak belirledi. -büyük beyaz cüce.

kahverengi cüceler

Teoriye göre, kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık %8'inden daha az olan bir nesne , çekirdeğinde önemli bir nükleer füzyonu sürdüremez . Bu, kırmızı cüce yıldızlar ve kahverengi cüceler arasındaki ayrım çizgisini gösterir . Gezegenler ve kahverengi cüceler arasındaki ayrım çizgisi , kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık %1'inin veya Jüpiter'in kütlesinin 10 katının altında olan nesnelerle oluşur . Bu nesneler döteryumu kaynaştıramaz.

Parlama öncesi ve parlama sırasında LP 944-20'nin Chandra görüntüsü.

LP 944-20

Güçlü bir merkezi nükleer enerji kaynağına sahip olmayan bir kahverengi cücenin içi hızlı bir kaynama veya konvektif haldedir. Çoğu kahverengi cücenin sergilediği hızlı dönüşle birleştiğinde, konveksiyon , yüzeye yakın güçlü, karışık bir manyetik alanın gelişimi için koşullar oluşturur. Chandra tarafından LP 944-20'den gözlemlenen parlamanın kaynağı, kahverengi cücenin yüzeyinin altındaki çalkantılı manyetize edilmiş sıcak malzemeden olabilir. Bir yüzey altı parlaması atmosfere ısı iletebilir, elektrik akımlarının akmasına ve bir yıldırım çarpması gibi bir X-ışını parlaması üretmesine izin verebilir . Parlama olmayan dönemde LP 944-20'den X ışınlarının olmaması da önemli bir sonuçtur. Bir kahverengi cüce yıldızın ürettiği sabit X-ışını gücü üzerindeki en düşük gözlemsel limiti belirler ve bir kahverengi cücenin yüzey sıcaklığı yaklaşık 2500 °C'nin altına soğuduğunda ve elektriksel olarak nötr hale geldiğinde koronaların varlığının sona erdiğini gösterir.

TWA 5B

NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi'ni kullanan bilim adamları, çoklu yıldız sisteminde düşük kütleli bir kahverengi cüceden X-ışınları tespit ettiler. Bu, ana yıldız(lar)ına bu kadar yakın bir kahverengi cücenin (Güneş benzeri yıldızlar TWA 5A) X-ışınlarında ilk kez çözümlenmesidir. Tokyo'daki Chuo Üniversitesi'nden Yohko Tsuboi, "Chandra verilerimiz, X-ışınlarının kahverengi cücenin yaklaşık 3 milyon santigrat derece olan koronal plazmasından kaynaklandığını gösteriyor" dedi . Tsuboi, "Bu kahverengi cüce, X-ışını ışığında bugünkü Güneş kadar parlak, ancak Güneş'ten elli kat daha az kütleli" dedi. "Dolayısıyla bu gözlem, büyük gezegenlerin bile gençliklerinde kendi kendilerine X-ışınları yayabilme olasılığını artırıyor!"

röntgen yansıması

14 Nisan 2003 tarihinde Satürn'ün Chandra X-ışını (solda) ve Hubble optik (sağda) görüntüleri. Gözlem süresi: 20 saat, 14–15 Nisan 2003. Renk kodu: kırmızı (0,4 – 0,6 keV), yeşil (0,6 – 0,8 keV) ), mavi (0,8 – 1,0 keV).

Jüpiter, kutup bölgelerinde auroralarla ilişkili yoğun X-ışını emisyonu gösterir (solda Chandra gözlemevi X-ışını görüntüsü). Ekteki şema, Jüpiter'in alışılmadık derecede sık ve muhteşem aurora aktivitesinin nasıl üretildiğini göstermektedir. Jüpiter'in güçlü, hızla dönen manyetik alanı (açık mavi çizgiler), gezegenin etrafındaki uzayda güçlü elektrik alanları üretir. Jüpiter'in manyetik alanına hapsolmuş yüklü parçacıklar (beyaz noktalar), kutup bölgelerinin üzerindeki atmosfere doğru sürekli olarak hızlandırılır (altın parçacıkları), bu nedenle auroralar Jüpiter'de neredeyse her zaman aktiftir. Gözlem süresi: 17 saat, 24-26 Şubat 2003.

Jüpiter'in kutuplarındaki, Dünya'dakilerden bin kat daha güçlü olan auroraları açıklamak için, yaklaşık 10 milyon voltluk elektrik potansiyelleri ve 10 milyon amperlik akımlar - en güçlü yıldırımlardan yüz kat daha büyük - gereklidir.

Dünya'da, auroralar, Dünya'nın manyetik alanını bozan enerjik parçacıkların güneş fırtınaları tarafından tetiklenir. Resimdeki geriye doğru savrulan görünümün gösterdiği gibi, Güneş'ten gelen parçacıkların esintileri de Jüpiter'in manyetik alanını bozar ve zaman zaman auroralar üretir.

Satürn'ün X-ışınları spektrumu, Güneş'ten gelen X-ışınlarınınkine benzerdir ve bu, Satürn'ün X-ışınlarının, güneş X-ışınlarının Satürn'ün atmosferi tarafından yansımasından kaynaklandığını gösterir. Optik görüntü çok daha parlaktır ve X-ışınlarında tespit edilmeyen güzel halka yapılarını gösterir.

X-ışını floresansı

Güneş dışındaki güneş sistemi gövdelerinden kaynaklanan tespit edilen X ışınlarının bir kısmı floresan ile üretilir . Dağınık güneş X-ışınları ek bir bileşen sağlar.

Ay'ın Röntgensatellit (ROSAT) görüntüsünde piksel parlaklığı X-ışını yoğunluğuna karşılık gelmektedir. Parlak ay yarım küresi X-ışınlarında parlar çünkü güneşten gelen X-ışınlarını yeniden yayar. Arka plandaki gökyüzü, kısmen, ROSAT resminde çözülmemiş sayısız uzak, güçlü aktif gökada nedeniyle bir X-ışını parıltısına sahiptir. Ay diskinin karanlık tarafı, derin uzaydan gelen bu X-ışını arka plan radyasyonunu gölgeler. Birkaç X-ışını sadece gölgeli ay yarımküresinden geliyor gibi görünüyor. Bunun yerine, Dünya'nın jeokoronasından veya yörüngedeki X-ışını gözlemevini çevreleyen genişletilmiş atmosferden kaynaklanırlar. ~ 1.2 x 10 ölçülen ay X-ışını parlaklık ⁵ W Ay zayıf bilinen Karasal olmayan X-ışını kaynaklarının bir hale getirir.

Kuyruklu yıldız algılama

Lulin Kuyruklu Yıldızı , 28 Ocak 2009'da Swift tarafından görüntülendiğinde Terazi takımyıldızından geçiyordu . Bu görüntü, Swift'in Ultraviyole/Optik Teleskopu (mavi ve yeşil) ve X-Işını Teleskopu (kırmızı) tarafından elde edilen verileri birleştiriyor. Gözlem sırasında, kuyruklu yıldız Dünya'dan 99,5 milyon mil ve Güneş'ten 115,3 milyon mil uzaktaydı.

NASA'nın Swift Gamma-Ray Burst Mission uydusu, 63 Gm Dünya'ya kapanırken Comet Lulin'i izliyordu . Gökbilimciler ilk kez bir kuyruklu yıldızın aynı anda UV ve X-ışını görüntülerini görebiliyorlar. Stefan Immler, "Güneş rüzgarı - güneşten gelen hızlı hareket eden bir parçacık akışı - kuyruklu yıldızın daha geniş atom bulutu ile etkileşime girer. Bu, güneş rüzgarının X-ışınları ile aydınlanmasına neden olur ve Swift'in XRT'si bunu görür," dedi Stefan Immler, Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden. Yük değişimi olarak adlandırılan bu etkileşim, çoğu kuyruklu yıldız, Dünya'nın güneşten yaklaşık üç katı uzaklıktan geçtiklerinde X-ışınları ile sonuçlanır. Lulin çok aktif olduğu için atom bulutu özellikle yoğundur. Sonuç olarak, X-ışını yayan bölge kuyruklu yıldızın çok güneşe doğru uzanır.

Göksel X-ışını kaynakları

Gök küresi 88 takımyıldızları ayrılmıştır. IAU takımyıldızları gökyüzünün alanlardır. Bunların her biri dikkate değer X-ışını kaynakları içerir. Bazıları galaksiler veya galaksilerin merkezindeki kara deliklerdir . Bazıları pulsardır . Olduğu gibi astronomik X-ışını kaynakları , bariz bir kaynak tarafından X-ışınlarının nesil anlamak için çaba Sun, anlamaya yardımcı olan evreni bir bütün olarak ve bunların nasıl yeryüzünde bizi etkilemez.

Andromeda

Andromeda Galaxy - yüksek enerjili X-ışını ve ultraviyole ışığında (5 Ocak 2016'da yayınlandı).

Gökbilimciler, yörüngede dönen Chandra X-ışını teleskopunu kullanarak, ikiz ada evrenimizin merkezini görüntüleyerek tuhaf bir nesne için kanıt buldular. Samanyolu gibi, Andromeda'nın galaktik merkezi, bir milyon veya daha fazla güneş kütlesine sahip bir kara deliğin özelliği olan bir X-ışını kaynağını barındırıyor gibi görünüyor. Yukarıda görüldüğü gibi, sahte renkli X-ışını resmi, Andromeda'nın merkezi bölgesinde sarımsı noktalar olarak bir dizi X-ışını kaynağını, muhtemelen X-ışını ikili yıldızlarını göstermektedir. Gökadanın tam merkezinde bulunan mavi kaynak, şüpheli büyük kara deliğin konumuyla çakışıyor. X-ışınları malzeme kara deliğe düştüğünde ve ısındığında üretilirken, X-ışını verilerinden elde edilen tahminler Andromeda'nın merkezi kaynağının çok soğuk olduğunu gösteriyor - Andromeda'nın on milyonlarca derece için belirtilen on milyonlarca derece ile karşılaştırıldığında sadece yaklaşık milyon derece. X-ışını ikili dosyaları.

ESA'nın XMM-Newton yörüngeli gözlemevinden yapılan gözlemler kullanılarak Andromeda Gökadasında birden fazla X-ışını kaynağı tespit edildi .

Çizmeler

Boötes takımyıldızında güçlü bir şekilde X-ışını yayan gökada kümesi olan 3C 295'in Chandra görüntüsü . Küme gazla doldurulur. Görüntü 42 yay saniyedir. RA 14 ^sa 11 ^m 20 ^s Aralık −52° 12' 21". Gözlem tarihi: 30 Ağustos 1999. Cihaz: ACIS. Aka: Cl 1409+524

3C 295 de (CI + 524 1409) Çoban en uzak biridir Galaxy kümeleri ile gözlemlenen X-ışını teleskop . Küme, X ışınlarında güçlü bir şekilde yayılan 50 MK gazdan oluşan geniş bir bulutla doludur. Chandra , merkezi gökadanın güçlü, karmaşık bir X ışınları kaynağı olduğunu gözlemledi.

kamelopardalis

Camelopardus'taki MS 0735.6+7421 gökada kümesini kaplayan sıcak X-ışını yayan gazın Chandra görüntüsü. Kümenin merkezindeki büyük bir galaksinin karşıt taraflarında her biri 600.000 lir çapında iki büyük boşluk görünüyor. Bu boşluklar, radyo dalgaları yayan son derece yüksek enerjili elektronlardan oluşan iki taraflı, uzun, manyetize bir baloncukla doldurulur. Görüntü, yan başına 4.2 arcmin'dir. RA 07 ^h 41 ^m 50.20 ^s Aralık +74° 14' 51.00" Camelopardus'ta Gözlem tarihi: 30 Kasım 2003.

Sıcak X-ışını yayan gaz, Camelopardus'taki MS 0735.6+7421 gökada kümesini kaplıyor. Kümenin merkezindeki büyük bir galaksinin karşıt taraflarında her biri 600.000 lir çapında iki büyük boşluk görünüyor. Bu boşluklar, radyo dalgaları yayan son derece yüksek enerjili elektronlardan oluşan iki taraflı, uzun, manyetize bir baloncukla doldurulur.

Köpekler Venedik

Bir yakın kızılötesi NGC 4151 görüntüsü.

Bir ara sarmal Seyfert gökadası olan X-ışını dönüm noktası NGC 4151 , çekirdeğinde büyük bir kara deliğe sahiptir.

Köpek Binbaşı

Bir Chandra görsel aralığında Sirius daha aydınlık Oysa Sirius A ve B gösterilmeden Sirius-B X-ışını görüntü Sirius A'ya göre daha parlak olacak biçimde.

Kasyopya

Cassiopeia A: üç kaynaktan alınan verilerin bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş sahte renkli bir görüntü. Kırmızı, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan gelen kızılötesi verilerdir , turuncu, Hubble Uzay Teleskobu'ndan gelen görünür verilerdir ve mavi ve yeşil, Chandra X-ışını Gözlemevi'nden gelen verilerdir .

Cassiopea A SNR ile ilgili olarak, yıldız patlamasından gelen ilk ışığın Dünya'ya yaklaşık 300 yıl önce ulaştığına inanılıyor, ancak muhtemelen Dünya'ya ulaşmadan önce yıldızlararası toz absorbe eden optik dalga boyu radyasyonu nedeniyle ata süpernovanın görüldüğüne dair hiçbir tarihsel kayıt yok (gerçi 16 Ağustos 1680'de John Flamsteed tarafından altıncı büyüklükte bir yıldız olan 3 Cassiopeiae olarak kaydedilmiş olması mümkündür ). Olası açıklamalar, kaynak yıldızın alışılmadık derecede büyük olduğu ve daha önce dış katmanlarının çoğunu çıkarmış olduğu fikrine dayanıyor. Bu dış katmanlar yıldızı gizler ve iç yıldız çökerken yayılan ışığın çoğunu yeniden emerdi.

CTA 1, Cassiopeia'daki başka bir SNR X-ışını kaynağıdır . CTA 1 süpernova kalıntısındaki (4U 0000+72) bir pulsar, başlangıçta X-ışını bantlarında (1970–1977) radyasyon yaydı. Garip bir şekilde, daha sonra gözlemlendiğinde (2008) X-ışını radyasyonu tespit edilmedi. Bunun yerine, Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu , pulsarın türünün ilk örneği olan gama ışını radyasyonu yaydığını tespit etti.

Karina

Bir olarak sınıflandırılır Tuhaf yıldızı , Eta Karina bu resimde görüldüğü gibi, merkezinde bir süperstar sergiler Chandra . Yeni X-ışını gözlemi üç farklı yapı gösteriyor: çapı yaklaşık 2 ışıkyılı olan dış, at nalı şeklinde bir halka, çapı yaklaşık 3 ışık ayı olan sıcak bir iç çekirdek ve çapı 1 ışık ayından daha küçük olan sıcak bir merkezi kaynak. tüm gösteriyi yönlendiren süperstarı içerebilir. Dış halka, 1000 yıl önce meydana gelen başka bir büyük patlamanın kanıtını sağlıyor.

Eta Karina çevresindeki üç yapının süpersonik hızlarda süper yıldızdan uzaklaşan maddenin ürettiği şok dalgalarını temsil ettiği düşünülüyor. Şokla ısıtılan gazın sıcaklığı, orta bölgelerde 60 MK ile at nalı şeklindeki dış yapıda 3 MK arasında değişmektedir. Minnesota Üniversitesi'nden Prof. Kris Davidson, "Chandra görüntüsü, bir yıldızın nasıl bu kadar sıcak ve yoğun X-ışınları üretebileceğine dair mevcut fikirler için bazı bulmacalar içeriyor" diyor .

Cetus

NGC 1128'in merkezine yakın , birbirinden yaklaşık 25.000 ışıkyılı uzaklıkta birleşmeye doğru spiral şeklinde ilerleyen iki süper kütleli kara delik .

Abell 400 , birleşmeye doğru spiral şeklinde dönen iki süper kütleli kara delik 3C 75 ile bir galaksiyi ( NGC 1128 ) içeren bir gökada kümesidir .

bukalemun

Chamaeleon kompleksi Chamaeleon I, Chamaeleon II ve Chamaeleon III koyu bulutları içeren bölgesi (SFR) oluşturan bir büyük yıldız. Takımyıldızın neredeyse tamamını kaplar ve Apus , Musca ve Karina ile örtüşür . X-ışını kaynaklarının ortalama yoğunluğu, derece kare başına yaklaşık bir kaynaktır.

Bukalemun ben kara bulut

Bu, Bukalemun I kara bulutunun 500 eV ile 1.1 keV arasındaki X-ışınlarında bir ROSAT sahte renkli görüntüsünü gösterir . Konturlar, IRAS uydusu tarafından ölçülen tozdan 100 µm emisyondur.

Bukalemun I (Cha I) bulutu bir koronal buluttur ve ~160 pc'de en yakın aktif yıldız oluşum bölgelerinden biridir . Diğer yıldız oluşturan bulutlardan nispeten izoledir, bu nedenle daha eski ana dizi (PMS) yıldızlarının alana sürüklenmiş olması olası değildir. Toplam yıldız nüfusu 200-300'dür. Cha I bulutu ayrıca Kuzey bulutu veya bölgesi ve Güney bulutu veya ana bulut olarak ikiye ayrılır.

Bukalemun II kara bulut

Chamaeleon II kara bulutu, yaklaşık 40 X-ışını kaynağı içerir. Bukalemun II'deki gözlem, 10-17 Eylül 1993 tarihleri ​​arasında gerçekleştirildi. K1 spektral tipinin yeni bir WTTS adayı olan Kaynak RXJ 1301.9-7706, 4U 1302-77'ye en yakın olanıdır.

Bukalemun III kara bulut

"Bukalemun III, mevcut yıldız oluşum faaliyetinden yoksun görünüyor." Chamaeleon III kara bulutunda yer alan ASCA tarafından gözlemlenen HD 104237 ( spektral tip A4e) , gökyüzündeki en parlak Herbig Ae/Be yıldızıdır.

Corona Borealis

Abell 2142 gökada kümesinin Chandra X-ışını Gözlemevi görüntüsü .

Küme Galaxy Abell 2142 yayar X-ışınları ve içinde Corona Borealis . Evrendeki en büyük kütleli nesnelerden biridir.

korvus

Anten Galaksilerinin Chandra X-ışını analizinden zengin neon, magnezyum ve silikon yatakları keşfedildi. Bu elementler, yaşanabilir gezegenlerin yapı taşlarını oluşturanlar arasındadır. Görüntülenen bulutlar, Güneş'teki bolluk olarak sırasıyla 16 ve 24 kez magnezyum ve silikon içerir .

Krater

Chandra X-ışını görüntüsü, Dünya'dan yaklaşık 10 milyar ışıkyılı uzaklıkta, oldukça parlak bir X-ışınları kaynağı ve görünür ışık kaynağı olan kuasar PKS 1127-145'e aittir. Muazzam bir X-ışını jeti, kuasardan en az bir milyon ışıkyılı kadar uzanır. Görüntü bir tarafta 60 yay saniyesidir. RA 11h 30 m 7.10s Aralık -14° 49' 27" Kraterde. Gözlem tarihi: 28 Mayıs 2000. Alet: ACIS.

PKS 1127-145'ten gelen X-ışınlarında sergilenen jet, muhtemelen bir yüksek enerjili elektron demetinin mikrodalga fotonları ile çarpışmasından kaynaklanmaktadır.

Drako

Draco Bulutsusu (yumuşak bir X-ışını gölgesi) konturlarla çizilmiştir ve görüntüde, Draco takımyıldızının bir bölümünün ROSAT tarafından mavi-siyahtır.

Abell 2256, 500'den fazla gökadadan oluşan bir gökada kümesidir. Bu ROSAT görüntüsünün ikili yapısı , iki kümenin birleşmesini gösterir.

Eridanus

Bu ROSAT PSPC sahte renkli görüntüsü, Eridanus ve Orion boyunca uzanan yakındaki bir yıldız rüzgar süper balonunun ( Orion-Eridanus Balonu ) bir parçasıdır . Yumuşak X-ışınları süper balonun içindeki sıcak gaz (T ~ 2–3 MK) tarafından yayılır. Bu parlak nesne, bir gaz ve toz filamentinin "gölgesi" için arka planı oluşturur. Filament, IRAS tarafından ölçüldüğü üzere yaklaşık 30 K sıcaklıkta tozdan 100 mikrometre emisyonu temsil eden üst üste binen konturlarla gösterilir . Burada filament, 100 ile 300 eV arasındaki yumuşak X-ışınlarını emer, bu da sıcak gazın filamentin arkasında bulunduğunu gösterir. Bu filament, sıcak balonu çevreleyen bir nötr gaz kabuğunun parçası olabilir. İç kısmı, Orion OB1 birlikteliğindeki sıcak yıldızlardan gelen UV ışığı ve yıldız rüzgarları tarafından enerjilendirilir. Bu yıldızlar, spektrumun optik (Hα) ve X-ışını bölümlerinde gözlenen, yaklaşık 1200 lys'lik bir süper balona enerji verir.

, Avcı ve Eridanus ve içinde bunların arasında uzanan bir yumuşak X-ışını olarak bilinen "sıcak nokta" bir Avcı-Irmak Süperkabarcığı , Eridanus yumuşak X-ışını Geliştirme , ya da sadece Eridanus kabarcık , yay, birbirine geçmiş olan bir 25 ° alanı Hα yayan filamentler.

hidra

Bu Chandra X-ışını görüntüsü, Suyılanı A gökada kümesi boyunca uzanan büyük bir sıcak gaz bulutunu gözler önüne seriyor. Görüntü 2.7 yay dakikadır. RA 09 ^sa 18 ^m 06 ^s Aralık -12° 05' 45" Hydra'da . Gözlem tarihi: 30 Ekim 1999. Cihaz: ACIS.

Büyük bir sıcak gaz bulutu, Hydra A gökada kümesi boyunca uzanır.

Aslan Küçük

Küçük Aslan takımyıldızındaki birleşmenin ilk aşamasındaki iki gökadanın (Arp 270) Chandra görüntüsü . Görüntüde kırmızı, düşük, yeşil orta ve mavi yüksek enerjili (sıcaklık) X ışınlarını temsil eder. Görüntü bir tarafta 4 arcmin'dir. RA 10h 49 m 52.5s Aralık +32° 59' 6". Gözlem tarihi: 28 Nisan 2001. Cihaz: ACIS.

Arp260 bir X-ışını kaynağı , Leo Küçük de RA 10 ^saat 49 ^m 52,5 ^s Aralık + 32 ° 59 '6 ".

avcı

Sağda takımyıldız Orion'un görsel görüntüsü var . Solda sadece X-ışınlarında görüldüğü gibi Orion var. Betelgeuse, sağda Orion'un kuşağının üç yıldızının üzerinde kolayca görülebilir. X-ışını renkleri, her bir yıldızdan gelen X-ışını emisyonunun sıcaklığını temsil eder: sıcak yıldızlar mavi-beyazdır ve daha soğuk yıldızlar sarı-kırmızıdır. Optik görüntüdeki en parlak nesne, X-ray görüntüsünde de yer alan dolunaydır. Röntgen görüntüsü aslında 1990-1991 yıllarında All-Sky Survey aşamasında ROSAT uydusu tarafından elde edildi .

Bitişik görüntülerde takımyıldız Orion vardır . Görüntülerin sağ tarafında takımyıldızın görsel görüntüsü var. Solda sadece X-ışınlarında görüldüğü gibi Orion var. Betelgeuse, sağda Orion'un kuşağının üç yıldızının üzerinde kolayca görülebilir. Görsel görüntüdeki en parlak nesne, röntgen görüntüsünde de yer alan dolunaydır. X-ışını renkleri, her bir yıldızdan gelen X-ışını emisyonunun sıcaklığını temsil eder: sıcak yıldızlar mavi-beyazdır ve daha soğuk yıldızlar sarı-kırmızıdır.

Pegasus

Yaklaşık 130 yıl önce keşfedilen ve Dünya'dan yaklaşık 280 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer alan kompakt bir gökada grubu olan Stephan Beşlisi , sarmal gökadaların hakim olduğu bir X-ışını sönük sisteminden bir gökada grubuna evrilme sürecindeki bir gökada grubunu gözlemlemek için ender bir fırsat sunuyor. eliptik galaksiler ve parlak X-ışını emisyonunun hakim olduğu daha gelişmiş sistem. Bu evrime neden olan çarpışmaların dramatik etkisine tanık olmak, galaksi gruplarındaki sıcak, X-ışını parlak gaz halelerinin kökenlerini anlamamızı artırmak için önemlidir.

Stephan's Quintet, şiddetli çarpışmaları nedeniyle ilgi çekiyor. Stephan'ın Beşlisi'ndeki beş galaksiden dördü fiziksel bir birliktelik oluşturur ve büyük olasılıkla galaksilerin birleşmesi ile sona erecek olan kozmik bir dansa katılırlar. Olarak NGC 7318 grubunda gazı ile oda çarpışarak, büyük bir şok bunlar X-ışınlarının yayan milyonlarca derece sıcaklıklara gazın bir kısmını ısıtma, galaksiler arasındaki ortam boyunca Samanyolu yayılır daha büyük dalga NASA ile tespit edilebilir ve Chandra X-ışını Gözlemevi . NGC 7319 , tip 2 Seyfert çekirdeğine sahiptir.

Kahraman

Kahraman gökada kümesinin merkezi bölgelerinin Chandra gözlemleri. Görüntü 284 yay saniyesidir. RA 03 ^h 19 ^m 47.60 ^s Aralık +41° 30' 37.00" Perseus'ta . Gözlem tarihleri: 8 Ağustos 2002 ile 20 Ekim 2004 arasında 13 nokta. Renk kodu: Enerji (Kırmızı 0,3–1,2 keV, Yeşil 1,2-2 keV, Mavi 2–7 keV) Cihaz: ACIS.

Kahraman gökada kümesi, milyonlarca derecelik geniş bir gaz bulutuna daldırılmış binlerce gökadayı içeren, evrendeki en büyük nesnelerden biridir.

resim

Radio Galaxy Pictor A'nın bu Chandra X-ray görüntüsü, galaksinin merkezinden (solda) çıkan ve parlak bir sıcak noktaya doğru 360 bin lir boyunca uzanan muhteşem bir jeti gösteriyor. Görüntü 4.2 yay dakikadır. RA 05h 19 m 49.70s Aralık -45° 46' 45" Pictor'da. Enstrüman: ACIS.

Resim A, merkezinde çok yüksek hızda manyetize gaz yayan bir kara delik bulunan bir gökadadır. Resimde sağdaki parlak nokta jetin başıdır. Galaksiler arası uzayın zayıf gazına girerken X-ışınları yayar. Resim A, H 0517-456 ve 3U 0510-44 olarak adlandırılan X-ışını kaynağıdır.

kukla

Chandra'nın üç renkli görüntüsü (iç metin), süpernova kalıntısı Puppis A'nın bir bölgesidir (ROSAT'tan mavi renkte geniş açı görünümü). bir süpernova patlamasında üretilen bir şok dalgası tarafından parçalanan bir bulutu ortaya çıkarır. ROSAT görüntüsü 88 arcmin'dir; Chandra görüntü 8 arcmin karşısında. RA 08 ^sa 23 ^m 08.16 ^s Aralık -42° 41' 41.40" Puppis'te . Gözlem tarihi: 4 Eylül 2005. Renk kodu: Enerji (Kırmızı 0,4–0,7 keV; Yeşil 0,7–1,2 keV; Mavi 1,2–10 keV). : ACIS.

Puppis A , yaklaşık 10 ışıkyılı çapında bir süpernova kalıntısıdır (SNR). Süpernova yaklaşık 3700 yıl önce meydana geldi.

yay Burcu

Yay A (veya Sgr A), Samanyolu'nun merkezinde bulunan bir komplekstir. Üç örtüşen bileşenden oluşur, SNR Yay A Doğu, sarmal yapı Yay A Batı ve sarmalın merkezinde çok parlak bir kompakt radyo kaynağı, Yay A* .

Galaktik Merkezi 1745-2900 de olduğu için karşılık Yay A * çok radyo kaynağına yakın, Yay A (W24). Muhtemelen galaktik X-ışını kaynaklarının ilk kataloğunda, iki Sgr X-1 önerilmektedir: (1) 1744-2312'de ve (2) 1755-2912'de, (2)'nin belirsiz bir tanımlama olduğuna dikkat edilerek. Kaynak (1), S11'e karşılık geliyor gibi görünüyor.

heykeltıraş

Bu görüntü, dört farklı gözlemevinden gelen verileri birleştirir: Chandra X-ışını Gözlemevi (mor); Galaxy Evolution Explorer uydu (ultraviyole / mavi); Hubble Uzay teleskop (görünür / yeşil); Spitzer Uzay Teleskobu (kızılötesi / kırmızı). Görüntü 160 yay saniyesidir. RA 0 ^sa 37 ^m 41.10 ^s Aralık −33° 42' 58.80" Heykeltıraşta. Renk kodu: Ultraviyole (mavi), Optik (yeşil), X-ışını (mor), Kızılötesi (kırmızı).

Döner Tekerlek Gökadasının olağandışı şekli , görüntünün sol alt köşesindekiler gibi daha küçük bir gökada ile çarpışmadan kaynaklanıyor olabilir. En son yıldız patlaması (sıkıştırma dalgaları nedeniyle yıldız oluşumu), Samanyolu'ndan daha büyük bir çapa sahip olan Cartwheel çemberini aydınlattı. Ekte görülebileceği gibi, galaksinin kenarında istisnai olarak çok sayıda kara delik var.

yılanlar

Serpens X-1'deki nötron yıldızının yörüngesinde dönen toplanma diskinin iç kenarındaki aşırı ısıtılmış demir atomlarından XMM-Newton spektrumu. Çizgi genellikle simetrik bir tepedir, ancak göreceli etkilerden dolayı bozulmanın klasik özelliklerini sergiler. Demir açısından zengin gazın aşırı hızlı hareketi, hattın yayılmasına neden olur. Nötron yıldızının güçlü yerçekimi nedeniyle tüm çizgi daha uzun dalga boylarına (sol, kırmızı) kaydırıldı. Çizgi, daha kısa dalga boylarına doğru daha parlaktır (sağda, mavi), çünkü Einstein'ın özel görelilik kuramı, Dünya'ya ışınlanan yüksek hızlı bir kaynağın, Dünya'dan uzaklaşan aynı kaynaktan daha parlak görüneceğini öngörür.

27 Ağustos 2007 itibariyle, asimetrik demir hat genişlemesine ilişkin keşifler ve bunların görelilik üzerindeki etkileri büyük bir heyecan konusu olmuştur. Asimetrik demir hattı genişlemesi ile ilgili olarak, Michigan Üniversitesi'nden Edward Cackett , "Nötron yıldızının yüzeyinin hemen dışında gazın kamçılandığını görüyoruz" yorumunu yaptı. "Ve diskin iç kısmı açıkça nötron yıldızının yüzeyinden daha yakın yörüngeye giremediğinden, bu ölçümler bize nötron yıldızının çapının maksimum boyutunu veriyor. Nötron yıldızları 18 ila 20,5 milden daha büyük olamaz. diğer ölçüm türleriyle aynı fikirde."

"Birçok karadelikten bu asimetrik çizgileri gördük, ancak bu, nötron yıldızlarının da onları üretebileceğinin ilk teyidi. Bu, nötron yıldızlarının maddeyi toplama biçiminin kara deliklerden çok farklı olmadığını gösteriyor ve bize yeni bir araç Einstein'ın teorisini" araştırmak için, bir Tod Strohmayer diyor NASA 'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi .

"Bu temel fizik", Sudip Bhattacharyya ayrıca NASA'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi diyor Greenbelt, Maryland ve Maryland Üniversitesi . "Nötron yıldızlarının merkezlerinde, kuark maddesi gibi egzotik türde parçacıklar veya madde halleri olabilir, ancak bunları laboratuvarda yaratmak imkansızdır. Bunu öğrenmenin tek yolu nötron yıldızlarını anlamaktır."

Bhattacharyya ve Strohmayer, XMM-Newton kullanarak bir nötron yıldızı ve bir yıldız arkadaşı içeren Serpens X-1'i gözlemledi. Cackett ve Jon Miller Michigan Üniversitesi Bhattacharyya ve Strohmayer birlikte, kullanılan Suzaku Serpens X-1 anket 'ın süper spektral yetenekleri. Suzaku verileri, Serpens X-1'deki demir hatla ilgili XMM-Newton sonucunu doğruladı.

Büyükayı

Lockman Hole'daki X-ışını kaynaklarının Chandra mozaiği . Renk kodu: Enerji (kırmızı 0,4-2keV, yeşil 2-8keV, mavi 4-8keV). Görüntü, yan başına yaklaşık 50 arcmin'dir.

M 82'nin birleştirilmiş Hubble / Spitzer / Chandra görüntüsü.

M82 X-1 olan takımyıldızı Büyükayı az 09 ^saat 55 ^m 50.01 ^s + 69 ° 40 '46.0 ". Ocak 2006'da Rossi X-ray Zamanlama Gezgini tarafından tespit edildi .

Gelen Büyük ayı de RA 10 ^saat 34 ^m 00.00 Aralık + 57 ° 40' 00.00" Samanyolu içinde nötr hidrojen gazı tarafından emilme hemen hemen serbest olan bakış bir alandır. Bu olarak bilinen Lockman delik X-. Yüzlerce Bazıları süper kütleli kara delikler olan diğer galaksilerden gelen ışın kaynakları bu pencereden görülebilir.

Egzotik X-ışını kaynakları

mikrokuasar

SS 433 - olası ULX ışını kaynağı

Bir mikrokuasar , genellikle çözülebilir bir çift radyo jeti ile bir radyo yayan X-ışını ikilisi olan bir kuasarın daha küçük bir kuzenidir . SS 433 , gözlemlenen en egzotik yıldız sistemlerinden biridir . Birincil ya bir kara delik ya da nötron yıldızı ve ikincil bir geç A-tipi yıldız olan bir tutulma ikilisidir . SS 433, SNR W50 içinde yer alır . Jette ikincilden birincile hareket eden malzeme bunu ışık hızının %26'sında yapar. SS 433'ün spektrumu Doppler kaymalarından ve görelilikten etkilenir: Doppler kaymasının etkileri çıkarıldığında, yaklaşık 12.000 kps'lik bir hıza karşılık gelen artık bir kırmızıya kayma vardır. Bu, sistemin Dünya'dan uzaktaki gerçek hızını temsil etmez; daha ziyade, hareket halindeki saatlerin durağan gözlemcilere daha yavaş işliyormuş gibi görünmesini sağlayan zaman genişlemesinden kaynaklanmaktadır . Bu durumda, jetlerdeki göreli olarak hareket eden uyarılmış atomlar daha yavaş titreşiyor ve radyasyonları bu nedenle kırmızıya kaymış görünüyor.

X-ışını ikili dosyaları olun

LSI+61°303 , aynı zamanda CG135+01 gama ışını kaynağı olan periyodik, radyo yayan bir ikili sistemdir. LSI+61°303, hızlı dönen bir B0 Ve yıldızının etrafındaki kompakt bir nesnenin, muhtemelen bir nötron yıldızının eksantrik yörünge hareketine atfedilen, 26.5 d periyotlu periyodik, termal olmayan radyo patlamaları ile karakterize edilen değişken bir radyo kaynağıdır. T ile _eff ~ 26,000 K ve ~ 10 parlaklığının ³⁸ erg s ^-1 . Optik ve kızılötesi dalga boylarında fotometrik gözlemler de 26.5 d modülasyon gösterir. Be X-ışını ikili sistemlerinin 20 ya da daha fazla üyesinden, 1996 itibariyle, yalnızca X Per ve LSI+61°303, X-ışını patlamalarına göre çok daha yüksek parlaklık ve daha sert spektruma (kT ~ 10–20 keV) sahiptir. (kT ≤ 1 keV); bununla birlikte, LSI+61°303, güçlü, patlayan radyo emisyonuyla kendisini daha da farklı kılar. "LSI+61°303'ün radyo özellikleri, SS 433 , Cyg X-3 ve Cir X-1 gibi "standart" yüksek kütleli X-ışını ikili dosyalarının özelliklerine benzer ."

Süperdev hızlı X-ışını geçişleri (SFXT'ler)

Çok hızlı yükselme süreleri (onlarca dakika) ve birkaç saatlik tipik süreleri olan kısa patlamalar ile karakterize edilen, OB süperdevleri ile ilişkilendirilen ve dolayısıyla yeni bir büyük X-ışını sınıfını tanımlayan , artan sayıda tekrarlayan X-ışını geçişleri vardır. ikili dosyalar: Süperdev Hızlı X-ışını Geçici Olayları (SFXT'ler). XTE J1739–302 bunlardan biridir. İyi bir ısı ile donatılmış bir X-ışını spektrumu ile, sadece tek bir günlük etkin kalan, 1997 yılında keşfedilmiş Bremsstrahlung Accreting atarcaların spektral özelliklere benzeyen, (-20 keV sıcaklığı), ilk önce bir özel olun / X olarak sınıflandırılan idi alışılmadık derecede kısa bir patlama ile geçici ışın. 8 Nisan 2008'de Swift ile yeni bir patlama gözlemlendi .

M87

M87'den ışık hızına yakın bir hızda 5.000 ly'lik bir madde jeti fırlatıldı .

Chandra tarafından yapılan gözlemler, Messier 87'yi çevreleyen sıcak X-ışını yayan gazda halkaların ve halkaların varlığına işaret ediyor . Bu halkalar ve halkalar, jetlerdeki süper kütleli kara delikten malzemenin fırlatılma hızındaki değişikliklerle üretilir . Döngülerin dağılımı, her altı milyon yılda bir küçük patlamaların meydana geldiğini göstermektedir.

Büyük bir patlamanın neden olduğu halkalardan biri, kara deliğin etrafındaki 85.000 ışıkyılı çapında bir şok dalgasıdır. Gözlenen diğer dikkat çekici özellikler arasında, 100.000 ışıkyılı uzunluğa kadar dar X-ışını yayan filamentler ve 70 milyon yıl önce büyük bir patlamanın neden olduğu sıcak gazda büyük bir boşluk yer alıyor.

Galaksi ayrıca, güçlü bir çok dalga boylu radyasyon, özellikle radyo dalgaları kaynağı olan kayda değer bir aktif galaktik çekirdek (AGN) içerir .

Magnetarlar

Magnetar SGR 1900 + 14 gaz 7 çevreleyen bir halka gösteren resmin tam merkezinde yer almaktadır ly görüldüğü gibi, kızılötesi ışık karşısında Spitzer Uzay Teleskop . Magnetarın kendisi bu dalga boyunda görünmez, ancak X-ışını ışığında görülmüştür.

Bir magnetar son derece güçlü bir manyetik alan ile nötron yıldızı türüdür, çürüme enerjilendiren yüksek enerjili bol miktarda emisyonunun elektromanyetik radyasyon , özellikle de X-ışınları ve gama ışınları . Bu nesnelerle ilgili teori 1992'de Robert Duncan ve Christopher Thompson tarafından önerildi , ancak bir magnetardan geldiği düşünülen ilk kaydedilen gama ışınları patlaması 5 Mart 1979'da gerçekleşti. Bu manyetik alanlar herhangi bir insandan yüz binlerce kat daha güçlüdür. - yapılmış mıknatıs ve Dünya'yı çevreleyen alandan katrilyonlarca kat daha güçlü . 2003 itibariyle, evrende şimdiye kadar tespit edilen en manyetik nesnelerdir.

5 Mart 1979'da, Venüs'ün atmosferine sondaları bıraktıktan sonra , Venera 11 ve Venera 12 , güneş merkezli yörüngelerdeyken, saat 10:51'de (EST) bir gama ışını radyasyonu patlamasıyla vuruldu. Bu temas, Konus deneylerinin her iki sondasındaki radyasyon okumalarını, bir milisaniyenin yalnızca bir bölümünde, saniyede normal 100 sayımdan 200.000 sayının üzerine çıkardı. Bu dev parlama çok sayıda uzay aracı tarafından tespit edildi ve bu tespitlerle gezegenler arası ağ tarafından Büyük Macellan Bulutu'nun N-49 SNR'si içinde SGR 0526-66'ya yerleştirildi . Ve Konus, Mart 1979'da başka bir kaynak tespit etti: 20.000 ışıkyılı uzaklıkta, Aquila takımyıldızında bulunan SGR 1900+14 , 1979'daki önemli patlama ve birkaç sonrasındaki hariç, uzun bir düşük emisyon periyoduna sahipti.

Pulsarlar ve magnetarlar arasındaki evrimsel ilişki nedir? Gökbilimciler, magnetarların nadir bir pulsar sınıfını temsil edip etmediğini veya yaşam döngüleri boyunca bazı veya tüm pulsarların bir magnetar evresinden geçip geçmediğini bilmek ister. NASA'nın Rossi X-ray Zamanlama Gezgini (RXTE), bilinen en genç titreşimli nötron yıldızının öfke nöbeti geçirdiğini ortaya çıkardı. Çöken yıldız, zaman zaman gökbilimcileri nötron yıldızlarının yaşam döngüsünü yeniden düşünmeye zorlayan güçlü X-ışınları patlamaları salıyor.

NASA'nın Greenbelt, Maryland'deki Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Fotis Gavriil, "Gözümüzün önünde bir tür nötron yıldızının kelimenin tam anlamıyla diğerine dönüşmesini izliyoruz. Bu, farklı pulsar türleri arasında uzun zamandır aranan bir kayıp halkadır" diyor. Maryland Üniversitesi, Baltimore.

Chandra görüntüsü, üstteki mavi alanın ortasında genç, normal pulsar, nötron yıldızı PSR J1846-0258 ile birlikte Kes 75 süpernovasını göstermektedir.

PSR J1846-0258, Aquila takımyıldızındadır. Hızlı dönüşü (3.1 s ^-1 ) ve pulsar benzeri spektrumu nedeniyle normal bir pulsar olarak sınıflandırılmıştı . RXTE, 31 Mayıs 2006'da dört manyetar benzeri X-ışını patlaması ve 27 Temmuz 2006'da bir tane daha yakaladı. Bu olayların hiçbiri 0.14 saniyeden uzun sürmese de, hepsi en az 75.000 Güneşlik bir dalgayı doldurdu. Gavriil, "Daha önce hiç düzenli bir pulsarın magnetar patlamaları ürettiği gözlemlenmemişti" diyor.

Kanada, Montreal'deki McGill Üniversitesi'nden Marjorie Gonzalez, "Genç, hızlı dönen pulsarların bu kadar güçlü patlamalar oluşturmak için yeterli manyetik enerjiye sahip olduğu düşünülmüyordu" diyor ve şimdi Vancouver'daki British Columbia Üniversitesi'nde bulunuyor. "İşte bir magnetar gibi davranan normal bir pulsar."

Bu Chandra görüntüleri, Ekim 2000 (solda) ve Haziran 2006'da (sağda) Kes 75'te PSR J1846-0258'i gösteriyor. Pulsar, 2006'nın başlarında güçlü patlamalar verdikten sonra X-ışınlarında parladı.

NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi'nden yapılan gözlemler, nesnenin X-ışınlarında parladığını gösterdi, bu da patlamaların pulsardan geldiğini ve spektrumunun daha manyetar benzeri hale gelmek için değiştiğini doğruladı. PSR J1846'nın dönüş hızının yavaşlıyor olması aynı zamanda dönüşü frenleyen güçlü bir manyetik alana sahip olduğu anlamına geliyor. İma edilen manyetik alan, Dünya'nın alanından trilyonlarca kat daha güçlüdür, ancak tipik bir magnetardan 10 ila 100 kat daha zayıftır. Victoria Kaspi ait McGill Üniversitesi notlar, "PSR J1846 gerçek manyetik alan pulsara olarak sınıflandırılan birçok genç nötron yıldız aslında kılık magnetarların olabileceğini ve bunların manyetik alanın gerçek gücü kendini gösterir düşündüren, ölçülen miktarın çok daha güçlü olabilir binlerce yıl boyunca faaliyete geçtikleri için."

X-ışını karanlık yıldızlar

Güneş döngüsü sırasında, Güneş'in X-ışınlarındaki görüntü dizisinde gösterildiği gibi , Güneş neredeyse X-ışını karanlık, neredeyse bir X-ışını değişkenidir. Betelgeuse ise her zaman X-ışını karanlık görünüyor. Bir yüzey akı sınırına tüm yıldız yüzey tekabül X-ışını akışı bu aralıklar 30-7000 gelen erg s ^-1 cm ^-2 T = 1 MK,-1 kesme erg s ^-1 cm ^-2 daha yüksek sıcaklıklarda, beş sessiz Güneş X-ışını yüzey akışının altında büyüklük sıraları.

Gibi kırmızı süperdev Betelgeuse, neredeyse hiç röntgenler ışımalarıdır kırmızı devler . X-ışını eksikliğinin nedeni şunları içerebilir:

• dinamonun kapanması ,
• rekabet eden rüzgar üretimi ile bir bastırma veya
• üzerini örten kalın bir kromosfer tarafından güçlü zayıflama .

Tanınmış parlak kırmızı devler arasında Aldebaran , Arcturus ve Gamma Crucis bulunur . Kırmızı devler olmak üzere ana diziden geçerken dev yıldızlar arasında HR diyagramında belirgin bir X-ışını "bölme çizgisi" vardır . Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis), kırmızı deve evrimsel geçişin "Bölünme Çizgisi"nde bir Hibrit yıldız (her iki tarafın parçaları) gibi görünüyor. α TrA, birkaç Dividing Line modelini test etmeye hizmet edebilir .

Ayrıca, A7-F0 spektral tipi etrafında oldukça ani bir X-ışını emisyonu başlangıcı vardır ve spektral sınıf F boyunca gelişen geniş bir parlaklık aralığı vardır.

Birkaç hakiki geç A veya erken F tipi koronal emitörde, bunların zayıf dinamo işlemi genellikle kısa ömürleri boyunca hızla dönen yıldızı önemli ölçüde frenleyemez, bu nedenle bu koronalar, karşılaştırıldığında ciddi X-ışını emisyonu eksiklikleri ile dikkat çekicidir. kromosferik ve geçiş bölgesi akılarına; sonuncusu oldukça yüksek seviyelerde orta A tipi yıldızlara kadar takip edilebilir. Bu atmosferlerin gerçekten akustik olarak ısıtılıp ısıtılmadığı ve "genişleyen", zayıf ve soğuk bir koronayı tahrik edip etmediği veya manyetik olarak ısıtılıp ısıtılmadığı, X-ışını açığı ve düşük koronal sıcaklıklar, bu yıldızların önemli ölçüde sıcak tutamadıklarını açıkça ortaya koymaktadır. Korona, kayda değer kromosferlerine rağmen, daha soğuk aktif yıldızlarla herhangi bir şekilde karşılaştırılabilir.

X-ışını yıldızlararası ortam

Sıcak İyonize Ortamı (HIM), bazen oluşan koronal sıcaklık aralığında 10, gaz ⁶ - 10 ⁷ K radyasyonu X-ışınları. Genç yıldız kümelerinden gelen yıldız rüzgarları (çoğu zaman onları çevreleyen dev veya süperdev HII bölgeleriyle birlikte ) ve süpernovaların yarattığı şok dalgaları , çevrelerine muazzam miktarda enerji enjekte eder ve bu da hipersonik türbülansa yol açar. Yıldız rüzgar kabarcıkları ve süper sıcak gaz kabarcıkları gibi değişen boyutlarda ortaya çıkan yapılar , X-ışını uydu teleskoplarıyla gözlemlenebilir . Güneş şu anda düşük yoğunluklu Yerel Kabarcık'ta daha yoğun bir bölge olan Yerel Yıldızlararası Bulut'ta seyahat ediyor .

Yaygın röntgen arka planı

Bu ROSAT görüntü bir Aitoff-Çekiç eşit alanlı harita galaktik koordinatlarında 0.25 keV dağınık röntgen arka ortasında Galaktik merkezi ile olduğunu.

Gökyüzünde öne çıkan ayrı kaynaklara ek olarak, dağınık bir X-ışını arka planı için iyi kanıtlar vardır. Güneş'ten on yıldan fazla X-ışını emisyonu gözlemleri sırasında, izotropik bir X-ışını arka plan akışının varlığına dair kanıtlar 1956'da elde edildi. Bu arka plan akışı, geniş bir enerji aralığında oldukça tutarlı bir şekilde gözlenir. Bu dağınık X-ışını arka planı için spektrumun erken yüksek enerjili ucu, Ranger 3 ve Ranger 5 üzerindeki aletlerle elde edildi . X-ışını 10, yaklaşık 5 x bir toplam enerji yoğunluğuna karşılık gelir akı ^-4 eV / cm ³ . ROSAT yumuşak X-ışını dağınık arka plan (SXRB) görüntüsü, Galaktik düzlemden kutuplara doğru yoğunluktaki genel artışı gösterir. Düşük enerjiler de, 0,1-0,3 keV, hemen hemen tüm gözlenen yumuşak X-ışını arka plan (SXRB) ~ 10 termal emisyonudur ⁶ K plazma.

0.25 keV SXRB ile aynı projeksiyonda Galaktik nötr hidrojenin sütun yoğunluğunun haritası. 0.25 keV dağınık X-ışını arka planı ile burada gösterilen nötr hidrojen kolonu yoğunluğu arasındaki genel negatif korelasyona dikkat edin.

Yumuşak X-ışını arka planının nötr hidrojen dağılımı ile karşılaştırılmasıyla, genellikle Samanyolu diski içinde süper yumuşak X-ışınlarının bu nötr hidrojen tarafından emildiği kabul edilir.

SXRB ve nötr hidrojen ile aynı projeksiyonda ROSAT tüm gökyüzü araştırmasından alınan bu 0.75 keV dağınık X-ışını arka plan haritası. Görüntü, 0.25 keV X-ışını arka planından kökten farklı bir yapı göstermektedir. 0.75 keV'de, gökyüzüne nispeten pürüzsüz ekstragalaktik arka plan ve sınırlı sayıda parlak uzatılmış Galaktik nesne hakimdir.

X-ışını karanlık gezegenler

X-ışını gözlemleri, geçiş sırasında ana yıldızlarının koronasının bir kısmını tuttukları için (X-ışını karanlık) gezegenleri tespit etme imkanı sunar. Jüpiter benzeri bir gezegen oldukça önemli bir koronal alanı gölgede bırakabileceğinden, bu tür yöntemler özellikle düşük kütleli yıldızlar için umut vericidir.”

toprak

Bu birleşik görüntü, Dünya'nın yörüngedeki Polar uydusu ile Mart 1996'da çekilen X-ışınları içindeki ilk resmini içeriyor . En parlak X-ışını emisyonu alanı kırmızıdır. Bu tür X-ışınları, Dünya atmosferinin alt kısımları tarafından emildikleri için tehlikeli değildir .

2004'ten bu görüntü örneğinde, auroral aktivite sırasında düşük enerjili (0,1 – 10 keV) parlak X-ışını yayları üretilir. Görüntüler, Dünya'nın simüle edilmiş bir görüntüsünün üzerine bindirilir. X-ışını yaylarının renk kodu, maksimum parlaklık kırmızı ile gösterilen parlaklığı temsil eder. Kuzey kutbundan siyah daireye olan uzaklık 3.340 km'dir (2.080 mi). Gözlem tarihleri: 16 Aralık 2003 – 13 Nisan 2004 arasında 10 puan. Enstrüman: HRC.

Dünya'nın X-ışınlarında ilk fotoğrafı , yörüngedeki Polar uydusu ile Mart 1996'da çekildi . Güneş'ten gelen enerji yüklü parçacıklar, auroraya neden olur ve Dünya'nın manyetosferindeki elektronlara enerji verir . Bu elektronlar Dünya'nın manyetik alanı boyunca hareket eder ve sonunda Dünya'nın iyonosferine çarparak X-ışını emisyonunu üretir.

Ayrıca bakınız

• Astronomik radyo kaynağı

Referanslar