X-ışını astronomisi - X-ray astronomy
X-ışını astronomi bir gözleme dalıdır astronomi çalışması ile olan fiyatlar X-ışını ile ilgili gözlem ve algılama astronomik nesneler . X-radyasyonu Dünya atmosferi tarafından emilir , bu nedenle X-ışınlarını tespit etmek için kullanılan aletler balonlar , sondaj roketleri ve uydular tarafından yüksek irtifalara götürülmelidir . X-ışını astronomisi , Mauna Kea Gözlemevleri gibi standart optik teleskopların göremediği x-ışını radyasyonunu görebilen bir tür uzay teleskopu kullanır .
Yaklaşık bir milyon kelvin (K) ila yüz milyonlarca kelvin (MK) arasındaki sıcaklıklarda aşırı sıcak gazlar içeren astronomik nesnelerden X-ışını emisyonu beklenir . Üstelik, Dünya'nın termosferinde yüksek olan iyonize gazın E-katmanının korunması da güçlü bir dünya dışı X-ışınları kaynağı önerdi. Teori, Güneş'in ve yıldızların önde gelen X-ışını kaynakları olacağını öngörmesine rağmen , bunu doğrulamanın bir yolu yoktu çünkü Dünya'nın atmosferi dünya dışı X-ışınlarının çoğunu engelliyordu. Alet paketlerini yüksek irtifaya göndermenin yolları geliştirilinceye kadar bu X-ışını kaynaklarının çalışılabilmesi mümkün değildi.
Güneş X-ışınlarının varlığı, yirminci yüzyılın ortalarında , sondaj roketi amacına dönüştürülen V-2'ler tarafından doğrulandı ve dünya dışı X-ışınlarının tespiti, 1958'den beri çoklu uyduların birincil veya ikincil görevi oldu. (güneş sisteminin ötesinde) X-ışını kaynağı 1962'de bir sondaj roketi tarafından keşfedildi. Scorpius X-1 (Sco X-1) ( Scorpius takımyıldızında bulunan ilk X-ışını kaynağı ) olarak adlandırılan X-ışını emisyonu Scorpius X-1, görsel emisyonundan 10.000 kat daha büyükken, Güneş'inki yaklaşık bir milyon kat daha azdır. Ek olarak, X-ışınlarındaki enerji çıkışı , tüm dalga boylarında Güneş'in toplam emisyonundan 100.000 kat daha fazladır .
O zamandan beri binlerce X-ışını kaynağı keşfedildi. Ek olarak, galaksi kümelerindeki galaksiler arası boşluk , 100 ila 1000 megakelvin (MK) arasında bir sıcaklıkta sıcak, ancak çok seyreltik bir gazla doldurulur . Toplam sıcak gaz miktarı, görünür galaksilerdeki toplam kütlenin beş ila on katıdır.
Sondaj roket uçuşları
Röntgen araştırma için ilk sondaj roket uçuş de yapılıyordu White Sands Füze Menzili içinde New Mexico bir ile V-2 roketi 28 Ocak tarihinde, 1949. A dedektörü yerleştirildi burun konisi bölümü ve roket bir suborbital başlatıldı atmosferin hemen üzerinde bir irtifaya uçmak.
Güneş'ten gelen X ışınları , gemideki ABD Deniz Araştırma Laboratuvarı Çiçeği deneyi tarafından tespit edildi . 19 Haziran 1962'de (UTC) fırlatılan bir Aerobee 150 roketi, güneş sistemimizin dışındaki bir kaynaktan (Scorpius X-1) yayılan ilk X-ışınlarını tespit etti. Sco X-1 gibi X-ışını kaynaklarının nötron yıldızları veya kara delikler gibi kompakt yıldızlar olduğu artık biliniyor . Kara deliğe düşen malzeme X-ışınları yayabilir, ancak kara deliğin kendisi yaymaz. X-ışını emisyonu için enerji kaynağı yerçekimidir . Düşen gaz ve toz, bu ve diğer gök cisimlerinin güçlü yerçekimi alanları tarafından ısıtılır . Scorpius X-1 ile başlayan bu yeni X-ışını astronomi alanındaki keşiflere dayanarak, Riccardo Giacconi 2002 yılında Nobel Fizik Ödülü'nü aldı .
Roket uçuşlarının en büyük dezavantajı, çok kısa süreleri (roket Dünya'ya geri düşmeden önce atmosferin sadece birkaç dakika üzerinde) ve sınırlı görüş alanlarıdır . Amerika Birleşik Devletleri'nden fırlatılan bir roket, güney gökyüzündeki kaynakları göremeyecek; Avustralya'dan fırlatılan bir roket, kuzey gökyüzündeki kaynakları göremeyecek.
X-ray Kuantum Kalorimetresi (XQC) projesi
Astronomide, yıldızlararası ortam (veya ISM ), yıldızlararası uzayı kaplayan gaz ve kozmik tozdur : bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan madde . Yıldızlararası boşluğu doldurur ve çevreleyen galaksiler arası ortama sorunsuz bir şekilde karışır . Yıldızlararası ortam, iyonların , atomların , moleküllerin , daha büyük toz tanelerinin, kozmik ışınların ve (galaktik) manyetik alanların son derece seyreltik (karasal standartlara göre) karışımından oluşur . Elektromanyetik radyasyon şeklinde aynı hacmi kaplayan enerji , yıldızlararası radyasyon alanıdır .
İlgi çekici olan, X-ışınları yayan 10 6 -10 7 K'da yıldız yüzeylerinden bir koronal bulut fırlatmasından oluşan sıcak iyonize ortamdır (HIM) . ISM, tüm mekansal ölçeklerde çalkantılı ve yapıyla doludur. Yıldızlar , tipik olarak birkaç parsek büyüklüğünde büyük moleküler bulut komplekslerinin derinliklerinde doğarlar . Hayatları ve ölümleri sırasında, yıldız ISM fiziksel olarak etkileşime girer. Genç yıldız kümelerinden gelen yıldız rüzgarları (çoğunlukla 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. Ortaya çıkan yapılar, yıldız rüzgar kabarcıkları ve süper sıcak gaz kabarcıklarıdır . Güneş şu anda düşük yoğunluklu Yerel Kabarcık'ta daha yoğun bir bölge olan Yerel Yıldızlararası Bulut'ta seyahat ediyor .
0,07 ila 1 keV enerji aralığında yıldızlararası ortamdan yayılan X-ışını emisyonunun spektrumunu ölçmek için NASA , 1 Mayıs 2008'de New Mexico, White Sands Missile Range'den bir Black Brant 9 fırlattı . Görevin Baş Araştırmacısı Wisconsin-Madison Üniversitesi'nden Dr. Dan McCammon .
balonlar
Balon uçuşları, aletleri dünya atmosferinin %99,97'sinin üzerinde oldukları deniz seviyesinden 40 km'ye kadar olan irtifalara taşıyabilir. Verilerin birkaç dakika içinde toplandığı bir roketin aksine, balonlar çok daha uzun süre havada kalabilirler. Bununla birlikte, bu tür irtifalarda bile, X-ışını spektrumunun çoğu hala soğurulmaktadır. 35 keV'den (5.600 aJ) daha düşük enerjili X ışınları balonlara ulaşamaz. 21 Temmuz 1964'te, Yengeç Bulutsusu süpernova kalıntısının, Filistin, Teksas , Amerika Birleşik Devletleri'nden fırlatılan bir balon üzerinde uçan bir sintilasyon sayacı tarafından sert bir X-ışını (15-60 keV) kaynağı olduğu keşfedildi . Bu muhtemelen ayrı bir kozmik X-ışını kaynağından X-ışınlarının balon tabanlı ilk tespitiydi.
Yüksek enerjili odaklama teleskopu
Yüksek enerjili odaklama teleskopu (HEFT), sert X-ışını (20–100 keV) bandındaki astrofiziksel kaynakları görüntülemek için balonla taşınan bir deneydir. İlk uçuşu Mayıs 2005'te Fort Sumner, New Mexico, ABD'den gerçekleşti. HEFT'nin açısal çözünürlüğü c'dir. 1.5'. HEFT, otlatma açılı bir X-ışını teleskopu kullanmak yerine , yuvalanmış otlatma aynalarının yansıtıcılığını 10 keV'nin üzerine çıkarmak için yeni bir tungsten- silikon çok katmanlı kaplamaları kullanır. HEFT, 60 keV'de maksimum yarı genişlikte 1.0 keV tam genişlikte bir enerji çözünürlüğüne sahiptir . HEFT, Mayıs 2005'te 25 saatlik bir balon uçuşu için başlatıldı. Cihaz, spesifikasyon dahilinde performans gösterdi ve Yengeç Bulutsusu olan Tau X-1'i gözlemledi .
Yüksek çözünürlüklü gama ışını ve sert X ışını spektrometresi (HIREGS)
Yüksek çözünürlüklü gama ışını ve sert X ışını spektrometresi (HIREGS) adı verilen balonla taşınan bir deney, Güneş'ten ve diğer astronomik nesnelerden X ışını ve gama ışını emisyonlarını gözlemledi. Bu fırlatıldı McMurdo İstasyonu , Antarktika Aralık 1991 ve 1992 Sabit rüzgarlar iki hafta her seferinde yaklaşık süren circumpolar uçuşta balon taşıdı.
Rockoons
Rockoon , bir karışımıdır roket ve balon , bir oldu katı yakıt roket hemen zeminde ise yaktı yerine, ilk olarak bir gaz ile doldurulmuş bir balon ile üst atmosfere gerçekleştirilmiştir. Ardından, maksimum yükseklikte balondan ayrıldığında roket otomatik olarak ateşlendi. Bu, daha yüksek bir irtifaya ulaştı, çünkü roket, çok daha fazla kimyasal yakıt gerektirecek daha düşük, daha kalın hava katmanlarından geçmek zorunda değildi.
Orijinal "rockoons" konsepti Cmdr tarafından geliştirilmiştir. Lee Lewis, Komutan. G. Halvorson, SF Singer ve James A. Van Allen , 1 Mart 1949'da USS Norton Sound'un Aerobee roket ateşleme seyiri sırasında .
17 Temmuz itibaren 27 Temmuz 1956 için, Naval Research Laboratory (NRL) gemi sekiz başlattı Deacon güneş için rockoons ultraviyole ~ 30 ° N ~ 121.6 ° W, güneybatı az ve X-ışını gözlemleri San Clemente Adası'nda 120 km: apogee.
X-ışını astronomi uydusu
X-ışını astronomi uyduları, gök cisimlerinden gelen X-ışını emisyonlarını inceler. X-ışını emisyonları ile ilgili verileri algılayabilen ve iletebilen uydular, X-ışını astronomisi olarak bilinen uzay bilimi dalı kapsamında konuşlandırılıyor. X-radyasyonu Dünya atmosferi tarafından emildiği için uydulara ihtiyaç vardır, bu nedenle X-ışınlarını tespit edecek enstrümanlar balonlar, sondaj roketleri ve uydular tarafından yüksek irtifalara götürülmelidir.
X-ışını teleskopları ve aynaları
X-ışını teleskopları (XRT'ler), kırılma veya büyük sapma yansımasından ziyade bakış açısı yansımasına dayalı olarak değişen yönsellik veya görüntüleme yeteneğine sahiptir. Bu, onları görünür veya UV teleskoplarından çok daha dar görüş alanlarıyla sınırlar. Aynalar seramik veya metal folyodan yapılabilir.
Astronomideki ilk X-ışını teleskopu Güneş'i gözlemlemek için kullanıldı. Güneş'in ilk X-ışını resmi (bir otlatma olayı teleskopuyla çekilmiş) 1963'te roketle taşınan bir teleskopla çekildi. 19 Nisan 1960'ta, güneşin ilk X-ışını görüntüsü, bir Aerobee-Hi roketinde iğne deliği kamerası kullanılarak çekildi.
Güneş dışı X-ışını astronomisi için X-ışını aynalarının kullanımı aynı anda şunları gerektirir:
- iki boyutlu bir X-ışını fotonun varış yerini belirleme yeteneği ve
- makul bir algılama verimliliği.
X-ışını astronomi dedektörleri
X-ışını astronomi dedektörleri, genellikle zamanın teknolojisi ile sınırlı çeşitli teknikler kullanılarak, öncelikle enerji ve bazen de dalga boyu tespiti için tasarlanmış ve yapılandırılmıştır.
X-ışını dedektörleri bireysel X-ışınlarını (X-ışını elektromanyetik radyasyon fotonları) toplar ve toplanan fotonların sayısını (yoğunluk), toplanan fotonların enerjisini (0.12 ila 120 keV), dalga boyunu (c. 0.008-8 nm) sayar. ) veya fotonların ne kadar hızlı algılandığını (saatte sayılır), bize onları yayan nesne hakkında bilgi verir.
Astrofiziksel X-ışınları kaynakları
Birkaç tür astrofiziksel nesne, galaksi kümelerinden , aktif galaktik çekirdeklerdeki (AGN) kara deliklerden süpernova kalıntıları , yıldızlar ve beyaz cüce içeren ikili yıldızlar ( kataklismik değişken yıldızlar ) gibi galaktik nesnelere kadar X-ışınları yayar, flüoresans yayar veya yansıtır. 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 sürekliliği, bremsstrahlung , kara cisim radyasyonu , senkrotron radyasyonu veya düşük enerjili fotonların relativistik elektronlar tarafından ters Compton saçılması , hızlı protonların atomik elektronlarla çarpma çarpışmaları ve atomik rekombinasyon olarak adlandırılan şeyden kaynaklanabilir. veya ek elektron geçişleri olmadan.
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 Herculis) 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 .
Temmuz 2020'de gökbilimciler , NGC 6297 gökadasının çekirdeğinin yakınında bulunan ASASSN-20hx ile ilişkili bir " sert gelgit bozulma olayı adayı " gözlemini bildirdiler ve gözlemin " sert güç yasasına sahip çok az sayıda gelgit bozulma olayından birini temsil ettiğini kaydetti" X-ışını spektrumları ".
Göksel X-ışını kaynakları
Gök küresi 88 takımyıldızları ayrılmıştır. Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) takımyıldızları gökyüzünün alanlardır. Bunların her biri dikkate değer X-ışını kaynakları içerir. Bazıları astrofiziksel modellemeden galaksiler veya galaksilerin merkezlerindeki kara delikler olarak tanımlanmıştır . Bazıları pulsardır . X-ışını astrofiziği tarafından zaten başarılı bir şekilde modellenmiş kaynaklarda olduğu gibi, görünen kaynak tarafından X-ışınlarının oluşumunu anlamaya çalışmak, Güneş'i, bir bütün olarak evreni ve bunların bizi Dünya'da nasıl etkilediğini anlamaya yardımcı olur . Takımyıldızlar, mevcut fiziksel teori veya yorumdan bağımsız olarak gözlem ve kesinliği işlemek için astronomik bir cihazdır. Astronomi uzun zamandır etrafta. Fiziksel teori zamanla değişir. Göksel X-ışını kaynakları ile ilgili olarak, X-ışını astrofiziği, X-ışını parlaklığının fiziksel nedenine odaklanma eğilimindeyken, X-ışını astronomisi, sınıflandırma, keşif sırası, değişkenlik, çözülebilirlik ve bunlarla olan ilişkileri üzerinde odaklanma eğilimindedir. diğer takımyıldızlardaki yakın kaynaklar.
, 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. Yumuşak X-ışınları süper balonun içindeki sıcak gaz (T ~ 2–3 MK) tarafından yayılır. Bu parlak nesne, bir gaz ve toz filamanının "gölgesi" için arka planı oluşturur. Filament, IRAS tarafından ölçüldüğü üzere yaklaşık 30 K sıcaklıkta tozdan 100 mikrometre emisyonu temsil eden üst üste bindirilmiş 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 ultraviyole (UV) ışık ve yıldız rüzgarları tarafından enerjilendirilir . Bu yıldızlar, tayfın görsel (Hα) ve X-ışını bölümlerinde gözlenen, yaklaşık 1200 lys büyüklüğünde bir süper balona enerji verir.
Önerilen (gelecekteki) X-ışını gözlem uyduları
X-ışını gözlem uyduları için önerilen birkaç proje var. Yukarıdaki ana makale bağlantısına bakın.
Keşifsel X-ışını astronomisi
Genellikle gözlemsel astronomi, Dünya yüzeyinde (veya nötrino astronomisinde onun altında) meydana geldiği kabul edilir . Gözlemi Dünya ile sınırlama fikri, Dünya'nın yörüngesini de içerir. Gözlemci Dünya'nın rahat sınırlarını terk eder etmez, gözlemci derin bir uzay kaşifi olur. Hariç Explorer 1 ve Explorer 3 bir sonda o Earth ya da Dünya'nın çevresinde bir yörüngeye bırakan derin uzay gezgini olacak genellikle eğer, seri olarak ve önceki uydulara.
Bir uydu veya uzay sondasının derin uzay X-ışını astronomu/kaşifcisi veya "astronobot"/kaşifçisi olarak nitelendirilmesi için, gemide taşıması gereken tek şey bir XRT veya X-ışını dedektörüdür ve Dünya'nın yörüngesini terk eder.
Ulysses 6 Ekim 1990'da fırlatıldı ve " yerçekimi sapanı " için Jüpiter'e Şubat 1992'de ulaştı . Haziran 1994'te güney güneş kutbunu geçti ve Şubat 1995'te ekliptik ekvatoru geçti. Güneş X-ışını ve kozmik gama ışını patlaması deneyin (GRB) 3 ana amacı vardı: güneş patlamalarını incelemek ve izlemek, kozmik gama ışını patlamalarını tespit etmek ve lokalize etmek ve Jovian aurora'nın yerinde tespiti. Ulysses, Mars'ın yörüngesinin dışına çıkan bir gama patlaması dedektörü taşıyan ilk uyduydu. Sert X-ışını dedektörleri 15–150 keV aralığında çalışır. Dedektörler, plastik ışık tüpleri aracılığıyla fotoçoğaltıcılara monte edilen 23 mm kalınlığında x 51 mm çapında CsI(Tl) kristallerinden oluşuyordu. Sabit dedektör (1) ölçülen sayım hızına, (2) yer komutuna veya (3) uzay aracı telemetri modundaki değişikliğe bağlı olarak çalışma modunu değiştirdi. Tetik seviyesi genellikle arka planın üzerinde 8-sigma için ayarlanmıştır ve hassasiyet 10 −6 erg/cm 2 (1 nJ/m 2 ) 'dir. Bir patlama tetikleyicisi kaydedildiğinde, cihaz yüksek çözünürlüklü verileri kaydetmeye geçer ve yavaş bir telemetri okuması için bunu 32 kbit belleğe kaydeder. Burst verileri, 2 dedektörün toplamından 16 s'lik 8 ms'lik çözünürlük sayım hızlarından veya 64 s'lik 32 ms'lik sayım hızlarından oluşur. Ayrıca 2 dedektörün toplamından 16 kanal enerji spektrumu vardı (1, 2, 4, 16 veya 32 saniyelik entegrasyonlarda alındı). 'Bekleme' modunda, veriler 0.25 veya 0.5 s entegrasyonlarında ve 4 enerji kanalında (en kısa entegrasyon süresi 8 s) alınmıştır. Yine 2 dedektörün çıktıları toplanmıştır.
Ulysses yumuşak X-ışını detektörleri 2.5 mm kalınlığında x 0.5 sm oluşuyordu 2 alanı Si yüzey engelleme dedektörleri. 100 mg / cm 2 berilyum folyo ön cam, düşük enerjili X ışınlarının reddedilir ve 75 ° 'de (yarım açı) konik bir FOV tanımlandığı gibidir. Bu dedektörler pasif olarak soğutulmuştur ve −35 ila −55 °C sıcaklık aralığında çalışır. Bu dedektör, 5-20 keV aralığını kapsayan 6 enerji kanalına sahipti.
Teorik X-ışını astronomisi
Teorik X-ışını astronomi dalıdır teorik astronomi teorik konu eden astrofizikteki ve teorik Astrochemistry bir X-ışını üretimi , emisyon ve algılama uygulanan astronomik nesneler .
Gibi teorik astrofizik , teorik röntgen astronomi dahil araçlar geniş bir yelpazede kullanan analitik modeller olası bir X-ışını kaynağı ve davranışını yaklaşmak için hesaplamalı sayısal simülasyonlar gözlemsel verileri yaklaştığı. Potansiyel gözlemsel sonuçlar elde edildiğinde, bunlar deneysel gözlemlerle karşılaştırılabilir. Gözlemciler, bir modeli çürüten veya birkaç alternatif veya çelişkili model arasında seçim yapmaya yardımcı olan verileri arayabilirler.
Teorisyenler ayrıca yeni verileri hesaba katmak için modeller oluşturmaya veya değiştirmeye çalışırlar. Bir tutarsızlık durumunda, genel eğilim, verilere uyması için modelde minimum değişiklikler yapmaya çalışmaktır. Bazı durumlarda, zaman içinde büyük miktarda tutarsız veri bir modelin tamamen terk edilmesine yol açabilir.
Konulara çoğu astrofizik , Astrochemistry , astrometri dalları vardır ve diğer alanlarda astronomi nazariyatçılarınca çalışılan Röntgen ve X-ışını kaynakları içerir. Bir teori için başlangıçların çoğu, bir X-ışını kaynağının oluşturulduğu ve çalışıldığı Dünya tabanlı bir laboratuvarda bulunabilir.
dinamolar
Dinamo teorisi, dönen, taşınan ve elektriksel olarak iletken bir sıvının bir manyetik alanı korumak için hareket ettiği süreci tanımlar . Bu teori, astrofiziksel cisimlerde anormal derecede uzun ömürlü manyetik alanların varlığını açıklamak için kullanılır. Eğer yıldızların manyetik alanlarından bazıları gerçekten dinamolar tarafından indükleniyorsa, alan gücü dönme hızı ile ilişkilendirilebilir.
astronomik modeller
Diğer dalga boyu aralıkları için spektral emisyon sonuçlarıyla birlikte gözlemlenen X-ışını spektrumundan, olası X-ışını emisyonu kaynağını ele alan bir astronomik model oluşturulabilir. Örneğin, Scorpius X-1 ile, X-ışını enerjisi 20 keV'a kadar yükseldikçe, X-ışını spektrumu hızla düşer, bu muhtemelen bir termal-plazma mekanizması için olasıdır. Ek olarak, hiçbir radyo emisyonu yoktur ve görünür süreklilik, gözlemlenen X-ışını akısına uyan bir sıcak plazmadan kabaca beklenecek olan şeydir. Plazma, merkezi bir nesnenin koronal bulutu veya enerji kaynağının bilinmediği geçici bir plazma olabilir, ancak yakın bir ikili fikri ile ilgili olabilir.
Yengeç Bulutsusu X-ışını tayfında Scorpius X-1'den büyük ölçüde farklı olan üç özellik vardır: tayfı çok daha serttir, kaynak çapı astronomik birimler (AU) değil ışık yılı (ly)s cinsindendir ve radyosu ve optik senkrotron emisyonu güçlüdür. Genel X-ışını parlaklığı, optik emisyona rakip olur ve termal olmayan bir plazmanınki olabilir. Bununla birlikte, Yengeç Bulutsusu, enerji içeriğinin bilinmeyen kaynaktan elde edilen büyük görünür ve radyo bölümünün toplam enerji içeriğinin 100 katı olduğu, merkezi serbestçe genişleyen bir seyreltik plazma topu olan bir X-ışını kaynağı olarak görünmektedir.
"Bölen Hattı" olarak dev yıldız haline gelişmeye kırmızı devler de Rüzgar ve Koronal Bölme Hatları ile örtüşmektedir. Bu ayrım çizgileri boyunca X-ışını emisyonundaki düşüşü açıklamak için bir dizi model önerilmiştir:
- koronalarda düşük emisyona yol açan düşük geçiş bölgesi yoğunlukları,
- koronal emisyonun yüksek yoğunluklu rüzgar sönmesi,
- sadece soğuk koronal döngüler kararlı hale gelir,
- bir manyetik alan yapısındaki değişiklikler, manyetik olarak sınırlandırılmış plazmanın azalmasına yol açan açık bir topolojiye, veya
- manyetik dinamo karakterindeki değişiklikler, kırmızı devler arasında yalnızca küçük ölçekli, türbülans kaynaklı alanlar bırakarak yıldız alanlarının kaybolmasına yol açar.
Analitik X-ışını astronomisi
Yüksek kütleli X-ışını ikili dosyaları (HMXB'ler), genellikle nötron yıldızları (NS) veya kara delikler (BH) olmak üzere OB süperdev eşlik eden yıldızlardan ve kompakt nesnelerden oluşur . Süperdev X-ışını ikili dosyaları (SGXB'ler), kompakt nesnelerin, birkaç günlük (3-15 d) yörünge periyoduyla ve dairesel (veya hafif eksantrik) yörüngelerde büyük yoldaşların yörüngesinde döndüğü HMXB'lerdir. SGXB'ler, artan pulsarların tipik sert X-ışını spektrumlarını gösterir ve çoğu, gizlenmiş HMXB'ler olarak güçlü absorpsiyon gösterir. X-ışını parlaklığı ( U x ) 10 36 erg·s −1'e (10 29 watt) kadar artar .
Klasik SGXB'ler ile yakın zamanda keşfedilen süperdev hızlı X-ışını geçişleri (SFXT) arasında gözlemlenen farklı zamansal davranışları tetikleyen mekanizma hala tartışılmaktadır.
Yıldız X-ışını astronomi
Yıldız X-ışınları astronomisinin 5 Nisan 1974'te Capella'dan gelen X-ışınlarının saptanmasıyla başladığı söyleniyor . O tarihte bir roket uçuşu, bir yıldız sensörü faydalı yük eksenini Capella'ya (α Aur) yönelttiğinde durum kontrol sistemini kısaca kalibre etti. Bu süre boyunca, 0,2-1,6 keV aralığındaki X-ışınları, yıldız sensörüyle birlikte hizalanmış bir X-ışını reflektör sistemi tarafından tespit edildi. X-ışını parlaklık L x = 10 31 erg-s -1 (10 24 W) Güneşin X-ışını parlaklık üzerinde büyüklük dört işlemlerdir.
yıldız korona
Koronal yıldızlar veya bir koronal bulut içindeki yıldızlar, Hertzsprung-Russell diyagramının serin yarısındaki yıldızlar arasında her yerde bulunur . Skylab ve Copernicus'taki aletlerle yapılan deneyler , yıldız koronalarından ~0.14-0.284 keV enerji aralığında yumuşak X-ışını emisyonu aramak için kullanılmıştır. ANS'deki deneyler , Capella ve Sirius'tan (α CMa) X-ışını sinyalleri bulmayı başardı. Geliştirilmiş bir güneş benzeri koronadan X-ışını emisyonu ilk kez önerildi. Capella'nın HEAO 1 kullanılarak ilk koronal X-ışını spektrumundan elde edilen Capella'nın koronasının yüksek sıcaklığı, serbest akışlı bir koronal rüzgar olmadığı sürece manyetik sınırlamayı gerektiriyordu.
1977'de Proxima Centauri'nin XUV'de yüksek enerjili radyasyon yaydığı keşfedildi. 1978'de α Cen, düşük aktiviteli bir koronal kaynak olarak tanımlandı. Çalıştırılması ile Einstein gözlem , X-ışını emisyonu esasen bütün Hertzsprung-Russell diyagramı kapsayan yıldızlı bir geniş karakteristik özelliği, ortak olarak kabul edildi. Einstein'ın ilk araştırması önemli içgörülere yol açtı:
- X-ışını kaynakları, Hertzsprung-Russell diyagramında ve evrimin çoğu aşamasında, tüm yıldız türleri arasında bol miktarda bulunur.
- X-ışını parlaklıkları ve ana dizi boyunca dağılımları, uzun süredir tercih edilen akustik ısıtma teorileriyle uyumlu değildi, ancak şimdi manyetik koronal ısıtmanın etkisi olarak yorumlandı ve
- aksi takdirde benzer olan yıldızlar, dönme periyotları farklıysa, X-ışını çıktılarında büyük farklılıklar ortaya çıkarır.
UX Ari'nin orta çözünürlüklü spektrumuna uyması için güneş altı bollukları gerekliydi.
Yıldız X-ışını astronomisi, daha derin bir anlayışa katkıda bulunuyor.
- manyetohidrodinamik dinamolarda manyetik alanlar,
- çeşitli plazma-fiziksel süreçler yoluyla zayıf astrofiziksel plazmalarda enerjinin serbest bırakılması ve
- yüksek enerjili radyasyonun yıldız ortamıyla etkileşimleri.
Şu andaki bilgelik, devasa koronal ana dizi yıldızlarının, hem gözlem hem de teori tarafından desteklenen bir varsayım olan, geç A veya erken F yıldızları olduğu yönündedir.
Genç, düşük kütleli yıldızlar
Yeni oluşan yıldızlar, yıldız evrimi aşamasında ana diziye ulaşmadan önce ana dizi öncesi yıldızlar olarak bilinir . Bu aşamadaki yıldızlar (<10 milyon yıllık) yıldız koronalarında X-ışınları üretirler. Ancak, bunların X-ışını emisyonu 10 3 10 -e doğru 5 benzer kitlelerin anakola yıldızlarının daha kat daha güçlü.
Anakol öncesi yıldızlar için X-ışını emisyonu Einstein Gözlemevi tarafından keşfedildi . Bu X-ışını emisyonu, esas olarak, yıldız koronalarındaki manyetik yeniden bağlantı işaret fişekleri tarafından üretilir ve birçok küçük işaret, bu yıldızlardan gelen "sessiz" X-ışını emisyonuna katkıda bulunur. Ana dizi öncesi yıldızların büyük konveksiyon bölgeleri vardır, bunlar da güçlü dinamoları harekete geçirir ve güçlü yüzey manyetik alanları üretir. Bu, X-ışını emisyonunun dönme modülasyonunu gösteren ana dizi yıldızlarının aksine, doymuş X-ışını rejiminde bulunan bu yıldızlardan yüksek X-ışını emisyonuna yol açar . X-ışını emisyonunun diğer kaynakları arasında yığılma noktaları ve paralelleştirilmiş çıkışlar bulunur.
Yıldız gençliğinin bir göstergesi olarak X-ışını emisyonu, yıldız oluşum bölgelerinin çalışmaları için önemlidir. Samanyolu Gökadası'ndaki yıldız oluşum bölgelerinin çoğu, birbiriyle alakasız çok sayıda yıldız ile Galaktik Düzlem alanlarında yansıtılır . Yalnızca optik ve kızılötesi görüntüleri kullanarak genç bir yıldız kümesinin üyelerini alan yıldızı kirleticilerinden ayırt etmek çoğu zaman imkansızdır. X-ışını emisyonu moleküler bulutlardan orta düzeyde absorpsiyona kolayca nüfuz edebilir ve aday küme üyelerini belirlemek için kullanılabilir.
kararsız rüzgarlar
Önemli bir dış konveksiyon bölgesinin yokluğu göz önüne alındığında, teori, daha önceki A yıldızlarında manyetik bir dinamo olmadığını tahmin ediyor. Spektral tip O ve B'nin ilk yıldızlarında, kararsız rüzgarlarda gelişen şoklar, muhtemel X-ışınları kaynağıdır.
En havalı M cüceleri
Spektral tip M5'in ötesinde, klasik αω dinamo artık cüce yıldızların iç yapısı önemli ölçüde değiştiği için çalışamaz: tamamen konvektif hale gelirler. Dağıtılmış (veya α 2 ) bir dinamo alakalı hale gelebileceğinden, hem yüzeydeki manyetik akı hem de koronadaki manyetik alanların topolojisi bu geçiş boyunca sistematik olarak değişmelidir, belki de spektral etrafındaki X-ışını özelliklerinde bazı süreksizliklerle sonuçlanmalıdır. sınıf dM5. Ancak, gözlemler bu resmi desteklemiyor gibi görünüyor: uzun süreli en düşük kütleli X-ışını tespiti, VB 8 (M7e V), X-ışını parlaklık seviyelerinde ( L X ) sabit emisyon göstermiştir ≈ 10 26 erg·s -1 (10 19 W) ve daha yüksek bir büyüklük sırasına kadar parlar. Diğer geç M cüceleri ile karşılaştırıldığında, oldukça sürekli bir eğilim görülmektedir.
Herbig Ae/Be yıldızlarından güçlü X-ışını emisyonu
Herbig Ae/Be yıldızları ana dizi öncesi yıldızlardır. X-ışını emisyon özelliklerine gelince, bazıları
- sıcak yıldızları anımsatan,
- diğerleri soğuk yıldızlarda olduğu gibi koronal aktiviteye, özellikle parlamaların ve çok yüksek sıcaklıkların varlığına işaret eder.
Bu güçlü emisyonların doğası, aşağıdakileri içeren modellerle tartışmalı olarak kalmıştır:
- kararsız yıldız rüzgarları,
- çarpışan rüzgarlar,
- manyetik korona,
- disk korona,
- rüzgarla beslenen manyetosferler,
- yığılma şokları,
- bir kesme dinamosunun çalışması,
- bilinmeyen geç tip yoldaşların varlığı.
K devleri
FK Com yıldızları, alışılmadık derecede hızlı bir dönüş ve aşırı aktivite belirtileri olan spektral K tipi devlerdir. X-ışını koronaları en parlak ( L X ≥ 10 32 erg·s -1 veya 10 25 W) arasındadır ve 40 MK'ye kadar hakim sıcaklıklarla bilinen en sıcaklardır. Bununla birlikte, mevcut popüler hipotez, yoldaşın yörünge açısal momentumunun birincile aktarıldığı yakın bir ikili sistemin birleşmesini içerir.
Pollux , Beta atamasına rağmen İkizler takımyıldızındaki en parlak yıldız ve gökyüzündeki en parlak 17. yıldızdır . Pollux, beyaz "ikizi" Castor ile ilginç bir renk kontrastı oluşturan dev bir turuncu K yıldızıdır. Pollux çevresinde sıcak, dış, manyetik olarak desteklenen bir korona için kanıt bulundu ve yıldızın bir X-ışını yayıcı olduğu biliniyor.
eta karina
Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından yapılan yeni X-ışını gözlemleri, üç farklı yapı göstermektedir: yaklaşık 2 ışıkyılı çapında bir dış, at nalı şeklindeki halka, çapı yaklaşık 3 ışık ayı olan sıcak bir iç çekirdek ve ondan daha küçük bir sıcak merkezi kaynak. Tüm gösteriyi yöneten süper yıldızı içerebilecek çapta 1 ışık ayı. Dış halka, 1000 yıl önce meydana gelen başka bir büyük patlamanın kanıtını sağlıyor. Eta Karina çevresindeki bu 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 . Davidson, Hubble Uzay teleskobu tarafından yapılan Eta Carina gözlemlerinin baş araştırmacısıdır . "En popüler teoride, X-ışınları birbirine o kadar yakın olan iki yıldızdan gelen gaz akışlarının çarpışmasıyla yapılır ki, bize bir nokta kaynağı gibi görünürler. Fakat daha uzak mesafelere kaçan gaz akışlarına ne olur? Uzatılmış sıcak maddeye ne olur? yeni görüntünün ortasında, herhangi bir teorinin karşılaması için zorlu yeni koşullar veriyor."
amatör röntgen astronomi
Toplu olarak, amatör astronomlar çeşitli gök cisimlerini ve fenomenleri bazen kendi inşa ettikleri ekipmanlarla gözlemlerler. Amerika Birleşik Devletleri Hava Kuvvetleri Akademisi (USAFA) ABD'nin sadece lisans uydu programının ev ve vardır ve FalconLaunch sondaj roket geliştirmeye devam ediyor. X-ışını astronomi yüklerini uzaya yerleştirmek için herhangi bir doğrudan amatör çabaya ek olarak, öğrencilerin geliştirdiği deneysel yüklerin ücretsiz bir yolculuk olarak ticari sondaj roketlerine yerleştirilmesine izin veren fırsatlar vardır.
X-ışını astronomisinde deneyleri gözlemleyen ve raporlayan amatörler için büyük sınırlamalar vardır: Yeterince yüksek bir dedektör yerleştirmek için amatör bir roket veya balon inşa etmenin maliyeti ve uygun bir X-ışını dedektörü oluşturmak için uygun parçaların maliyeti.
X-ışını astronomisinin tarihi
1927'de, ABD Deniz Araştırma Laboratuvarı'ndan EO Hulburt ve Washington Carnegie Enstitüsü'nden Gregory Breit ve Merle A. Tuve , Robert H. Goddard'ın roketlerini üst atmosferi keşfetmek için donatma olasılığını araştırdı . "İki yıl sonra, yüksek irtifalarda ultraviyole radyasyon ve X-ışınlarının tespiti de dahil olmak üzere üst atmosferi keşfetmek için bir roketin kullanılabileceği deneysel bir program önerdi".
1930'ların sonlarında, Güneş'i çevreleyen çok sıcak, zayıf bir gazın varlığı, yüksek oranda iyonize türlerin optik koronal çizgilerinden dolaylı olarak çıkarsanmıştı. Güneş'in sıcak, ince bir korona ile çevrili olduğu bilinmektedir. 1940'ların ortalarında radyo gözlemleri, Güneş'in etrafında bir radyo koronasını ortaya çıkardı.
Dünya atmosferinin üstünden X-ışını kaynakları arayışının başlangıcı 5 Ağustos 1948 12:07 GMT'deydi . Hermes Projesi kapsamında bir ABD Ordusu (eski Alman) V-2 roketi White Sands Proving Grounds'tan fırlatıldı . İlk güneş röntgenleri T. Burnight tarafından kaydedildi.
1960'lar, 70'ler, 80'ler ve 90'lar boyunca, 60 yıllık X-ışını astronomisi boyunca dedektörlerin hassasiyeti büyük ölçüde arttı. Buna ek olarak, X-ışınlarını odaklama yeteneği, çok sayıda büyüleyici gök cisminin yüksek kaliteli görüntülerinin üretilmesine izin vererek muazzam bir şekilde gelişmiştir.
X-ışını astronomisindeki ana sorular
X-ışını astronomisi, kaynağa bakmak için büyük bir spektral sonda kullandığından, birçok bulmacayı anlama çabalarında değerli bir araçtır.
yıldız manyetik alanlar
Manyetik alanlar yıldızlar arasında her yerde bulunur, ancak tam olarak nedenini anlamıyoruz ve yıldız ortamlarında hareket eden şaşırtıcı çeşitlilikteki plazma fiziksel mekanizmalarını tam olarak anlayamadık. Örneğin bazı yıldızların manyetik alanları , oluşum dönemlerinden arta kalan fosil yıldız manyetik alanları var gibi görünürken, diğerleri alanı sık sık yeniden üretiyor gibi görünüyor.
Ekstrasolar X-ışını kaynağı astrometrisi
Güneş dışı bir X-ışını kaynağının ilk tespiti ile, genellikle sorulan ilk soru "Kaynak nedir?" Muhtemel çakışan nesneler için genellikle görünür veya radyo gibi diğer dalga boylarında kapsamlı bir arama yapılır. Doğrulanmış röntgen konumlarının çoğu hala kolayca fark edilebilir kaynaklara sahip değil. X-ışını astrometrisi , daha hassas açısal çözünürlük ve spektral parlaklık için her zamankinden daha fazla taleple sonuçlanan ciddi bir endişe haline gelir .
X-ışını/optik, X-ışını/radyo ve X-ışını/X-ışını tanımlamalarını yalnızca konumsal tesadüflere dayalı yapmakta, özellikle de balonlar ve roketler, kalabalık bölgede galaktik merkeze doğru zayıf kaynak ayrımı, kaynak değişkenliği ve kaynak adlandırmalarının çokluğu.
Yıldızların X-ışını kaynağı karşılıkları, kaynak merkezleri ile yıldızın konumu arasındaki açısal ayrım hesaplanarak tanımlanabilir. İzin verilen maksimum ayrım, mümkün olduğu kadar çok gerçek eşleşmeyi tanımlamak için daha büyük bir değer ile sahte eşleşme olasılığını en aza indirmek için daha küçük bir değer arasında bir uzlaşmadır. "40'lık bir eşleştirme kriteri", numunedeki herhangi bir sahte eşleşme olasılığını %3'te tutarken, neredeyse tüm olası X-ışını kaynağı eşleşmelerini bulur.
Güneş X-ışını astronomi
Güneş'te , çevresinde veya yakınında tespit edilen tüm X-ışını kaynakları , dış atmosferi olan koronadaki süreçlerle ilişkili görünüyor .
Koronal ısınma sorunu
Güneş X-ışını astronomi alanında, koronal ısıtma sorunu var . Fotosfer Güneş 5.570 K etkili bir sıcaklığa sahiptir henüz korona 1-2 x 10 arasında bir ortalama sıcaklığı 6 K. Bununla birlikte, sıcak bölgeler 8-20 x 10 6 korona gösterir yüksek sıcaklık K. bu fotosferden doğrudan ısı iletimi dışında bir şey tarafından ısıtılır .
Koronayı ısıtmak için gerekli enerjinin, fotosferin altındaki konveksiyon bölgesindeki türbülanslı hareket tarafından sağlandığı düşünülmektedir ve koronal ısınmayı açıklamak için iki ana mekanizma önerilmiştir. Birincisi , konveksiyon bölgesindeki türbülans tarafından ses, yerçekimi veya manyetohidrodinamik dalgaların üretildiği dalga ısıtmasıdır. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılır, enerjilerini ortam gazına ısı şeklinde bırakır. Diğeri, manyetik enerjinin fotosferik hareketle sürekli olarak oluşturulduğu ve manyetik yeniden bağlantı yoluyla büyük güneş patlamaları ve sayısız benzer ancak daha küçük olaylar - nano parlamalar şeklinde serbest bırakıldığı manyetik ısıtmadır .
Şu anda, dalgaların verimli bir ısıtma mekanizması olup olmadığı belirsizdir. Alfvén dalgaları dışındaki tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldığı veya kırıldığı bulunmuştur. Ayrıca Alfvén dalgaları koronada kolayca dağılmaz. Mevcut araştırma odağı bu nedenle parlama ısıtma mekanizmalarına doğru kaymıştır.
Koronal kütle çıkarma
Bir koronal kütle atımı (CME), temel olarak elektronlar ve protonlardan (helyum, oksijen ve demir gibi küçük miktarlarda daha ağır elementlere ek olarak) artı sürükleyici koronal kapalı manyetik alan bölgelerinden oluşan fırlatılmış bir plazmadır . Farklı zaman ölçeklerinde (konveksiyon, diferansiyel rotasyon, meridyen sirkülasyon) çeşitli fotosferik hareketlere yanıt olarak bu kapalı manyetik yapıların evrimi bir şekilde CME'ye yol açar. Plazma ısıtması (kompakt yumuşak X-ışını parlaklığı olarak gözlemlenir) gibi küçük ölçekli enerjik imzalar, yaklaşmakta olan CME'lerin göstergesi olabilir.
Yumuşak X-ışını sigmoidi (yumuşak X-ışınlarının S şeklinde bir yoğunluğu), koronal yapı ile CME üretimi arasındaki bağlantının gözlemsel bir tezahürüdür. "X-ışını (ve diğer) dalga boylarındaki sigmoidleri, güneş atmosferindeki manyetik yapılar ve mevcut sistemlerle ilişkilendirmek, bunların CME'lerle olan ilişkilerini anlamanın anahtarıdır."
Böyle bir Koronal kütle atımının (CME) ilk tespiti, 1 Aralık 1971'de ABD Deniz Araştırma Laboratuvarı'ndan R. Tousey tarafından OSO 7 kullanılarak yapıldı . Koronal geçişlerin ve hatta güneş tutulmaları sırasında görsel olarak gözlemlenen fenomenlerin daha önceki gözlemleri , şimdi esasen aynı şey olarak anlaşılmaktadır.
Muhtemelen "tarih öncesi" bir CME'den kaynaklanan en büyük jeomanyetik bozulma, 1859'da ilk gözlemlenen güneş patlaması ile çakıştı. Parlama, Richard Christopher Carrington tarafından görsel olarak gözlemlendi ve jeomanyetik fırtına , Kew Bahçeleri'ndeki kayıt manyetografı ile gözlendi . Aynı alet , yumuşak X-ışınlarının iyonize edilmesiyle Dünya'nın iyonosferinin ani bir şekilde bozulması olan bir kroşe kaydetti . Bu, o zamanlar kolayca anlaşılamadı çünkü X-ışınlarının keşfinden ( Roentgen tarafından ) ve iyonosferin tanınmasından ( Kennelly ve Heaviside tarafından ) önceydi .
Egzotik X-ışını kaynakları
Bir mikrokuasar , genellikle çözülebilir bir çift radyo jeti ile bir radyo yayan X-ışını ikilisi olan bir kuasarın daha küçük bir kuzenidir . LSI+61°303 , aynı zamanda CG135+01 gama ışını kaynağı olan periyodik, radyo yayan bir ikili sistemdir. Gözlemler, çok hızlı yükselme süreleri (onlarca dakika) olan kısa patlamalar ve OB süperdevleri ile ilişkili birkaç saatlik tipik sürelerle karakterize edilen ve dolayısıyla yeni bir büyük X-ışını sınıfını tanımlayan , giderek artan sayıda tekrarlayan X-ışını geçişlerini ortaya koymaktadır . ışın ikili dosyaları: Süperdev Hızlı X-ışını Geçici Olayları (SFXT'ler). Chandra tarafından yapılan gözlemler, Messier 87'yi çevreleyen sıcak X-ışını yayan gazda halkaların ve halkaların varlığını gösteriyor . Bir manyetar , son derece güçlü bir manyetik alana sahip bir tür nötron yıldızıdır ve bozunması, bol miktarda yüksek enerjili elektromanyetik radyasyon, özellikle X-ışınları ve gama ışınlarının emisyonuna güç verir .
X-ışını karanlık yıldızlar
Güneş döngüsü sırasında, sağdaki görüntü dizisinde gösterildiği gibi, bazen Güneş neredeyse X-ışını karanlık, neredeyse bir X-ışını değişkenidir. Betelgeuse ise her zaman X-ışını karanlık görünüyor. Kırmızı devler neredeyse hiç X-ışınları yaymazlar. A7-F0 spektral tipi etrafında oldukça ani bir X-ışını emisyonu başlangıcı vardır ve spektral sınıf F boyunca gelişen geniş bir parlaklık aralığı vardır. Altair spektral tip A7V ve Vega A0V'dir. Altair'in toplam X-ışını parlaklığı, Vega'nın X-ışını parlaklığından en az bir büyüklük sırası daha büyüktür. Erken F yıldızlarının dış konveksiyon bölgesinin çok sığ olması ve A-tipi cücelerde bulunmaması beklenir, ancak iç kısımdan gelen akustik akı, geç A ve erken F yıldızları için maksimuma ulaşır ve bu da A-tipi yıldızlarda manyetik aktivite araştırmalarına neden olur. üç ana hat. Spektral tip Bp veya Ap'nin kimyasal olarak kendine özgü yıldızları kayda değer manyetik radyo kaynaklarıdır, çoğu Bp/Ap yıldızları tespit edilmeden kalır ve X-ışınları ürettiği erken rapor edilenlerden sadece birkaçı muhtemelen tek yıldız olarak tanımlanabilir. 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 verici."
X-ışını karanlık gezegen/kuyruklu yıldız
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 verici."
X-ışını dedektörleri daha hassas hale geldikçe, bazı gezegenlerin ve diğer normal olarak X-ışını ışıldayan olmayan gök cisimlerinin belirli koşullar altında X-ışınları yaydığını, floresan yaydığını veya yansıttığını gözlemlediler.
Kuyruklu Yıldız Lulin
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 bulutuyla etkileşime girer. Bu, güneş rüzgarının X-ışınları ile aydınlanmasına neden olur ve Swift'in XRT'si bunu görür," dedi. Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden. Yük değişimi adı verilen bu etkileşim, çoğu kuyruklu yıldız, Dünya'nın Güneş'ten 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.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Kaynaklar
- Bu makalenin içeriği http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (Public Domain) adresinden uyarlanmış ve genişletilmiştir.