Astrofyzikální zdroj rentgenového záření - Astrophysical X-ray source
Astrofyzikální zdroje rentgenového záření jsou astronomické objekty s fyzikálními vlastnostmi, které vedou k emisi rentgenových paprsků .
Existuje řada typů astrofyzikálních objektů, které vyzařují rentgenové paprsky, od kup galaxií , přes černé díry v aktivních galaktických jádrech (AGN) až po galaktické objekty, jako jsou zbytky supernov , hvězdy a binární hvězdy obsahující bílého trpaslíka ( kataklyzmatické proměnné hvězdy) a super měkké rentgenové zdroje ), neutronová hvězda nebo černá díra ( rentgenové binární soubory ). Některá tělesa sluneční soustavy vyzařují rentgenové paprsky, nejpozoruhodnější je Měsíc , ačkoli většina rentgenových jasů Měsíce pochází z odražených slunečních rentgenových paprsků. Předpokládá se, že kombinace mnoha nevyřešených rentgenových zdrojů vytváří pozorované rentgenové pozadí . Rentgenové kontinuum může pocházet z bremsstrahlung , buď magnetického nebo obyčejného Coulomba, záření černého tělesa , synchrotronového záření , inverzního Comptonova rozptylu fotonů s nižší energií relativistickými elektrony, klepacích srážek rychlých protonů s atomovými elektrony a atomové rekombinace , s dalšími elektronovými přechody nebo bez nich.
Kromě toho jsou nebeské entity ve vesmíru diskutovány jako nebeské rentgenové zdroje. Původ všech pozorovaných astronomických rentgenových zdrojů je v koronálním mračnu nebo plynu při teplotách koronálního mračna , v jejich blízkosti nebo je s nimi spojen po jakkoli dlouhou nebo krátkou dobu.
Kupy galaxií
Kupy galaxií vznikají sloučením menších jednotek hmoty, jako jsou skupiny galaxií nebo jednotlivé galaxie. Padající materiál (který obsahuje galaxie, plyn a temnou hmotu ) získává kinetickou energii , když padá do gravitačního potenciálu kupy . Padající plyn se srazí s plynem, který je již v klastru, a je šokově zahřátý na hodnotu mezi 107 a 108 K v závislosti na velikosti klastru. Tento velmi horký plyn vyzařuje rentgenové záření tepelnou bremsstrahlungovou emisí a liniovou emisí z kovů (v astronomii „kovy“ často znamenají všechny prvky kromě vodíku a helia ). Galaxie a temná hmota jsou bez kolizí a rychle se virializují , obíhají dobře v potenciálu kupy .
Při statistické významnosti 8σ bylo zjištěno, že prostorový posun středu celkové hmotnosti od středu vrcholů baryonických hmot nelze vysvětlit změnou gravitačního silového zákona.
Kvazary
Ve viditelném světle je 4C 71.07 méně než působivý, jen vzdálená skvrna světla. Tento objekt skutečně září v rádiu a na rentgenových paprscích-a nyní gama paprsky-. 4C 71.07 je jeho označení v katalogu rádiových zdrojů 4. Cambridgeské univerzity. 4C 71.07 má červený posun z = 2,17, čímž je umístěn asi 11 miliard let daleko ve vesmíru starém 12 až 15 miliard let (s použitím z = 1 jako 5 miliard světelných let).
|
Kvazi-hvězdné rádiového zdroje ( quasar ) je velmi aktivní a vzdálené galaxie s aktivní galaktické jádro (AGN). QSO 0836+7107 je Q uasi- S tellar O bject (QSO), který vydává matoucí množství rádiové energie. Tato rádiová emise je způsobena elektrony spirálovitě (tedy zrychlujícími) podél magnetických polí produkujících cyklotronové nebo synchrotronové záření . Tyto elektrony mohou také interagovat s viditelným světlem emitovaným diskem kolem AGN nebo černé díry v jeho středu. Tyto fotony urychlují elektrony, které pak vyzařují záření X a gama přes Compton a inverzní Comptonův rozptyl.
Na palubě Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) je experiment Burst and Transient Source Experiment (BATSE), který detekuje v rozsahu 20 keV až 8 MeV . QSO 0836+7107 nebo 4C 71.07 byl detekován BATSE jako zdroj měkkých gama paprsků a tvrdých rentgenových paprsků. „Společnost BATSE objevila, že může být zdrojem měkkého gama záření,“ řekl McCollough. QSO 0836+7107 je nejslabší a nejvzdálenější objekt, který lze pozorovat v měkkých paprscích gama. V gama paprscích to již bylo pozorováno pomocí Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) také na palubě Compton Gamma Ray Observatory .
Seyfertovy galaxie
Seyfertovy galaxie jsou třídou galaxií s jádry, která produkují emisi spektrálních čar z vysoce ionizovaného plynu. Jsou podtřídou aktivních galaktických jader (AGN) a předpokládá se, že obsahují supermasivní černé díry .
Rentgenové jasné galaxie
Následující rané galaxie (NGC) byly pozorovány jako rentgenově jasné díky horkým plynným koronám: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 a 5128 Emise rentgenového záření lze vysvětlit jako tepelné bremsstrahlung z horkého plynu (0,5–1,5 keV).
Ultraluminózní rentgenové zdroje
Ultraluminózní rentgenové zdroje (ULX) jsou bodové, nejaderné rentgenové zdroje se svítivostí nad Eddingtonovou mezí 3 × 10 32 W pro 20 M ☉ černou díru. Mnoho ULX vykazuje silnou variabilitu a může jít o binární soubory černé díry. Aby spadaly do třídy černých děr se střední hmotností (IMBH), musí to naznačovat jejich svítivosti, emise tepelných disků, časové intervaly variací a mlhoviny obklopující emisní linie. Pokud je však emise paprskem nebo překračuje Eddingtonův limit, může být ULX hvězdná černá díra. Nedaleká spirální galaxie NGC 1313 má dva kompaktní ULX, X-1 a X-2. Pro X-1 se svítivost rentgenového záření zvyšuje na maximálně 3 × 10 33 W, což překračuje Eddingtonův limit, a vstupuje do strmého stavu výkonového zákona při vysokých světelnostech, které více svědčí o černé díře s hvězdnou hmotností, zatímco X-2 má opačné chování a zdá se, že je v tvrdém rentgenovém stavu IMBH.
Černé díry
Černé díry vydávají záření, protože hmota, která do nich padá, ztrácí gravitační energii, což může mít za následek emise záření dříve, než hmota spadne do horizontu událostí . Padající hmota má moment hybnosti , což znamená, že materiál nemůže vniknout přímo dovnitř, ale točí se kolem černé díry. Tento materiál často tvoří akreční disk . Podobné světelné akreční kotouče se mohou tvořit také kolem bílých trpaslíků a neutronových hvězd, ale v nich uvolňující se plyn uvolňuje další energii, když narazí vysokou rychlostí na povrch s vysokou hustotou . V případě neutronové hvězdy může být rychlost dopadu značným zlomkem rychlosti světla.
V některých systémech neutronových hvězd nebo bílých trpaslíků je magnetické pole hvězdy dostatečně silné, aby se zabránilo tvorbě akrečního disku. Materiál v disku se kvůli tření velmi zahřívá a vyzařuje rentgenové paprsky. Materiál v disku pomalu ztrácí moment hybnosti a padá do kompaktní hvězdy. U neutronových hvězd a bílých trpaslíků se generují další rentgenové paprsky, když materiál narazí na jejich povrchy. Emise rentgenových paprsků z černých děr je proměnlivá, mění se ve svítivosti ve velmi krátkých časových intervalech. Variace svítivosti mohou poskytnout informace o velikosti černé díry.
Zbytky supernovy (SNR)
Supernova 2005ke, která byla detekována v roce 2005, je supernova typu Ia, důležitá exploze „standardní svíčky“, kterou astronomové používají k měření vzdáleností ve vesmíru. Zde je znázorněn výbuch v optických, ultrafialových a rentgenových vlnových délkách. Toto je první rentgenový snímek typu Ia a poskytl pozorovací důkaz, že typ Ia je výbuch bílého trpaslíka obíhajícího kolem rudé obří hvězdy.
|
|
Supernova typu Ia je výbuch bílý trpaslík na oběžné dráze kolem buď další bílý trpaslík nebo červený obr hvězda. Hustý bílý trpaslík může akumulovat plyn darovaný od společníka. Když trpaslík dosáhne kritické hmotnosti 1,4 M ☉ , dojde k termonukleární explozi. Protože každý typ Ia září se známou svítivostí, typ Ia se nazývá „standardní svíčky“ a astronomové je používají k měření vzdáleností ve vesmíru.
SN 2005ke je první supernova typu Ia detekovaná na rentgenových vlnových délkách a v ultrafialovém záření je mnohem jasnější, než se očekávalo.
Emise rentgenového záření z hvězd
Vela X-1
Vela X-1 je pulzující, zákrytový vysoce hmotný rentgenový binární systém (HMXB), spojený se zdrojem Uhuru 4U 0900-40 a supergiantní hvězdou HD 77581. Rentgenová emise neutronové hvězdy je způsobena zachycení a narůstání hmoty z hvězdného větru supergiantního společníka. Vela X-1 je prototyp samostatně stojícího HMXB.
Herkules X-1
Středního hmotnost rentgenové binární (IMXB) je binární hvězda systém, kde jednou ze složek je neutronová hvězda nebo černá díra. Další složkou je střední hmotná hvězda.
Hercules X-1 je složen z hmoty, která akumuluje neutronovou hvězdu z normální hvězdy (HZ Her), pravděpodobně kvůli přetečení Rocheho laloku . X-1 je prototypem masivních rentgenových binárních souborů, i když spadá na hranici ~ 2 M ☉ mezi vysoce a nízkohmotné rentgenové binární soubory.
Scorpius X-1
První extrasolární rentgenový zdroj byl objeven 12. června 1962. Tento zdroj se nazývá Scorpius X-1 , první rentgenový zdroj nalezený v souhvězdí Štíra , který se nachází ve směru ke středu Mléčné dráhy . Scorpius X-1 je asi 9 000 ly od Země a po Slunci je při energiích pod 20 keV nejsilnějším zdrojem rentgenového záření na obloze. Jeho rentgenový výkon je 2,3 × 10 31 W, což je asi 60 000krát větší celková svítivost Slunce. Scorpius X-1 je neutronová hvězda. Tento systém je klasifikován jako nízkohmotný rentgenový binární systém (LMXB); neutronová hvězda má zhruba 1,4 hmotnosti Slunce , zatímco dárcovská hvězda má pouze 0,42 hmotnosti Slunce.
slunce
Na konci třicátých let byla přítomnost velmi horkého, tenkého plynu obklopujícího Slunce odvozována nepřímo z optických koronálních linií vysoce ionizovaných druhů. V polovině čtyřicátých let rádiová pozorování odhalila rádiovou korónu kolem Slunce. Po detekci rentgenových fotonů ze Slunce v průběhu letu rakety T. Burnight napsal: „Předpokládá se, že zdrojem tohoto záření je slunce, ačkoli z teoretických odhadů by se nepředpokládalo záření o vlnové délce kratší než 4 Å. záření černého tělesa ze sluneční koróny “. A samozřejmě lidé během zatmění Slunce viděli sluneční korónu v rozptýleném viditelném světle.
Zatímco neutronové hvězdy a černé díry jsou typickými bodovými zdroji rentgenových paprsků, všechny hvězdy hlavní sekvence mají pravděpodobně dostatečně horké koróny, aby mohly emitovat rentgenové paprsky. Hvězdy typu A nebo F mají nejvýše tenké konvekční zóny, a proto produkují malou koronální aktivitu.
Podobné variace související se slunečním cyklem jsou pozorovány v toku slunečního rentgenového a UV nebo EUV záření. Rotace je jedním z hlavních determinant magnetického dynama, ale tento bod nebylo možné prokázat pozorováním Slunce: magnetická aktivita Slunce je ve skutečnosti silně modulovaná (kvůli 11letému cyklu magnetických skvrn), ale tento efekt není přímo závislé na době rotace.
Sluneční erupce obvykle sledují sluneční cyklus. CORONAS-F byl vypuštěn 31. července 2001, aby se shodoval s maximem 23. slunečního cyklu. Sluneční erupce ze dne 29. října 2003 zjevně vykazovala významný stupeň lineární polarizace (> 70% v kanálech E2 = 40–60 keV a E3 = 60–100 keV, ale pouze asi 50% v E1 = 20–40 keV) v tvrdých Rentgenové paprsky, ale jiná pozorování obecně stanovila pouze horní limity.
Koronální smyčky tvoří základní strukturu spodní korony a přechodové oblasti Slunce. Tyto vysoce strukturované a elegantní smyčky jsou přímým důsledkem zkrouceného slunečního magnetického toku ve slunečním tělese. Populace koronálních smyček může být přímo spojena se slunečním cyklem , a proto se koronální smyčky často nacházejí se slunečními skvrnami na jejich stopách. Koronální smyčky osídlují aktivní i klidné oblasti slunečního povrchu. Yohkoh Soft X-ray teleskop (SXT) pozorováno rentgenové záření v 0.25-4.0 keV rozsahu řešení sluneční vlastnosti na 2,5 sekundy s časovým rozlišením 0,5-2 sekund. SXT byl citlivý na plazmu v teplotním rozmezí 2–4 MK, což z něj činí ideální pozorovací platformu pro srovnání s daty shromážděnými z koronárních smyček TRACE vyzařujících ve vlnových délkách EUV.
Variace emise slunečních erupcí v měkkých rentgenových paprscích (10–130 nm) a EUV (26–34 nm) zaznamenaných na palubě CORONAS-F ukazují u většiny světlic pozorovaných CORONAS-F v letech 2001–2003 před rentgenovým zářením UV záření emise o 1–10 min.
Bílí trpaslíci
Když se jádro hvězdy střední hmotnosti stáhne, způsobí uvolnění energie, které způsobí roztažení obalu hvězdy. To pokračuje, dokud hvězda konečně neodfoukne své vnější vrstvy. Jádro hvězdy zůstává neporušené a stává se bílým trpaslíkem . Bílý trpaslík je obklopen rozpínající se skořápkou plynu v objektu známém jako planetární mlhovina. Planetární mlhovina jako by znamenala přechod středně hmotné hvězdy z červeného obra na bílého trpaslíka. Rentgenové snímky odhalují mraky mnohamilionového plynu, které byly stlačeny a ohřívány rychlým hvězdným větrem. Centrální hvězda se nakonec zhroutí a vytvoří bílého trpaslíka. Asi miliardu let poté, co se hvězda zhroutí a vytvoří bílého trpaslíka, je „bílá“ horká s povrchovými teplotami ~ 20 000 K.
Emise rentgenového záření byla detekována z PG 1658+441, horkého, izolovaného, magnetického bílého trpaslíka, poprvé detekovaného při pozorování Einstein IPC a později identifikovaného při pozorování multiplikátorového pole Exosat kanálu. "Širokopásmové spektrum tohoto bílého trpaslíka DA lze vysvětlit jako emise z homogenní, vysoce gravitační, čistě vodíkové atmosféry s teplotou blízkou 28 000 K." Tato pozorování PG 1658+441 podporují korelaci mezi teplotou a množstvím helia v atmosféře bílých trpaslíků.
Super soft zdroje rentgenového (SSXS) vyzařuje měkké rentgenové záření v rozsahu od 0,09 do 2,5 keV . Předpokládá se, že super měkké rentgenové paprsky jsou produkovány ustálenou jadernou fúzí na povrchu materiálu bílého trpaslíka získaného z binárního souputníka . To vyžaduje tok materiálu dostatečně vysoký k udržení fúze.
Ke skutečným změnám přenosu hmotnosti může docházet ve V Sge podobně jako u SSXS RX J0513.9-6951, jak bylo odhaleno analýzou aktivity SSXS V Sge, kde se epizody dlouhých nízkých stavů vyskytují v cyklu ~ 400 dní.
RX J0648.0-4418 je rentgenový pulzátor v Krabí mlhovině . HD 49798 je hvězda trpaslíka, která tvoří binární systém s RX J0648.0-4418. Hvězda trpaslíka je jasný objekt v optických a ultrafialových pásmech. Oběžná doba systému je přesně známa. Nedávná pozorování XMM-Newtona načasovaná tak, aby se shodovala s očekávaným zatměním zdroje rentgenového záření, umožnila přesné stanovení hmotnosti zdroje rentgenového záření (nejméně 1,2 hmotnosti Slunce), čímž se zdroj rentgenového záření stal vzácným, ultra -mohutný bílý trpaslík.
Hnědí trpaslíci
Podle teorie objekt, který má hmotnost menší než asi 8% hmotnosti Slunce, nemůže v jádru udržet významnou jadernou fúzi . To označuje dělicí čáru mezi hvězdami červeného trpaslíka a hnědými trpaslíky . Dělící čára mezi planetami a hnědými trpaslíky se vyskytuje u objektů, které mají hmotnost pod asi 1% hmotnosti Slunce, neboli 10krát větší než Jupiter . Tyto objekty nemohou sloučit deuterium.
LP 944-20
Bez silného centrálního zdroje jaderné energie je vnitřek hnědého trpaslíka v rychlém varu neboli konvekčním stavu. V kombinaci s rychlou rotací, kterou vykazuje většina hnědých trpaslíků, vytváří konvekce podmínky pro rozvoj silného, zamotaného magnetického pole poblíž povrchu. Světlice pozorovaná Chandrou z LP 944-20 by mohla mít svůj původ v turbulentním magnetizovaném horkém materiálu pod povrchem hnědého trpaslíka. Podpovrchová erupce by mohla vést teplo do atmosféry, což by umožňovalo tok elektrických proudů a vytváření rentgenové erupce, jako úder blesku . Významným výsledkem je také absence rentgenových paprsků z LP 944-20 během období bez vzplanutí. Stanovuje nejnižší pozorovací limit na stabilní rentgenovou energii produkovanou hvězdou hnědého trpaslíka a ukazuje, že korony přestávají existovat, když se povrchová teplota hnědého trpaslíka ochladí pod přibližně 2500 ° C a stane se elektricky neutrální.
TWA 5B
Pomocí rentgenové observatoře Chandra od NASA vědci detekovali rentgenové záření od hnědého trpaslíka s nízkou hmotností v systému s více hvězdami. Jedná se o vůbec první případ, kdy byl hnědý trpaslík tak blízko své mateřské hvězdy (hvězd podobných TWA 5A) vyřešen pomocí rentgenových paprsků. „Naše data z Chandry ukazují, že rentgenové záření pochází z koronálního plazmatu hnědého trpaslíka, který má asi 3 miliony stupňů Celsia,“ řekl Yohko Tsuboi z Chuo University v Tokiu. „Tento hnědý trpaslík je v rentgenovém světle stejně jasný jako Slunce dnes, zatímco je padesátkrát méně hmotný než Slunce,“ řekl Tsuboi. „Toto pozorování tedy zvyšuje možnost, že i masivní planety mohou během svého mládí samy emitovat rentgenové paprsky!“
Rentgenový odraz
Jupiter ukazuje intenzivní rentgenovou emisi spojenou s polárními zářemi v jejích polárních oblastech (rentgenový snímek observatoře Chandra vlevo). Doprovodné schéma ilustruje, jak vzniká neobvykle častá a velkolepá aurorální aktivita Jupitera. Silné, rychle rotující magnetické pole Jupitera (světle modré čáry) generuje silná elektrická pole v prostoru kolem planety. Nabité částice (bílé tečky), zachycené v magnetickém poli Jupitera, jsou neustále zrychlovány (částice zlata) dolů do atmosféry nad polárními oblastmi, takže polární záře jsou na Jupiteru téměř vždy aktivní. Sledované období: 17 hodin, 24. – 26. Února 2003.
|
K vysvětlení polárních září na pólech Jupitera, které jsou tisíckrát silnější než na Zemi, jsou zapotřebí elektrické potenciály asi 10 milionů voltů a proudy 10 milionů ampérů - stokrát větší než u nejsilnějších hromosvodů.
Na Zemi vyvolávají polární záře sluneční bouře energetických částic, které narušují magnetické pole Země. Jak ukazuje na obrázku zpětný pohled, poryvy částic ze Slunce také narušují magnetické pole Jupitera a příležitostně vytvářejí polární záře.
Saturnovo rentgenové spektrum je podobné spektru rentgenových paprsků od Slunce, což naznačuje, že rentgenové záření Saturnu je způsobeno odrazem slunečních rentgenových paprsků atmosférou Saturnu. Optický obraz je mnohem jasnější a ukazuje nádherné prstencové struktury, které nebyly detekovány rentgenovými paprsky.
Rentgenová fluorescence
Některé ze zjištěných rentgenových paprsků pocházejících z jiných těles sluneční soustavy než ze Slunce jsou produkovány fluorescencí . Rozptýlené sluneční rentgenové paprsky poskytují další součást.
Na snímku Měsíce Röntgensatellit (ROSAT) odpovídá jas pixelu intenzitě rentgenového záření. Jasná měsíční polokoule září v rentgenových paprscích, protože znovu vyzařuje rentgenové paprsky pocházející ze slunce. Obloha na pozadí má zčásti rentgenovou záři kvůli nespočtu vzdálených, mocných aktivních galaxií, které nejsou na obrázku ROSAT vyřešeny. Temná strana měsíčního disku stíní toto záření rentgenového pozadí pocházející z hlubokého vesmíru. Zdá se, že několik rentgenových paprsků pochází pouze ze stinné lunární polokoule. Místo toho pocházejí ze zemské geokorony nebo rozšířené atmosféry, která obklopuje obíhající rentgenovou observatoř. Naměřená měsíční X-ray svítivost ~ 1,2 x 10 5 W je Moon jedním z nejslabších známých než pozemní rentgenových zdrojů.
Detekce komety
Satelit NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission monitoroval kometu Lulin, jak se uzavřela na 63 Gm Země. Astronomové mohou poprvé vidět simultánní UV a rentgenové snímky komety. "Sluneční vítr-rychle se pohybující proud částic ze Slunce-interaguje s širším oblakem atomů komety. To způsobuje, že se sluneční vítr rozsvítí rentgenovými paprsky, a to vidí Swiftova XRT," řekl Stefan Immler, střediska Goddard Space Flight Center. Tato interakce, nazývaná výměna náboje, má za následek rentgenové záření většiny komet, když procházejí zhruba třikrát větší než vzdálenost Země od Slunce. Protože je Lulin tak aktivní, je jeho atomový mrak obzvláště hustý. Výsledkem je, že oblast vyzařující rentgenové záření se rozprostírá daleko od komety.
Nebeské rentgenové zdroje
Nebeská sféra byla rozdělena do 88 konstelací. K IAU souhvězdí jsou oblasti na obloze. Každý z nich obsahuje pozoruhodné rentgenové zdroje. Některé z nich jsou galaxie nebo černé díry ve středech galaxií. Některé jsou pulsary . Stejně jako u astronomických rentgenových zdrojů , snaha porozumět generování rentgenových paprsků zdánlivým zdrojem pomáhá porozumět Slunci, vesmíru jako celku a tomu, jak nás ovlivňují na Zemi.
Andromeda
V galaxii Andromeda bylo detekováno několik zdrojů rentgenového záření pomocí pozorování z oběžné observatoře ESA XMM-Newton .
Boötes
3C 295 (Cl 1409+524) v Boötes je jednou z nejvzdálenějších kup galaxií pozorovaných rentgenovými teleskopy . Kupa je naplněna obrovským mrakem 50 MK plynu, který silně vyzařuje v rentgenových paprscích. Chandra pozoroval, že centrální galaxie je silný a komplexní zdroj rentgenových paprsků.
Camelopardalis
Plyn emitující horké rentgenové záření prostupuje kupou galaxií MS 0735,6+7421 v Camelopardus. Dvě obrovské dutiny - každá o průměru 600 000 lyrů se objevují na opačných stranách velké galaxie ve středu kupy. Tyto dutiny jsou vyplněny oboustrannou, protáhlou, magnetizovanou bublinou extrémně vysokoenergetických elektronů, které vyzařují rádiové vlny.
Canes Venatici
Rentgenový orientační bod NGC 4151 , přechodná spirální galaxie Seyfert, má v jádru masivní černou díru.
Canis Major
Chandra X-ray Sirius A a B ukazuje Sirius B být jasnější než Sirius A. Zatímco ve viditelné oblasti, Sirius je zářivější.
Cassiopeia
Pokud jde o Cassiopea A SNR , věří se, že první světlo z hvězdné exploze dosáhlo Zemi přibližně před 300 lety, ale neexistují žádné historické záznamy o žádném pozorování předchůdce supernovy, pravděpodobně kvůli mezihvězdnému prachu absorbujícímu záření optické vlnové délky před tím, než dosáhlo Země (ačkoli je možné, že to bylo zaznamenáno jako šestý magnitudy 3 Cassiopeiae od Johna Flamsteed dne 16. srpna 1680). Možná vysvětlení směřují k myšlence, že zdrojová hvězda byla neobvykle masivní a předtím vyvrhla většinu svých vnějších vrstev. Tyto vnější vrstvy by maskovaly hvězdu a absorbovaly velkou část světla uvolněného při kolapsu vnitřní hvězdy.
CTA 1 je další rentgenový zdroj SNR v Cassiopeii . Pulsar ve zbytku supernovy CTA 1 (4U 0000+72) původně emitoval záření v rentgenových pásmech (1970–1977). Kupodivu, když to bylo pozorováno později (2008), rentgenové záření nebylo detekováno. Místo toho Fermiho gama kosmický teleskop zjistil, že pulsar vyzařuje záření gama, první svého druhu.
Carina
Předpokládá se, že tři struktury kolem Eta Carinae představují rázové vlny vytvářené hmotou, která se nadzvukovou rychlostí řítí pryč od superhvězdy. Teplota šokem zahřátého plynu se pohybuje od 60 MK v centrálních oblastech do 3 MK na vnější konstrukci ve tvaru podkovy. „Obraz Chandry obsahuje několik hádanek ohledně stávajících představ o tom, jak může hvězda vytvářet tak horké a intenzivní rentgenové paprsky,“ říká prof. Kris Davidson z University of Minnesota .
Cetus
Abell 400 je kupa galaxií, která obsahuje galaxii ( NGC 1128 ) se dvěma supermasivními černými dírami 3C 75 spirálovitě směřujícími ke sloučení.
Chamaeleon
Komplex Chamaeleon je velká hvězdotvorná oblast (SFR), která zahrnuje tmavé mraky Chamaeleon I, Chamaeleon II a Chamaeleon III. Zabírá téměř celou souhvězdí a překrývá se do Apus , Musca a Carina . Průměrná hustota rentgenových zdrojů je asi jeden zdroj na čtvereční stupeň.
Chamaeleon I temný mrak
Mrak Chamaeleon I (Cha I) je koronální oblak a jedna z nejbližších aktivních oblastí tvorby hvězd při ~ 160 pc. Je relativně izolován od ostatních hvězdotvorných mraků, takže je nepravděpodobné, že by se do pole unášely starší hvězdy před hlavní sekvencí (PMS). Celková hvězdná populace je 200–300. Cloud Cha I se dále dělí na severní mrak nebo oblast a jižní mrak nebo hlavní mrak.
Temný mrak Chamaeleon II
Temný mrak Chamaeleon II obsahuje asi 40 rentgenových zdrojů. Pozorování v Chamaeleonu II bylo prováděno od 10. do 17. září 1993. Zdroj RXJ 1301.9-7706, nový kandidát WTTS spektrálního typu K1, je nejblíže 4U 1302–77.
Temný mrak Chamaeleon III
„Zdá se, že Chamaeleon III postrádá současnou aktivitu tvorby hvězd.“ HD 104237 ( spektrální typ A4e) pozorovaná ASCA , umístěná v temném oblaku Chamaeleon III, je nejjasnější hvězdou Herbig Ae/Be na obloze.
Corona Borealis
Galaxií Abell 2142 vyzařuje rentgenové paprsky, a je v Corona Borealis . Je to jeden z nejhmotnějších objektů ve vesmíru.
Corvus
Na základě rentgenové analýzy Chandry z galaxií Antennae byla objevena bohatá ložiska neonů, hořčíku a křemíku. Tyto prvky patří k těm, které tvoří stavební kameny obyvatelných planet. Zobrazená mračna obsahují 16krát a 24krát hořčík a křemík, což je množství na Slunci .
Kráter
Proud vystavený na rentgenových paprscích pocházejících z PKS 1127-145 je pravděpodobně způsoben kolizí paprsku vysokoenergetických elektronů s mikrovlnnými fotony.
Draco
Mlhovina Draco (měkký rentgenový stín) je naznačena konturami a je na snímku modře černá od ROSAT části části souhvězdí Draco.
Abell 2256 je kupa galaxií s více než 500 galaxiemi. Dvojitá struktura tohoto obrázku ROSAT ukazuje sloučení dvou klastrů.
Eridanus
V souhvězdích Orion a Eridanus a táhnoucích se přes ně je měkké rentgenové „horké místo“ známé jako Superbubble Orion-Eridanus , Eridanus Soft X-ray Enhancement nebo jednoduše Eridanusova bublina , 25 ° oblast do sebe zapadajících oblouků Vlákna emitující ha.
Hydra
Po celé kupě galaxií Hydra A se rozprostírá velký oblak horkého plynu.
Leo Minor
Arp260 je rentgenový zdroj v Leo Minor při RA 10 h 49 m 52,5 s prosince +32 ° 59 ′ 6 ″.
Orion
Na sousedních obrázcích je souhvězdí Orion . Na pravé straně obrázků je vizuální obraz souhvězdí. Vlevo je Orion, jak je vidět pouze na rentgenových paprscích. Betelgeuse je dobře vidět nad třemi hvězdami Orionova pásu vpravo. Nejjasnějším objektem na vizuálním obrázku je úplněk, který je také na rentgenovém snímku. Barvy rentgenového záření představují teplotu rentgenové emise z každé hvězdy: horké hvězdy jsou modrobílé a chladnější hvězdy žluto-červené.
Pegasus
Stephanův kvintet je zajímavý kvůli jejich násilným kolizím. Čtyři z pěti galaxií ve Stephanově kvintetu tvoří fyzickou asociaci a jsou zapojeny do kosmického tance, který s největší pravděpodobností skončí sloučením galaxií. Když se NGC 7318 B srazí s plynem ve skupině, obrovská rázová vlna větší než Mléčná dráha se šíří médiem mezi galaxiemi a část plynu zahřívá na teploty milionů stupňů, kde vyzařují rentgenové paprsky zjistitelné pomocí NASA Chandra Rentgenová observatoř . NGC 7319 má jádro Seyfert typu 2 .
Perseus
Kupa galaxií Perseus je jedním z nejhmotnějších objektů ve vesmíru a obsahuje tisíce galaxií ponořených v obrovském oblaku mnohamilionového plynu.
Pictor
Pictor A je galaxie, která může mít ve středu černou díru, která emitovala magnetizovaný plyn extrémně vysokou rychlostí. Jasným bodem vpravo na obrázku je hlava paprsku. Jak se vrhá do jemného plynu mezigalaktického prostoru, vyzařuje rentgenové paprsky. Pictor A je rentgenový zdroj označený H 0517-456 a 3U 0510-44.
Puppis
Puppis A je pozůstatek supernovy (SNR) o průměru asi 10 světelných let. Supernova se objevila přibližně před 3700 lety.
Střelec
Galaktický střed je při 1745-2900, která odpovídá Sagittarius A , velmi blízko k rádiové zdroje Střelec A (W24). Ve pravděpodobně prvním katalogu zdrojů galaktického rentgenového záření jsou navrženy dva Sgr X-1: (1) v letech 1744–2312 a (2) v letech 1755–2912 s tím, že (2) je nejistá identifikace. Zdá se, že zdroj (1) odpovídá S11.
Sochař
Neobvyklý tvar galaxie Cartwheel může být způsoben kolizí s menší galaxií, jako jsou ty v levém dolním rohu obrázku. Poslední výbuch hvězdy (vznik hvězd v důsledku kompresních vln) rozsvítil okraj Cartwheelu, který má průměr větší než Mléčná dráha. Jak je vidět na vložce, na okraji galaxie je výjimečně velký počet černých děr.
Hadi
Ke dni 27. srpna 2007 byly objevy týkající se asymetrického rozšíření železné linie a jejich důsledků pro relativitu velmi vzrušujícím tématem. Pokud jde o rozšíření asymetrické železné linie, Edward Cackett z University of Michigan poznamenal: „Vidíme plyn šlehající kolem povrchu neutronové hvězdy“. "A protože vnitřní část disku evidentně nemůže obíhat blíže než povrch neutronové hvězdy, tato měření nám dávají maximální velikost průměru neutronové hvězdy. Neutronové hvězdy nemohou mít průměr větší než 18 až 20,5 míle, výsledky které souhlasí s jinými typy měření. “
„Viděli jsme tyto asymetrické čáry z mnoha černých děr, ale toto je první potvrzení, že je mohou produkovat také neutronové hvězdy. Ukazuje to, že způsob, jakým neutronové hvězdy hmotu doplňují, se příliš neliší od černých děr, a dává us nový nástroj k testování Einsteinovy teorie,“říká Tod Strohmayer z NASA je Goddard Space Flight Center .
„Toto je základní fyzika,“ říká Sudip Bhattacharyya také z NASA Goddard Space Flight Center v Greenbeltu v Marylandu a na Marylandské univerzitě . "V centrech neutronových hvězd mohou být exotické druhy částic nebo skupenství hmoty, jako je například kvarková hmota, ale v laboratoři je nelze vytvořit. Jediný způsob, jak to zjistit, je porozumět neutronovým hvězdám."
Pomocí XMM-Newtona Bhattacharyya a Strohmayer pozorovali Serpens X-1, který obsahuje neutronovou hvězdu a hvězdného společníka. Cackett a Jon Miller z University of Michigan , společně s Bhattacharyyou a Strohmayerem, využili vynikající spektrální schopnosti Suzaku k průzkumu Serpens X-1. Údaje ze Suzaku potvrdily výsledek XMM-Newton týkající se železné linie v Serpens X-1.
Ursa Major
Chandra mozaika rentgenových zdrojů v Lockmanově díře . Kód barvy: Energie (červená 0,4-2keV, zelená 2-8keV, modrá 4-8keV). Obrázek je asi 50 úhlových minut na stranu.
|
M82 X-1 je v souhvězdí Velké medvědice v 09 h 55 m 50,01 s +69 ° 40 ′ 46,0 ″. Byl detekován v lednu 2006 Rossi X-ray Timing Explorer .
V Ursa Major v RA 10 h 34 m 00,00 prosince +57 ° 40 '00,00 "je zorné pole, které je téměř bez absorpce neutrálním plynným vodíkem v Mléčné dráze. Je známé jako Lockmanova díra . Stovky X- skrz toto okno jsou vidět zdroje paprsků z jiných galaxií, z nichž některé jsou supermasivní černé díry.
Exotické rentgenové zdroje
Microquasar
Microquasar je menší bratranec kvasarem , který je rádio vyzařující rentgenové binární , se často rozlišitelného dvojicí radiových trysek. SS 433 je jedním z nejexotičtějších pozorovaných hvězdných systémů . Jedná se o zákrytová s primárním buď černé díry nebo neutronové hvězdy a sekundární je pozdní A-typu hvězda . SS 433 leží v SNR W50 . Materiál v paprsku putující ze sekundárního do primárního tak činí 26% rychlosti světla. Spektrum SS 433 je ovlivněno Dopplerovými posuny a relativitou : když jsou odečteny efekty Dopplerova posunu, dojde k reziduálnímu červenému posunu, který odpovídá rychlosti asi 12 000 kps. To nepředstavuje skutečnou rychlost systému od Země; spíše je to kvůli časové dilataci , díky které se pohybující se hodiny zdají stacionárním pozorovatelům tikat pomaleji. V tomto případě se zdá, že relativisticky se pohybující excitované atomy v tryskách vibrují pomaleji a jejich záření se tak jeví červeně posunuté.
Staňte se rentgenovými binárními soubory
LSI+61 ° 303 je periodický, radiem vyzařující binární systém, který je také zdrojem gama záření, CG135+01. LSI+61 ° 303 je variabilní rádiový zdroj charakterizovaný periodickými netermálními radiovými výbuchy s periodou 26,5 d, připisovaných excentrickým orbitálním pohybem kompaktního objektu, pravděpodobně neutronové hvězdy, kolem rychle rotující hvězdy B0 Ve, s T ef ~ 26 000 K a svítivostí ~ 10 38 erg s −1 . Fotometrická pozorování na optických a infračervených vlnových délkách také ukazují modulaci 26,5 d. Z asi 20 členů rentgenových binárních systémů Be od roku 1996 pouze X Per a LSI+61 ° 303 vykazovaly výboje rentgenového záření s mnohem vyšší svítivostí a tvrdším spektrem (kT ~ 10–20 keV) vs. (kT ≤ 1 keV); LSI+61 ° 303 se však dále odlišuje silným, rušivým rádiovým vyzařováním. "Rádiové vlastnosti LSI+61 ° 303 jsou podobné vlastnostem" standardních "vysoce hmotných rentgenových binárních souborů, jako jsou SS 433 , Cyg X-3 a Cir X-1 ."
Supergiantní rychlé rentgenové přechody (SFXT)
Roste počet opakujících se rentgenových přechodových jevů , charakterizovaných krátkými výbuchy s velmi rychlými náběhovými časy (desítky minut) a typickým trváním několika hodin, které jsou spojeny s OB superobry, a proto definují novou třídu masivního rentgenového záření binární soubory: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT). XTE J1739–302 je jedním z nich. Objeven v roce 1997, který zůstal aktivní pouze jeden den, s rentgenovým spektrem dobře vybaveným tepelným bremsstrahlung (teplota ~ 20 keV), připomínající spektrální vlastnosti narůstajících pulzarů, byl nejprve klasifikován jako zvláštní Be/X- přechodový paprsek s neobvykle krátkým výbuchem. Dne 8. dubna 2008 byla u společnosti Swift pozorována nová dávka .
Messier 87
Pozorování Chandry naznačují přítomnost smyček a prstenů v horkém rentgenovém plynu, který obklopuje Messier 87 . Tyto smyčky a prstence jsou generovány změnami rychlosti, kterou je materiál vyhozen ze supermasivní černé díry v tryskách. Distribuce smyček naznačuje, že k menším erupcím dochází každých šest milionů let.
Jedním z prstenů způsobených velkou erupcí je rázová vlna o průměru 85 000 světelných let kolem černé díry. Mezi další pozoruhodné vlastnosti patří úzká vlákna emitující rentgenové záření až 100 000 světelných let dlouhá a velká dutina v horkém plynu způsobená velkou erupcí před 70 miliony let.
Galaxie také obsahuje pozoruhodné aktivní galaktické jádro (AGN), které je silným zdrojem záření o více vlnových délkách, zejména rádiových vln .
Magnetary
Magnetar je typ neutronové hvězdy s extrémně silným magnetickým polem, rozpad, který pohání emisí velkým množstvím vysokoenergetického elektromagnetického záření , zejména rentgenové záření a gama záření . Teorii týkající se těchto objektů navrhli Robert Duncan a Christopher Thompson v roce 1992, ale první zaznamenaný výbuch gama paprsků, o kterém se předpokládalo, že pochází z magnetaru, byl 5. března 1979. Tato magnetická pole jsou statisíckrát silnější než kterýkoli člověk -vyrobený magnet, a čtyřnásobně silnější než pole obklopující Zemi . Od roku 2003 jsou to nejmagnetičtější objekty, které kdy byly ve vesmíru detekovány.
Dne 5. března 1979, po vypuštění sond do atmosféry Venuše , byly Venera 11 a Venera 12 na heliocentrických drahách zasaženy v 10:51 EST výbuchem záření gama. Tento kontakt zvýšil hodnoty radiace na obou sondách Konusových experimentů z normálních 100 impulzů za sekundu na více než 200 000 impulzů za sekundu, a to za pouhý zlomek milisekundy. Tuto obří erupci detekovala řada kosmických lodí a pomocí těchto detekcí byla meziplanetární sítí lokalizována na SGR 0526-66 uvnitř N-49 SNR Velkého Magellanova mračna . A Konus detekoval v březnu 1979 další zdroj: SGR 1900+14 , umístěný 20 000 světelných let daleko v souhvězdí Aquila, měl dlouhou dobu nízkých emisí, kromě významného výbuchu v roce 1979, a pár poté.
Jaký je evoluční vztah mezi pulsary a magnetary? Astronomové by chtěli vědět, zda magnetary představují vzácnou třídu pulzarů, nebo zda některé nebo všechny pulzary procházejí během svého životního cyklu fází magnetaru. NASA Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) odhalil, že nejmladší známá pulzující neutronová hvězda vyvolala záchvaty vzteku. Zhroucená hvězda příležitostně uvolňuje silné záblesky rentgenových paprsků, které nutí astronomy přehodnotit životní cyklus neutronových hvězd.
"Sledujeme, jak se jeden typ neutronové hvězdy mění přímo na jiný přímo před našimi očima. Toto je dlouho hledané chybějící spojení mezi různými typy pulzarů," říká Fotis Gavriil z NASA Goddard Space Flight Center v Greenbeltu v Marylandu a University of Maryland, Baltimore.
PSR J1846-0258 je v souhvězdí Aquila. Díky svému rychlému otáčení (3,1 s -1 ) a spektru podobnému pulsaru byl zařazen mezi normální pulsary . RXTE zachytil čtyři magnetické paprskové záblesky 31. května 2006 a další 27. července 2006. Ačkoli žádná z těchto událostí netrvala déle než 0,14 sekundy, všichni zabalili alespoň 75 000 sluncí. „Nikdy předtím nebyl pozorován pravidelný pulsar, který by produkoval výboje magnetaru,“ říká Gavriil.
„Nepředpokládalo se, že by mladé, rychle se točící pulzary měly dostatek magnetické energie na generování tak silných výbuchů,“ říká Marjorie Gonzalez, dříve z McGill University v kanadském Montrealu, nyní sídlící na University of British Columbia ve Vancouveru. „Tady je normální pulsar, který funguje jako magnetar.“
Pozorování z rentgenové observatoře Chandra NASA ukázaly, že se předmět v rentgenových paprscích rozjasnil, což potvrdilo, že výbuchy pocházely z pulsaru a že se jeho spektrum změnilo, aby se stalo více magnetarovým. Skutečnost, že se rychlost otáčení PSR J1846 zpomaluje, také znamená, že má silné magnetické pole brzdící rotaci. Implicitní magnetické pole je bilionkrát silnější než pole Země, ale je 10 až 100krát slabší než typický magnetar. Victoria Kaspi z McGill University poznamenává: „Skutečné magnetické pole PSR J1846 by mohlo být mnohem silnější než naměřené množství, což naznačuje, že mnoho mladých neutronových hvězd klasifikovaných jako pulsary může být ve skutečnosti skrytými magnetary a že skutečná síla jejich magnetického pole se odhaluje pouze sama po tisíce let, když se rozběhly v aktivitě. “
Rentgenové tmavé hvězdy
Během slunečního cyklu, jak ukazuje sekvence snímků Slunce na rentgenových paprscích , je Slunce téměř rentgenové tmavé, téměř rentgenová proměnná. Betelgeuse se naopak zdá být vždy rentgenově tmavá. Rentgenový tok z celého hvězdného povrchu odpovídá hranici povrchového toku, která se pohybuje od 30–7000 ergs s −1 cm −2 při T = 1 MK, do ~ 1 erg s −1 cm −2 při vyšších teplotách, pět řádově pod tichým povrchovým tokem rentgenového záření Slunce.
Stejně jako červený supergiant Betelgeuse nevyzařují rudí obři téměř žádné rentgenové paprsky . Příčina nedostatku rentgenového záření může zahrnovat
- vypnutí dynama ,
- potlačení konkurenční větrné výroby, nebo
- silný útlum překrývající se silnou chromosférou .
Mezi prominentní jasně červené obry patří Aldebaran , Arcturus a Gamma Crucis . V HR diagramu je mezi obřími hvězdami patrná „dělící čára“ rentgenového záření mezi obřími hvězdami , které přecházejí z hlavní sekvence a stávají se červenými obry. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) se jeví jako hybridní hvězda (části obou stran) v „dělící linii“ evolučního přechodu na červený obr. α TrA může sloužit k testování několika modelů dělící čáry .
Kolem spektrálního typu A7-F0 dochází také k poměrně náhlému nástupu rentgenové emise, přičemž ve spektrální třídě F se vyvíjí velký rozsah světelností.
U několika skutečných pozdních koronárních zářičů typu A nebo raného typu F není jejich slabý provoz dynama obecně schopen během jejich krátké životnosti značně zabrzdit rychle se točící hvězdu, takže tyto koróny jsou nápadné svým závažným nedostatkem emise rentgenového záření ve srovnání k tokům chromosférických a přechodových oblastí; na posledně jmenované lze na poměrně vysokých úrovních navazovat až do hvězd typu A. Ať už jsou tyto atmosféry skutečně akusticky zahřívány a pohánějí „rozpínavou“, slabou a chladnou korónu, nebo zda jsou zahřívány magneticky, deficit rentgenového záření a nízké koronální teploty jasně svědčí o neschopnosti těchto hvězd udržet podstatné, horké koróny jakýmkoli způsobem srovnatelné s chladnějšími aktivními hvězdami, bez ohledu na jejich znatelné chromosféry.
Rentgenové mezihvězdné médium
Hot Ionizované Medium (HIM), někdy se skládá z koronální plynu, při teplotě v rozmezí 10 6 - 10 7 K emituje rentgenové záření. Hvězdné větry z mladých hvězdokup (často s obřími nebo supergiantními oblastmi HII, které je obklopují) a rázové vlny vytvořené supernovami vhánějí do svého okolí obrovské množství energie, což vede k hypersonické turbulenci. Výsledné struktury-různých velikostí-lze pozorovat, jako jsou hvězdné větrné bubliny a superbubliny horkého plynu, pomocí rentgenových satelitních teleskopů. Slunce v současné době cestuje místním mezihvězdným mrakem , hustší oblastí v místní husté bublině s nízkou hustotou .
Difúzní rentgenové pozadí
Kromě diskrétních zdrojů, které vystupují proti obloze, existují dobré důkazy pro difúzní rentgenové pozadí. Během více než deseti let pozorování rentgenové emise ze Slunce byl v roce 1956 získán důkaz o existenci izotropního toku pozadí rentgenového záření. Tento tok pozadí je poměrně důsledně pozorován v celé řadě energií. Počáteční vysokoenergetický konec spektra pro toto difúzní rentgenové pozadí získal přístroj na palubě Ranger 3 a Ranger 5 . Rentgenový tok odpovídá celkové hustotě energie přibližně 5 x 10-4 eV/cm 3 . Obrázek měkkého rentgenového difuzního pozadí ROSAT (SXRB) ukazuje obecné zvýšení intenzity od galaktické roviny k pólům. Při nejnižších energiích, 0,1-0,3 keV, téměř všechny pozorované měkkého rentgenového záření pozadí (SXRB) je tepelná emise z ~ 10 6 K plazmy.
Porovnáním pozadí měkkého rentgenového záření s distribucí neutrálního vodíku je obecně dohodnuto, že v rámci disku Mléčné dráhy jsou tímto neutrálním vodíkem absorbovány super měkké rentgenové paprsky .
Rentgenové tmavé planety
Rentgenová pozorování nabízejí možnost detekovat (rentgenové tmavé) planety při zatmění části koróny své mateřské hvězdy při přenosu. "Takové metody jsou obzvláště slibné pro hvězdy s nízkou hmotností, protože planeta podobná Jupiteru by mohla zatměnit poměrně významnou koronální oblast."
Země
V tomto vzorku snímků z roku 2004 jsou během aurorální aktivity generovány jasné rentgenové oblouky s nízkou energií (0,1-10 keV). Obrázky jsou superponovány na simulovaný obraz Země. Barevný kód rentgenových oblouků představuje jas, přičemž maximální jas je zobrazen červeně. Vzdálenost od severního pólu k černému kruhu je 3 340 km (2 080 mi). Data pozorování: 10 bodů v období od 16. prosince 2003 do 13. dubna 2004. Nástroj: HRC.
|
První snímek Země v rentgenovém záření byl pořízen v březnu 1996 s obíhající družicí Polar . Energeticky nabité částice ze Slunce způsobují polární záři a energizují elektrony v magnetosféře Země . Tyto elektrony se pohybují podél magnetického pole Země a nakonec zasáhnou ionosféru Země , čímž vzniká emise rentgenového záření.