Рентгендік астрономия

Рентген астрономиясы: ғарыш объектілерінен келетін рентген сәулелерін зерттейді. Жоғары температурадағы газ, спутниктер арқылы байқау. 🔭✨

19 мин оқу

100%

Дереккөз: X-ray astronomy — Wikipedia

Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.

Мазмұны

Кіріспе

Рентген сәулелерін бақылауды қолданатын астрономия саласы – астрономиялық объектілерден рентген сәулелерін бақылау және анықтауды зерттейтін астрономияның байқау бөлімі. Рентген сәулелері Жер атмосферасымен сіңіріледі, сондықтан рентген сәулелерін анықтау құралдарын әуе шарымен, ракеталармен және спутниктермен жоғары биіктікке шығару қажет. Рентгендік астрономия рентген сәулелерін көре алатын ғарыш телескопының түрін пайдаланады, бұл Мауна-Кеа обсерваториясы сияқты стандартты оптикалық телескоптар көре алмайды. Рентген сәулелері шамамен миллион кельвиннен (К) жүздеген миллион кельвинге (МК) дейінгі температурадағы өте ыстық газдарды қамтитын астрономиялық объектілерден күтіледі. Сонымен қатар, Жердің термосферасындағы жоғары орналасқан иондалған газдың E қабатының сақталуы ғарыштан келетін рентген сәулелерінің күшті көзін де болжайды. Теория бойынша, Күн мен жұлдыздар рентген сәулелерінің маңызды көзі болуы керек еді, бірақ Жер атмосферасы көптеген ғарыштық рентген сәулелерін тоқтатып, оны тексеру мүмкін болмады. Жоғары биіктікке құралдарды жіберудің жолдары әзірленгенге дейін осы рентген сәулелерінің көздерін зерттеуге болмады. Күннің рентген сәулелерінің бар екендігі ХХ ғасырдың ортасында V-2 ракеталарын дыбыстық ракеталарға түрлендіру арқылы расталды, ал 1958 жылдан бері бірнеше спутниктердің негізгі немесе қосымша миссиясы ғарыштық рентген сәулелерін анықтау болды. Бірінші ғарыштық (Күн жүйесінен тыс) рентген сәулелерінің көзі 1962 жылы дыбыстық ракетамен ашылды. Скорпиус X 1 (Sco X 1) деп аталған (Скорпион шоқжұлдызында табылған алғашқы рентген сәуле көзі), Скорпиус X 1 рентген сәулелерінің шығарылымы оның көрінетін шығарылымынан 10 000 есе артық, ал Күн үшін бұл көрсеткіш шамамен миллион есе аз. Сонымен қатар, рентген сәулелерінің энергиясы Күннің барлық толқын ұзындықтарындағы жалпы шығарылымынан 100 000 есе жоғары. Одан бері мыңдаған рентген сәулелерінің көздері табылды. Галактикалар шоғырындағы галактикааралық кеңістік 100 мен 1000 мегакельвин (МК) аралығындағы температурадағы ыстық, бірақ өте сиретілген газбен толтырылған. Ыстық газдың жалпы мөлшері көзге көрінетін галактикалардың жалпы массасынан 5-10 есе көп.

Branch of astronomy that uses X ray observation

X ray astronomy is an observational branch of astronomy which deals with the study of X ray observation and detection from astronomical objects. X radiation is absorbed by the Earth's atmosphere, so instruments to detect X rays must be taken to high altitude by balloons, sounding rockets, and satellites. X ray astronomy uses a type of space telescope that can see x ray radiation which standard optical telescopes, such as the Mauna Kea Observatories, cannot. X ray emission is expected from astronomical objects that contain extremely hot gases at temperatures from about a million kelvin (K) to hundreds of millions of kelvin (MK). Moreover, the maintenance of the E layer of ionized gas high in the Earth's thermosphere also suggested a strong extraterrestrial source of X rays. Although theory predicted that the Sun and the stars would be prominent X ray sources, there was no way to verify this because Earth's atmosphere blocks most extraterrestrial X rays. It was not until ways of sending instrument packages to high altitudes were developed that these X ray sources could be studied. The existence of solar X rays was confirmed early in the mid twentieth century by V 2s converted to sounding rockets, and the detection of extra terrestrial X rays has been the primary or secondary mission of multiple satellites since 1958. The first cosmic (beyond the Solar System) X ray source was discovered by a sounding rocket in 1962. Called Scorpius X 1 (Sco X 1) (the first X ray source found in the constellation Scorpius), the X ray emission of Scorpius X 1 is 10,000 times greater than its visual emission, whereas that of the Sun is about a million times less. In addition, the energy output in X rays is 100,000 times greater than the total emission of the Sun in all wavelengths. Many thousands of X ray sources have since been discovered. In addition, the intergalactic space in galaxy clusters is filled with a hot, but very dilute gas at a temperature between 100 and 1000 megakelvins (MK). The total amount of hot gas is five to ten times the total mass in the visible galaxies.

Рентгендік астрономия тарихы

1927 жылы АҚШ Әскери-теңіз зерттеулер зертханасының Э.О.Хулбурты және оның әріптестері Грегори Брейт пен Мерл А.Тьюв Вашингтонның Карнеги институтынан Роберт Г. Годдардтың зымырандарын жоғары атмосфераны зерттеуге жабдықтау мүмкіндігін қарастырды. "Екі жыл өткен соң, ол жоғары атмосфераны зерттеу үшін, соның ішінде жоғары биіктікте ультракүлгін сәулесі мен рентген сәулесін анықтау мақсатында зымыранды жабдықтау жөніндегі тәжірибелік бағдарламаны ұсынды". 1930 жылдардың соңында Күнді қоршаған өте ыстық, сирек газдың болуы жоғары иондалған элементтердің оптикалық короналық сызықтары арқылы тікелей дәлелденбесе де, косвенді түрде болжалды. 1940 жылдардың ортасында радиобайқаулар Күннің айналасындағы радиокоронаны ашты. 1960-шы, 70-ші, 80-ші және 90-шы жылдар аралығында рентгендік астрономияның 60 жылдық тарихында детекторлардың сезімталдығы күрт артты. Бұған қоса, рентген сәулелерін шоғырландыру мүмкіндігі зор прогресс жасады, соның арқасында көптеген қызықты әсем денелердің жоғары сапалы суреттерін алуға қол жеткізілді.

Зондтық зымыран ұшулары

Рентген сәулелерін зерттеу үшін алғашқы зымыран ұшулары 1949 жылғы 28 қаңтарда Нью-Мексикодағы Уайт-Сэндс зымыран полигонында V2 зымыранымен жүзеге асырылды. Детектор зымыранның мұрын бөлігіне орнатылды және зымыран атмосферадан жоғары биіктікке суборбитальді ұшумен ұшырылды. Күннен келетін рентген сәулелерін АҚШ Теңіз зерттеу зертханасының "Блоссом" эксперименті анықтады. 1962 жылғы 19 маусымда (UTC) ұшырылған Aerobee 150 зымыраны біздің Күн жүйесінен тыс жерден (Scorpius X 1) шыққан алғашқы рентген сәулелерін тіркеді. Қазір Sco X 1 сияқты рентген сәулелерінің көздері нейтрон жұлдыздары немесе қара тесіктер сияқты тығыз жұлдыздар екені белгілі. Материал қара тесікке түскенде рентген сәулелерін шығаруы мүмкін, бірақ қара тесіктің өзі сәуле шығармайды. Рентген сәулелерінің энергиясының көзі – гравитация. Газ бен шаң осы және басқа да аспан денелерінің күшті гравитациялық өрістерімен қыздырылады. Рентген астрономиясының осы жаңа саласындағы жаңалықтарға, Scorpius X 1 ашылуына байланысты Риккардо Дьякони 2002 жылы физика саласындағы Нобель сыйлығын алды. Зымыран ұшуларының ең үлкен кемшілігі – олардың өте қысқа мерзімі (зымыран Жерге қайта түспей тұрып атмосферада бірнеше минут қана) және көру бұрышының шектеулі болуы. АҚШ-тан ұшырылған зымыран оңтүстік аспандағы объектілерді көре алмайды, ал Австралиядан ұшырылған зымыран солтүстік аспандағы объектілерді көре алмайды.

Рентгендік кванттық калориметр (XQC) жобасы

Астрономияда жұлдызаралық орта (ЖЖО) – жұлдызаралық кеңістікті толтыратын газ және ғарыштық шаң: галактика ішіндегі жұлдыз жүйелері арасындағы материя. Ол жұлдызаралық кеңістікті толтырады және айналадағы галактикааралық ортамен біртегіс араласады. Жұлдызаралық орта иондар, атомдар, молекулалар, ірі шаң түйіршіктері, ғарыштық сәулелер және (галактикалық) магниттік өрістердің өте сиретілген (жерлік стандарттар бойынша) қоспасынан тұрады. Осы көлемді алып жатқан энергия, электромагниттік сәулелену түрінде жұлдызаралық сәулелену өрісін құрайды. Қызығушылық тудыратын нәрсе – қызу иондалған орта (ҚИО), ол 106–107 К температурада жұлдыз беттерінен шығатын короналды бұлттар болып, рентген сәулелерін шығарады. ЖЖО барлық кеңістіктік масштабтарда турбулентті және құрылымға толы. Жұлдыздар әдетте бірнеше парсек көлемді молекулалық бұлттардың ірі кешендерінің ішінде пайда болады. Өмір бойында және өлгеннен кейін жұлдыздар ЖЖО-мен физикалық өзара әрекеттеседі. Жастар жұлдыздық шоғырлардан (көбінесе гигант немесе супергигант HII аймақтарымен қоршалған) шығатын жұлдыздық желдер және суперновалардың тудырған шок толқындары қоршаған ортаға зор мөлшерде энергияны енгізеді, бұл гипердыбыстық турбуленцияға алып келеді. Соның нәтижесінде жұлдыздық жел көпіршіктері мен ыстық газдың суперкөпіршіктері пайда болады. Қазіргі уақытта Күн жергілікті жұлдызаралық бұлт арқылы өтіп барады, бұл төмен тығыздықтағы жергілікті көпіршіктегі тығыз аймақ. 2008 жылдың 1 мамырында НАСА Нью-Мексикодағы Уайт-Сэндс зымыран полигонынан Black Brant 9 зымыранын ұшырды, мақсаты – жұлдызаралық ортадан шығатын 0,07–1 кэВ энергия диапазонындағы диффузды рентген сәулеленуінің спектрін өлшеу. Миссияның жетекші ғалымы – Висконсин университеті – Мэдисонның докторы Дэн МакКаммон.

Баллондар

Баллондық ұшулар құралдарды теңіз деңгейінен 40 км-ге дейін биіктікке көтере алады, онда олар Жер атмосферасының 99,997%-ынан жоғары орналасады. Ракетадан айырмашылығы, онда деректер қысқа ғана бірнеше минут ішінде жиналады, ал баллондар әлдеқайда ұзақ уақыт бойы ауада қалуға қабілетті. Дегенмен, тіпті осындай биіктікте де рентген сәулелерінің көп бөлігі жұтылады. 35 кэВ (5600 аДж) энергиясынан төмен рентген сәулелері баллондарға жетпейді. 1964 жылдың 21 шілдесінде Кемел тұмандығының (Crab Nebula) супернова қалдықтары Палестина, Техас, АҚШ-тан ұшырылған баллондағы сцинтилляциялық санауыш арқылы қатты рентген сәулесі (15–60 кэВ) көзі екені анықталды. Бұл, әдетте, дискретті ғарыштық рентген сәулесі көзінен рентген сәулелерін баллон арқылы алғаш рет анықтау болды.

Жоғары энергиялы фокус телескобы

Жоғары энергияға бағытталған телескоп (HEFT) – қатты рентген сәулелері (20–100 кэВ) диапазонында астрофизикалық объектілерді бейнелеу үшін шармен көтерілетін эксперимент. Оның тұңғыш ұшуы 2005 жылдың мамыр айында АҚШ-тың Нью-Мексико штатындағы Форт-Самнерден өтті. HEFT-тің бұрыштық ажыратымдылығы шамамен 1.5'. Жүйкелену бұрышындағы рентгендік телескопты пайдалану орнына, HEFT вольфрам-кремнийлі көп қабатты жабындарды қолдана отырып, 10 кэВ-тан жоғары энергиядағы шоғырланған бұрыштық айналардың шағылыстыру қабілетін арттырады. HEFT-тің энергиялық ажыратымдылығы 60 кэВ энергияда толық енінің жартысына дейінгі максималды мәні 1.0 кэВ-қа тең. HEFT 2005 жылдың мамыр айында 25 сағатқа созылған ұшуға жіберілді. Аспап техникалық талаптарға сәйкес жұмыс істеді және Тау X 1 және Креб тұмандығын бақылады.

Жоғары ажыратылатын гамма-сәулелік және қатты рентгендік спектрометр (HIREGS)

Балонда жүргізілген жоғары ажыратымды гамма-сәуле және қатты рентгендік спектрометр (HIREGS) эксперименті Күн мен басқа да астрономиялық объектілерден рентген және гамма-сәуле шығарылымдарын байқады. Ол 1991 және 1992 жылдың желтоқсан айында Антарктидадағы МакМердо станциясынан ұшырылды. Тұрақты желдер шарықты әр жолы шамамен екі аптаға созылатын айналма полярлық ұшуға жеткізді.

Роккундар

Ракета мен шардың қосылысынан жасалған роккун – қатты отынмен жұмыс істейтін ракета, ол жерде тұрып бірден қосылмай, газбен толтырылған шар арқылы атмосфераның жоғарғы қабатына көтеріледі. Содан кейін, шардан ең жоғары нүктеде ажыратылғаннан кейін ракета автоматты түрде іске қосылады. Бұл ракетаның төменгі, тығыз ауа қабаттарынан өту қажеттілігін болдырмай, оның арқасында жоғарырақ биіктікке жетуге мүмкіндік берді. "Роккун" идеясын 1949 жылдың 1 наурызында "Нортон Саунд" кемесінде "Аэроби" ракетасын сынау барысында Cmdr. Ли Льюис, командир Г. Халворсон, С. Ф. Сингер және Джеймс А. Ван Аллен жасаған.

Рентген сәулелері бар астрономиялық детекторлар

Рентген астрономиялық детекторлары негізінен энергияны, ал кейде толқын ұзындығын анықтау үшін әртүрлі әдістерді қолдана отырып жобаланған және конфигурацияланған, бұл әдістер көбінесе сол кездегі технологиямен шектелген. Рентген детекторлары жеке рентген сәулелерін (рентгендік электромагниттік сәулеленудің фотондарын) жинап, жиналған фотондардың санын (интенсивтігін), жиналған фотондардың энергиясын (0,12-ден 120 кэВ-қа дейін), толқын ұзындығын (шамамен 0,008–8 нм) немесе фотондардың анықталу жылдамдығын (сағатына есептеледі) санау арқылы оларды шығаратын объект туралы мәлімет береді.

Рентген сәулелерінің астрофизикалық көздері

Астрофизикалық нысандардың бірнеше түрі рентген сәулелерін шығарады, флуоресценциялайды немесе шағылыстырады, галактикалар шоғырынан бастап, белсенді галактикалық ядролардағы (АГН) қара тесіктерге дейін, сондай-ақ супернова қалдықтары, жұлдыздар және ақ жұлдызды (катаклизмдік айнымалы жұлдыздар және супер жұмсақ рентген сәулелері), нейтрон жұлдызы немесе қара тесік (рентгендік қос жұлдыздар) бар қос жұлдыздар сияқты галактикалық нысандарға дейін. Күн жүйесінің кейбір денелері рентген сәулелерін шығарады, ең танымалдары – Ай, бірақ Айдың рентген сәулелерінің көп бөлігі күннен шағылысқан рентген сәулелерінен туындайды. Көптеген шешілмеген рентген сәулелерінің көздерінің үйлесімі байқалатын рентген сәулелерінің фонын құрайды деп есептеледі. Рентгендік континуум тормоздық сәулелену, қара дене сәулеленуі, синхротрон сәулеленуі немесе релятивистік электрондардың төмен энергиялы фотондардың кері Комптон шашырауы, жылдам протондардың атомдық электрондармен соқтығысуы және қосымша электрондық өтулермен немесе оларсыз атомдық рекомбинация нәтижесінде пайда болуы мүмкін. Орташа массалы рентгендік қос жұлдыз (IMXB) – компоненттерінің бірі нейтрон жұлдызы немесе қара тесік болатын қос жұлдыз жүйесі. Екінші компонент – орташа массалы жұлдыз. Геркулес Х 1 – бұл нейтрон жұлдызы, ол қалыпты жұлдыздан (HZ Herculis) материяны сіңіріп алады, бұл Рош бөлігінің артылуына байланысты болуы мүмкін. X 1 – үлкен массалы рентгендік қос жұлдыздардың прототипі, бірақ ол жоғары және төмен массалы рентгендік қос жұлдыздар арасындағы шекарада орналасқан. 2020 жылдың шілдесінде астрономдар NGC 6297 галактикасының ядросына жақын орналасқан ASASSN 20hx-ке байланысты "қатты толқындық бұзу оқиғасының кандидаты" туралы хабарлады және бұл байқаудың "қатты қуат заңдарымен рентген сәулелерінің спектрлері бар өте сирек толқындық бұзу оқиғаларының" бірі екенін атап өтті.

Аспандағы рентген сәуле көздері

Аспан сферасы 88 шоқжұлдызға бөлінген. Халықаралық астрономиялық одақ (IAU) шоқжұлдыздары – аспанның аймақтары. Олардың әрқайсысында керемет рентген сәулелерінің көздері бар. Олардың кейбіреулері астрофизикалық модельдеу арқылы галактикалар немесе галактикалар ортасындағы қара тесіктер екені анықталды. Ал кейбіреулері – пульсарлар. Рентген сәулелерінің астрофизикасымен сәтті модельденген көздер сияқты, рентген сәулелерінің көзге көрінетін көзінен шығуын түсінуге тырысу, Күнді, жалпы ғаламды және олардың Жердегі бізге қалай әсер ететінін түсінуге көмектеседі. Шоқжұлдыздар – қазіргі физикалық теорияға немесе түсіндірмеге тәуелсіз бақылау және дәлдікті қамтамасыз ететін астрономиялық құрал. Астрономия өте ерте заманнан келеді. Физикалық теория уақыт өте келе өзгеріп отырады. Аспандағы рентген сәулелерінің көздеріне қатысты, рентген сәулелерінің астрофизикасы рентген сәулелерінің жарқырауының физикалық себебіне назар аударады, ал рентген сәулелері астрономиясы олардың жіктелуіне, ашылу тізбегіне, өзгеруіне, анықталуына және басқа шоқжұлдыздардағы жақын орналасқан көздермен байланысына баса назар аударады. Орион және Эридан шоқжұлдыздарының арасында және олардың бойымен созылып жатқан жұмсақ рентгендік "қызған нүкте" – Орион-Эридан супербульбасы, Эридан жұмсақ рентгендік күшейтілмесі немесе жай ғана Эридан бульбасы деп аталады. Бұл 25° кеңістікте Hα сәуле шығаратын жіп тәрізді доғалардың өзара байланысқан құрылымы. Жұмсақ рентген сәулелері супербульбаның ішкі бөлігіндегі ыстық газ (T ~ 2–3 МК) арқылы шығарылады. Бұл жарқын нысан газ бен шаңнан тұратын "көлеңкеге" арқау болады. Филаменттің контурларымен көрсетілген, бұл контурлар IRAS өлшемі бойынша шамамен 30 К температурадағы шаңнан шығатын 100 микрометрлік сәулеленуді көрсетеді. Мұнда филамент 100 мен 300 ЭВ арасындағы жұмсақ рентген сәулелерін сіңіреді, бұл ыстық газ филаменттің артында орналасқанын көрсетеді. Бұл филамент ыстық бульбаны қоршап тұрған бейтарап газ қабығының бөлігі болуы мүмкін. Оның ішкі бөлігі ультракүлгін (УК) сәулесімен және Орион OB1 шоқжұлдыздық қауымдастығындағы ыстық жұлдыздардан соққан жұлдыздық желдермен қуаттанады. Бұл жұлдыздар шамамен 1200 жарық жылына дейінгі супербульбаны энергиямен қамтамасыз етеді, ол спектрдің көрінетін (Hα) және рентгендік бөлімдерінде байқалады.

The celestial sphere has been divided into 88 constellations. The International Astronomical Union (IAU) constellations are areas of the sky. Each of these contains remarkable X ray sources. Some of them have been identified from astrophysical modeling to be galaxies or black holes at the centers of galaxies. Some are pulsars. As with sources already successfully modeled by X ray astrophysics, striving to understand the generation of X rays by the apparent source helps to understand the Sun, the universe as a whole, and how these affect us on Earth. Constellations are an astronomical device for handling observation and precision independent of current physical theory or interpretation. Astronomy has been around for a long time. Physical theory changes with time. With respect to celestial X ray sources, X ray astrophysics tends to focus on the physical reason for X ray brightness, whereas X ray astronomy tends to focus on their classification, order of discovery, variability, resolvability, and their relationship with nearby sources in other constellations. Within the constellations Orion and Eridanus and stretching across them is a soft X ray "hot spot" known as the Orion Eridanus Superbubble, the Eridanus Soft X ray Enhancement, or simply the Eridanus Bubble, a 25° area of interlocking arcs of Hα emitting filaments. Soft X rays are emitted by hot gas (T ~ 2–3 MK) in the interior of the superbubble. This bright object forms the background for the "shadow" of a filament of gas and dust. The filament is shown by the overlaid contours, which represent 100 micrometre emission from dust at a temperature of about 30 K as measured by IRAS. Here the filament absorbs soft X rays between 100 and 300 eV, indicating that the hot gas is located behind the filament. This filament may be part of a shell of neutral gas that surrounds the hot bubble. Its interior is energized by ultraviolet (UV) light and stellar winds from hot stars in the Orion OB1 association. These stars energize a superbubble about 1200 lys across which is observed in the visual (Hα) and X ray portions of the spectrum.

Зерттеулік рентгендік астрономия

Әдетте, байқау астрономиясы Жер бетінде (немесе нейтрино астрономиясында оның астында) жүргізіледі деп есептеледі. Жерде ғана байқау жасау тұжырымына Жерді айналып ұшу да кіреді. Байқаушы Жердің қауіпті ортасынан шыққанда ғарыш зерттеушісіне айналады. Explorer 1 және Explorer 3 және осы қатардағы бұрынғы спутниктерді есептемегенде, зонд терең ғарыш зерттеушісі болса, әдетте ол Жерден немесе Жер төңірегіндегі орбитадан шығады. Спутник немесе ғарыш зонды "ғарыштық рентген астрономы"/зерттеуші немесе "астронобот"/зерттеуші деп танылуы үшін оның бортында XRT немесе рентген детекторы болуы жеткілікті және Жер орбитасынан шығуы керек. 1990 жылдың 6 қазанында ұшырылған "Улисс" 1992 жылдың ақпанында "гравитациялық серпіліс" үшін Юпитерге жетті. Ол 1994 жылдың маусымында Күннің оңтүстік полюсінен өтіп, 1995 жылдың ақпанында эклиптикалық экватордан өтті. Күннің рентген сәулелері мен ғарыштық гамма-сәулелердің жарқылы экспериментінің (GRB) 3 негізгі мақсаты болды: күн жарқылындарын зерттеу және бақылау, ғарыштық гамма-сәулелердің жарқылындарын анықтау және орналастыру, сондай-ақ Юпитерлік жарықтарды жерінде анықтау. "Улисс" - гамма-жарылыс детекторын алып, Марс орбитасынан тысқары шыққан алғашқы спутник. Қатты рентген детекторлары 15–150 кэВ диапазонында жұмыс істеді. Детекторлар 23 мм қалыңдығы және 51 мм диаметрі бар CsI(Tl) кристалдарынан тұрады, олар пластикалық жарық түтіктер арқылы фотокөбейтілгіштерге орнатылған. Қатты детектор өзінің жұмыс режимін өзгертеді: (1) өлшенген санау жылдамдығына, (2) жерден берілген командаға немесе (3) ғарыш аппаратының телеметриялық режиміндегі өзгеріске байланысты. Триггер деңгейі әдетте фоннан 8 сигма артық орнатылды және сезімталдығы 10−6 эрг/см2 (1 нДж/м2) құрады. Жарылыс триггері тіркелген кезде құрал жоғары ажыратымдылықтағы деректерді жазуға ауысады, оларды 32 кбит жадына баяу телеметриялық оқу үшін жазады. Жарылыс деректері 8 мс ажыратымдылығымен 16 секунд немесе 32 мс ажыратымдылығымен 64 секундтан тұрады. Сонымен қатар, 2 детектордың қосындысынан 16 каналды энергия спектрі болды (1, 2, 4, 16 немесе 32 секундтық интеграцияларда алынды). "Күту" режимінде деректер 0,25 немесе 0,5 секундтық интеграцияларда және 4 энергия каналында (ең қысқа интеграция уақыты 8 секунд) алынды. Тағы да, 2 детектордың нәтижелері қосылды. "Улисс" жұмсақ рентген детекторлары 2,5 мм қалыңдығы және 0,5 см2 ауданы бар Si беттік кедергі детекторларынан тұрады. 100 мг/см2 бериллий фольгасы бар алдыңғы терезе төмен энергиялы рентген сәулелерін тоқтатып, 75° (жарты бұрыш) конустық көру бұрышын анықтады. Бұл детекторлар пассивті түрде салқындатылды және -35-тен -55 °C температура диапазонында жұмыс істеді. Бұл детекторда 5–20 кэВ диапазонын қамтитын 6 энергия каналы болды.

Usually observational astronomy is considered to occur on Earth's surface (or beneath it in neutrino astronomy). The idea of limiting observation to Earth includes orbiting the Earth. As soon as the observer leaves the cozy confines of Earth, the observer becomes a deep space explorer. Except for Explorer 1 and Explorer 3 and the earlier satellites in the series, usually if a probe is going to be a deep space explorer it leaves the Earth or an orbit around the Earth. For a satellite or space probe to qualify as a deep space X ray astronomer/explorer or "astronobot"/explorer, all it needs to carry aboard is an XRT or X ray detector and leave Earth's orbit. Ulysses was launched October 6, 1990, and reached Jupiter for its "gravitational slingshot" in February 1992. It passed the south solar pole in June 1994 and crossed the ecliptic equator in February 1995. The solar X ray and cosmic gamma ray burst experiment (GRB) had 3 main objectives: study and monitor solar flares, detect and localize cosmic gamma ray bursts, and in situ detection of Jovian aurorae. Ulysses was the first satellite carrying a gamma burst detector which went outside the orbit of Mars. The hard X ray detectors operated in the range 15–150 keV. The detectors consisted of 23 mm thick × 51 mm diameter CsI(Tl) crystals mounted via plastic light tubes to photomultipliers. The hard detector changed its operating mode depending on (1) measured count rate, (2) ground command, or (3) change in spacecraft telemetry mode. The trigger level was generally set for 8 sigma above background and the sensitivity is 10−6 erg/cm2 (1 nJ/m2). When a burst trigger is recorded, the instrument switches to record high resolution data, recording it to a 32 kbit memory for a slow telemetry read out. Burst data consist of either 16 s of 8 ms resolution count rates or 64 s of 32 ms count rates from the sum of the 2 detectors. There were also 16 channel energy spectra from the sum of the 2 detectors (taken either in 1, 2, 4, 16, or 32 second integrations). During 'wait' mode, the data were taken either in 0.25 or 0.5 s integrations and 4 energy channels (with shortest integration time being 8 s). Again, the outputs of the 2 detectors were summed. The Ulysses soft X ray detectors consisted of 2.5 mm thick × 0.5 cm2 area Si surface barrier detectors. A 100 mg/cm2 beryllium foil front window rejected the low energy X rays and defined a conical FOV of 75° (half angle). These detectors were passively cooled and operate in the temperature range −35 to −55 °C. This detector had 6 energy channels, covering the range 5–20 keV.

Теориялық рентгендік астрономия

Теориялық рентгендік астрономия – астрономиялық объектілерге қолданылатын рентген сәулелерін тудыру, тарату және анықтаудың теориялық астрофизикасы және теориялық астрохимиясымен айналысатын теориялық астрономияның бір саласы. Теориялық астрофизика сияқты, теориялық рентгендік астрономия да мүмкін рентген сәулелерінің көзінің мінез-құлқына жуықтап қарау үшін аналитикалық модельдерді және бақылау деректерін бағалау үшін есептеулік сандық симуляцияларды қамтитын көптеген құралдарды қолданады. Байқаудың ықтимал салдары анықталғаннан кейін, оларды тәжірибелік байқаулармен салыстыруға болады. Байқаушылар модельді жоққа шығаратын немесе бірнеше баламалы немесе қайшы модельдердің арасында таңдау жасауға көмектесетін деректерді іздей алады. Теориялық зерттеушілер жаңа деректерді ескере отырып, модельдерді жасауға немесе өзгертуге тырысады. Егер сәйкессіздік туындаса, жалпы тенденция – деректерге сәйкес келу үшін модельге ең аз өзгерістер енгізуге тырысу. Кейбір жағдайларда, уақыт өте келе жиналған көптеген сәйкессіз деректер модельді толығымен қабылдамауға әкелуі мүмкін. Астрофизика, астрохимия, астрометрия және астрономияның басқа да салаларындағы, теоретиктер зерттейтін көптеген тақырыптар рентген сәулелері мен рентген сәулелерінің көздерін қамтиды. Теорияның көптеген бастамаларын рентген сәулелерінің көзі құрастырылып, зерттелген Жердегі зертханаларда табуға болады.

Динамолар

Динамо теориясы айналмалы, конвекциялық және электр тогын өткізетін сұйықтықтың магнит өрісін сақтап тұру процесін сипаттайды. Бұл теория астрофизикалық денелердегі қалыптан тыс ұзақ сақталатын магнит өрістерінің пайда болуын түсіндіруге қолданылады. Егер кейбір жұлдыздық магнит өрістері шынымен динамо арқылы туындаса, онда өрістің күші айналу жылдамдығымен байланысты болуы мүмкін.

Жұлдыздық рентгендік астрономия

Жұлдыздық рентген сәулелерін алғаш рет 1974 жылғы 5 сәуірде Капелладан рентген сәулелерін тіркеу арқылы анықтады. Сол күні ракета ұшырылысы, жұлдыз сенсоры жүк осын Капеллаға (α Aur) бағыттағанда, өз қалыптасу бақылау жүйесін қысқаша калибрледі. Осы кезеңде жұлдыз сенсорымен бірге орналасқан рентген сәулелерін тіркегіш жүйе 0,2–1,6 кэВ диапазонындағы рентген сәулелерін анықтады. Skylab және Copernicus аспаптарындағы эксперименттер жұлдыздық короналардан ~0,14–0,284 кэВ энергия диапазонындағы жұмсақ рентген сәулелерін іздеу үшін қолданылды. ANS аспаптарындағы эксперименттер Капелла мен Сириус (α CMa) жұлдыздарынан рентген сигналдарын табуға мүмкіндік берді. Күн тәрізді күшейтілген коронадан шығатын рентген сәулелері алғаш рет болжалды. Эйнштейн обсерваториясының жұмыс істеуімен рентген сәулелерінің шығарылымы, Герцспрунг-Рассел диаграммасының көп бөлігін қамтитын жұлдыздардың кең ауқымы үшін тән ерекшелік ретінде мойындалды. Эйнштейн обсерваториясы негізгі тізбекке дейінгі жұлдыздардың рентген сәулелерін анықтады. Бұл рентген сәулелерінің шығарылымы негізінен жұлдыздық коронадағы магниттік қайта бірігу шақыруларынан туындайды, көптеген кішкентай шақырулар осы жұлдыздардың «жайлы» рентген сәулелерінің шығарылымына үлес қосады. Негізгі тізбекке дейінгі жұлдыздарда үлкен конвекциялық аймақтар бар, олар күшті динамоларды қозғап, күшті беттік магниттік өрістерді тудырады. Бұл осы жұлдыздардың жоғары рентген сәулелерінің шығарылымына әкеледі, олар қаныққан рентген сәулелері режимінде жатады, негізгі тізбектегі жұлдыздар рентген сәулелерінің шығарылымының айналу модуляциясын көрсетеді. Рентген сәулелерінің шығарылымының басқа көздеріне аккрециялық ыстық нүктелер мен бағытталған ағындар жатады. Жұлдыздың жастығын көрсететін рентген сәулелерінің шығарылымы жұлдыз түзету аймақтарын зерттеу үшін маңызды. Құс жолы галактикасындағы жұлдыз түзету аймақтарының көпшілігі Галактикалық жазықтық өрістеріне көптеген байланыссыз өрістік жұлдыздармен проекцияланады. Жас жұлдыздық шоғырдың мүшелерін оптикалық және инфрақызыл суреттерді ғана қолдану арқылы өрістік жұлдыздардан ажырату көбінесе мүмкін емес. Рентген сәулелері молекулалық бұлттардан орташа сіңіруді оңай жеңіп өтеді және шоғыр мүшелерін анықтау үшін қолданылуы мүмкін.

The first detection of stellar x rays occurred on April 5, 1974, with the detection of X rays from Capella. A rocket flight on that date briefly calibrated its attitude control system when a star sensor pointed the payload axis at Capella (α Aur). During this period, X rays in the range 0.2–1.6 keV were detected by an X ray reflector system co aligned with the star sensor. Experiments with instruments aboard Skylab and Copernicus have been used to search for soft X ray emission in the energy range ~0.14–0.284 keV from stellar coronae. The experiments aboard ANS succeeded in finding X ray signals from Capella and Sirius (α CMa). X ray emission from an enhanced solar like corona was proposed for the first time. With the operation of the Einstein observatory, X ray emission was recognized as a characteristic feature common to a wide range of stars covering essentially the whole Hertzsprung Russell diagram. X ray emission for pre–main sequence stars was discovered by the Einstein Observatory. This X ray emission is primarily produced by magnetic reconnection flares in the stellar coronae, with many small flares contributing to the "quiescent" X ray emission from these stars. Pre–main sequence stars have large convection zones, which in turn drive strong dynamos, producing strong surface magnetic fields. This leads to the high X ray emission from these stars, which lie in the saturated X ray regime, unlike main sequence stars that show rotational modulation of X ray emission. Other sources of X ray emission include accretion hotspots and collimated outflows. X ray emission as an indicator of stellar youth is important for studies of star forming regions. Most star forming regions in the Milky Way Galaxy are projected on Galactic Plane fields with numerous unrelated field stars. It is often impossible to distinguish members of a young stellar cluster from field star contaminants using optical and infrared images alone. X ray emission can easily penetrate moderate absorption from molecular clouds, and can be used to identify candidate cluster members.

Тұрақсыз желдер

Елеулі сыртқы конвекция аймасының болмауына байланысты, теория ертедегі А типіндегі жұлдыздарда магниттік динамоның пайда болмайтынын көрсетеді.

Эта Карьена

Чандра рентгендік обсерваториясының жаңа рентгендік бақылаулары үш ерекше құрылымды көрсетіп тұр: диаметрі шамамен 2 жарық жылы болатын сыртқы, аттың ілгегі тәрізді сақина, диаметрі шамамен 3 жарық айы болатын ыстық ішкі ядро және диаметрі 1 жарық айынан кем орталық ыстық көз, онда бүкіл процесті басқаратын супержұлдыз болуы мүмкін. Сыртқы сақина 1000 жылдан астам бұрын болған тағы бір үлкен жарылыстың куәлігін ұсынады. Эта Каринаның айналасындағы осы үш құрылым супержұлдыздан дыбыс жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен алыстап бара жатқан материяның тудырған соққы толқындарын көрсетеді деп есептеледі. Соққы толқынынан қыздырылған газдың температурасы орталық аймақтарда 60 МК-тан, аттың ілгегі тәрізді сыртқы құрылымда 3 МК-қа дейін жетеді. "Чандра суреті жұлдыздың мұндай ыстық және қарқынды рентген сәулелерін қалай тудыра алатыны туралы қазіргі көзқарастарға қатысты бірнеше мәселелерді тудырады", - дейді Миннесота университетінің профессоры Крис Дэвидсон. Дэвидсон – Хаббл ғарыш телескопының Эта Карина бақылауларының жетекші зерттеушісі. "Ең көп таралған теория бойынша, рентген сәулелері өте жақын орналасқан екі жұлдыздың газ ағындарының соқтығысуынан пайда болады, сондықтан олар бізге нүктелік көздей көрінеді. Ал алысқа ұшып кеткен газ ағындарының тағдыры қандай? Жаңа суреттің ортасындағы кеңейген ыстық аймақ кез келген теория үшін қатаң талаптар қояды." Х-сәулелік астрономияны зерттеуге бағытталған әуесқойлық жобалардан басқа, студенттер жасаған тәжірибелік құралдарды коммерциялық зондтау ракеталарымен тегін ғарышқа шығару мүмкіндігі де бар. Х-сәулелік астрономияда тәжірибелер жүргізу және нәтижелерін баяндау үшін әуесқойлардың мүмкіндіктері шектеулі: детекторды жеткілікті биіктікке жеткізу үшін әуесқой ракетасы немесе шар құрастырудың және тиісті Х-сәулелік детекторды жасау үшін қажетті бөлшектердің құны.

Рентгендік астрономияның негізгі сұрақтары

Рентгендік астрономия негізгі спектрлік зерттеу құралын қолданып, көзбен көріне алмайтын көздерді зерттеуге мүмкіндік береді және көптеген құпияларды түсінуде құнды көмектес болып табылады.

Жұлдыздық магнит өрістері

Магниттік өрістер жұлдыздардың арасында кең таралған, бірақ біз оның нақты себебін түсінбейміз, сондай-ақ жұлдыздық ортада әрекет ететін плазмалық физикалық механизмдердің алуан түрлілігін толыққанды түсінбедік. Жұлдыздардың рентген сәулесінің көздері олардың центрлері мен жұлдыздың орналасқан жері арасындағы бұрыштық арақашықтықты есептеу арқылы анықталады. Рұқсат етілетін ең жоғарғы арақашықтық – мүмкіндігінше көп нақты сәйкестіктерді табу және жалған сәйкестіктердің ықтималдығын азайту арасындағы шартты келісім. "Қабылданған 40 секундтық сәйкестік критерийі" рентген сәулесінің барлық мүмкін көздерін анықтайды, сонымен бірге үлгідегі кез келген жалған сәйкестіктердің ықтималдығын 3%-ға дейін сақтайды.

Күннің рентгендік астрономиясы

Күннің өзінде, маңында немесе жанында табылган барлық рентген сәулелерінің көздері, оның сыртқы қабаты – коронадағы процестермен байланысты болып көрінеді.

Короналық қызу проблемасы

Күннің рентгендік сәулелері астрономиясы саласында короналық қызу мәселесі бар. Күннің фотосферасының тиімді температурасы 5,570 К, ал оның коронасының орташа температурасы 1–2 × 106 К. Дегенмен, ең ыстық аймақтар 8–20 × 106 К құрайды.

Коронаны қыздыруға қажетті энергияның фотосфераның астындағы конвекциялық аймақтағы турбуленттік қозғалыс арқылы берілетіні есептеледі, және короналық қызуды түсіндіру үшін екі негізгі механизм ұсынылған. Олардың бірі – толқындық қызу, екіншісі – магниттік қызу, онда магниттік энергия фотосфералық қозғалыс арқылы үнемі жинақталып, магниттік қайта қосылу арқылы үлкен күн жарқындары және оларға ұқсас, бірақ кішігірім – наножарқындар түрінде босатылады. Қазіргі уақытта толқындардың тиімді қызу механизмі болып табылатыны белгісіз. Альфвен толқындарынан басқа барлық толқындар коронаға жеткенге дейін таралып немесе сындырылады. Сонымен қатар, Альфвен толқындары коронада оңай тарамайды. Сондықтан, қазіргі зерттеулердің назары жарқындар арқылы қызу механизмдеріне ауыстырылған. Плазмалық қызу сияқты ұсақ энергетикалық белгілер (жағымды жұмсақ рентген сәулелерінің жарқылы ретінде байқалады) жақын арада болатын КМЖ-ның (короналық масса шығарылымы) алға басқару белгісі болуы мүмкін. Жұмсақ рентгендік сигмоид (жұмсақ рентген сәулелерінің S пішіндес қарқындылығы) – короналық құрылым мен КМЖ өндірісі арасындағы байланыстың байқалатын көрінісі. Бұрынғы короналық өтемалар немесе тіпті күн тұтылуы кезінде көзге көрінетін құбылыстар енді бірдей нәрсе ретінде түсіндіріледі. Ең үлкен геомагниттік бұзылыс, болжам бойынша, "тарихи" КМЖ нәтижесінде, 1859 жылы алғаш рет байқалған күн жарқынымен бірге болды. Жарқынды Ричард Кристофер Каррингтон көзге көріп байқады, ал геомагниттік дауылды Кью Гарденс обсерваториясының магнитографы тіркеді. Сол құрал жердің ионосферасының жұмсақ рентген сәулелерімен бірден бұзылуын – «крошет» деп аталатын белгіні де тіркеді. Бұл сол кезде оңай түсінілмеді, өйткені ол рентген сәулелерінің (Рентген) және ионосфераның (Кеннелли мен Хевисайд) ашылуына дейінгі кезеңге жатады.

Экзотикалық рентген сәулелері

Микроквазар – радио сәулелендіретін, көбінесе ажыратылатын радиожеттер жұбына ие, квазардың кіші нұсқасы, радиоизобраздық екілік жүйе. LSI+61°303 – бұл гамма сәулелерінің көзі CG135+01 болатын, радио сәулелендіретін екілік жүйе. Байқаулар нәтижесінде, қысқа мерзімді шағылысулары (ондаған минуттар) және әдетте бірнеше сағатқа созылатын, қайталамалы рентгендік транзиенттердің саны артып келеді. Бұл транзиенттер OB типті супергиганттармен байланысты және осылайша массивті рентгендік екілік жүйелердің жаңа класын – Супергиганттық Жылдам Рентгендік Транзиенттерді (SFXT) анықтайды. Чандраның бақылаулары Месиер 87 ғаламшарының айналасындағы ыстық рентген сәулелендіретін газдың ішінде циклдар мен сақиналар бар екенін көрсетті. Магнетар – өте күшті магнит өрісіне ие нейтрон жұлдызының бір түрі, оның ыдырауы жоғары энергиялы электромагниттік сәулелендіруді, әсіресе рентген және гамма сәулелерін қуатпен шығаруға себеп болады.

Рентген сәулелері бар қара жұлдыздар

Күн циклы кезінде, оң жақтағы суреттер тізбесінде көрсетілгендей, кейде Күн рентген сәулелерімен қараңғы болып келеді, тіпті рентген сәулелерінің қарқындылығы өзгереді. Ал Бетельгейзе әрқашан рентген сәулелерімен қараңғы болып көрінеді. Қызыл алып жұлдыздар рентген сәулелерін өте аз шығарады. А7 F0 спектрлік типіне жеткенде рентген сәулелерінің шығарылуы күрт басталады, ал F спектрлік класында жарықтылықтың кең диапазоны қалыптасады. Алтаир – A7V спектрлік типінде, ал Вега – A0V. Алтаирдың жалпы рентген сәулелерінің жарықтығы Веганың рентген сәулелерінің жарықтығынан кем дегенде бір есе артық. Ерте F жұлдыздарының сыртқы конвекциялық аймағы өте шалқақ және A типіндегі карликтерде болмайды деп күтіледі, бірақ ішкі акустикалық ағын соңғы A және ерте F жұлдыздарында максималды деңгейге жетеді, бұл A типіндегі жұлдыздардың магниттік белсенділігін үш негізгі бағытта зерттеуге мүмкіндік береді. Химиялық құрамы ерекше Bp немесе Ap спектрлік типіндегі жұлдыздар күшті магниттік радио көздері болып табылады, көптеген Bp/Ap жұлдыздары анықталмаған, ал рентген сәулелерін шығаратыны хабарланғандардың тек азы ғана жалғыз жұлдыз деп анықталды. Рентгендік бақылаулар (рентгендік қараңғылық) планеталарды олардың ана жұлдызының коронасының бір бөлігін тұтыну арқылы транзит кезінде анықтау мүмкіндігін ұсынады. "Бұл әдістер әсіресе төмен массалы жұлдыздар үшін перспективті, себебі Юпитер сияқты планета коронаның айтарлықтай үлкен бөлігін жабуы мүмкін."

Рентген сәулелері бар қара планеталар мен кометалар

Рентгендік бақылаулар, планеталар транзит кезінде өз жұлдызының коронасының бір бөлігін жабатын кезде (рентгендік қараңғылық) планеталарды анықтау мүмкіндігін ұсынады. "Мұндай әдістер әсіресе кішкентай массалы жұлдыздар үшін үміт береді, себебі Юпитер сияқты планета коронаның айтарлықтай үлкен бөлігін көлеңкеге алып тастауы мүмкін."