Рентгеновская астрономия

Рентгеновская астрономия: изучение космических объектов в рентгеновском диапазоне. Наблюдения с помощью космических телескопов, высокая температура газов.

21 мин чтения

100%

Источник: X-ray astronomy — Wikipedia

Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.

Содержание

Введение

Раздел астрономии, использующий рентгеновские наблюдения.

Рентгеновская астрономия – это наблюдательная область астрономии, занимающаяся изучением рентгеновского излучения и его обнаружением от астрономических объектов. Рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли, поэтому приборы для его регистрации должны подниматься на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников. Рентгеновская астрономия использует тип космического телескопа, способного регистрировать рентгеновское излучение, невидимое для стандартных оптических телескопов, таких как обсерватории Мауна-Кеа. Ожидается, что рентгеновское излучение исходит от астрономических объектов, содержащих чрезвычайно горячий газ при температурах от примерно миллиона кельвинов (K) до сотен миллионов кельвинов (MK). Более того, существование слоя E ионизированного газа в верхних слоях термосферы Земли также указывало на мощный внеземной источник рентгеновских лучей. Хотя теория предсказывала, что Солнце и звезды будут заметными источниками рентгеновского излучения, проверить это было невозможно из-за блокировки большей части внеземного рентгеновского излучения атмосферой Земли. Изучение этих источников стало возможным лишь после разработки способов подъема приборного оборудования на большие высоты. Существование солнечного рентгеновского излучения было подтверждено в середине двадцатого века с помощью ракет V-2, переоборудованных в зондирующие ракеты, а обнаружение внеземного рентгеновского излучения стало основной или вспомогательной задачей множества спутников, начиная с 1958 года. Первый внесолнечный (за пределами Солнечной системы) источник рентгеновского излучения был обнаружен зондирующей ракетой в 1962 году. Этот источник, получивший название Скорпион X-1 (Sco X-1) (первый источник рентгеновского излучения, найденный в созвездии Скорпиона), излучает в рентгеновском диапазоне в 10 000 раз больше, чем в видимом свете, в то время как излучение Солнца в рентгеновском диапазоне примерно в миллион раз слабее. Кроме того, выход энергии в рентгеновском диапазоне в 100 000 раз превышает суммарное излучение Солнца во всех диапазонах длин волн. С тех пор было обнаружено множество тысяч источников рентгеновского излучения. Кроме того, межгалактическое пространство в скоплениях галактик заполнено горячим, но очень разреженным газом с температурой от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общая масса этого горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу видимых галактик.

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.

История рентгеновской астрономии

В 1927 году Э. О. Хулберт из Лаборатории военно-морских исследований США и его коллеги Грегори Брейт и Мерл А. Туве из Института Карнеги в Вашингтоне исследовали возможность оснащения ракет Роберта Г. Годдарда для изучения верхних слоев атмосферы. "Два года спустя он предложил экспериментальную программу, в которой ракета могла быть оснащена приборами для изучения верхних слоев атмосферы, включая обнаружение ультрафиолетового и рентгеновского излучения на больших высотах". В конце 1930-х годов о существовании очень горячего и разреженного газа, окружающего Солнце, было косвенно заключено по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. В середине 1940-х годов радио наблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. На протяжении 1960-х, 70-х, 80-х и 90-х годов чувствительность детекторов значительно возросла за 60 лет развития рентгеновской астрономии. Кроме того, способность фокусировки рентгеновских лучей значительно улучшилась, что позволило получать изображения высокого качества многих интересных небесных объектов.

Зондирование ракетных полетов

Первые зондирующие ракетные полеты для исследований рентгеновских лучей были осуществлены на ракетном полигоне Уайт-Сэндс в Нью-Мексико с ракетой V-2 28 января 1949 года. Детектор был размещен в носовой части конуса, и ракета была запущена в суборбитальный полет на высоту, незначительно превышающую атмосферу. Рентгеновские лучи от Солнца были зарегистрированы экспериментом "Blossom" (Цветок) Лаборатории военно-морских исследований США. Ракета Aerobee 150, запущенная 19 июня 1962 года (UTC), обнаружила первые рентгеновские лучи, исходившие от источника за пределами нашей Солнечной системы (Scorpius X-1). Сейчас известно, что такие источники рентгеновского излучения, как Sco X-1, являются компактными звездами, такими как нейтронные звезды или черные дыры. Вещество, падающее в черную дыру, может излучать рентгеновские лучи, но сама черная дыра не излучает. Источником энергии для рентгеновского излучения является гравитация. Газ и пыль, падающие на эти и другие небесные объекты, нагреваются их мощными гравитационными полями. На основе открытий в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная с Scorpius X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевскую премию по физике в 2002 году. Основным недостатком ракетных полетов является их очень короткая продолжительность (всего несколько минут над атмосферой до падения ракеты на Землю) и ограниченное поле зрения. Ракета, запущенная из Соединенных Штатов, не сможет наблюдать источники в южном небе, а ракета, запущенная из Австралии, – источники в северном небе.

Проект рентгеновского квантового калориметра (XQC)

В астрономии межзвездная среда (или МЗС) — это газ и космическая пыль, пронизывающие межзвездное пространство: вещество, существующее между звездными системами внутри галактики. Она заполняет межзвездное пространство и плавно переходит в окружающую межгалактическую среду. Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разреженной (по земным стандартам) смеси ионов, атомов, молекул, крупных пылевых зерен, космических лучей и (галактических) магнитных полей. Энергия, занимающая тот же объем в виде электромагнитного излучения, называется межзвездным радиационным полем. Особый интерес представляет горячая ионизированная среда (HIM), состоящая из коронального выброса вещества со звездных поверхностей при температуре 10⁶–10⁷ К, излучающего рентгеновские лучи. МЗС является турбулентной и обладает структурой на всех пространственных масштабах. Звезды рождаются глубоко внутри крупных комплексов молекулярных облаков, обычно размером в несколько парсек. На протяжении своей жизни и после смерти звезды физически взаимодействуют с МЗС. Звездные ветры от молодых звездных скоплений (часто с гигантскими или сверхгигантскими областями HII, их окружающими) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, вносят огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. В результате формируются звездные пузыри ветра и сверхпузыри горячего газа. В настоящее время Солнце проходит через Местное межзвездное облако — более плотный регион в разреженном Местном пузыре. Для измерения спектра диффузного рентгеновского излучения из межзвездной среды в диапазоне энергий от 0,07 до 1 кэВ, NASA 1 мая 2008 года запустила ракету Black Brant 9 с ракетного полигона White Sands в Нью-Мексико. Главным исследователем миссии является доктор Дэн МакКаммон из Университета Висконсин-Мэдисон.

Баллоны

Полеты на воздушных шарах могут поднимать приборы на высоту до 40 км над уровнем моря, где они оказываются выше 99,997% атмосферы Земли. В отличие от ракет, где данные собираются в течение нескольких минут, воздушные шары способны оставаться в воздухе значительно дольше. Однако даже на таких высотах значительная часть рентгеновского спектра все еще поглощается. Рентгеновские лучи с энергией менее 35 кэВ (5600 аДж) не достигают воздушных шаров. 21 июля 1964 года остаток сверхновой в туманности Крабовидная был обнаружен как источник жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ) с помощью сцинтилляционного счетчика, поднятого на воздушном шаре, запущенном из Палестины, штат Техас, США. Это, вероятно, было первым зарегистрированным обнаружением рентгеновского излучения от дискретного космического источника рентгеновских лучей, осуществленным с помощью воздушного шара.

Телескоп с высокоэнергетическим фокусировкой

Высокоэнергетический фокусирующий телескоп (HEFT) – это эксперимент, поднимаемый на воздушном шаре, для получения изображений астрофизических источников в жестком рентгеновском диапазоне (20–100 кэВ). Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форт-Самнера, штат Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет приблизительно 1,5'. Вместо рентгеновского телескопа с касательными углами падения, HEFT использует новые многослойные покрытия из вольфрама и кремния для расширения отражающей способности вложенных зеркал с касательными углами падения за пределы 10 кэВ. Энергетическое разрешение HEFT составляет 1,0 кэВ по полуширине на половине максимума при 60 кэВ. HEFT был запущен для 25-часового полета на воздушном шаре в мае 2005 года. Прибор работал в соответствии со спецификациями и наблюдал Tau X-1 и туманность Краба.

Спектрометр гамма-лучей и рентгеновских лучей высокого разрешения (HIREGS)

Эксперимент, поднятый на воздушном шаре, под названием высокоразрешающий гамма- и жестко-рентгеновский спектрометр (HIREGS), регистрировал рентгеновское и гамма-излучение от Солнца и других астрономических объектов. Он был запущен со станции МакМердо в Антарктиде в декабре 1991 и 1992 годов. Постоянные ветры несли шар в кругополярный полет, продолжавшийся около двух недель каждый раз.

Роконы

Ракета-зондовая, сочетающая в себе ракету и воздушный шар, была ракетой на твердом топливе, которая, вместо немедленного запуска с земли, сначала поднималась в верхние слои атмосферы на наполненном газом воздушном шаре. Затем, после отделения от шара на максимальной высоте, ракета автоматически воспламенялась. Это позволяло достигать большей высоты, поскольку ракете не приходилось преодолевать более плотные слои нижних атмосферных слоев, что потребовало бы значительно большего количества химического топлива. Исходная концепция "ракетозондов" была разработана коммандером Ли Льюисом, коммандером Г. Хэлворсоном, С. Ф. Сингером и Джеймсом А. Ван Алленом во время морского похода ракеты Aerobee в Нортон-Саунд 1 марта 1949 года.

Рентгеновские астрономические детекторы

Рентгеновские астрономические детекторы разрабатывались и настраивались главным образом для измерения энергии и, реже, длины волны, используя различные методы, обычно ограниченные технологиями того времени. Рентгеновские детекторы регистрируют отдельные рентгеновские лучи (фотоны рентгеновского электромагнитного излучения) и измеряют количество зарегистрированных фотонов (интенсивность), их энергию (от 0,12 до 120 кэВ), длину волны (примерно 0,008–8 нм) или скорость регистрации фотонов (количество в час), чтобы получить информацию об объекте, который их излучает.

Астрофизические источники рентгеновских лучей

Несколько типов астрофизических объектов излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи, от скоплений галактик, через черные дыры в активных галактических ядрах (AGN) до галактических объектов, таких как остатки сверхновых, звезды и двойные звезды, содержащие белого карлика (катаклизмические переменные звезды и сверхмягкие источники рентгеновского излучения), нейтронную звезду или черную дыру (двойные звезды рентгеновского излучения). Некоторые тела Солнечной системы излучают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна, хотя большая часть рентгеновской яркости Луны обусловлена отраженным солнечным рентгеновским излучением. Считается, что наблюдаемый рентгеновский фон возникает в результате комбинации множества неразрешенных источников рентгеновского излучения. Рентгеновский континуум может возникать из-за тормозного излучения, излучения абсолютно черного тела, синхротронного излучения или так называемого обратного комптоновского рассеяния фотонов с низкой энергией релятивистскими электронами, неупругих столкновений быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинации, с дополнительными или без дополнительных электронных переходов. Двойная звезда рентгеновского излучения со средней массой (IMXB) – это двойная звездная система, в которой одним из компонентов является нейтронная звезда или черная дыра, а другим – звезда средней массы. Геркулес X-1 состоит из нейтронной звезды, аккретирующей вещество от нормальной звезды (HZ Herculis), вероятно, из-за переполнения доли Роше. Геркулес X-1 является прототипом для массивных двойных рентгеновских звезд, хотя он находится на границе между двойными рентгеновскими звездами с высокой и низкой массой. В июле 2020 года астрономы сообщили о наблюдении "кандидата на событие сильного приливного разрушения", связанного с ASASSN 20hx, расположенного вблизи ядра галактики NGC 6297, и отметили, что данное наблюдение представляет собой одно из "очень немногих событий приливного разрушения с жесткими спектрами рентгеновского излучения".

Небесные источники рентгеновских лучей

Небесная сфера разделена на 88 созвездий. Созвездия Международного астрономического союза (МАС) – это области неба. Каждое из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы с помощью астрофизического моделирования как галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них – пульсары. Как и в случае источников, уже успешно смоделированных рентгеновской астрофизикой, стремление понять механизм генерации рентгеновских лучей наблюдаемым источником помогает понять Солнце, Вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле. Созвездия – это астрономический инструмент для организации наблюдений и обеспечения точности, не зависящий от текущей физической теории или интерпретации. Астрономия существует уже очень давно. Физическая теория меняется со временем. Что касается небесных источников рентгеновского излучения, то рентгеновская астрофизика обычно фокусируется на физической причине яркости рентгеновского излучения, в то время как рентгеновская астрономия – на их классификации, порядке открытия, изменчивости, разрешающей способности и их связи с близлежащими источниками в других созвездиях. В пределах созвездий Ориона и Эридана, простираясь через них, находится область повышенной яркости в мягком рентгеновском диапазоне, известная как суперпузырь Ориона-Эридана, усиление мягкого рентгеновского излучения Эридана или просто пузырь Эридана – область в 25°, состоящая из переплетающихся дуг Hα-излучающих нитей. Мягкое рентгеновское излучение испускается горячим газом (T ~ 2–3 МК) во внутренней части суперпузыря. Этот яркий объект служит фоном для "тени" нити газа и пыли. На нити показаны наложенные контуры, представляющие 100-микрометровую эмиссию пыли при температуре около 30 К, измеренную при помощи IRAS. Здесь нить поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить может быть частью оболочки нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Её внутренняя часть энергизируется ультрафиолетовым (УФ) излучением и звездным ветром от горячих звезд в ассоциации Орион OB1. Эти звезды поддерживают существование суперпузыря диаметром около 1200 световых лет, который наблюдается в визуальной (Hα) и рентгеновской частях спектра.

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.

Исследовательская рентгеновская астрономия

Обычно наблюдательная астрономия рассматривается как происходящая на поверхности Земли (или под ней в нейтринной астрономии). Идея ограничения наблюдений Землей включает в себя орбиту вокруг Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, он становится исследователем глубокого космоса. За исключением "Эксплорера-1" и "Эксплорера-3", а также более ранних спутников серии, обычно, если зонд должен стать исследователем глубокого космоса, он покидает Землю или орбиту вокруг Земли. Для того чтобы спутник или космический зонд квалифицировались как глубококосмический рентгеновский астроном/исследователь или "астронобот"/исследователь, ему достаточно нести на борту рентгеновский телескоп (XRT) или детектор рентгеновского излучения и покинуть орбиту Земли. "Улисс" был запущен 6 октября 1990 года и достиг Юпитера для использования "гравитационного маневра" в феврале 1992 года. Он прошел мимо южного солнечного полюса в июне 1994 года и пересек эклиптический экватор в феврале 1995 года. Эксперимент по изучению солнечных рентгеновских и космических гамма-всплесков (GRB) имел три основные цели: изучение и мониторинг солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков, а также непосредственное обнаружение юпитерианских полярных сияний. "Улисс" был первым спутником с детектором гамма-всплесков, вышедшим за пределы орбиты Марса. Жесткие рентгеновские детекторы работали в диапазоне 15–150 кэВ. Детекторы состояли из кристаллов CsI(Tl) толщиной 23 мм и диаметром 51 мм, установленных через пластиковые световоды на фотоумножители. Жесткий детектор менял режим работы в зависимости от (1) измеренной скорости счета, (2) команд с Земли или (3) изменения режима телеметрии космического аппарата. Уровень срабатывания обычно устанавливался на 8 сигм выше фонового уровня, а чувствительность составляла 10−6 эрг/см2 (1 нДж/м2). При регистрации всплеска прибор переключается в режим записи данных высокого разрешения, сохраняя их в памяти объемом 32 кбит для медленного считывания телеметрии. Данные о всплесках состоят либо из 16 секунд с частотой счета 8 мс, либо из 64 секунд с частотой счета 32 мс, полученных от суммы сигналов двух детекторов. Также были доступны 16-канальные энергетические спектры, полученные от суммы сигналов двух детекторов (с интеграцией 1, 2, 4, 16 или 32 секунды). В режиме ожидания данные собирались с интеграцией 0,25 или 0,5 с и в 4 энергетических каналах (с минимальным временем интеграции 8 с). Опять же, сигналы с двух детекторов суммировались. Мягкие рентгеновские детекторы "Улисса" состояли из кремниевых поверхностно-барьерных детекторов толщиной 2,5 мм и площадью 0,5 см2. Переднее окно из бериллиевой фольги толщиной 100 мг/см2 отсеивало рентгеновские лучи низкой энергии и определяло коническое поле зрения (FOV) в 75° (полуугол). Эти детекторы были пассивно охлаждены и работали в диапазоне температур от -35 до -55 °C. Этот детектор имел 6 энергетических каналов, охватывающих диапазон 5–20 кэВ.

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.

Теоретическая рентгеновская астрономия

Теоретическая рентгеновская астрономия – это раздел теоретической астрономии, изучающий теоретическую астрофизику и теоретическую астрохимию процессов генерации, излучения и регистрации рентгеновского излучения, применительно к астрономическим объектам. Подобно теоретической астрофизике, теоретическая рентгеновская астрономия использует широкий спектр инструментов, включая аналитические модели для аппроксимации поведения потенциального рентгеновского источника и вычислительные численные симуляции для аппроксимации наблюдательных данных. Как только становятся доступны потенциальные наблюдательные следствия, их сравнивают с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели ищут данные, которые опровергают модель или помогают выбрать между несколькими альтернативными или противоречивыми моделями. Теоретики также стремятся создавать или модифицировать модели с учетом новых данных. В случае несоответствия, общая тенденция – вносить минимальные изменения в модель для достижения соответствия с данными. В некоторых случаях, накопление большого объема несогласованных данных со временем может привести к полному отказу от модели. Большинство тем в астрофизике, астрохимии, астрометрии и других областях астрономии, изучаемых теоретиками, связаны с рентгеновским излучением и источниками рентгеновского излучения. Многие отправные точки для теории можно найти в земных лабораториях, где строятся и изучаются источники рентгеновского излучения.

Динамо

Теория динамо описывает процесс, посредством которого вращающаяся, конвективная и электропроводящая жидкость поддерживает магнитное поле. Эта теория используется для объяснения существования аномально долгоживущих магнитных полей в астрофизических объектах. Если некоторые звездные магнитные поля действительно генерируются динамо-механизмом, то напряженность поля может быть связана со скоростью вращения.

Звездная рентгеновская астрономия

Первое обнаружение звездных рентгеновских лучей произошло 5 апреля 1974 года, с обнаружением рентгеновских лучей от Капеллы. Ракета, запущенная в этот день, кратковременно откалибровала систему управления ориентацией, когда звездный датчик направил ось полезной нагрузки на Капеллу (α Aur). В течение этого периода рентгеновские лучи в диапазоне 0,2–1,6 кэВ были зарегистрированы системой рентгеновских отражателей, сонаправленной со звездным датчиком. Эксперименты с приборами на борту Skylab и Copernicus использовались для поиска мягкого рентгеновского излучения в энергетическом диапазоне ~0,14–0,284 кэВ от звездных корон. Эксперименты, проведенные на борту ANS, успешно обнаружили рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые была предложена идея рентгеновского излучения от усовершенствованной, подобной солнечной короны. С началом работы обсерватории Эйнштейна рентгеновское излучение было признано характерной особенностью, общей для широкого спектра звезд, охватывающих практически всю диаграмму Герцпрунга — Рассела. Рентгеновское излучение звезд, находящихся на стадии предысточной последовательности, было обнаружено обсерваторией Эйнштейна. Это рентгеновское излучение в основном генерируется вспышками магнитной рекомбинации в звездных коронах, причем множество небольших вспышек вносят вклад в "спокойное" рентгеновское излучение этих звезд. Звезды предысточной последовательности обладают большими зонами конвекции, которые, в свою очередь, приводят к мощным динамо-машинам, создающим сильные поверхностные магнитные поля. Это приводит к высокому уровню рентгеновского излучения от этих звезд, которые находятся в режиме насыщения рентгеновского излучения, в отличие от звезд главной последовательности, демонстрирующих вращательную модуляцию рентгеновского излучения. Другими источниками рентгеновского излучения являются аккреционные горячие точки и коллимированные потоки. Рентгеновское излучение как индикатор звездной молодости важно для изучения областей звездообразования. Большинство областей звездообразования в галактике Млечный Путь проецируются на поля Галактической плоскости, содержащие множество несвязанных полевых звезд. Часто невозможно отличить членов молодого звездного скопления от звезд поля, загрязняющих скопление, используя только оптические и инфракрасные изображения. Рентгеновское излучение может легко проникать сквозь умеренное поглощение молекулярных облаков и может быть использовано для идентификации потенциальных членов скопления.

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.

Нестабильный ветер

Учитывая отсутствие значительной внешней конвективной зоны, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у звёзд типа А ранних спектральных классов.

Эта Карина

Новые рентгеновские наблюдения, выполненные с помощью рентгеновской обсерватории Chandra, выявили три отчетливые структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца, который, возможно, содержит сверхзвезду, являющуюся движущей силой всей системы. Внешнее кольцо свидетельствует о другом крупном взрыве, произошедшем более 1000 лет назад. Считается, что эти три структуры вокруг Эты Карины представляют собой ударные волны, образованные веществом, устремляющимся от сверхзвезды со сверхзвуковой скоростью. Температура газа, нагретого ударными волнами, варьируется от 60 МК в центральных областях до 3 МК на внешней структуре в форме подковы. "Изображение, полученное с помощью Chandra, содержит ряд загадок, которые бросают вызов существующим представлениям о том, как звезда может производить такие горячие и интенсивные рентгеновские лучи", – говорит профессор Крис Дэвидсон из Университета Миннесоты. Дэвидсон является ведущим исследователем наблюдений Эты Карины, проводимых с помощью космического телескопа Хаббл. "Согласно наиболее популярной теории, рентгеновские лучи образуются в результате столкновения газовых потоков от двух звезд, находящихся настолько близко друг к другу, что для нас они выглядят как точечный источник. Но что происходит с газовыми потоками, которые уходят на большие расстояния? Расширенная горячая область в центре нового изображения предъявляет новые, более строгие требования к любой теории". Помимо самостоятельных попыток любителей запустить полезные нагрузки для рентгеновской астрономии в космос, существуют возможности для студентов размещать экспериментальные полезные нагрузки на борту коммерческих зондирующих ракет бесплатно. Существуют серьезные ограничения для любителей, занимающихся наблюдениями и проведением экспериментов в области рентгеновской астрономии: высокая стоимость создания любительской ракеты или воздушного шара для подъема детектора на достаточную высоту и стоимость необходимых компонентов для создания подходящего рентгеновского детектора.

Основные вопросы рентгеновской астрономии

Поскольку рентгеновская астрономия использует мощный спектральный инструмент для изучения источников, она является ценным средством в решении множества сложных задач.

Звездные магнитные поля

Магнитные поля повсеместно встречаются у звезд, однако мы до сих пор точно не понимаем, почему, и не до конца разобрались в ошеломляющем разнообразии физических механизмов плазмы, действующих в звездных средах. Рентгеновские источники, соответствующие звездам, можно идентифицировать, вычисляя угловое расстояние между центрами источников и положением звезды. Максимально допустимое расстояние представляет собой компромисс между большим значением, позволяющим обнаружить как можно больше реальных соответствий, и меньшим значением, минимизирующим вероятность ложных соответствий. "Критерий соответствия, равный 40", обнаруживает почти все возможные совпадения рентгеновских источников, при этом вероятность любых ложных совпадений в выборке составляет не более 3%.

Солнечная рентгеновская астрономия

Все обнаруженные источники рентгеновского излучения на Солнце, вблизи него или вокруг него, по всей видимости, связаны с процессами, происходящими в короне – его внешней атмосфере.

Проблема коронального нагрева

В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема нагрева короны. Фотосфера Солнца имеет эффективную температуру 5570 К, однако его корона имеет среднюю температуру 1–2 × 106 К. При этом самые горячие области достигают 8–20 × 106 К.

Считается, что энергия, необходимая для нагрева короны, обеспечивается турбулентным движением в конвективной зоне под фотосферой, и для объяснения нагрева короны предложено два основных механизма. Один из них – волновой нагрев, другой – магнитный нагрев, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается за счет движения фотосферы и высвобождается посредством магнитного пересоединения в виде крупных солнечных вспышек и множества подобных, но меньших событий – нано-вспышек. В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Было обнаружено, что все волны, кроме волн Альфвена, рассеиваются или преломляются до достижения короны. Кроме того, волны Альфвена нелегко рассеиваются в короне. Поэтому современный фокус исследований сместился в сторону механизмов нагрева, связанных с вспышками. Мелкомасштабные энергетические сигнатуры, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное усиление в мягком рентгеновском диапазоне), могут указывать на приближающиеся корональные выбросы массы (ЦВМ). Мягкорентгеновский сигмоид (S-образная форма интенсивности мягкого рентгеновского излучения) является наблюдательным проявлением связи между структурой короны и генерацией ЦВМ. Ранее наблюдения корональных транзиентов или даже явлений, наблюдаемых визуально во время солнечных затмений, теперь понимаются как по сути одно и то же. Крупнейшее геомагнитное возмущение, предположительно вызванное «доисторическим» ЦВМ, совпало с первой зарегистрированной солнечной вспышкой в 1859 году. Вспышку визуально наблюдал Ричард Кристофер Кэррингтон, а геомагнитную бурю зафиксировал магнитограф в Кью-Гарденс. Тот же прибор зарегистрировал «крючок» – мгновенное возмущение ионосферы Земли, вызванное ионизирующим мягким рентгеновским излучением. Это было трудно понять в то время, поскольку открытие рентгеновских лучей (Рентгеном) и признание существования ионосферы (Кеннелли и Хеввисайдом) еще не произошли.

Экзотические источники рентгеновских лучей

Микроквазар — это меньший аналог квазара, представляющий собой радиоизлучающую рентгеновскую двойную систему, часто с парой разрешимых радиоструй. LSI+61°303 — это периодическая радиоизлучающая двойная система, которая также является источником гамма-излучения CG135+01. Наблюдения выявляют всё большее число повторяющихся рентгеновских вспышек, характеризующихся короткими выбросами с очень быстрым временем нарастания (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, связанных с OB-сверхгигантами и, таким образом, определяющих новый класс массивных рентгеновских двойных звёзд: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXTs). Наблюдения, выполненные с помощью космического телескопа "Чандра", указывают на наличие петель и колец в горячем газе, излучающем рентгеновские лучи, окружающем галактику "Мессье 87". Магнетар — это тип нейтронной звезды с исключительно мощным магнитным полем, распад которого является источником обильного высокоэнергетического электромагнитного излучения, в особенности рентгеновских и гамма-лучей.

Темные звезды рентгеновского излучения

Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений справа, Солнце временами становится почти невидимым в рентгеновском диапазоне, почти рентгеновской переменной. Бетельгейзе, напротив, всегда кажется темной в рентгеновском излучении. Красные гиганты практически не излучают рентгеновские лучи. Вокруг спектрального типа A7-F0 наблюдается довольно резкое начало рентгеновского излучения, при этом в спектральном классе F развивается широкий диапазон светимостей. Альтаир имеет спектральный тип A7V, а Вега – A0V. Общая рентгеновская светимость Альтаира как минимум на порядок превышает рентгеновскую светимость Веги. Ожидается, что внешняя конвективная зона ранних звезд типа F будет очень неглубокой и отсутствовать у карликов типа A, однако акустический поток из недр достигает максимума у поздних звезд типа A и ранних звезд типа F, что стимулирует исследования магнитной активности звезд типа A по трем основным направлениям. Химически пекулярные звезды спектрального типа Bp или Ap являются заметными магнитными радиоисточниками, большинство звезд Bp/Ap остаются необнаруженными, и из тех, о которых ранее сообщалось как об источниках рентгеновского излучения, лишь немногие можно с уверенностью идентифицировать как одиночные звезды. Рентгеновские наблюдения предоставляют возможность обнаружить (не излучающие рентгеновское излучение) планеты, поскольку они затмевают часть короны родительской звезды во время прохождения транзита. "Такие методы особенно перспективны для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную область короны."

Темные планеты и кометы рентгеновского излучения

Наблюдения в рентгеновском диапазоне дают возможность обнаружить (рентгеновски темные) планеты, когда они, проходя по диску звезды, затмевают часть короны своей родительской звезды. "Особенно перспективны такие методы для звезд малой массы, так как планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную область короны."