Рентгеновская астрономия - X-ray astronomy

Рентгеновские лучи начинаются с ~ 0,008 нм и проходят через электромагнитный спектр до ~ 8 нм, на которых Атмосфера Земли является непрозрачный.

Рентгеновская астрономия это наблюдательная ветвь астрономия который занимается изучением Рентгеновский наблюдение и обнаружение с астрономические объекты. Рентгеновское излучение поглощается Атмосфера Земли, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей должны быть доставлены на большую высоту шарики, зондирующие ракеты, и спутники. Рентгеновская астрономия - это космическая наука относится к типу космический телескоп которые могут видеть дальше, чем стандартные светопоглощающие телескопы, такие как Обсерватории Мауна-Кеа, с помощью рентгеновского излучения.

Рентгеновское излучение ожидается от астрономических объектов, которые содержат чрезвычайно горячие газы с температурой примерно от миллиона кельвин (K) до сотен миллионов кельвинов (MK). Более того, поддержание E-слоя ионизированного газа высоко в земной термосфера также предположил сильный внеземный источник рентгеновских лучей. Хотя теория предсказывала, что солнце и звезды были бы заметными источниками рентгеновского излучения, проверить это было невозможно, потому что атмосфера Земли блокирует большую часть внеземных рентгеновских лучей. Эти источники рентгеновского излучения можно было изучать только после того, как были разработаны способы отправки пакетов инструментов на большую высоту.

Существование солнечных рентгеновских лучей было подтверждено в начале ракетный возраст от Фау-2 переделаны в зондирующую ракету цель, и обнаружение внеземных рентгеновских лучей было основной или второстепенной задачей нескольких спутников с 1958 года.[1] Первый космический (за пределами Солнечной системы) источник рентгеновского излучения был обнаружен ракетой-зондом в 1962 году. Скорпион X-1 (Sco X-1) (первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездие Скорпион ) рентгеновское излучение Скорпиона X-1 в 10 000 раз больше, чем его визуальное излучение, тогда как у Солнца примерно в миллион раз меньше. Кроме того, выход энергии в рентгеновских лучах в 100000 раз превышает общее излучение рентгеновского излучения. солнце в целом длины волн.

С тех пор были обнаружены многие тысячи источников рентгеновского излучения. Кроме того, пространство между галактики в скопления галактик заполнен очень горячим, но очень разреженным газом с температурой от 100 до 1000 мегакельвинов (МК). Общее количество горячего газа в пять-десять раз превышает общую массу видимых галактик.

Зондирование полета ракеты

Основная статья: Звуковая ракета

Первые полеты зондирующих ракет для рентгеновских исследований были выполнены на Ракетный полигон Белых Песков в Нью-Мексико с Ракета Фау-2 28 января 1949 г. Детектор был помещен в носовой конус секция и ракета была запущена в суборбитальном полете на высоту чуть выше атмосферы.

Рентгеновские лучи от Солнца были обнаружены США. Лаборатория военно-морских исследований Эксперимент по цветению на борту.[2] An Аэроби Ракета 150 была запущена 12 июня 1962 года и обнаружила первые рентгеновские лучи от других небесных источников (Scorpius X-1).[3] Сейчас известно, что такие источники рентгеновского излучения, как Sco X-1 компактные звезды, такие как нейтронные звезды или черные дыры. Материал, падающий в черную дыру, может излучать рентгеновские лучи, но сама черная дыра - нет. Источником энергии рентгеновского излучения является сила тяжести. Падающий газ и пыль нагреваются сильными гравитационные поля этих и других небесных объектов.[4] На основе открытий в этой новой области рентгеновской астрономии, начиная со Scorpius X-1, Риккардо Джаккони получил Нобелевская премия по физике в 2002.[5]

Самым большим недостатком полетов ракет является их очень короткая продолжительность (всего несколько минут над атмосферой, прежде чем ракета упадет на Землю) и их ограниченное поле зрения. Ракета, запущенная из Соединенных Штатов, не сможет увидеть источники в южном небе; ракета, запущенная из Австралии, не сможет увидеть источники в северном небе.

Проект рентгеновского квантового калориметра (XQC)

Выпуск микрокалориметра Black Brant 8 (XQC-2) на рубеже веков является частью совместного предприятия Университет Висконсина-Мэдисона и НАСА с Центр космических полетов Годдарда известный как проект рентгеновского квантового калориметра (XQC).

В астрономии межзвездная среда (или ISM) - газ и космическая пыль которые пронизывают межзвездное пространство: дело что существует между звездные системы внутри галактики. Он заполняет межзвездное пространство и плавно сливается с окружающим. межгалактическая среда. Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разбавленной (по земным меркам) смеси ионы, атомы, молекулы, более крупные пылинки, космические лучи, и (галактические) магнитные поля.[6] Энергия, занимающая тот же объем, в виде электромагнитное излучение, это межзвездное радиационное поле.

Интересна горячая ионизированная среда (ГИМ), состоящая из корональное облако выброс с поверхности звезды на 106-107 K, излучающий рентгеновские лучи. ISM - это бурный и полон структуры во всех пространственных масштабах. Звезды рождаются глубоко внутри больших комплексов молекулярные облака обычно несколько парсек по размеру. Во время их жизни и смерти, звезды физически взаимодействовать с ISM. Звездные ветры из молодых скоплений звезд (часто с гигантскими или сверхгигантскими HII регионы окружающие их) и ударные волны создан сверхновые вводят огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Результирующие структуры Звездные пузыри ветра и суперпузыри горячего газа. Солнце в настоящее время движется через Местное межзвездное облако, более плотная область в области низкой плотности Местный пузырь.

Для измерения спектра диффузного рентгеновского излучения межзвездной среды в диапазоне энергий от 0,07 до 1 кэВ, НАСА запустил Черный Брант 9 с ракетного полигона Уайт-Сэндс, Нью-Мексико, 1 мая 2008 г.[7] Главным исследователем миссии является доктор Дэн Маккаммон из Университет Висконсина-Мэдисона.

Шарики

Основная статья: Воздушные шары для рентгеновской астрономии

Полеты на воздушном шаре могут доставлять инструменты на высоту до 40 км над уровнем моря, где они находятся выше 99,997% атмосферы Земли. В отличие от ракеты, где данные собираются в течение нескольких коротких минут, воздушные шары могут оставаться в воздухе гораздо дольше. Однако даже на таких высотах большая часть рентгеновских лучей спектр все еще поглощается. Рентгеновские лучи с энергией менее 35 кэВ (5600 аДж) не могут достигать воздушных шаров. 21 июля 1964 г. Крабовидная туманность Остаток сверхновой звезды был обнаружен как источник жесткого рентгеновского излучения (15–60 кэВ) сцинтилляционным счетчиком, установленным на воздушном шаре, запущенном из Палестина, Техас, Соединенные Штаты. Вероятно, это было первое обнаружение рентгеновских лучей от дискретного космического источника рентгеновского излучения на воздушном шаре.[8]

Телескоп с высокой энергией фокусировки

В Крабовидная туманность это остаток взорвавшейся звезды. На этом изображении показана Крабовидная туманность в различных диапазонах энергий, включая жесткое рентгеновское изображение по данным HEFT, полученным во время ее наблюдений в 2005 году. Каждое изображение имеет ширину 6 футов.

Телескоп с фокусировкой высоких энергий (HEFT) - это эксперимент, устанавливаемый на воздушном шаре для получения изображений астрофизических источников в жестком рентгеновском диапазоне (20–100 кэВ).[9] Его первый полет состоялся в мае 2005 года из Форта Самнер, штат Нью-Мексико, США. Угловое разрешение HEFT составляет c. 1,5 '. Вместо того, чтобы использовать угол скольжения Рентгеновский телескоп, HEFT использует роман вольфрам - многослойные кремниевые покрытия для увеличения коэффициента отражения вложенных зеркал скользящего падения свыше 10 кэВ. HEFT имеет энергетическое разрешение 1,0 кэВ. полная ширина на половине максимальной на 60 кэВ. HEFT был запущен для 25-часового полета на воздушном шаре в мае 2005 года. Прибор работал в рамках спецификации и наблюдал Тау Х-1, Крабовидная туманность.

Спектрометр гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения высокого разрешения (HIREGS)

Эксперимент на воздушном шаре под названием гамма-спектрометр и жесткий рентгеновский спектрометр высокого разрешения (HIREGS) наблюдал рентгеновское и гамма-излучение Солнца и других астрономических объектов.[10][11] Он был запущен из Станция Мак-Мердо, Антарктида в декабре 1991 и 1992 годов. При устойчивом ветре воздушный шар совершал циркумполярный полет продолжительностью около двух недель каждый раз.[12]

Rockoons

Основная статья: Rockoon
Каменный корабль Navy Deacon, сделанный сразу после спуска на воду корабля в июле 1956 года.

В Rockoon, смесь ракета и воздушный шар, был ракета на твердом топливе это, вместо того, чтобы быть немедленно зажженным на земле, сначала было перенесено в верхние слои атмосферы на газовом воздушном шаре. Затем, отделившись от воздушного шара на максимальной высоте, ракета автоматически зажигалась. Это позволило достичь большей высоты, поскольку ракете не нужно было проходить через более низкие более толстые слои воздуха, для чего потребовалось бы гораздо больше химического топлива.

Первоначальную концепцию «рокун» разработал коммандер. Ли Льюис, коммандер. Г. Халворсон, С. Ф. Сингер и Джеймс А. Ван Аллен во время круиза по запуску ракеты Aerobee USSNorton Sound 1 марта 1949 г.[2]

С 17 по 27 июля 1956 г. Лаборатория военно-морских исследований (NRL) с борта спущено восемь Диакон роконы для солнечных ультрафиолетовый и рентгеновские наблюдения на ~ 30 ° N ~ 121,6 ° W, юго-западнее Остров Сан-Клементе, апогей: 120 км.[13]

Рентгеновский астрономический спутник

Основная статья: Рентгеновский астрономический спутник

Спутники рентгеновской астрономии изучают рентгеновское излучение небесных объектов. Спутники, которые могут обнаруживать и передавать данные об излучении рентгеновских лучей, используются как часть области космической науки, известной как рентгеновская астрономия. Спутники необходимы, потому что рентгеновское излучение поглощается атмосферой Земли, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей должны подниматься на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников.

Рентгеновские телескопы и зеркала

Фокусировка рентгеновских лучей со скользящим отражением
Основная статья: Рентгеновский телескоп
В Миссия Swift Gamma-Ray Burst содержит телескоп скользящего падения Wolter I (XRT) для фокусировки рентгеновских лучей на современной ПЗС-матрице.

Рентгеновские телескопы (XRT) имеют различную направленность или способность формирования изображений, основанную на отражении под углом взгляда, а не на рефракции или отражении с большим отклонением.[14][15]Это ограничивает их поле зрения гораздо более узким, чем у видимых или ультрафиолетовых телескопов. Зеркала могут быть из керамической или металлической фольги.[16]

Первый рентгеновский телескоп в астрономии использовался для наблюдения Солнца. Первый рентгеновский снимок (сделанный телескопом скользящего падения) Солнца был получен в 1963 году с помощью ракетного телескопа. 19 апреля 1960 года было получено первое рентгеновское изображение Солнца с помощью камеры-обскуры на ракете Aerobee-Hi.[17]

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной рентгеновской астрономии одновременно требует:

  • способность определять местоположение рентгеновского фотона в двух измерениях и
  • разумная эффективность обнаружения.

Детекторы рентгеновской астрономии

Основная статья: Детекторы рентгеновской астрономии
Пропорциональный счетчик на Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) спутник.

Детекторы рентгеновской астрономии были спроектированы и сконфигурированы в первую очередь для измерения энергии, а иногда и для определения длины волны с использованием различных методов, обычно ограниченных технологиями того времени.

Детекторы рентгеновского излучения собирают отдельные рентгеновские лучи (фотоны рентгеновского электромагнитного излучения) и подсчитывают количество собранных фотонов (интенсивность), энергию (от 0,12 до 120 кэВ) собранных фотонов, длину волны (около 0,008–8 нм) ), или как быстро обнаруживаются фотоны (количество в час), чтобы сообщить нам об объекте, который их излучает.

Астрофизические источники рентгеновского излучения

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
Галактика Андромеды - в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовый light (выпущен 5 января 2016 г.).
Эта кривая блеска Her X-1 показывает долгосрочную и среднесрочную изменчивость. Каждая пара вертикальных линий очерчивает затмение компактного объекта за его звездой-компаньоном. В данном случае спутник - звезда массой две Солнца с радиусом почти в четыре раза больше, чем у нашего Солнца. Это затмение показывает орбитальный период системы 1,7 дня.

Некоторые типы астрофизических объектов излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи от скопления галактик, сквозь черные дыры в активные галактические ядра (AGN) к галактическим объектам, таким как остатки сверхновой, звезды и двойные звезды содержащий белый Гном (катаклизмические переменные звезды и сверхмягкие источники рентгеновского излучения ), нейтронная звезда или черная дыра (Рентгеновские двойные системы ). Немного Солнечная система тела излучают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна, хотя большая часть рентгеновской яркости Луны возникает из-за отраженных солнечных рентгеновских лучей. Считается, что комбинация многих неразрешенных источников рентгеновского излучения дает наблюдаемые Рентгеновский фон. Рентгеновский континуум может возникать из тормозное излучение, излучение черного тела, синхротронное излучение, или то, что называется обратное комптоновское рассеяние фотонов более низкой энергии релятивистскими электронами, детонационные столкновения быстрых протонов с атомными электронами и атомная рекомбинация с дополнительными электронными переходами или без них.[18]

An рентгеновская двойная система промежуточных масс (IMXB) - это двойная звездная система, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда средней массы.[19]

Геркулес X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество от нормальной звезды (HZ Herculis), вероятно, из-за переполнения полости Роша. X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных систем, хотя и находится на границе, ~ 2M☉, между рентгеновскими двойными с большой и малой массой.[20]

В июле 2020 года астрономы сообщили о наблюдении "кандидат на сильное приливное разрушение "ассоциированный с ASASSN-20hx, расположенным рядом с ядром галактики NGC 6297, и отметил, что это наблюдение представляет собой одно из" очень немногих событий приливного разрушения с жесткие рентгеновские спектры powerlaw ".[21][22]

Небесные источники рентгеновского излучения

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения

В небесная сфера был разделен на 88 созвездий. В Международный астрономический союз Созвездия (IAU) - это районы неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них были идентифицированы астрофизическим моделированием как галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые пульсары. Как и в случае с источниками, уже успешно смоделированными с помощью рентгеновской астрофизики, стремление понять генерацию рентгеновских лучей видимым источником помогает понять Солнце, вселенная в целом, и как они влияют на нас Земля. Созвездия - это астрономическое устройство для наблюдения и точности независимо от современной физической теории или интерпретации. Астрономия существует уже давно. Физическая теория со временем меняется. Что касается небесных источников рентгеновского излучения, рентгеновская астрофизика имеет тенденцию сосредотачиваться на физических причинах яркости рентгеновских лучей, тогда как рентгеновская астрономия имеет тенденцию сосредотачиваться на их классификации, порядке открытия, изменчивости, разрешимости и их связи с близлежащие источники в других созвездиях.

Эта РОСАТ Изображение PSPC в искусственных цветах является частью ближайшего суперпузыря звездного ветра ( Орион-Эридан Сверхпузырь ) тянущуюся поперек Эридан и Орион.

Внутри созвездий Ориона и Эридана, поперек них простирается мягкое рентгеновское "горячее пятно", известное как Орион-Эридан Сверхпузырь, то Мягкое рентгеновское излучение Эридана, или просто Эриданский пузырь, 25 ° область взаимосвязанных дуг излучающих филаментов Ha. Мягкое рентгеновское излучение излучается горячим газом (T ~ 2–3 мк) внутри суперпузырька. Этот яркий объект образует фон для «тени» газово-пылевой нити. Нить накала показана наложенными контурами, которые представляют собой 100-микрометровое излучение пыли при температуре около 30 К, как измерено IRAS. Здесь нить накала поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ расположен за нитью. Эта нить накала может быть частью оболочки из нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Его интерьер наполняется энергией ультрафиолетовый (УФ) свет и звездные ветры от горячих звезд в ассоциации Орион OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь около 1200 lys, который наблюдается в видимой (Hα) и рентгеновской частях спектра.

Предлагаемые (будущие) спутники рентгеновской обсерватории

Основная статья: Рентгеновский астрономический спутник

Есть несколько проектов, которые предлагаются для спутников рентгеновских обсерваторий. См. Ссылку на основную статью выше.

Исследовательская рентгеновская астрономия

Вторая орбита Улисса: он достиг Юпитер 8 февраля 1992 г. обходной маневр что увеличило его склонность к эклиптика на 80,2 градуса.

Обычно считается, что наблюдательная астрономия происходит на поверхности Земли (или под ней в нейтринная астрономия ). Идея ограничить наблюдение Землей включает вращение вокруг Земли. Как только наблюдатель покидает уютные пределы Земли, наблюдатель становится исследователем дальнего космоса.[23] Кроме Исследователь 1 и Исследователь 3 и более ранние спутники в этой серии,[24] Обычно, если зонд собирается быть исследователем дальнего космоса, он покидает Землю или орбиту вокруг Земли.

Чтобы спутник или космический зонд мог квалифицироваться как дальний космический рентгеновский астроном / исследователь или «астронобот» / исследователь, все, что ему нужно, это иметь на борту XRT или рентгеновский детектор и покинуть орбиту Земли.

Улисс был запущен 6 октября 1990 г. и достиг Юпитера за "гравитационная рогатка "в феврале 1992 года. Он прошел южный полюс Солнца в июне 1994 года и пересек эклиптический экватор в феврале 1995 года. Эксперимент по солнечным рентгеновским и космическим гамма-всплескам (GRB) преследовал 3 основные цели: изучение и отслеживание солнечных вспышек, обнаружение и локализация космических гамма-всплесков, а также обнаружение на месте сияний Юпитера. Ulysses был первым спутником с детектором гамма-всплесков, который вышел за пределы орбиты Марса. Детекторы жесткого рентгеновского излучения работали в диапазоне 15–150 кэВ. Детекторы состояли из кристаллов CsI (Tl) толщиной 23 мм и диаметром 51 мм, прикрепленных через пластиковые световые трубки к фотоумножителям. Жесткий детектор менял свой режим работы в зависимости от (1) измеренной скорости счета, (2) команды земли или ( 3) изменение режима телеметрии КА. Уровень срабатывания обычно устанавливался на 8 сигм выше фона, а чувствительность - 10−6 эрг / см2 (1 нДж / м2). Когда записывается пакетный сигнал запуска, прибор переключается на запись данных высокого разрешения, записывая их в 32-кбитную память для медленного считывания телеметрии. Пакетные данные состоят либо из 16 секунд с разрешением 8 мс, либо из 64 с с 32-миллисекундной скоростью счета из суммы двух детекторов. Также были получены 16-канальные энергетические спектры от суммы двух детекторов (полученные либо за 1, 2, 4, 16 или 32-секундные интегрирования). В режиме ожидания данные были получены либо за 0,25, либо за 0,5 с и 4 энергетических канала (с наименьшим временем интегрирования 8 с). Снова были суммированы выходы двух детекторов.

Детекторы мягкого рентгеновского излучения Ulysses состояли из 2,5 мм толщиной × 0,5 см.2 поверхностные барьерные детекторы Si. 100 мг / см2 Переднее окно из бериллиевой фольги отклоняло рентгеновские лучи низкой энергии и определяло конусное поле зрения 75 ° (половинный угол). Эти детекторы имеют пассивное охлаждение и работают в диапазоне температур от –35 до –55 ° C. Этот детектор имел 6 энергетических каналов, охватывающих диапазон 5–20 кэВ.

Рентгеновские лучи от Плутона

Теоретическая рентгеновская астрономия

Теоретическая рентгеновская астрономия - это раздел теоретическая астрономия что касается теоретических астрофизика и теоретические астрохимия из Рентгеновское излучение, излучение и обнаружение применительно к астрономические объекты.

подобно теоретическая астрофизика, теоретическая рентгеновская астрономия использует широкий спектр инструментов, включая аналитические модели чтобы аппроксимировать поведение возможного источника рентгеновского излучения и вычислительный численное моделирование для аппроксимации данных наблюдений. Как только потенциальные результаты наблюдений станут доступны, их можно будет сравнить с экспериментальными наблюдениями. Наблюдатели могут искать данные, которые опровергают модель или помогают выбрать между несколькими альтернативными или конфликтующими моделями.

Теоретики также пытаются создавать или модифицировать модели, чтобы учесть новые данные. В случае несоответствия общая тенденция состоит в том, чтобы попытаться внести минимальные изменения в модель, чтобы она соответствовала данным. В некоторых случаях большой объем противоречивых данных с течением времени может привести к полному отказу от модели.

Большинство тем в астрофизика, астрохимия, астрометрия, и другие поля, которые являются ветвями астрономия изучаемые теоретиками связаны с рентгеновским излучением и источниками рентгеновского излучения. Многие истоки теории можно найти в лаборатории на Земле, где создается и изучается источник рентгеновского излучения.

Динамо

Основная статья: Теория динамо
Смотрите также: Солнечная динамо

Теория динамо описывает процесс, посредством которого вращающаяся, конвекционная и электропроводящая жидкость действует для поддержания магнитное поле. Эта теория используется для объяснения наличия аномально долгоживущих магнитных полей в астрофизических телах. Если некоторые из звездных магнитных полей действительно индуцируются динамо, тогда напряженность поля может быть связана со скоростью вращения.[25]

Астрономические модели

Изображения выпущены, чтобы отпраздновать Международный год света 2015
(Рентгеновская обсерватория Чандра ).

Из наблюдаемого рентгеновского спектра в сочетании с результатами спектрального излучения для других диапазонов длин волн можно построить астрономическую модель, относящуюся к вероятному источнику рентгеновского излучения. Например, у Scorpius X-1 спектр рентгеновских лучей резко спадает по мере увеличения энергии рентгеновского излучения до 20 кэВ, что, вероятно, связано с термоплазменным механизмом.[18] Кроме того, отсутствует радиоизлучение, а видимый континуум примерно соответствует тому, что можно было бы ожидать от горячей плазмы, соответствующей наблюдаемому потоку рентгеновского излучения.[18] Плазма могла быть корональное облако центрального объекта или переходной плазмы, где источник энергии неизвестен, но может быть связан с идеей тесной двойной системы.[18]

В рентгеновском спектре Крабовидной туманности есть три особенности, которые сильно отличаются от Scorpius X-1: его спектр гораздо жестче, диаметр источника составляет световых лет (Ly) s, а не астрономические единицы (AU), а также сильное радио и оптическое синхротронное излучение.[18] Его общая рентгеновская светимость соперничает с оптическим излучением и может быть светимостью нетепловой плазмы. Однако Крабовидная туманность выглядит как источник рентгеновского излучения, представляющий собой центральный свободно расширяющийся шар разреженной плазмы, где содержание энергии в 100 раз превышает общее содержание энергии большой видимой и радиоактивной части, полученной из неизвестного источника.[18]

В "Разделительная линия" так как гигантские звезды развиваться, чтобы стать красные гиганты также совпадает с ветровой и корональной разделительными линиями.[26] Для объяснения падения рентгеновского излучения на этих разделительных линиях был предложен ряд моделей:

  1. низкая плотность переходной области, приводящая к низкой эмиссии в короне,
  2. сильное ветровое гашение корональной эмиссии,
  3. стабилизируются только холодные корональные петли,
  4. изменения в структуре магнитного поля до открытой топологии, приводящие к уменьшению магнитного удержания плазмы, или
  5. изменения в характере магнитного динамо, ведущие к исчезновению звездных полей, оставляя только мелкомасштабные, генерируемые турбулентностью поля среди красных гигантов.[26]

Аналитическая рентгеновская астрономия

Рентгеновские двойные системы с большой массой (HMXB) состоят из сверхгигантских OB-звезд-компаньонов и компактных объектов, обычно нейтронные звезды (NS) или черные дыры (BH). Сверхгигантские рентгеновские двойные системы (SGXB) - это HMXB, в которых компактные объекты вращаются вокруг массивных спутников с периодом обращения несколько дней (3–15 дней) и по круговым (или слегка эксцентрическим) орбитам. SGXB демонстрируют типичные жесткие рентгеновские спектры аккреции. пульсары и большинство из них демонстрируют сильное поглощение в виде неясных HMXB. Рентгеновская светимость (LИкс) увеличивается до 1036 эрг · с−1 (1029 Вт).[нужна цитата ]

Механизм, запускающий различное временное поведение, наблюдаемое между классическими SGXB и недавно обнаруженными сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы (SFXT) все еще обсуждается.[27]

Звездная рентгеновская астрономия

Считается, что звездная рентгеновская астрономия началась 5 апреля 1974 года с регистрации рентгеновских лучей от Капелла.[28] В тот день во время полета ракеты на короткое время была откалибрована ее система ориентации, когда датчик звезды указал ось полезной нагрузки на Капеллу (α Aur). В течение этого периода рентгеновское излучение в диапазоне 0,2–1,6 кэВ регистрировалось системой отражателя рентгеновских лучей, совмещенной с датчиком звезды.[28] Рентгеновская светимость LИкс = 1031 эрг · с−1 (1024 W) на четыре порядка превышает рентгеновскую светимость Солнца.[28]

Звездные короны

Корональные звезды или звезды внутри корональное облако, вездесущи среди звезд в прохладной половине Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.[29] Эксперименты с приборами на борту Скайлаб и Коперник были использованы для поиска мягкого рентгеновского излучения в диапазоне энергий ~ 0,14–0,284 кэВ от звездных корон.[30] Эксперименты на борту ANS удалось найти рентгеновские сигналы от Капеллы и Сириуса (α CMa). Впервые предложено рентгеновское излучение от усиленной короны солнечного типа.[30] Высокая температура короны Капеллы, полученная из первого рентгеновского спектра короны Капеллы с использованием HEAO 1 требовалось магнитное удержание, если только это не был свободный корональный ветер.[29]

В 1977 г. Проксима Центавра обнаружено, что он испускает высокоэнергетическое излучение в XUV. В 1978 г. α Cen был идентифицирован как корональный источник с низкой активностью.[31] При работе Обсерватория Эйнштейна Рентгеновское излучение было признано характерной чертой широкого круга звезд, охватывающей практически всю диаграмму Герцшпрунга-Рассела.[31] Первоначальный опрос Эйнштейна привел к важным выводам:

  • Источники рентгеновского излучения изобилуют среди всех типов звезд, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и на большинстве стадий эволюции.
  • рентгеновские светимости и их распределение вдоль главной последовательности не соответствовали давно популярным теориям акустического нагрева, но теперь интерпретировались как эффект магнитного нагрева короны, и
  • звезды, которые в остальном похожи, обнаруживают большие различия в их рентгеновском выходе, если их период вращения отличается.[29]

Чтобы соответствовать спектру UX Ari среднего разрешения, требовалось подсолнечное содержание.[29]

Звездная рентгеновская астрономия способствует более глубокому пониманию

  • магнитные поля в магнитогидродинамических динамо,
  • высвобождение энергии в разреженной астрофизической плазме посредством различных плазменно-физических процессов, и
  • взаимодействие излучения высоких энергий со звездным окружением.[29]

Сегодняшняя мудрость гласит, что массивные звезды главной последовательности в короне - это звезды поздней A или ранней F, предположение, которое подтверждается как наблюдениями, так и теорией.[29]

Молодые маломассивные звезды

Основная статья: звезда до главной последовательности
Рентгеновское изображение Chandra Кластер из новообразованные звезды в Туманность Ориона.

Новообразованные звезды известны как звезды до главной последовательности на стадии звездной эволюции, прежде чем они достигнут главная последовательность. Звезды на этой стадии (возраст <10 миллионов лет) производят рентгеновские лучи в своих звездных коронах. Однако их рентгеновское излучение составляет 103 до 105 раз сильнее, чем у звезд главной последовательности аналогичных масс.[32]

Рентгеновское излучение звезд до главной последовательности было обнаружено Обсерватория Эйнштейна.[33][34] Это рентгеновское излучение в основном создается вспышками магнитного пересоединения в короне звезд, причем множество небольших вспышек вносят вклад в "неподвижное" рентгеновское излучение этих звезд.[35] Звезды до главной последовательности имеют большие зоны конвекции, которые, в свою очередь, приводят в движение мощные динамо-машины, производящие сильные поверхностные магнитные поля. Это приводит к сильному рентгеновскому излучению этих звезд, которые находятся в насыщенном рентгеновском режиме, в отличие от звезд главной последовательности, которые показывают вращательная модуляция рентгеновского излучения. Другие источники рентгеновского излучения включают горячие точки аккреции.[36] и коллимированные оттоки.[37]

Рентгеновское излучение как индикатор звездной молодости важно для изучения областей звездообразования. Большинство областей звездообразования в Галактике Млечный Путь проецируются на Галактические-плоские поля с множеством не связанных между собой звезд поля. Часто невозможно отличить членов молодого звездного скопления от примесей полевых звезд, используя только оптические и инфракрасные изображения. Рентгеновское излучение может легко проникать сквозь умеренное поглощение молекулярными облаками и может использоваться для идентификации кандидатов в члены скопления.[38]

Неустойчивые ветры

Учитывая отсутствие значительной внешней зоны конвекции, теория предсказывает отсутствие магнитного динамо у более ранних А-звезд.[29] У ранних звезд спектральных классов O и B вероятным источником рентгеновского излучения являются толчки, развивающиеся при нестабильном ветре.[29]

Самые крутые карлики M

За пределами спектрального класса M5 классическое динамо αω больше не может работать, поскольку внутренняя структура карликовых звезд существенно меняется: они становятся полностью конвективными.[29] Как распределенный (или α2) динамо может стать актуальным, и магнитный поток на поверхности, и топология магнитных полей в короне должны систематически изменяться при переходе, что, возможно, приведет к некоторым разрывам в рентгеновских характеристиках вокруг спектрального класса dM5.[29] Однако наблюдения, похоже, не подтверждают эту картину: долгое время обнаружение рентгеновских лучей с наименьшей массой, VB 8 (M7e V), показало устойчивое излучение на уровнях рентгеновской светимости (LИкс) ≈ 1026 эрг · с−1 (1019 W) и вспыхивает на порядок выше.[29] Сравнение с другими карликами позднего М показывает довольно непрерывную тенденцию.[29]

Сильное рентгеновское излучение звезд Ae / Be Хербига

Основная статья: Herbig Ae / Be звезда

Звезды Хербига Ae / Be - это звезды до главной последовательности. Что касается их рентгеновских эмиссионных свойств, некоторые из них

  • напоминают горячие звезды,
  • другие указывают на корональную активность, как у холодных звезд, в частности, на наличие вспышек и очень высоких температур.[29]

Характер этих сильных выбросов остается спорным с моделями, включая

  • нестабильные звездные ветры,
  • встречные ветры,
  • магнитная корона,
  • дисковые короны,
  • ветряные магнитосферы,
  • аккреционные шоки,
  • работа динамо-машины сдвига,
  • наличие неизвестных спутников позднего типа.[29]

K гиганты

Звезды FK Com - гиганты спектрального класса K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны - одни из самых ярких (LИкс ≥ 1032 эрг · с−1 или 1025 З) и самый жаркий из известных с преобладающими температурами до 40 мк.[29] Однако текущая популярная гипотеза предполагает слияние тесной двойной системы, в которой орбитальный угловой момент спутника передается первичной.[29]

Поллукс самая яркая звезда в созвездии Близнецы, несмотря на свое обозначение Бета, и 17-е место в небе по яркости. Поллукс - гигантская оранжевая К-звезда, которая составляет интересный цветовой контраст со своим белым «близнецом» Кастором. Были обнаружены свидетельства существования горячей внешней короны вокруг Поллюкса с магнитной опорой, и известно, что эта звезда является источником рентгеновского излучения.[39]

Eta Carinae

Основная статья: Eta Carinae
Классифицируется как Своеобразная звезда, В центре Eta Carinae изображена суперзвезда, как видно на этом изображении из Рентгеновская обсерватория Чандра. Предоставлено: Научный центр Чандра и НАСА.

Новые рентгеновские наблюдения Рентгеновская обсерватория Чандра показаны три отдельные 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 может содержать суперзвезду, движет всем шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, произошедшем более 1000 лет назад. Эти три структуры вокруг Eta Carinae Считается, что это ударные волны, создаваемые материей, уносящейся от суперзвезды со сверхзвуковой скоростью. Температура ударно-нагретого газа колеблется от 60 мк в центральных областях до 3 мк на подковообразной внешней конструкции. «Изображение Чандры содержит некоторые загадки для существующих представлений о том, как звезда может производить такие горячие и интенсивные рентгеновские лучи», - говорит профессор Крис Дэвидсон из Университет Миннесоты.[40] Дэвидсон является главным исследователем наблюдений за Эта-Карина Космический телескоп Хаббла. «Согласно наиболее популярной теории, рентгеновские лучи образуются в результате столкновения газовых потоков от двух звезд, расположенных так близко друг к другу, что они выглядят для нас как точечный источник. Но что происходит с газовыми потоками, которые уходят на большие расстояния? в середине нового образа дает новые требования, которым должна соответствовать любая теория ».[40]

Любительская рентгеновская астрономия

Основная статья: Любительская рентгеновская астрономия

Коллективно астрономы-любители наблюдают за различными небесными объектами и явлениями, иногда с помощью оборудования, которое они создают сами. В Академия ВВС США (USAFA) является центром единственной в США спутниковой программы для студентов, а также разрабатывает и продолжает разрабатывать зондирующие ракеты FalconLaunch.[41] В дополнение к прямым любительским попыткам отправить в космос полезные нагрузки для рентгеновской астрономии существуют возможности, которые позволяют бесплатно размещать экспериментальные полезные нагрузки, разработанные студентами, на борту коммерческих зондовых ракет.[42]

Существуют серьезные ограничения для любителей, наблюдающих и сообщающих об экспериментах в рентгеновской астрономии: стоимость постройки любительской ракеты или воздушного шара для размещения достаточно высокого детектора и стоимость соответствующих деталей для создания подходящего рентгеновского детектора.

История рентгеновской астрономии

Основная статья: История рентгеновской астрономии
Ученые NRL Дж. Д. Перселл, К. Ю. Джонсон и доктор Ф. С. Джонсон относятся к тем, кто извлекает инструменты из V-2, который использовался для исследования верхних слоев атмосферы над пустыней Нью-Мексико. Это Фау-2 № 54, запущенный 18 января 1951 г. (фото доктора Ричарда Тузи, NRL).

В 1927 году Э. Хульбурт из Лаборатория военно-морских исследований США и партнеры Грегори Брейт и Мерл А. Туве из Институт Карнеги Вашингтона изучили возможность оснащения Роберт Х. Годдард Ракеты для исследования верхних слоев атмосферы. «Два года спустя он предложил экспериментальную программу, в которой можно было бы оснастить ракету прибором для исследования верхних слоев атмосферы, включая обнаружение ультрафиолетового и рентгеновского излучения на больших высотах».[43]

В конце 1930-х годов присутствие очень горячего разреженного газа, окружающего Солнце, косвенно предполагалось по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц.[29] Известно, что Солнце окружено горячей тонкой короной.[44] В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца.[29]

Начало поиска источников рентгеновского излучения над атмосферой Земли было положено. 5 августа 1948 г. 12:07 ВРЕМЯ ПО ГРИНВИЧУ. Армия США (ранее немецкая) Ракета Фау-2 как часть Проект Гермес был запущен из Полигон Белых Песков. Первые солнечные рентгеновские лучи были зарегистрированы Т. Бёрнайтом.[45]

В течение 60-х, 70-х, 80-х и 90-х годов чувствительность детекторов значительно возросла за 60 лет существования рентгеновской астрономии. Кроме того, чрезвычайно развита способность фокусировать рентгеновские лучи, что позволяет получать высококачественные изображения многих удивительных небесных объектов.

Основные вопросы рентгеновской астрономии

Поскольку рентгеновская астрономия использует основной спектральный зонд, чтобы заглянуть в источник, это ценный инструмент для разгадки многих загадок.

Звездные магнитные поля

Магнитные поля распространены среди звезд повсеместно, но мы не понимаем точно, почему, и не полностью понимаем поразительное разнообразие физических механизмов плазмы, которые действуют в звездных средах.[29] Некоторые звезды, например, кажутся магнитными полями, ископаемые звездные магнитные поля осталось от периода их формирования, в то время как другие, кажется, часто заново создают поле.

Астрометрия с внесолнечным источником рентгеновского излучения

Основная статья: Астрометрия с внесолнечным источником рентгеновского излучения

При первоначальном обнаружении внесолнечного источника рентгеновского излучения первым обычно задается вопрос: «Что это за источник?». Часто проводится обширный поиск возможных совпадающих объектов в других длинах волн, таких как видимая или радиосвязь. Многие из проверенных местоположений рентгеновских лучей до сих пор не имеют легко различимых источников. Рентгеновский астрометрия становится серьезной проблемой, которая приводит к еще большему спросу на более тонкие угловое разрешение и спектральное сияние.

Существуют неотъемлемые трудности в проведении идентификации с помощью рентгеновских / оптических, рентгеновских / радиоизлучений и рентгеновских / рентгеновских лучей, основанных исключительно на позиционных совпадениях, особенно с трудностями при проведении идентификации, такими как большие неопределенности в позиционных детерминантах, сделанных из воздушные шары и ракеты, плохое разделение источников в густонаселенной области по направлению к центру галактики, изменчивость источников и множественность номенклатуры источников.[46]

Двойники источников рентгеновского излучения для звезд можно идентифицировать, вычислив угловое расстояние между центроидами источников и положением звезды. Максимально допустимое разделение - это компромисс между большим значением, чтобы идентифицировать как можно больше реальных совпадений, и меньшим значением, чтобы минимизировать вероятность ложных совпадений. «Принятый критерий совпадения 40» находит почти все возможные совпадения источников рентгеновского излучения, сохраняя при этом вероятность любых ложных совпадений в образце на уровне 3% ».[47]

Солнечная рентгеновская астрономия

Основная статья: Солнечная рентгеновская астрономия

Все обнаруженные источники рентгеновского излучения в, вокруг или вблизи солнце похоже, связаны с процессами в корона, которая является его внешней атмосферой.

Проблема коронарного нагрева

В области солнечной рентгеновской астрономии существует проблема коронарного нагрева. В фотосфера Солнца имеет эффективную температуру 5,570 К[48] тем не менее, его корона имеет среднюю температуру 1–2 × 106 К.[49] Однако самые жаркие регионы - 8–20 × 106 К.[49] Высокая температура короны показывает, что она нагревается не прямым теплопроводность из фотосферы.[50]

Считается, что энергия, необходимая для нагрева короны, обеспечивается турбулентным движением в конвективной зоне ниже фотосферы, и были предложены два основных механизма для объяснения нагрева короны.[49] Первый - это волна нагревание, при котором звуковые, гравитационные или магнитогидродинамические волны создаются турбулентностью в зоне конвекции.[49] Эти волны движутся вверх и рассеиваются в короне, вкладывая свою энергию в окружающий газ в виде тепла.[51] Другой магнитный нагревание, при котором магнитная энергия непрерывно накапливается фотосферным движением и выделяется через магнитное пересоединение в виде большого солнечные вспышки и мириады подобных, но меньших событий -нано-вспышки.[52]

В настоящее время неясно, являются ли волны эффективным механизмом нагрева. Все волны кроме Альфвеновские волны было обнаружено, что они рассеиваются или преломляются до достижения короны.[53] Кроме того, альфвеновские волны не так легко рассеиваются в короне. Поэтому текущие исследования сместились в сторону механизмов факельного нагрева.[49]

Выброс корональной массы

А выброс корональной массы (CME) - выброшенная плазма, состоящая в основном из электронов и протоны (в дополнение к небольшим количествам более тяжелых элементов, таких как гелий, кислород и железо), плюс увлекающие корональные замкнутые области магнитного поля. Эволюция этих замкнутых магнитных структур в ответ на различные фотосферные движения в разных временных масштабах (конвекция, дифференциальное вращение, меридиональная циркуляция) каким-то образом приводит к CME.[54] Мелкомасштабные энергетические сигнатуры, такие как нагрев плазмы (наблюдаемый как компактное мягкое рентгеновское повышение яркости), могут указывать на надвигающиеся CME.

Сигмоид мягкого рентгеновского излучения (S-образная интенсивность мягких рентгеновских лучей) является наблюдательным проявлением связи между корональной структурой и производством КВМ.[54] «Связь сигмоидов на рентгеновских (и других) длинах волн с магнитными структурами и системами тока в солнечной атмосфере - ключ к пониманию их связи с КВМ».[54]

Первое обнаружение коронального выброса массы (CME) как такового было сделано 1 декабря 1971 г. Р. Тузи из Лаборатории военно-морских исследований США с использованием OSO 7.[55] Предыдущие наблюдения корональные транзиенты или даже явления, наблюдаемые визуально во время солнечные затмения теперь понимаются как по сути то же самое.

Наибольшее геомагнитное возмущение, предположительно вызванное «доисторическим» CME, совпало с первой наблюдаемой солнечной вспышкой в ​​1859 году. Вспышку наблюдали визуально Ричард Кристофер Кэррингтон и геомагнитная буря наблюдалась записывающим магнитографом при Kew Gardens. Тот же инструмент записал причуда, мгновенное возмущение ионосферы Земли ионизирующим мягким рентгеновским излучением. В то время это было нелегко понять, потому что это произошло еще до открытия рентгеновских лучей (автор: рентген ) и признание ионосфера (от Питомник и Хевисайд ).

Экзотические источники рентгеновского излучения

Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
Смотрите также: Быть рентгеновскими двойными

А микроквазар младший двоюродный брат квазар это радио излучающее Рентгеновский двойной, с часто разрешимой парой реактивных двигателей.LSI + 61 ° 303 представляет собой периодическую двойную систему, излучающую радиоизлучение, которая также является источником гамма-излучения, CG135 + 01. Наблюдения показывают растущее число повторяющихся Рентгеновские переходные процессы, характеризующийся короткими вспышками с очень быстрым нарастанием (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны с OB сверхгиганты и, таким образом, определяют новый класс массивных рентгеновских двойных систем: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). Чандра указывают на наличие петель и колец в горячем рентгеновском излучающем газе, который окружает Мессье 87. А магнетар представляет собой тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к испусканию большого количества высокоэнергетического электромагнитного излучения, особенно рентгеновских лучей и гамма лучи.

Рентгеновские темные звезды

А солнечный цикл: фотомонтаж за десять лет Йохко SXT-изображения, демонстрирующие изменение солнечной активности во время цикла солнечных пятен после 30 августа 1991 г., на пике солнечной активности. цикл 22, до 6 сентября 2001 г., на пике цикл 23. Кредит: миссия Йохко Институт космоса и астронавтики (ISAS, Япония) и НАСА (НАС).
Основная статья: Астрофизический источник рентгеновского излучения
Смотрите также: Сверхгигант

Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений справа, иногда Солнце почти рентгеновское темное, почти рентгеновская переменная. Бетельгейзе с другой стороны, кажется, всегда темнота в рентгеновских лучах. Красные гиганты почти не излучают рентгеновские лучи. Возникновение рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0 довольно резкое, с большим диапазоном светимости, развивающимся в спектральном классе F. Альтаир относится к спектральному классу A7V, а Вега - к A0V. Общая рентгеновская светимость Альтаира по крайней мере на порядок больше, чем рентгеновская светимость Веги. Ожидается, что внешняя зона конвекции у ранних F-звезд будет очень мелкой и отсутствует у карликов A-типа, но акустический поток изнутри достигает максимума для поздних A и ранних F-звезд, что вызывает исследования магнитной активности у A-звезд вдоль три основные линии. Химически пекулярные звезды спектрального класса Bp или Ap являются заметными магнитными радиоисточниками, большинство Bp / Ap-звезд остаются необнаруженными, а из тех, о которых ранее сообщалось, что они производят рентгеновское излучение, лишь некоторые из них могут быть идентифицированы как, вероятно, одиночные звезды. Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаруживать (темные в рентгеновском диапазоне) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время своего прохождения. «Такие методы особенно многообещающие для маломассивных звезд, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область».

Рентгеновская темная планета / комета

Основная статья: Рентгеновская темная планета

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаруживать (темные в рентгеновском диапазоне) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время своего прохождения. «Такие методы особенно многообещающие для маломассивных звезд, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область».[29]

По мере того, как детекторы рентгеновского излучения стали более чувствительными, они обнаружили, что некоторые планеты и другие обычно не люминесцентные небесные объекты, излучающие рентгеновские лучи, при определенных условиях излучают, флуоресцируют или отражают рентгеновские лучи.

Комета Лулин

Изображение кометы Лулин 28 января 2009 г., когда комета находилась на расстоянии 99,5 миллионов миль от Земли и 115,3 миллионов миль от Солнца, из Swift. Данные ультрафиолетового / оптического телескопа Свифта показаны синим и зеленым, а данные рентгеновского телескопа - красным.
Основная статья: Комета Лулин

НАСА Миссия Swift Gamma-Ray Burst спутник вел мониторинг Комета Лулин поскольку он приблизился к 63 Гм Земли. Впервые астрономы могут увидеть одновременно ультрафиолетовые и рентгеновские изображения кометы. «Солнечный ветер - быстро движущийся поток частиц от Солнца - взаимодействует с более широким облаком атомов кометы. Это заставляет солнечный ветер освещаться рентгеновскими лучами, и это то, что видит XRT Свифта», - сказал Стефан Иммлер. Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое перезарядкой, приводит к появлению рентгеновских лучей от большинства комет, когда они проходят на расстоянии, примерно в три раза превышающем расстояние Земли от Солнца. Поскольку Лулин настолько активен, его атомное облако особенно плотно. В результате область, излучающая рентгеновские лучи, простирается далеко от кометы к Солнцу.[56]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Значительные достижения в физике Солнца 1958-1964 гг.. Вашингтон, округ Колумбия: НАСА. 1966. С. 49–58.
  2. ^ а б «Хронология - 1 квартал 1949 года». Архивировано из оригинал 8 апреля 2010 г.
  3. ^ Джаккони Р. (2003). «Нобелевская лекция: рассвет рентгеновской астрономии». Rev Mod Phys. 75 (3): 995. Bibcode:2003RvMP ... 75..995G. Дои:10.1103 / RevModPhys.75.995.
  4. ^ "Скорпион Х-1". Получено 4 января, 2019.
  5. ^ «Риккардо Джаккони». Получено 4 января, 2019.
  6. ^ Спитцер Л. (1978). Физические процессы в межзвездной среде. Вайли. ISBN  978-0-471-29335-4.
  7. ^ Райт Б. "36.223 UH MCCAMMON / ВИСКОНСИНСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ". Архивировано из оригинал 11 мая 2008 г.
  8. ^ Drake SA. «Краткая история астрономии высоких энергий: 1960–1964».
  9. ^ Харрисон Ф.А.; Боггс, Стивен Э .; Болотников, Алексей Е .; Christensen, Finn E .; Повар III, Уолтер Р .; Крейг, Уильям В .; Хейли, Чарльз Дж .; Хименес-Гарате, Марио А .; и другие. (2000). Truemper, Joachim E; Ашенбах, Бернд (ред.). «Разработка эксперимента на воздушном шаре с телескопом с фокусировкой высоких энергий (HEFT)» (PDF). Proc SPIE. Рентгеновская оптика, инструменты и миссии III. 4012: 693. Bibcode:2000SPIE.4012..693H. Дои:10.1117/12.391608.
  10. ^ "HIREGS".
  11. ^ Феффер, Пол (1996). «Пределы солнечной энергии для ионов и электронов по данным наблюдений гамма-излучения и жесткого рентгеновского спектрометра высокого разрешения (HIREGS)». Солнечная физика. 171 (2): 419–445. Bibcode:1997Соф..171..419Ф. Дои:10.1023 / А: 1004911511905.
  12. ^ Феффер, Пол (1997). Рентгеновские и гамма-наблюдения солнечных вспышек. Анн-Арбор, Мичиган: Компания UMI.
  13. ^ «Хронология - 3 квартал 1956 года».
  14. ^ «Рентгеновские зеркала SWIFT».
  15. ^ «Зеркала с фокусировкой рентгеновского излучения Chandra».
  16. ^ «Рентгеновская оптика».
  17. ^ Blake, R.L .; Chubb, T. A .; Friedman, H .; Унцикер, А. Э. (январь 1963 г.). «Интерпретация рентгеновского снимка Солнца». Астрофизический журнал. 137: 3. Bibcode:1963ApJ ... 137 .... 3B. Дои:10.1086/147479.
  18. ^ а б c d е ж Моррисон П. (1967). «Внесолнечные источники рентгеновского излучения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5 (1): 325. Bibcode:1967ARA & A ... 5..325M. Дои:10.1146 / annurev.aa.05.090167.001545.
  19. ^ Подсядловский П; Rappaport S; Пфаль Э (2001). «Эволюционные двоичные последовательности для рентгеновских двойных систем с малой и средней массой». Астрофизический журнал. 565 (2): 1107. arXiv:Astro-ph / 0107261. Bibcode:2002ApJ ... 565.1107P. Дои:10.1086/324686.
  20. ^ Приедорский В.С.; Холт СС (1987). «Долговременные циклы в источниках космического рентгеновского излучения». Обзоры космической науки. 45 (3–4): 291. Bibcode:1987ССРв ... 45..291П. Дои:10.1007 / BF00171997.
  21. ^ Линь, Дачэн (25 июля 2020 г.). «ATel # 13895: ASASSN-20hx - кандидат на событие сильного приливного срыва». Телеграмма астронома. Получено 25 июля, 2020.
  22. ^ Hinkle, J.T .; и другие. (24 июля 2020 г.). «Атель № 13893: Классификация ASASSN-20hx как кандидата на приливно-отливные разрушения». Телеграмма астронома. Получено 24 июля, 2020.
  23. ^ Кавакацу Y (декабрь 2007 г.). «Концептуальное исследование космического корабля для перехода на дальний космос». Acta Astronautica. 61 (11–12): 1019–28. Bibcode:2007AcAau..61.1019K. Дои:10.1016 / j.actaastro.2006.12.019.
  24. ^ Смит В. «Исследовательская серия космических аппаратов».
  25. ^ Trimble V (1999). «Белые карлики в 1990-е годы». Bull Astron Soc Индия. 27: 549. Bibcode:1999BASI ... 27..549T.
  26. ^ а б Кашьяп V; Rosner R; Harnden FR Jr .; Maggio A; Micela G; Sciortino S (1994). "Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae". Astrophys J. 431: 402. Bibcode:1994ApJ ... 431..402K. Дои:10.1086/174494.
  27. ^ Zurita Heras JA; Чаты С (2009). «Открытие эксцентрического 30-дневного периода в сверхгигантской рентгеновской двойной системе SAX J1818.6–1703 с помощью INTEGRAL». Астрономия и астрофизика. 493 (1): L1. arXiv:0811.2941. Bibcode:2009A&A ... 493L ... 1Z. Дои:10.1051/0004-6361:200811179.
  28. ^ а б c Catura RC; Acton LW; Джонсон HM (1975). «Доказательства рентгеновского излучения из Капеллы». Astrophys J. 196: L47. Bibcode:1975ApJ ... 196L..47C. Дои:10.1086/181741.
  29. ^ а б c d е ж г час я j k л м п о п q р s т Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF). Обзор астрономии и астрофизики. 12 (2–3): 71–237. arXiv:Astro-ph / 0406661. Bibcode:2004A и ARv..12 ... 71G. Дои:10.1007 / s00159-004-0023-2. Архивировано из оригинал (PDF) 11 августа 2011 г.
  30. ^ а б Mewe R; Heise J; Gronenschild EHBM; Бринкман АС; Schrijver J; den Boggende AJF (1975). «Обнаружение рентгеновского излучения короны звезды с помощью ANS». Astrophys J. 202: L67. Bibcode:1975ApJ ... 202L..67M. Дои:10.1086/181983.
  31. ^ а б Telleschi AS. «Корональная эволюция солнечноподобных звезд в областях звездообразования и в окрестностях Солнца» (PDF).
  32. ^ Прейбиш, Т .; и другие. (2005). "Происхождение рентгеновского излучения T Tauri: новые открытия сверхглубокого проекта Chandra Orion". Приложение к астрофизическому журналу. 160 (2): 401–422. arXiv:Astro-ph / 0506526. Bibcode:2005ApJS..160..401P. Дои:10.1086/432891.
  33. ^ Feigelson, E.D .; Декампли, В. М. (1981). «Наблюдения рентгеновского излучения звезд типа Т Тельца». Письма в астрофизический журнал. 243: L89 – L93. Bibcode:1981ApJ ... 243L..89F. Дои:10.1086/183449.
  34. ^ Монтмерле, Т. (1983). «Наблюдения Эйнштейном над темным облаком Ро Змееносца - рентгеновской елкой». Астрофизический журнал, часть 1. 269: 182–201. Bibcode:1983ApJ ... 269..182M. Дои:10.1086/161029.
  35. ^ Feigelson, E.D .; Монтмерле, Т. (1999). «Процессы высоких энергий в молодых звездных объектах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 37: 363–408. Bibcode:1999ARA & A..37..363F. Дои:10.1146 / annurev.astro.37.1.363.
  36. ^ Kastner, J. H .; и другие. (2001). "Открытие рентгеновской обсерваторией Чандра расширенного рентгеновского излучения планетарной туманности NGC 7027". Астрофизический журнал. 550 (2): L189 – L192. arXiv:Astro-ph / 0102468. Bibcode:2001ApJ ... 550L.189K. Дои:10.1086/319651.
  37. ^ Правдо, С. Х .; и другие. (2001). «Открытие рентгеновских лучей от протозвездного истекающего объекта HH2». Природа. 413 (6857): 708–711. Bibcode:2001Натура.413..708П. Дои:10.1038/35099508. PMID  11607024.
  38. ^ Feigelson, E.D .; и другие. (2013). "Обзор проекта исследования массивных молодых звездообразующих комплексов в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Приложение к астрофизическому журналу. 209 (2): 26. arXiv:1309.4483. Bibcode:2013ApJS..209 ... 26F. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/26.
  39. ^ Hatzes AP; Cochran WD; Endl M; Guenther EW; Saar SH; Уокер ГАХ; Ян С; Hartmann M; и другие. (2006). «Подтверждение гипотезы планеты о долгопериодических вариациях лучевой скорости β Geminorum». Астрономия и астрофизика. 457 (1): 335. arXiv:astro-ph / 0606517. Bibcode:2006 A&A ... 457..335H. Дои:10.1051/0004-6361:20065445.
  40. ^ а б "Чандра делает рентгеновский снимок неоднократного преступника". 8 октября 1999 г.
  41. ^ Кафедра космонавтики (2008 г.). «Первому в мире отделению космонавтики исполняется 50 лет». Архивировано из оригинал 12 декабря 2012 г.
  42. ^ Блейлок Э. «AFRL подписывает EPA, чтобы обучать и вдохновлять будущих аэрокосмических специалистов».
  43. ^ «Spacelab 2 NRL смотрит на солнце».
  44. ^ Гроттиан W (1939). "Zur Frage der Deutung der Linien im Spektrum der Sonnenkorona". Naturwissenschaften. 27 (13): 214. Bibcode:1939NW ..... 27..214G. Дои:10.1007 / BF01488890.
  45. ^ Келлер CU (1995). «Рентгеновские лучи от Солнца». Cell Mol Life Sci. 51 (7): 710. Дои:10.1007 / BF01941268.
  46. ^ Томас Р.М.; Дэвисон PJN (1974). «Комментарий к идентификации источников рентгеновского излучения». Труды Астрономического общества Австралии. 2 (5): 290. Bibcode:1974PASAu ... 2..290T. Дои:10.1017 / S1323358000013953.
  47. ^ Гайдос Э.Дж. (ноябрь 1998 г.). «Ближайшие молодые аналоги Солнца. I. Каталог и звездные характеристики». Publ. Astron. Soc. Pac. 110 (753): 1259–76. Bibcode:1998PASP..110.1259G. Дои:10.1086/316251.
  48. ^ Massey P; Silva DR; Levesque EM; Plez B; Olsen KAG; Clayton GC; Meynet G; Мэдер А (2009). «Красные сверхгиганты в галактике Андромеды (M31)». Astrophys J. 703 (1): 420. arXiv:0907.3767. Bibcode:2009ApJ ... 703..420M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 703/1/420.
  49. ^ а б c d е Erdèlyi R; Баллай, я (2007). «Нагревание солнечной и звездной короны: обзор». Astron Nachr. 328 (8): 726. Bibcode:2007AN .... 328..726E. Дои:10.1002 / asna.200710803.
  50. ^ Рассел CT (2001). «Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле: Учебное пособие». В песне, Пол; Певец, Говард Дж .; Сискоу, Джордж Л. (ред.). Космическая погода (Геофизическая монография) (PDF). Американский геофизический союз. С. 73–88. ISBN  978-0-87590-984-4.
  51. ^ Альфвен Х (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 107 (2): 211. Bibcode:1947МНРАС.107..211А. Дои:10.1093 / mnras / 107.2.211.
  52. ^ Паркер EN (1988). «Нановспышки и солнечная рентгеновская корона». Astrophys J. 330: 474. Bibcode:1988ApJ ... 330..474P. Дои:10.1086/166485.
  53. ^ Sturrock PA; Учида Y (1981). «Корональный нагрев стохастической магнитной накачкой». Astrophys J. 246: 331. Bibcode:1981ApJ ... 246..331S. Дои:10.1086/158926. HDL:2060/19800019786.
  54. ^ а б c Гопалсвами Н; Mikic Z; Maia D; Александр Д; Cremades H; Кауфманн П; Tripathi D; Ван Ю.М. (2006). «Солнце до CME». Обзоры космической науки. 123 (1–3): 303. Bibcode:2006ССРв..123..303Г. Дои:10.1007 / s11214-006-9020-2.
  55. ^ "Р.А. Говард, Историческая перспектива корональных выбросов массы" (PDF).
  56. ^ Редди Ф. "Быстрые шпионы НАСА комета Лулин".

Источники

Содержание этой статьи было адаптировано и расширено с http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (Всеобщее достояние)

внешние ссылки