X선 천문학

X-ray astronomy
X선은 약 0.008 nm에서 시작하여 전자기 스펙트럼을 가로질러 약 8 nm까지 확장되며, 그 위는 지구의 대기가 불투명합니다.

X선 천문학은 X선 관측과 천체 탐지를 다루는 천문학의 관측 분야이다.X선은 지구의 대기에 흡수되기 때문에, X선을 감지하는 기구는 풍선, 소리 나는 로켓, 그리고 인공위성에 의해 높은 고도로 옮겨져야 한다.X선 천문학은 마우나 케아 천문대와 같은 표준 광학 망원경은 볼 수 없는 X선 방사선을 볼 수 있는 일종의 우주 망원경을 사용한다.

X선 방출은 약 100만 켈빈에서 수억 켈빈의 온도에서 매우 뜨거운 가스를 포함하는 천문학적인 물체에서 예상된다. 게다가, 지구 열권 높은 곳에 있는 이온화 가스의 E층을 유지하는 것도 X선의 강력한 외부 원천을 시사한다.이론상으로는 태양과 별들이 눈에 띄는 X선원이 될 것이라고 예측했지만, 지구의 대기는 대부분의 외계 X선을 차단하기 때문에 이것을 증명할 방법이 없었다.기기 패키지를 높은 고도로 보내는 방법이 개발되고 나서야 이러한 X선 선원을 연구할 수 있었다.

태양 X선의 존재는 20세기 중반 V-2가 음향 로켓으로 전환함으로써 확인되었으며,[1] 1958년 이후 외계 X선의 탐지는 여러 위성의 1차 또는 2차 임무였다.최초의 우주 X선 선원은 1962년 소리나는 로켓에 의해 발견되었다.전갈자리 X-1 (Sco X-1)이라고 불리는 전갈자리 X-1의 X-선 방출은 시각적인 방출보다 10,000배 더 큰 반면 태양의 X-선 방출은 약 백만 배 더 적다.게다가, 엑스레이의 에너지 출력은 모든 파장에서 태양의 총 방출량의 10만 배이다.

그 이후로 수천 개의 X선 소스가 발견되었다.또한 은하단 내 은하간 공간은 뜨겁지만 매우 희박한 100~1000메가켈빈(MK)의 가스로 채워져 있습니다.뜨거운 가스의 총량은 눈에 보이는 은하의 총 질량의 5배에서 10배입니다.

로켓 비행 소리

주요 기사:음향 로켓

엑스레이 연구를 위한 최초의 소리나는 로켓 비행은 1949년 1월 28일 뉴멕시코의 화이트 샌즈 미사일 사거리에서 V-2 로켓으로 이루어졌다.탐지기가 노즈콘 부분에 배치되었고 로켓은 대기권 바로 위의 고도로 준궤도 비행으로 발사되었다.태양으로부터의 엑스레이가 미국 해군 연구소의 Blossom 실험에 의해 [2]선상에서 검출되었다.

1962년 6월 19일(UTC)에 발사된 에어로비 150 로켓은 태양계[3][4] 밖의 소스(Scorpius X-1)[5]에서 방출된 최초의 X선을 감지했다.Sco X-1과 같은 X선 선원은 중성자별이나 블랙홀과 같은 콤팩트한 별인 것으로 알려져 있다.블랙홀에 떨어지는 물질은 X선을 방출할 수 있지만 블랙홀 자체는 방출하지 않습니다.X선 방출의 에너지원은 중력이다.유입되는 가스와 먼지는 이러한 천체들과 다른 [6]천체들의 강한 중력장에 의해 가열됩니다.스콜피우스 X-1을 시작으로 한 이 새로운 X선 천문학 분야의 발견에 기초하여,[7] 리카르도 지아코니는 2002년에 노벨 물리학상을 받았다.

로켓 비행의 가장 큰 단점은 매우 짧은 지속 시간과 제한된 시야이다.미국에서 발사된 로켓은 남쪽 하늘의 근원을 볼 수 없을 것이다; 호주에서 발사된 로켓은 북쪽 하늘의 근원을 볼 수 없을 것이다.

X선 양자 열량계(XQC) 프로젝트

금세기 초에 블랙 브랜트 8 마이크로 열량계(XQC-2)의 발사는 위스콘신 대학-매디슨과 X-선 양자 열량계(XQC) 프로젝트로 알려진 NASA의 고다드 우주 비행 센터가 공동으로 수행한 작업의 일부입니다.

천문학에서, 성간 매체(ISM)는 성간 공간에 퍼지는 가스와 우주 먼지, 즉 은하계 내의 항성계 사이에 존재하는 물질입니다.그것은 성간 공간을 채우고 주변 은하간 매체와 부드럽게 섞입니다.성간 매체는 이온, 원자, 분자, 더 큰 먼지 입자, 우주선, 그리고 (은하)[8] 자기장의 극도로 희박한 혼합물로 구성되어 있습니다.같은 부피를 차지하는 에너지는 전자기 복사의 형태로, 성간 복사장입니다.

관심사는67 10-10K의 속도로 항성 표면에서 X선을 방출하는 코로나 구름 방출로 구성된 뜨거운 이온화 매체(HIM)입니다.ISM은 난기류이며 모든 공간 척도의 구조로 가득합니다.별들은 분자 구름의 깊은 곳에서 태어나는데, 보통 크기가 몇 파섹이다.별들은 생사를 가르는 동안 ISM과 물리적으로 상호작용합니다.초신성에 의해 생성된 젊은 별 성단(종종 거대하거나 초거대인 HII 영역)의 항성풍과 충격파는 주변에 엄청난 양의 에너지를 주입하여 극초음속 난류를 일으킵니다.그 결과 생성된 구조는 항성풍 기포와 뜨거운 가스의 초거품입니다.태양은 현재 저밀도 국부 거품의 밀도가 더 높은 영역인 국부성간 구름을 통과하고 있습니다.

에너지 범위 0.07에서 1keV에 걸친 성간 매체의 확산 X선 방출의 스펙트럼을 측정하기 위해, NASA는 2008년 [9]5월 1일 뉴멕시코주 화이트 샌즈 미사일 레인지에서 블랙 브랜트 9를 발사했다.이 임무의 수석 조사관은 위스콘신 매디슨 대학의 댄 맥캠몬 박사입니다.

풍선

주요 기사: X선 천문학용 풍선

기구 비행은 기구를 지구 대기의 99.997%에 달하는 해발 40km까지 운반할 수 있다.짧은 몇 분 동안 데이터가 수집되는 로켓과 달리, 풍선은 훨씬 더 오랫동안 높은 곳에 있을 수 있다.그러나 그러한 고도에서도 X선 스펙트럼의 대부분은 여전히 흡수된다.에너지가 35keV(5,600 aJ) 미만인 X선은 풍선에 도달할 수 없습니다.1964년 7월 21일, 게 성운 초신성 잔해가 미국 텍사스주 팔레스타인에서 발사된 풍선에 실린 섬광계에 의해 딱딱한 X선(15-60 keV) 광원으로 밝혀졌다.이것은 분리된 우주 X선 [10]선원에서 나오는 X선을 풍선 기반으로 검출한 첫 번째 사례일 것이다.

고에너지 집속 망원경

게 성운은 폭발한 별의 잔해입니다.이 이미지는 게 성운의 2005년 관측 실행 중 찍은 HEFT 데이터의 하드 X선 이미지를 포함하여 다양한 에너지 대역의 게 성운을 보여줍니다.각 이미지의 폭은 6인치입니다.

HEFT(High-energy Focusing Telescope, 고에너지 초점 망원경)는 딱딱한 X선(20-100keV) [11]대역의 천체물리학적 선원을 촬영하기 위한 기구 전달 실험이다.첫 비행은 2005년 5월 미국 뉴멕시코주 포트 섬너에서 이루어졌다. HEFT의 각도 분해능은 c.1.5'이다.HEFT는 방목 각도 X선 망원경을 사용하는 대신 새로운 텅스텐-실리콘 다층 코팅을 사용하여 방목-인시던스 미러의 반사율을 10keV 이상으로 확장한다.HEFT는 60 keV에서 최대 절반의 전폭에서 1.0 keV의 에너지 분해능을 가진다.HEFT는 2005년 5월에 25시간의 풍선 비행을 위해 발사되었다.이 기기는 사양 범위 내에서 작동했으며 게 성운인 타우 X-1을 관찰했습니다.

고해상도 감마선 및 하드 X선 분광계(HIREGS)

고해상도 감마선 및 하드 X선 분광계(HIREGS)라고 불리는 풍선에 의한 실험은 태양과 다른 [12][13]천체로부터의 X선과 감마선 방출을 관찰했다.그것은 1991년과 1992년 12월에 남극의 맥머도 기지에서 발사되었다.꾸준한 바람은 그 풍선을 [14]매회 약 2주 동안 극지 비행으로 운반했다.

록군

주요 기사:로쿤
해군 디콘 로쿤은 1956년 7월 선상 진수 직후 사진을 찍었다.

로켓과 풍선이 혼합된 로쿤은 고체 연료 로켓으로, 지상에서는 즉시 불이 켜지지 않고, 가스로 채워진 풍선에 의해 상층 대기권으로 옮겨졌다.그리고 나서, 최대 높이에서 기구에서 떨어지면, 로켓은 자동으로 점화되었다.이것은 로켓이 훨씬 더 많은 화학 연료를 필요로 하는 낮은 두꺼운 공기층을 통과할 필요가 없었기 때문에 더 높은 고도를 달성했습니다.

"록쿤"의 원래 개념은 Cmdr에 의해 개발되었습니다.리 루이스, Cmdr.G. Halvorson, S. F. Singer, 그리고 James A. 1949년 [2]3월 1일 USS 노튼사운드의 에어로비 로켓 발사 순항 중 밴 앨런.

1956년 7월 17일부터 7월 27일까지 Naval Research Laboratory(NRL; 해군연구소)의 선상에서는 태양 자외선과 X선 관측용 디콘 8개의 로쿤을 발사하여 산 클레멘테섬 남서쪽 약 120km [15]지점에서 북위 30~121.6도 부근에서 관측하였다.

X선 천문학 위성

주요 기사: X선 천문학 위성

X선 천문학 위성은 천체로부터의 X선 방출을 연구한다.X선 방출에 대한 데이터를 감지하고 전송할 수 있는 인공위성은 X선 천문학으로 알려진 우주 과학의 한 분야로 배치된다.X선이 지구 대기에 흡수되기 때문에 위성이 필요하기 때문에 X선을 감지하는 기구는 풍선, 소리 나는 로켓, 위성에 의해 고공으로 가져가야 한다.

X선 망원경 및 거울

반짝이는 반사로 X선 초점 맞추기
주요 기사 : X선 망원경
Swift Gamma-Ray Burst Mission에는 최첨단 CCD에 X선을 집중시키기 위한 방목 발생률 Wolter I 망원경(XRT)이 포함되어 있다.

X-선 망원경(XRT)은 굴절이나 큰 편차 [16][17]반사가 아닌 반짝이는 각도 반사에 기초한 다양한 방향성 또는 이미징 능력을 가지고 있습니다.이것은 가시 망원경이나 자외선 망원경보다 훨씬 더 좁은 시야로 그들을 제한한다.거울은 세라믹이나 [18]금속박으로 만들 수 있습니다.

천문학에서 최초의 X선 망원경은 태양을 관측하는데 사용되었다.최초의 태양 X선 사진(방목 입사 망원경으로 촬영)은 1963년 로켓에 의한 망원경으로 촬영되었다.1960년 4월 19일, 최초의 태양 엑스레이 영상이 Aerobee-Hi [19]로켓의 핀홀 카메라를 사용하여 촬영되었다.

외계 X선 천문학에 X선 거울을 동시에 사용하려면 다음이 필요합니다.

  • 2차원 X선 광자의 도착 위치 결정 능력
  • 합리적인 검출 효율입니다.

X선 천문학 검출기

주요 기사: X선 천문학 검출기
Rossi X-ray Timing Explorer(RXTE) 위성의 비례 카운터 어레이.

X선 천문학 검출기는 주로 에너지 및 때로는 파장 검출을 위해 설계 및 구성되며 일반적으로 당대 기술에 국한된 다양한 기술을 사용한다.

X선 검출기는 개별 X선(X선 전자 방사선의 광자)을 수집하고 수집된 광자의 수(강도), 수집된 광자의 에너지(0.12 - 120 keV), 파장(0.008 – 8 nm), 또는 광자가 얼마나 빨리 검출되는지(시간당 카운트)를 센다.

천체물리학적 X선원

주요 기사:천체물리학적 X선원
안드로메다 은하 – 고에너지 X선과 자외선 (2016년 1월 5일 출시).
이 Her X-1의 광도 곡선은 장기 및 중기 변동성을 나타냅니다.각각의 한 쌍의 수직선은 동반성 뒤에 있는 콤팩트한 물체의 일식을 묘사합니다.이 경우 동반성은 태양 반지름의 거의 4배인 태양 질량의 두 별입니다.이 일식은 1.7일의 공전 주기를 보여줍니다.

은하단에서 활동 은하핵(AGN)의 블랙홀을 통해 백색왜성(대격변광성 변광성 및 초연성 X선원), 중성자별 또는 블랙홀(X선 쌍성)을 포함하는 초신성 잔존물, 별, 쌍성 등 여러 유형의 천체물리학적 물체가 X선을 방출, 형광 또는 반사합니다.달의 X선 밝기의 대부분은 반사된 태양 X선에서 발생하지만, 일부 태양계 물체는 X선을 방출하는데, 가장 주목할 만한 것은 달이다.많은 미해결 X선 선원의 조합은 관찰된 X선 배경을 생성하는 것으로 생각된다.X선 연속체는 상대론적 전자에 의한 저에너지 광자의 역콤프턴 산란, 원자 전자와 빠른 양성자의 충돌, 추가 전자 [20]전이가 있거나 없는 원자 재조합에서 발생할 수 있다.

중간질량 X선 쌍성(IMXB)은 중성자별 또는 블랙홀이 성분 중 하나인 쌍성계입니다.다른 성분은 중간질량별입니다.[21]

헤라클레스 X-1은 정상적인 별(HZ Herculis)에서 물질이 축적된 중성자 별들로 구성되어 있는데, 아마도 로체 엽이 넘쳐나기 때문일 것이다.X-1은 고질량 X선 [22]쌍성과 저질량 X선 쌍성의 경계선인 ~2에 위치하지만 거대한 X선 쌍성의 원형입니다.

2020년 7월, 천문학자들은 은하 NGC 6297의 핵 근처에 위치한 AASSN-20hx와 관련된 "경질 조석 교란 사건 후보"의 관측을 보고했으며, 이 관측은 "경질 멱함수 X선 [23][24]스펙트럼을 가진 극소수의 조석 교란 사건" 중 하나라고 지적했다.

천체 X선 소스

주요 기사:천체물리학적 X선원

천구는 88개의 별자리로 나뉘어져 있다.국제천문연맹 별자리는 하늘의 영역이다.이들 각각에는 주목할 만한 X선 소스가 포함되어 있습니다.그 중 일부는 천체물리학적 모형에서 은하 또는 은하 중심에 있는 블랙홀로 확인되었다.몇몇은 맥동이다.이미 X선 천체 물리학에 의해 성공적으로 모델링된 자료들과 마찬가지로, 겉으로 보이는 자료들에 의한 X선의 발생을 이해하려고 노력하는 것은 태양, 우주 전체, 그리고 그것들이 지구상에서 우리에게 어떤 영향을 미치는지 이해하는 데 도움을 준다.별자리는 현재의 물리 이론이나 해석과는 무관하게 관측과 정밀도를 다루기 위한 천문학적 장치이다.천문학은 오랫동안 존재해 왔다.물리 이론은 시간에 따라 변한다.천체 X선 선원과 관련하여, X선 천체물리학은 X선 밝기의 물리적 이유에 초점을 맞추는 경향이 있는 반면, X선 천문학은 분류, 발견 순서, 가변성, 분해능 및 다른 별자리의 인근 선원과의 관계에 초점을 맞추는 경향이 있다.

이 ROSAT PSPC 거짓 색상은 에리다누스와 오리온을 가로지르는 근처 항성풍 슈퍼버블(오리온-에리다누스 슈퍼버블)의 일부입니다.

오리온자리와 에리다누스자리의 내부에는 오리온-에리다누스 슈퍼버블, 에리다누스 소프트 X선 증강 또는 단순히 에리다누스 버블이라고 알려진 부드러운 X선 "핫 스폿"이 있으며, 이는 필라멘트를 방출하는 25° 영역입니다.부드러운 X선은 슈퍼버블 내부의 뜨거운 가스(T ~ 2~3 MK)에 의해 방출됩니다.이 밝은 물체는 가스와 먼지의 필라멘트의 "그림자"의 배경을 형성합니다.필라멘트는 IRAS에 의해 측정된 약 30K의 온도에서 먼지로 인한 100마이크로미터 방출을 나타내는 중첩 등고선으로 나타난다.여기서 필라멘트는 100~300eV 사이의 부드러운 X선을 흡수하여 뜨거운 가스가 필라멘트 뒤에 있음을 나타냅니다.이 필라멘트는 뜨거운 기포를 둘러싸고 있는 중성 가스 껍데기의 일부일 수 있습니다.오리온자리 OB1 성협의 뜨거운 별에서 나오는 자외선(UV)과 항성풍에 의해 내부가 활성화된다.이 별들은 스펙트럼의 시각(Hα)과 X선 부분에서 관측되는 약 1200 리스의 초거품에 에너지를 공급한다.

제안된(향후) X선 관측 위성

주요 기사: X선 천문학 위성

X선 관측 위성에 대해 제안된 몇 가지 프로젝트가 있습니다.위의 주요 기사 링크를 참조하십시오.

탐사용 X선 천문학

율리시스의 두 번째 궤도: 그것은 황도에 대한 기울기를 80.2도 증가시키는 스윙바이 기동을 위해 1992년 2월 8일 목성에 도착했다.

보통 관측 천문학은 지구 표면(또는 중성미자 천문학에서는 그 아래)에서 일어나는 것으로 간주됩니다.관찰을 지구로 제한한다는 발상에는 지구 궤도를 도는 것이 포함된다.관찰자가 지구의 아늑한 경계를 벗어나자마자, 관찰자는 깊은 우주 [25]탐험가가 된다.익스플로러 1과 익스플로러 3과 시리즈의 [26]초기 위성을 제외하고, 보통 탐사선이 심우주 탐사선이 된다면 지구나 지구 궤도를 떠난다.

위성이나 우주 탐사선이 심우주천문학자/탐사자 또는 "천문탐사자"/탐사자로서의 자격을 갖추기 위해서는, XRT나 X선 검출기를 탑재하고 지구 궤도를 벗어나면 된다.

율리시스는 1990년 10월 6일 발사되어 1992년 2월 "중력 새총"을 발사하기 위해 목성에 도착했다.그것은 1994년 6월에 남극을 지나 1995년 2월에 황도 적도를 횡단했다.태양 X선과 우주 감마선 폭발 실험(GRB)은 태양 플레어 연구 및 감시, 우주 감마선 폭발의 검출 및 국부화, 목성 오로라의 현장 검출 등 3가지 주요 목표를 가지고 있었다.율리시스는 화성 궤도를 벗어난 감마 폭발 검출기를 탑재한 최초의 인공위성이었다.하드 X선 검출기는 15–150 keV 범위에서 작동했다.검출기는 23-mm 두께 × 51-mm 직경 CsI(Tl) 결정으로 구성됐으며 플라스틱 광선을 통해 광전자 증배기에 장착됐다.하드 디텍터는 (1) 측정된 카운트 속도, (2) 지상 명령 또는 (3) 우주선 원격 측정 모드의 변경에 따라 작동 모드를 변경했습니다.트리거 레벨은 일반적으로 배경 위의 8-시그마로 설정되었으며 감도는 10erg/cm2(1nJ/m2)입니다−6.버스트 트리거가 기록되면 계측기가 고해상도 데이터를 기록하도록 전환되어 느린 원격 측정 판독을 위해 32kbit 메모리에 기록합니다.버스트 데이터는 2개의 검출기의 합계로부터 16초의 8밀리초 분해능 카운트 레이트 또는 64초의 32밀리초 카운트 레이트로 구성됩니다.또한 2개의 검출기의 합계에서 16개의 채널 에너지 스펙트럼이 있었다(1, 2, 4, 16 또는 32초 통합).'대기' 모드 동안 데이터는 0.25초 또는 0.5초 적분 및 4개의 에너지 채널(최단 적분 시간은 8초)에서 수집되었습니다.다시 두 검출기의 출력이 합산되었다.

율리시스 연질 X선 검출기는 2.5mm 두께 × 0.5cm2 면적 Si 표면 장벽 검출기로 구성됐다.100mg/cm2 베릴륨 포일 전면 윈도우는 저에너지 X선을 거부하고 원추형 FOV를 75°(반각)로 정의했습니다.이러한 검출기는 수동 냉각되어 -35 ~ -55 °C 온도 범위에서 작동했다.이 검출기에는 5-20 keV 범위를 커버하는 6개의 에너지 채널이 있었다.

의

이론 X선 천문학은 천체물리학 이론과 X선 생성, 방출, 탐지의 이론적인 우주화학을 다루는 이론 천문학 분야이다.

이론적인 천체물리학과 마찬가지로, 이론적인 X선 천문학은 가능한 X선 소스의 동작을 근사하기 위한 분석 모델 및 관측 데이터를 근사하기 위한 계산 수치 시뮬레이션을 포함한 다양한 도구를 사용합니다.잠재적 관측 결과를 사용할 수 있게 되면 실험 관측 결과와 비교할 수 있습니다.관측자는 모형을 반박하거나 여러 대체 모형 또는 충돌 모형 중에서 선택하는 데 도움이 되는 데이터를 찾을 수 있습니다.

이론가들은 또한 새로운 데이터를 고려하기 위해 모형을 생성하거나 수정하려고 한다.불일치가 있는 경우 일반적으로 데이터를 적합시키기 위해 모형을 최소한으로 수정하려고 시도하는 경향이 있습니다.경우에 따라서는 시간이 지남에 따라 많은 양의 일관되지 않은 데이터가 있으면 모델이 완전히 포기될 수 있습니다.

천체물리학, 우주화학, 측성학, 그리고 이론가들이 연구한 천문학 분야인 다른 분야의 대부분의 주제는 X선과 X선 원천을 포함한다.이론의 시작 중 많은 부분은 X선 소스가 만들어지고 연구되는 지구에 기반을 둔 실험실에서 찾을 수 있다.

★★★

주요 기사:다이너모 이론
다음 항목도 참조하십시오.태양열 발전기

다이너모 이론은 회전, 대류 및 전기 전도 유체가 자기장을 유지하기 위해 작용하는 과정을 설명합니다.이 이론은 천체물리학적 물체에 비정상적으로 긴 자기장의 존재를 설명하기 위해 사용된다.만약 일부 항성 자기장이 정말로 다이너모에 의해 유발된다면, 전계 강도는 회전 속도와 [27]관련이 있을 수 있습니다.

2015년 국제 빛의 해 기념 이미지 공개
(찬드라 X선 관측소).

관측된 X선 스펙트럼에서 다른 파장 범위에 대한 스펙트럼 방출 결과와 결합하여 X선 방출의 가능한 선원을 다루는 천문학적 모델을 구성할 수 있다.예를 들어 전갈자리 X-1의 경우 X선 에너지가 최대 20 keV까지 증가하면 X선 스펙트럼이 급격히 감소하며, 이는 열 플라스마 [20]메커니즘의 경우일 수 있다.또한, 전파 방출은 없으며, 가시 연속체는 관측된 X선 [20]플럭스에 맞는 뜨거운 플라즈마에서 예상된 것과 거의 같다.플라즈마는 중심 물체의 코로나 구름일 수도 있고 에너지원을 알 수 없는 과도 플라즈마일 수도 있지만 근접 쌍성의 [20]개념과 관련이 있을 수도 있다.

게 성운 X선 스펙트럼에는 전갈자리 X-1과 크게 다른 세 가지 특징이 있습니다. 즉, 스펙트럼이 훨씬 딱딱하고, 소스 직경이 천문 단위(AU)가 아닌 광년 단위(ly)이며, 전파와 광학 싱크로트론 방출이 [20]강합니다.전체적인 X선 광도는 광학적 방출에 필적하며 비열 플라즈마의 광도일 수 있습니다.그러나 게 성운은 희박한 플라즈마로 자유롭게 팽창하는 중심인 X선 선원으로 보이며, 여기서 에너지 함량은 알려지지 않은 [20]선원에서 얻은 큰 가시 및 전파 부분의 총 에너지 함량의 100배입니다.

거성이 적색 거성으로 진화하는 "분할선"[28]은 바람과 관상 분할선과도 일치합니다.이러한 분할선에 걸친 X선 방출의 감소를 설명하기 위해 다음과 같은 여러 모델이 제안되었다.

  1. 밀도로 낮은 합니다.
  3. 코로나 된다.
  4. 토폴로지에 의 변화, 플라즈마의 자기장 구조 변화
  5. 자기 [28]다이너모 특성 변화로 인해 적색 거성들 사이에 난류가 발생하는 작은 영역만 남게 되는 항성장이 사라지게 됩니다.

고질량 X선 쌍성(HMXB)은 OB 초거성 동반성과 콤팩트 물체(보통 중성자별(NS) 또는 블랙홀(BH))로 구성됩니다.초거성 X선 쌍성(SGXBs)은 소형 물체가 며칠(3~15d)의 궤도 주기와 원형(또는 약간 이심) 궤도를 그리며 거대한 동반성 주위를 도는 HMXB입니다.SGXB는 일반적으로 맥동 발생의 하드 X선 스펙트럼을 나타내며 대부분은 흐릿한 HMXB로 강한 흡수를 나타낸다. X선 광도(Lx)는 최대 10erg·s−1(10와트29)[citation needed]까지 증가한다36.

기존의 SGXB와 최근에 발견된 초거대 고속 X선 과도현상(SFXT) 사이에서 관찰된 다른 시간적 거동을 촉발하는 메커니즘은 여전히 [29]논의되고 있다.

별의 X선 천문학은 1974년 [30]4월 5일 카펠라에서 X선이 검출되면서 시작되었다고 한다.이날 로켓 비행은 별 센서가 카펠라(α Aur)를 탑재 축으로 향할 때 자세 제어 시스템을 잠시 교정했다.이 기간 동안 0.2 - 1.6 keV 범위의 X선은 스타 [30]센서와 함께 정렬된 X선 반사 시스템에 의해 검출되었다.L = 10erg31·s−1(1024 W)의x X선 광도는 태양의 X선 [30]광도보다 4배 높다.

Hertzsprung-Russell [31]다이어그램의 차가운 절반에 있는 별들 사이에 코로나 별 또는 코로나 구름 안에 있는 별들이 어디에나 있습니다.스카이랩과 코페르니쿠스를 이용한 실험은 항성 코로나에서 0.14~[32]0.284 keV의 에너지 범위에서 연성 X선 방출을 찾기 위해 사용되었다.ANS를 이용한 실험은 카펠라와 시리우스(α CMa)의 X선 신호를 찾는 데 성공했다. 태양과 비슷한 코로나를 강화한 X선 방출이 처음으로 [32]제안되었다.HEAO 1을 사용하여 카펠라의 첫 번째 코로나 X선 스펙트럼에서 얻은 카펠라 코로나 고온은 자유롭게 흐르는 코로나 [31]바람이 아닌 한 자기 가둬야 했다.

1977년 프록시마 센타우리는 XUV에서 고에너지 방사선을 방출하는 것으로 밝혀졌다.1978년 α Cen은 저활성 코로나 [33]선원으로 확인되었다.아인슈타인 천문대의 작동으로, X선 방출은 기본적으로 헤르츠스프룽-러셀 [33]도표 전체를 덮고 있는 광범위한 별들에 공통된 특성으로 인식되었다.아인슈타인의 초기 조사는 다음과 같은 중요한 통찰력을 이끌어냈다.

  • 진화의 에 걸쳐 한다.
  • 되어 온 이론과 지금은 자기 광도 및 주계열 분포는 자기 코로나 가열의 효과로 해석되었다.
  • 비슷한 별들은 회전 주기가 [31]다를 경우 X선 출력에 큰 차이가 나타납니다.

UX Ari의 중간 분해능 스펙트럼에 맞추기 위해서는 아극성 함량이 필요했다.[31]

은 성선 X선에 대한 에 기여하고 있다.

  • 자기장
  • 한 과정을 약한 하는 것
  • 고에너지 방사선과 항성 [31]환경의 상호작용

현재의 지혜는 거대한 코로나 주계열성들이 관측과 [31]이론에 의해 모두 뒷받침되는 추측인 후기 A 또는 초기 F 별이라고 한다.

질량이

주요 기사: 전주계열성
오리온 성운에서 새로 형성된 별 성단의 찬드라 X선 이미지.

새로 형성된 별들은 주계열성에 도달하기 전 별의 진화 단계에서 주계열성 전항성으로 알려져 있다.이 단계(1천만 년 미만 나이)에 있는 별들은 별 코로나에서 X선을 생성한다.그러나 이들의 X선 방출은 비슷한 [34]질량의 주계열성보다 10배에서5 10배 더 강하다3.

아인슈타인 천문대에서 [35][36]주계열성 전 항성에 대한 X선 방출이 발견되었다.이 X선 방출은 주로 코로나에 있는 자기 재연결 플레어에 의해 생성되며, 많은 작은 플레어는 이러한 [37]별에서 나오는 "질량한" X선 방출에 기여합니다.주계열성 이전의 별들은 큰 대류 구역을 가지고 있으며, 대류 구역은 강한 다이너모를 구동하여 강한 표면 자기장을 생성한다.이는 X선 방출의 회전 변조를 보이는 주계열성과 달리 포화 X선 상태에 있는 이들 별에서 높은 X선 방출로 이어집니다.다른 X선 방출원에는 강착 핫스팟과[38] 시준된 [39]유출이 포함된다.

별의 젊음을 나타내는 지표로서의 X선 방출은 항성 형성 영역의 연구에 중요하다.우리은하의 별 형성 영역은 대부분 은하-평면 장에 서로 관련이 없는 수많은 필드별이 투영되어 있습니다.젊은 성단의 구성원을 광학적 이미지 및 적외선 이미지만으로 필드별 오염 물질과 구별하는 것은 종종 불가능합니다.X선 방출은 분자 구름으로부터의 중간 정도의 흡수를 쉽게 투과할 수 있으며 후보 클러스터 [40]구성원을 식별하는 데 사용할 수 있습니다.

한 바람

유의한 외부 대류 구역이 없다는 것을 감안할 때, 이론상으로는 [31]초기 A 별에 자기 발전기가 없을 것으로 예측된다.분광형 O와 B의 초기 별에서는 불안정한 바람에서 발생하는 충격이 X선의 [31]발생원일 가능성이 높다.

M

분광형 M5를 넘어서 왜성의 내부 구조가 크게 변화함에 따라 고전적인 αδ 다이너모는 더 이상 작동할 수 없습니다. 즉, 완전히 [31]대류하게 됩니다.으로 분산된(또는 α2)발전기 관련이 될 수 있다 표면을 자기 자속 및 코로나의 자기장의 토폴로지 체계적으로 이 전환을 가로질러, 아마도 스펙트럼 클래스 dM5.[31일]주변의 X- 선 특성에 약간의 불연속성을 초래 하지만, 관찰 이를 뒷받침하는 것 같지 않는 변경해야 한다. picture: 장기간 최소질량 X선 검출 VB 8(M7e V)은 X선 광도(LX) ≤ 10erg26·s−1(10W19) 및 최대 크기까지 [31]플레어 수준에서 꾸준한 방출을 보였다.다른 후기 M형 왜성과 비교해보면 상당히 지속적인 [31]경향을 보입니다.

Ae부터의 강한 ★/Be 별 X★★

주요 기사:허빅 Ae/Be 별

애/비.성질에 는 X선 방출 성질을 들 수 .

  • 마치 뜨거운 별을 연상시키는 것 같아요.
  • 다른 사람들은 차가운 별들, 특히 플레어와 매우 높은 [31]온도의 존재에서 코로나 활동을 가리킵니다.

이러한 강한 배출의 성격은 다음과 같은 모델에서 여전히 논란이 되고 있다.

  • 불안정한 항성풍,
  • 하는 바람 충돌하는 바람
  • , 자기관상
  • 디스크 코로나,
  • 공급 풍력 공급 자기권,
  • 강착충격, 강착충격, 강착충격,
  • 전단 발전기의 작동,
  • 알 수 없는 늦은 타입의 [31]동료의 존재

FK Com 별은 비정상적으로 빠른 회전과 극단적인 활동 징후를 보이는 분광형 K의 거성이다.이들의 X선 관은 가장 밝으며(LX µ32 10 erg·s−1 또는25 10 W), 가장 뜨거운 것으로 알려져 있으며 지배적인 온도는 최대 40 [31]MK입니다.그러나 현재 일반적인 가설은 동반자의 궤도 각운동량이 [31]주력으로 전달되는 근접 쌍성계의 합병을 포함한다.

폴룩스는 쌍둥이자리에서 베타 명칭에도 불구하고 가장 밝은 별이며 하늘에서 17번째로 밝습니다.폴룩스는 하얀색 쌍둥이인 카스토르와 흥미로운 대조를 이루는 거대한 오렌지색 K 별입니다.폴룩스 주변에서 뜨거운 외부 자기 지지 코로나에 대한 증거가 발견되었으며, 이 별은 X선 [41]방출체로 알려져 있습니다.

에타

주요 기사:용골자리 에타
별난 별로 분류되는 용골자리 에타는 찬드라 X선 관측소에서 본 이 사진에서 볼 수 있듯이 그 중심에 슈퍼스타가 있습니다.크레딧:찬드라 과학 센터와 NASA입니다.

찬드라 엑스레이 천문대의 새로운 엑스레이 관측 결과, 세 개의 뚜렷한 구조가 나타났습니다: 직경 약 2광년인 말발굽 모양의 외부 고리, 직경 약 3광개월의 뜨거운 내부 코어, 그리고 전체를 움직이는 슈퍼스타를 포함할 수 있는 직경 1광개월 미만의 뜨거운 중심 소스입니다.외부 고리는 1,000년 전에 발생한 또 다른 큰 폭발의 증거를 제공합니다.Eta Carinae 주변의 이 세 가지 구조물은 물질이 초음속으로 슈퍼스타로부터 밀려나면서 발생하는 충격파를 나타내는 것으로 생각된다.충격 가열 가스의 온도는 중앙 지역에서 60 MK에서 말발굽 모양의 외부 구조에서 3 MK까지 다양합니다."찬드라 이미지에는 별이 어떻게 그렇게 뜨겁고 강렬한 엑스레이를 만들 수 있는지에 대한 기존의 아이디어에 대한 몇 가지 퍼즐이 포함되어 있습니다,"라고 교수는 말합니다.미네소타 [42]대학의 크리스 데이비슨입니다.데이비드슨은 허블 우주 망원경의 에타 카리나 관측의 수석 연구원이다."가장 일반적인 이론에 따르면, 엑스레이는 두 별에서 나오는 가스 흐름을 너무 가까이서 충돌시켜 만들어져서 우리에게 점원처럼 보입니다.하지만 더 먼 거리로 빠져나가는 가스 흐름은 어떻게 될까요?새로운 이미지 중간에 있는 핫한 부분이 확장되어 있기 때문에 어떤 이론도 [42]충족시킬 수 있는 까다로운 새로운 조건을 제시합니다."

주요 기사:아마추어 X선 천문학

집합적으로, 아마추어 천문학자들은 때때로 그들이 직접 만든 장비로 다양한 천체와 현상을 관찰한다.미국 공군사관학교(USAFA)는 미국 유일의 학부형 위성 프로그램의 본거지이며, FalconLaunch [43]음향 로켓을 개발하고 있으며, 계속해서 개발하고 있습니다.X선 천문학 탑재물을 우주로 보내려는 직접적인 아마추어 노력 외에도, 학생들이 개발한 실험 탑재물을 무료로 [44]상업용 음향 로켓에 탑재할 수 있는 기회도 있다.

아마추어들이 X선 천문학에서 실험을 관찰하고 보고하는 데는 중요한 제한이 있다. 즉, 검출기를 충분히 높게 설치하기 위한 아마추어 로켓이나 풍선을 만드는 비용과 적절한 X선 검출기를 만드는 데 필요한 적절한 부품의 비용이 그것이다.

주요 기사:X선 천문학의 역사
NRL J.D.퍼셀, C. Y. 존슨, 그리고 Dr. F. S. Johnson은 뉴멕시코 사막 상공의 상층 대기 연구에 사용되는 V-2로부터 회복하는 기구들 중 하나이다.18일 54입니다(: 리처드 1951년 1월 18일 발매된 V-2는 54번입니다.

1927년, 미국 해군 연구소의 E.O. Hulburt가 그레고리 브릿과 Merle A와 협력했습니다. 워싱턴 카네기 연구소의 터브는 상층 대기를 탐사하기 위해 로버트 H. 고다드의 로켓을 장착할 수 있는 가능성을 탐색했다.그는 2년 뒤 고도에서 자외선과 X선을 탐지하는 등 대기권 상층 탐사를 위해 로켓을 탑재하는 실험 프로그램을 제안했다.[45]

1930년대 후반, 태양을 둘러싼 매우 뜨겁고 희박한 가스의 존재는 이온화된 종의 광학 코로나 [31]선으로부터 간접적으로 추론되었다.태양은 뜨겁고 약한 [46]코로나로 둘러싸여 있는 것으로 알려져 왔다.1940년대 중반 전파 관측 결과 태양 주위에 [31]전파 코로나가 있는 것으로 밝혀졌다.

지구 대기권에서의 X선 선원 탐색은 1948년 8월 5일 12:07 GMT에서 시작되었다.프로젝트 헤르메스의 일부로서 화이트 샌즈 증명 지대에서 미 육군(구 독일) V-2 로켓이 발사되었다.최초의 태양 X선은 T에 의해 기록되었다.번라이트.[47]

1960년대, 70년대, 80년대, 90년대까지 X선 천문학 60년 동안 검출기의 감도는 크게 증가했다.또한 X선을 초점을 맞추는 기능이 크게 발전하여 많은 매력적인 천체들의 고품질 이미지를 제작할 수 있게 되었습니다.

질문 X선 천문학

X선 천문학은 그 근원을 들여다보기 위해 주요한 스펙트럼 프로브를 사용하기 때문에, 그것은 많은 퍼즐을 이해하려는 노력에 귀중한 도구이다.

의

자기장은 별들 사이에 어디에나 존재하지만, 우리는 왜 그런지 정확히 이해하지 못하며, 항성 [31]환경에서 작용하는 다양한 플라즈마 물리적 메커니즘에 대해서도 완전히 이해하지 못한다.예를 들어, 어떤 별들은 자기장을 가지고 있는 것처럼 보이며, 다른 별들은 자기장이 형성되는 과정에서 남겨진 화석 별 자기장을 가지고 있는 것처럼 보인다.

X선 측정

주요 기사: 외계 X선원 측성

외계 X선 선원의 최초 검출과 함께, 일반적으로 첫 번째 질문은 "선원이 무엇인가?"입니다.가시파장이나 라디오와 같은 다른 파장에서 가능한 일치 물체를 광범위하게 탐색합니다.확인된 많은 X선 위치에는 여전히 쉽게 식별할 수 있는 선원이 없습니다.X선 측위법은 보다 미세한 각도 분해능과 스펙트럼 광도에 대한 더 큰 요구를 야기하는 심각한 문제가 된다.

위치 일치만을 기반으로 X선/광학, X선/라디오 및 X선/X선 식별에 내재된 어려움이 있다. 특히 풍선과 로켓에서 만들어진 위치 결정 인자의 큰 불확실성, 은하 쪽으로 가는 밀집 영역의 선원 분리 불량과 같은 식별을 하는 데 어려움이 있다.중심, 출처 변동성 및 출처 명명법의 [48]다양성입니다.

별에 대한 X선 선원은 선원 중심과 별의 위치 사이의 각도 간격을 계산하여 식별할 수 있다.최대 허용 분리는 가능한 한 많은 실제 일치를 식별하기 위한 큰 값과 가짜 일치가 발생할 가능성을 최소화하기 위한 작은 값을 절충한 것입니다."채택된 일치 기준 40"은 샘플의 유사 일치 확률을 [49]3%로 유지하면서 가능한 거의 모든 X선 선원 일치를 찾는다.

주요 기사:태양 X선 천문학

태양에서, 태양 주변에서, 또는 태양 근처에서 검출된 모든 X선 선원은 외부 대기인 코로나 내의 과정과 관련이 있는 것으로 보입니다.

가열

태양 X선 천문학 분야에서는 코로나 가열 문제가 있다.태양의 광구는 유효 온도가 5,570[50] K이지만 코로나 평균 온도는 1-2 × 106 [51]K이다.그러나 가장 뜨거운 지역은 8-20 × 106 [51]K입니다.코로나 온도가 높으면 광구로부터의 [52]직접 열전도 이외의 다른 것에 의해 가열된다는 것을 알 수 있습니다.

코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 광구 아래의 대류 영역에서 난류 운동에 의해 공급된다고 생각되며, 코로나 [51]가열에 대한 두 가지 주요 메커니즘이 제안되었다.첫 번째는 대류대의 [51]난류에 의해 소리, 중력 또는 자기유체역학파가 생성되는 파동 가열이다.이러한 파장은 위로 이동해 코로나에서 소멸하며,[53] 에너지를 열의 형태로 주변 가스에 축적합니다.다른 하나는 자기 가열입니다.자기 에너지는 광구 운동에 의해 지속적으로 축적되고 큰 태양 플레어와 비슷하지만 작은 무수한 이벤트(나노 플레어)[54]의 형태로 자기 재접속을 통해 방출됩니다.

현재 파동이 효율적인 가열 메커니즘인지는 불분명하다.알펜파를 제외한 모든 파장은 코로나에 [55]도달하기 전에 소멸되거나 굴절되는 것으로 밝혀졌다.또한 알펜파는 코로나에서 쉽게 소산되지 않습니다.따라서 현재의 연구 초점은 플레어 가열 [51]메커니즘으로 이동했다.

코로나 질량 방출(CME)은 주로 전자와 양성자(헬륨, 산소 및 철과 같은 소량의 무거운 원소 외에)와 함께 유입되는 코로나 닫힌 자기장 영역으로 구성된 방출 플라즈마입니다.다양한 시간 척도의 다양한 광구 운동(전류, 차동 회전, 순환)에 반응하는 이러한 폐쇄형 자기 구조의 진화는 [56]CME로 어떻게든 이어진다. 플라즈마 가열(콤팩트한 소프트 X선 밝기로 관찰됨)과 같은 소규모 에너지 시그니처는 CME가 임박한 것을 나타낼 수 있다.

연 X선 S자 강도(연 X선의 S자 강도)는 관상 구조와 CME [56]생산 사이의 연관성을 관찰적으로 나타내는 것이다."X선 파장의 S그모이드와 태양 대기의 자기 구조 및 전류 시스템을 관련짓는 것이 [56]CME와의 관계를 이해하는 열쇠입니다."

이와 같은 코로나 질량 방출(CME)의 최초 검출은 1971년 12월 1일 R에 의해 이루어졌다.OSO [57]7을 사용한 미국 해군 연구소의 연구실. 일식 동안 육안으로 관찰된 코로나 과도현상이나 심지어 현상에 대한 이전의 관찰은 이제 근본적으로 같은 것으로 이해된다.

"선사적" CME에서 비롯된 것으로 추정되는 가장 큰 지자기 섭동은 1859년 최초로 관측된 태양 플레어와 동시에 일어났다.플레어는 리처드 크리스토퍼 캐링턴에 의해 육안으로 관찰되었고, 지자기폭풍은 큐 가든의 자기 기록으로 관측되었다.같은 기구는 부드러운 X선을 이온화함으로써 지구 전리층의 순간적인 섭동인 크로쳇을 기록했다.이는 X선(Roentgen)의 발견과 전리층(Kennelly와 Heaviside)의 인식보다 앞서 있었기 때문에 당시에는 쉽게 이해할 수 없었다.

주요 기사:천체물리학적 X선원
다음 항목도 참조하십시오.X선 바이너리가 되다

마이크로쿼사는 X선 바이너리를 방출하는 무선인 퀘이사의 작은 사촌이며, 종종 분해 가능한 무선 제트 쌍이 있습니다.LSI+61°303은 감마선 소스 CG135+01이기도 한 정기적인 무선 송신 바이너리 시스템입니다.관찰 결과, 매우 빠른 상승 시간(수십 분)과 OB 초거성과 관련된 몇 시간의 일반적인 지속 시간으로 특징지어지는 반복 X선 과도현상이 증가하고 있으며, 따라서 새로운 등급의 거대 X선 쌍성이 정의된다.초거대 고속 X선 과도(SFXT).찬드라가 관찰한 바에 따르면 메시에 87을 둘러싼 뜨거운 X선 방출 가스에 루프와 고리가 있는 것으로 나타났다.마그네타는 매우 강력한 자기장을 가진 중성자별의 한 종류로, 이 자기장의 붕괴는 많은 양의 고에너지 전자 복사, 특히 X선과 감마선의 방출을 촉진한다.

다크 X-ray 다크 스타

태양주기: 10년치 Yohkoh SXT 이미지 몽타주기로 1991년 8월 30일 이후부터 2001년 9월 6일, 23일 사이에 태양 흑점 주기 동안의 태양 활동 변화를 보여줍니다.크레딧: 우주과학연구소(ISAS, 일본)와 NASA(미국)의 Yohkoh 미션.
주요 기사:천체물리학적 X선원
다음 항목도 참조하십시오.초거성

태양주기 동안, 오른쪽의 일련의 이미지에서 볼 수 있듯이, 때때로 태양은 거의 X-선 변수인 X-선 거의 어둡습니다.반면 베텔게우스는 항상 X선이 어두운 것처럼 보입니다.적색 거성은 X선을 거의 방출하지 않는다.스펙트럼 타입 A7-F0 주변에서 X선 방출이 다소 갑작스럽게 시작되며, 스펙트럼 클래스 F에 걸쳐 광도 범위가 넓다.알테어는 분광형 A7V, 베가는 A0V다.알테어의 총 X선 광도는 베가의 X선 광도보다 적어도 한 배 이상 큽니다.초기 F 별의 외부 대류 영역은 매우 얕고 A형 왜성의 경우 없을 것으로 예상되지만, 내부로부터의 음향 플럭스는 후기 A형 및 초기 F형 별의 경우 최대치에 도달하여 세 개의 주선을 따라 A형 별의 자기 활동을 조사합니다.분광형 Bp 또는 Ap의 화학적으로 특이한 별들은 눈에 띄는 자기 전파원이며, 대부분의 Bp/Ap 별들은 검출되지 않은 채로 남아 있으며, 초기에 X선을 생성한다고 보고된 별들 중 단일한 별들로 식별될 수 있는 것은 거의 없다.X-선 관측은 행성들이 이동 중에 모항성의 코로나 일부를 가리기 때문에 행성을 탐지할 수 있는 가능성을 제공합니다."목성 같은 행성은 상당히 중요한 코로나 영역을 일식할 수 있기 때문에 이러한 방법은 질량이 작은 별들에게 특히 유망합니다."

행성 / x암 / 석 x x

주요 기사: X-ray 암흑 행성

X-선 관측은 행성들이 이동 중에 모항성의 코로나 일부를 가리기 때문에 행성을 탐지할 수 있는 가능성을 제공합니다."목성 같은 행성은 상당히 중요한 코로나 [31]영역을 일식할 수 있기 때문에 이러한 방법은 질량이 작은 별들에게 특히 유망합니다."

X선 검출기가 더 민감해짐에 따라 일부 행성과 다른 보통 X선 비발광 천체들이 특정 조건에서 X선을 방출, 형광 또는 반사하는 것을 관찰했습니다.

혜성

2009년 1월 28일 루린 혜성의 이미지는 혜성이 지구에서 9,950만 마일, 태양에서 1,150만 마일, 스위프트에서 1,530만 마일 떨어져 있을 때.Swift의 자외선/광학 망원경의 데이터는 파란색과 녹색, X선 망원경의 데이터는 빨간색으로 표시됩니다.
주요 기사:루린 혜성

나사의 신속한 감마선 폭발 임무 위성은 루린 혜성이 지구의 63 Gm에 가까워지는 것을 감시하고 있었다.천문학자들은 처음으로 혜성의 자외선과 X선 영상을 동시에 볼 수 있다."태양에서 빠르게 움직이는 입자의 흐름인 태양풍은 혜성의 더 넓은 원자 구름과 상호작용합니다.이것은 태양풍이 엑스레이로 빛나게 하고, 그것이 스위프트의 XRT가 보는 것입니다,"라고 고다드 우주 비행 센터의 스테판 임믈러는 말했다.전하 교환이라고 불리는 이 상호작용은 대부분의 혜성이 태양으로부터 지구 거리의 약 3배 이내를 통과할 때 X선을 발생시킨다.루린은 매우 활동적이기 때문에 원자 구름이 특히 밀도가 높다.그 결과,[58] X선 방출 영역은 혜성의 먼 태양 쪽으로 뻗어 있습니다.

「」도 .

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