엑스선 천문학

History of X-ray astronomy
찬드라의 토성 이미지(왼쪽)와 허블의 토성 광학 이미지(오른쪽).토성의 X선 스펙트럼은 태양의 X선과 유사하다. 2003년 4월 14일

X선 천문학의 역사는 1920년대에 미 해군의 단파 통신에 관심을 가지고 시작된다.이것은 곧 지구의 전리층에 대한 광범위한 연구가 뒤따랐다.1927년까지 고도에서 엑스레이와 자외선(UV) 방사선의 검출에 대한 관심은 연구자들에게 이론 연구와 데이터 수집을 지원하기 위해 고다드의 로켓을 대기권 상층으로 발사하도록 고무시켰다.태양 자외선을 탐지할 수 있는 계기를 갖춘 최초의 성공적인 로켓 비행은 1946년에 일어났다. X-ray 태양 연구는 1949년에 시작되었다.1973년까지 태양계 소포는 중요한 태양 데이터를 제공하는 Skylab의 궤도를 돌았다.[1]

1965년 X선 천문학에서의 고다드 우주 비행 센터 프로그램은 일련의 풍선 기체 실험으로 시작되었다.1970년대에 이것은 고고도 로켓 실험이 뒤따랐고, 그것은 궤도를 선회하는 (위성) 관측소가 그 뒤를 이었다.[2]

X선 방출의 우주적 원천을 성공적으로 탐지하기 위한 첫 로켓 비행은 1962년 미국 과학 공학 (AS&E)의 한 그룹에 의해 발사되었다.[3]

X선 파장은 그것들을 방출하는 신체(소스)에 대한 정보를 드러낸다.[4]

1920년대에서 1940년대까지

해군 연구소는 1923년에 문을 열었다.E.O. 이후. 헐버트 (1890-1982)는 1924년에 그곳에 도착했다.[5] 그는 물리 광학을 공부했다.NRL은 단파 전파 통신에 대한 관심 때문에 전리층(지구의 반사층)의 특성에 관한 연구를 실시하고 있었다.휴버트(Hulburt ?)는 1920년대와 1930년대에 전리층에 대한 일련의 수학적 설명을 작성했다.1927년, 워싱턴의 카네기 연구소에서 그레고리 브레이트와 멀레 투브는 로버트 고다드의 로켓을 장착하여 상층 대기를 탐사할 수 있는 가능성을 탐구하였다.1929년 헐버트는 상층 대기를 탐사하기 위해 로켓을 계측할 수 있는 실험 프로그램을 제안했다.이 제안은 높은 고도에서 자외선과 X선을 검출하는 것을 포함했다.[1]

Herbert Friedman은 1949년에 X-ray 태양 연구를 시작했고 곧 "태양 X-ray 스펙트럼 ...의 에너지가 모든 E-layer 이온화를 설명하기에 충분하다"고 보고했다.이리하여 헐버트의 독창적인 질문 중 하나인 무선 반사층의 출처와 행동은 우주 연구에서 그 해답을 찾기 시작했다.[1]

1930년대 말에 다른 연구들은 광학적 방법에 의한 X선 코로나의 추론 그리고 1949년에 X선 광자를 검출함으로써 더 직접적인 증거를 포함했다.[6]

지구의 대기는 지상의 X선을 차단하기 때문에 빌헬름 뢴트겐의 발견은 처음 50년 동안 관측 천문학에 아무런 영향을 주지 않았다.엑스선 천문학은 풍선의 고도를 훨씬 뛰어넘는 로켓을 사용할 수 있어야 가능해졌다.1948년 미국 연구원들은 태양 X선의 첫 기록을 모으기 위해 독일제 V-2 로켓을 사용했다.[4]

NRL은 로켓, 위성, 스카이랩, 스페이스랩 2에[1] 기구를 배치했다.

1960년대, 70년대, 80년대, 90년대를 거치면서 X선 천문학 60년 동안 검출기의 민감도가 크게 높아졌다.게다가, X-ray에 초점을 맞추는 능력은 엄청나게 발전하여 고화질 이미지를 제작할 수 있게 되었다.[citation needed]

1960년대

X선과 감마선의 최고 에너지에서 천문학적 물체에 대한 연구는 1960년대 초에 시작되었다.그 전에 과학자들은 태양이 이러한 파동대의 강렬한 원천이라는 것만 알았다.지구의 대기는 대부분의 X선과 감마선을 흡수하기 때문에, 지구 대기보다 과학적 탑재물을 끌어올릴 수 있는 로켓 비행이 필요했다.X선 방출의 우주적 원천을 성공적으로 탐지하기 위한 첫 로켓 비행은 1962년 미국 과학 공학 (AS&E)의 한 그룹에 의해 발사되었다.이 프로젝트의 과학자 팀은 Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Frank Paolini, Bruno Rossi를 포함했다.그들은 로켓 비행에 탑승한 작은 X선 탐지기를 사용했는데, 이 탐지기로 전갈자리에서는 매우 밝은 선원을 발견했다.따라서, 이 출처는 후에 스콜피우스 X-1로 명명되었다.[3][7]

1970년대

1970년대에 우후루, 아리엘 5, SAS-3, OSO-8, HEAO-1과 같은 전용 X선 천문학 위성이 놀라운 속도로 이 과학 분야를 발전시켰다.과학자들은 우리 은하의 항성 출처에서 나온 X선은 주로 정상 별을 가진 이항계의 중성자 별에서 나온 것이라고 가설을 세웠다.이러한 "X선 이진법"에서 X선은 정상 항성에서 중성자 항성으로 이동하는 물질에서 유래한다.이 체계의 이항성은 천문학자들이 중성자 별의 질량을 측정할 수 있게 했다.다른 시스템의 경우, 유추된 X선 방출 물체의 질량은 블랙홀의 존재에 대한 생각을 뒷받침해 주었다. 블랙홀은 중성자 별이 되기에는 너무 거대했기 때문이다.다른 시스템들은 중성자 별의 회전율을 결정할 수 있도록 하는 펄스들이 무선 시스템에서 발견되었듯이 특징적인 X선 펄스를 보였다.

마지막으로, 이러한 은하계 X선 선원의 일부는 매우 가변적인 것으로 밝혀졌다.사실, 어떤 원천들은 하늘에 나타나서 몇 주 동안 밝은 상태를 유지하다가 다시 시야에서 희미해지곤 했다.그러한 근원을 X선 과도현상이라고 한다.일부 은하의 내부 영역도 X선을 방출하는 것으로 밝혀졌다.이 활성 은하핵에서 나오는 X선 방출은 은하 중심부에 있는 매우 거대한 블랙홀 근처에 있는 초자연적 기체에서 유래된 것으로 생각된다.마지막으로, 확산 X선 방출이 하늘 전체에 존재하는 것으로 밝혀졌다.[3]

1980년대 현재까지

X선 천문학 연구는 1980년대부터 2000년대 초까지 활동했던 HEAO 프로그램, EXOSAT, Ginga, RXTE, ROSAT, ASCA, 그리고 감마선 폭발(GRB)의 첫 여파를 탐지한 베포SAX 등의 여러 위성들의 데이터를 이용하여 계속 진행되었다.위성의 데이터는 X선과 감마선이 방출되는 메커니즘과 이러한 선원의 성질에 대한 우리의 이해를 계속 돕고 있다.이러한 메커니즘을 이해하는 것은 결국 우리 우주의 근본적인 물리학을 조명할 수 있다.엑스레이와 감마선 기구로 하늘을 바라봄으로써, 우리는 우주가 어떻게 시작되었는지, 어떻게 진화했는지와 같은 질문을 다루기 위한 시도에 있어서 중요한 정보를 수집하고, 궁극적인 운명에 대한 약간의 통찰력을 얻는다.[3]

고다드 우주 비행 센터

풍선

1965년, 프랭크 맥도날드의 제안으로 엘리후 볼트는 일련의 풍선 기체 실험으로 고다드의 X선 천문학 프로그램을 시작했다.초기 단계에는 자기권 전자에 관한 박사학위 논문을 막 마친 피터 세를미토스와 천체물리학 논문 연구에 관심이 있는 메릴랜드대 물리대학원생 구에터 리글러와 함께 했다.

1965년부터 1972년까지 (대부분 뉴멕시코에서) 12개 이상의 풍선에 의한 실험이 있었으며, 여기에는 호주(1966년)에서 최초로 실시된 실험이 포함되었으며, 이 실험에서는 (조잡한 각질 분해능과는 별개로) 중심부가 후속적으로 확인된 G 은하중심지(Galactic Center)로 향하는 지역에서 단단한 X선 방출이 발견되었다.X1+4, GX3+1, GX5-1. 1968년 풍선에 의한 실험은 최근 우리 연구실에서 개발되어 X선 천문학에 그러한 고성능 계측기의 최초 사용을 나타내는 다단층 제논 가스 비례 챔버에 기초하였다.

풍선 고도에서 잔류 대기에 의한 부드러운 X선의 감쇠로 인해 이러한 초기 실험은 20 keV 이상의 에너지로 제한되었다.낮은 에너지로의 관측은 일련의 고고도 사운딩 로켓 실험으로 시작되었다. 이 단계까지 스티브 홀트는 이미 이 프로그램에 합류했다.1972년 우리 은하의 최연소 초신성 잔해인 Cas A에 대한 로켓 기반 관측 결과 X선 스펙트럼 라인의 첫 검출, 철 K선 방출이 약 7 keV로 나타났다.[2]

로켓

그래프

오른쪽 그림에는 1973년에 우리 은하에서 가장 밝은 3개의 X선 2진원에 대한 소리-로켓 기반 피폭에서 관측된 원시 계수(20.48ms당)의 15초 샘플이 표시된다.그녀의 X-1(1.7일), Cyg X-3(0.2일), Cyg X-1(5.6일).Her X-1과 관련된 1.24초 펄서 기간은 데이터에서 즉시 명백하지만, Cyg X-3의 속도 프로파일은 적어도 표시된 노출의 15초 지속 기간 동안 일정한 선원에 대해 예상되는 카운트의 통계적 변동과 완전히 일치한다. 반면에 Cyg X-1 데이터는 차(cha)를 명확하게 나타낸다.이 블랙홀 후보의 oic "샷 노이즈" 동작 특성 및 이 관찰에서 처음으로 언급된 밀리초 "버스트" 하위 기능의 추가 특성에 대한 예비 증거를 제공했다.이 노출에서 Her X-1에 대해 관측된 평평한 스펙트럼에서 약 24 keV에서의 날카로운 차단은 중성자성 표면 근처의 고자성 플라즈마와 관련된 복사 전달 효과에 대한 최초의 보고된 증거를 제공했다.이 실험 동안 Cyg X-3에 대해 관측된 흑체 스펙트럼 성분은 이 방출이 중성자 별 크기 크기의 콤팩트 물체 바로 근처에서 발생한다는 강력한 증거를 제공했다.

동일한 계측기로 1년 후 Cyg X-3를 관찰한 결과 이 선원에 대해 광학적으로 얇은 열 스펙트럼이 생성되었고 X선 이진에서 강한 스펙트럼 철 K-선 방출에 대한 첫 번째 증거가 제공되었다.[2]

궤도 관측소

로시 X선 타이밍 탐색기(RXTE)는 천문학적 X선 선원의 시간 구조를 관측하는 위성이다.RXTE에는 비례 카운터 어레이, 고에너지 X선 타이밍 실험(HEXTE), 올 스카이 모니터라는 세 가지 계측기가 있다.RXTE는 블랙홀, 중성자 별, X선 펄스, X선 버스트의 X선을 관측한다.

현재 RXTE(Rosi X-ray Timing Explorer) 임무에 대한 우리의 대형 지역 PCA(Proportional Counter Array)는 우리의 음향 로켓 프로그램의 유산을 진정으로 반영한다.RXTE는 성공적인 운영의 두 번째 10년에 접어들면서 계속해서 매우 귀중한 데이터를 제공하고 있다.고다드의 아리엘-5 (1974-1980) 핀홀 X선 카메라는 영상 비례 계수기를 사용한 최초의 X선 천문학 실험으로, 여러 밝은 물체의 과도현상과 장기 거동에 대한 정보를 제공했다.Jean Swank는 다중 양극 다층 비례 챔버에 기반한 최초의 광대역(2-40 keV) 궤도 관측소인 OSO-8 실험의 시작에 맞춰 프로그램에 합류했다. 예를 들어, 철 K-라인 방출이 은하단의 유비쿼터스 특징임을 입증했다.es.[2]

HEAO-1 A2 풀스카이 우주 X선 실험(1977-1979)은 우주 X선 배경 광대역 스펙트럼과 대규모 구조에 관한 가장 포괄적인 데이터(1977-1979)와 가장 밝은 외부 자료의 완전한 샘플을 제공했다. 이 실험은 이제 막 ne로 풀리고 있는 도전적인 "스펙트럴 패러독스"를 보여주었다.w (심층 조사 결과) 및 감마선 대역으로 확장되는 개별 소스 스펙트럼에 대한 결과.HEAO-2 아인슈타인 관측소(1978-1981) 방목 현상 망원경의 초점에 있는 SSS(고체 상태 분광계)는 X선 천문학에 사용된 최초의 고 스펙트럼 해상도 비분산 분광계였으며, 여기서 망원 광학으로 제한되는 최대 3 keV의 에너지에 사용되었다.

우리 연구실에서 개발된 원뿔형 포일 광학 장치를 사용함으로써 방목 발생 X선 망원경의 응답은 12 keV까지 확장되었고, 배출의 중요한 철 K-밴드도 충분히 커버할 수 있었다.1990년 12월 콜롬비아의 아스트로-1 셔틀 임무(STS-35)에서 BBXRT(광대역 X선 망원경)에 그러한 망원경의 초점에 냉각된 Si(Li) 고체 상태 검출기가 사용되었는데, 초점 광학 장치를 사용한 최초의 광대역(0.3-12keV) X선 관측소였다.

고다드는 일본의 X선 천문학자들과 협력하여 원뿔형 포일 X선 광학기를 일본과 미국의 ASCA 공동 임무(1993-2000)에 사용하였다.그것은 CCD 비분산 분광계를 사용한 최초의 광대역 영상 관측소였다.

고체 상태의 비분산 스펙트럼 분석기의 성능은 10 eV(FWHM) 이상의 해상도를 가진 양자 캘리미터의 성공적인 개발에 의해 우리 연구소에서 상당한 향상을 이루었다. 그러한 스펙트럼 분석기는 분광기를 연구하기 위해 소리-로켓-매트-매트-매트-매트-매트-매트-매트-매트-매트-매개성 실험에 이용되어 왔다.우리 은하의 뜨거운 성간 매체의 알 선들이며, 곧 2005년 7월에 발사된 엑스레이 관측소의 궤도를 도는 일본/미국 수자쿠 공동의 중요한 역할을 하게 될 것이다.

이 프로그램의 중요한 초기 단계들은 데일 아르보가스트, 프랭크 비르사, 시로 칸크로, 우펜드라 데사이, 헨리 두옹, 찰스 글래서, 시드 존스, 프랭크 셰퍼의 고도로 헌신적인 기술 지원으로부터 혜택을 받았다.20명 이상의 대학원생들(대부분은 칼리지 파크 메릴랜드 대학 출신)이 우리의 X선 천문학 프로그램 내에서 박사학위 논문 연구를 성공적으로 수행했다.이 전학생들은 거의 모두 천체물리학에 적극적으로 관여해 왔다.[2]

초기연구

미국 V-2 기간

주요 기사:USA V-2 기간
참고 항목:상부 대기 연구 패널
NRL의 과학자 J. D.Purcell, C. Y. Johnson 및 Dr. F. S. Johnson은 뉴멕시코 사막 상공의 대기권 연구에 사용된 V-2에서 회수하는 기구들 중 하나이다.1951년 1월 18일 발사된 V-2 번호 54(사진, NRL)이다.

지구 대기권 상공에서 X-ray 선원을 찾기 시작한 것은 1948년 8월 5일 12시 7분 GMT. 프로젝트 에르메스의 일부로서 미국 육군 V-2가 화이트 샌즈 증명 그라운드 발사 단지(LC) 33에서 발사되었다.우주 및 태양 복사, 온도, 압력, 전리층, 사진 등을 위한 미국 해군 연구소의[8] 운반 실험 외에도, 태양 X선 시험 검출기에 탑재되어 제대로 기능했다.미사일은 166km의 고지에 도달했다.

미 해군 연구소(NRL)와 미시간 대학의 신호대 공학 실험실(SCEL)의 협력의 일환으로 1948년 12월 9일 화이트 샌즈 LC33에서 또 다른 V-2(V-2 42 구성)가 16:08 GMT(현지 시간)에 발사되었다.[9]이 미사일은 108.7km 상공에 도달해 공기(바람, 압력, 온도), 태양 X선과 방사선, 생물학 실험 등을 수행했다.

1949년 1월 28일, NRL X선 검출기(Blossom)를 V-2 로켓의 노즈콘에 넣어 뉴멕시코주 화이트 샌즈 미사일 사거리에서 발사했다.태양의 엑스레이가 검출되었다.[10]아포기: 60km.

1949년 4월 11일 22:05 GMT에서 발사된 V-2 UM-3 구성을 이용한 두 번째 협업 노력(NRL/SCEL). 실험에는 태양 X선 검출, apoge: 87.4km가 포함되었다.[11]

NRL 전리권 1 태양 X선, 전리권, 운석 미션은 1949년 9월 29일 화이트 샌즈에서 16:58 GMT로 V-2를 발사하여 151.1km에 도달했다.[12]

V-2 53 구성을 이용하여 1950년 2월 17일 화이트 샌즈 LC 33에서 148km 상공에 도달한 지엠티 18:01에서 태양 X선 실험이 시작되었다.[13]

마지막 V-2 발사 번호 TF2/TF3는 1952년 8월 22일 화이트 샌즈에서 78.2km의 어포지에 도달한 GMT에 도달하여 실험을 수행하였다.

  • NRL용 태양 X선,
  • 국립보건원(NIH)의 우주 방사선 및
  • 항공 연구 개발 사령부의 하늘 [14]밝기

에어로비 시대

아에로비 하이 미사일, 화이트 샌즈 미사일 사거리 박물관

에어로비의 첫 번째 성공적인 발사는 1952년 5월 5일 화이트 샌즈 인증 그라운드 출시 단지 35원에서 GMT로 이루어졌다.[15]태양 X선과 자외선 감지를 위한 NRL 실험으로 127km의 아포지에 도달한 에어로비 RTV-N-10의 구성이었다.

1960년 4월 19일, 해군 연구실 에어로비 하이는 고도 208km에서 태양의 엑스레이 사진을 연달아 만들었다.[16]미국 IGY 로켓 안정기의 주축은 에어로비 하이(Aerobee Hi)로, 에어로비 150을 만들 수 있도록 개조·개선되었다.

1962년 6월 12일 발사된 에어로비 150 로켓은 다른 천체로부터 최초의 X선을 탐지했다(스코르피우스 X-1).

USSR V-2 파생 모델 출시

USSR은 1959년 6월 21일 카푸스틴 야르에서 시작하여 수정된 V-2가 R-5V로 지정되면서 태양열 X선을 검출하기 위해 1959년 7월 21일 R-2A, 02:00 GMT와 14:00 GMT에 R-11A 등 4대의 차량을 잇달아 발사했다.[17][18]

스카이라크

영국 스카이라크는 아마도 많은 소리나는 로켓 프로그램들 중에서 가장 성공적이었을 것이다.1957년 호주 우메라에서 처음 발사되었고, 2005년 5월 2일 스웨덴 에스랑에서 441호 및 최종 발사가 이루어졌다.발사는 호주, 유럽, 남아메리카의 사이트에서 진행되었으며, NASA, 유럽 우주 연구 기구(ESRO), 독일과 스웨덴 우주 기구가 사용하였다.[19]스카이라크는 태양 코로나의 첫 번째 좋은 품질의 X선 영상을 얻기 위해 사용되었다.[20]

남반구 하늘에 대한 최초의 엑스레이 조사는 스카이락 발사가 제공했다.[20]또한 1972년 9월과 10월 달에 의해 X선 소스 GX3+1의 광학상대를 찾기 위한 노력에서 고도로 정밀하게 사용되었다.[20]

베로니크

프랑스의 베로니크는 하마구이라에서[21] 1964년 4월 14일에 성공적으로 발사되었고, Lyman-α(원자 H) 라인에서 UV 강도를 측정하기 위한 LC Blandine 운반 실험과 UV 강도를 측정하기 위한 FU110 그리고 1964년 11월 4일에 다시 성공적으로 발사되었다.[22]

초기 위성

국립암호화박물관에 있는 GRAP 위성의 전시 모델이다.인공위성은 두 세트의 계측기를 운반했다: 미분류 실험(Solrad라고 불림)과 전자 지능(ELINT)을 수집하기 위한 당시 분류된 탑재량(Tattletal)이다.
토르-델타 로켓 시스템으로 발사된 위성은 TD 위성으로 알려지게 되었다.TD-1A는 1972년 3월 11일 반덴버그 공군기지(유럽 3월 12일)에서 성공적으로 발사되었다.

SOLAR RADiation 위성 프로그램(SOLRAD)은 특히 태양 활동이 고조되는 시기에 태양이 지구에 미치는 영향을 연구하기 위해 1950년대 후반에 고안되었다.[23]솔라드 1호는 1960년 6월 22일 오전 1시 54분 케이프 커내버럴에서 토르 에이블을 타고 EDT를 통해 발사되었다.[24] 세계 최초의 궤도를 선회하는 천문 관측소로서 SOLRAD I는 전파 페이드 아웃이 태양 X선 방출에 의한 것이라고 판단했다.[23]

성공적으로 발사된 일련의 8개의 궤도 태양 관측소들 중 첫 번째 것은 UV, X선, 감마선 지역에서 태양 전자기 방사선을 측정하는 주요 임무였다.

우주 X선을 탐지한 최초의 미국 위성은 1967년 3월 8일 발사된 제3차 궤도 태양 관측소(OSO-3)이다.주로 2년 동안 매우 잘 해낸 태양을 관찰하기 위한 것이었지만, 소스 Sco X-1에서 불꽃이 튀는 에피소드를 감지하고 확산된 우주 X선 배경을 측정하기도 했다.

OSO 5는 1969년 1월 22일에 발사되어 1975년 7월까지 지속되었다.이 위성은 태양 관측 위성 프로그램의 일환으로 궤도에 진입한 5번째 위성이었다.이 프로그램은 거의 동일한 위성 시리즈를 발사하여 11년 동안의 전체 태양 주기를 커버할 계획이었다.원형 궤도는 고도가 555km, 경사도는 33°이었다.위성의 회전 속도는 1.8초였다.데이터는 에너지 범위 14-200 keV에 걸쳐 확산 배경의 스펙트럼을 생성했다.

OSO 6는 1969년 8월 9일에 시작되었다.[25]궤도주기는 ~95분이었다.[26]그 우주선은 0.5 rps의 회전 속도를 가지고 있었다.선내에는 5.1cm2 NaI(Tl) 섬광기를 장착한 하드 X선 검출기(27-189 keV)가 탑재됐으며, 17° × 23° FWHM으로 시준됐다.이 시스템에는 4개의 에너지 채널이 있었다(27-49-75-118-189 keV로 분리됨).검출기는 태양 방향을 ± 3.5° 이내에 포함하는 평면에서 우주선과 회전했다.데이터는 320ms마다 5개 간격으로 70ms와 30ms의 대체 통합으로 읽혔다.[26]

TD-1A는 거의 원형 극지 태양-동기 궤도에 놓였으며, 아포지 545km, 페리지 533km, 경사 97.6°의 궤도에 놓였다.그것은 ESRO의 최초의 3축 안정화 위성이었으며, 한 축은 태양을 ±5° 이내로 가리켰다.광축은 태양점축과 궤도면에 수직으로 유지되었다.그것은 6개월마다 전체 천체를 스캔했고, 모든 위성 혁명을 스캔하는 거대한 원을 가지고 있었다.약 2개월의 작전 끝에 위성의 테이프 레코더 두 개가 모두 고장 났다.위성으로부터의 실시간 원격측정이 약 60% 동안 기록될 수 있도록 지상국 네트워크를 구축했다.궤도에 오른 지 6개월이 지난 후, 위성은 태양 전지판까지 햇빛을 차단하며 지구 뒤로 지나가면서 정기적으로 일식이 일어나는 시기에 접어들었다.인공위성은 일식 기간이 지날 때까지 4개월 동안 동면에 들어갔고, 이후 시스템을 다시 켜고 6개월간의 관측을 했다.TD-1A는 주로 UV 임무였지만 우주 X선과 감마선 검출기를 모두 운반했다.TD-1A는 1980년 1월 9일에 재입국했다.

X선 소스 측량 및 카탈로그 작성

OSO 7은 주로 원통형 바퀴에 장착된 플랫폼에서 UV와 X선 망원경의 배터리를 태양에 가리키도록 설계된 태양 관측소였다.우주 X선 선원을 관측하기 위한 검출기는 X선 비례 계수기였다.하드 X선 망원경은 7 - 550 keV의 에너지 범위에서 작동했다.OSO 7은 X-ray All-sky 조사를 수행하였고, Vela X-1에서 9일간의 주기가 발견되어 HMXRB로서 광학 식별이 가능하게 되었다. OSO 7은 1971년 9월 29일에 시작되어 1973년 5월 18일까지 운영되었다.

이공계 연구소인 스카이랩은 1973년 5월 14일 토성 V 로켓에 의해 지구 궤도로 발사되었다.태양의 상세한 X선 연구가 수행되었다.S150 실험은 희미한 X선 소스 조사를 수행했다.S150은 1973년 7월 28일 Skylab 뒤와 아래를 짧게 선회한 토성 1B 로켓의 SIV-B 상층부에 탑재되었다.전체 SIV-B 단계는 일련의 사전 프로그래밍된 기술을 거쳤으며, 15초마다 약 1°씩 스캔하여 기구가 하늘의 선택된 영역을 스윕할 수 있도록 했다.포인팅 방향은 SIV-B 단계의 관성 유도 시스템을 실험의 일부를 구성하는 두 개의 가시 항성 센서의 정보와 결합하여 데이터 처리 중에 결정되었다.S150 실험에서 은하 X선 선원이 관찰되었다.이 실험은 4.0-10.0nm 광자를 검출하도록 설계되었다.그것은 하나의 큰 (약 1,500 cm2) 비례 계수기로 구성되었으며, 미세한 유선 지상 평면으로 전기적으로 구분하여 별도의 신호 수집 구역으로 나누고 시준기 베인을 통해 살펴보았다.시준기는 3개의 교차 시야(약 2 × 20°)를 정의했다.상공에서 출처 위치를 30'로 결정할 수 있었다.계측기의 전면 창문은 2µm 두께의 플라스틱 시트로 구성되었다.카운터 가스는 아르곤과 메탄의 혼합물이었다.S150 실험에서 얻은 데이터의 분석은 부드러운 X선 배경을 많은 미해결 점 선원의 누적 효과로 설명할 수 없다는 강력한 증거를 제공했다.

Skylab의 태양 연구:고이온화 원자를 위한 UV와 X선 태양 사진, 태양 플레어와 활성 지역의 X선 분광, 낮은 태양 코로나의 X선 방출.

살류트 4 우주 정거장은 1974년 12월 26일에 발사되었다.그것은 355 × 343 km의 궤도에 있었고, 궤도 주기는 91.3 분으로 51.6°로 기울어져 있었다.엑스선 망원경은 1975년 1월 15일에 관측을 시작했다.

궤도 태양 관측소(OSO 8)는 1975년 6월 21일에 발사되었다.OSO 8의 주요 목표는 태양을 관측하는 것이었지만, 4개의 기구는 몇 milliCrab보다 밝은 다른 천체 X선 선원의 관측에 전념했다.게 성운 선원의 0.001의 민감도(= 1 "mCrab").OSO 8은 1978년 10월 1일에 운영을 중단했다.

X선원 변동성

P78-1 또는 솔윈드 위성

비록 몇몇 초기 X선 관측소가 X선 선원의 변동성을 연구하기 위한 노력을 시작했지만, 일단 X선 선원의 카탈로그가 확고히 확립되면, 더 광범위한 연구가 시작될 수 있었다.

Prognoz 6은 태양 X선을 연구하기 위해 NaI(Tl) 섬광기(2-511 keV, 2.2-98 keV) 2대와 비례 계수기(2.2-7 keV)를 운반했다.

우주 시험 프로그램 우주선 P78-1 또는 솔윈드는 1979년 2월 24일에 발사되어 공군 ASM-135 ASAT 시험 중 궤도에서 격추된 1985년 9월 13일까지 계속 운용되었다.이 플랫폼은 태양열 관측소(OSO)형이었으며, 태양열 중심 돛과 회전하는 바퀴 구간이 있었다.P78-1은 고도가 600km인 정오의 태양-동기 궤도에 있었다.궤도경사 96°는 입자배경이 검출기 작동을 방해하는 높은 위도에서 궤도의 상당 부분을 사용했다는 것을 의미한다.비행 중 경험에 따르면 남대서양 변칙 바깥의 지자기위도는 35°N에서 35°S 사이에 좋은 데이터를 얻었다.이것은 계기 듀티 사이클 25-30%를 산출한다.원격측정 데이터는 궤도의 약 40-50%에 대해 얻어 10-15%의 순 데이터 수익을 냈다.이 데이터 전송률은 낮은 것으로 보이지만, 이는 좋은 데이터의8 약 10초가 XMON 데이터 베이스에 있음을 의미한다.

P78-1 X-Ray Monitor 실험의 데이터는 SAS-3, OSO-8 또는 Hakucho에 비행하는 계측기의 그것과 유사한 감도를 가진 소스 모니터링과 더 긴 관찰 시간과 고유한 시간적 범위에서의 이점을 제공했다.P78-1 데이터로 조사하기에 특히 적합한 5개 분야는 다음과 같다.

  • 은하 X선 선원에서 수십 초에서 수개월의 시간 척도에서의 맥동, 일식, 전처리 및 내인적 선원의 변동성에 대한 연구.
  • 중성자 별의 펄스 타이밍 연구
  • 새로운 과도현상의 원천의 확인과 연구
  • X선 및 감마선 폭발 및 기타 빠른 과도현상 관측
  • HEAO-2와 3과 같은 다른 위성에 의해 관측된 물체에 대한 X선 동시 탐지 범위와 관측 타임라인에서 물체의 탐지 범위 간극을 메운다.

1981년 2월 21일 발사된 히노토리 위성 관측은 태양 플레어의 하드 X선 영상을 개척했다.[27]

텐마는 1983년 2월 20일 발사된 두 번째 일본 X선 천문학 위성이다.텐마는 비례 계수기에 비해 에너지 분해능(2배수)이 개선된 GSFC 검출기를 탑재해 다수의 천문학적 물체에 대해 철분 스펙트럼 영역의 첫 번째 민감도 측정을 수행했다.에너지 범위: 0.1-60 keV, 가스 섬광기 비례 카운터: 각각 80 cm의2 10 단위, FOV ~ 3°(FWHM), 2-60 keV, 과도 소스 모니터: 2-10 keV.

소련의 우주 비행 우주 정거장은 주로 UV와 X선 천체물리학적 관측을 위해 설계되었다.1983년 3월 23일 궤도에 주입되었다.위성은 20만 × 2,000 km의 매우 타원형 궤도에 올려졌다.이 궤도는 우주선을 4일 중 3.5일 동안 지구로부터 멀리 떨어져 있게 했다.그것은 시간의 90% 동안 지구의 그림자와 방사선 벨트를 벗어났다.우주비행사들이 탑승한 두 번째 주요 실험인 SKR-02M은 X선 분광계로, 유효면적이 0.17m인2 2-25 keV X선에 민감한 비례 계수기로 구성됐다.FOV는 3° × 3° (FWHM). 데이터는 10개의 에너지 채널에서 텔레메터링할 수 있었다.이 기구는 1983년 4월 3일부터 데이터를 수집하기 시작했다.

2015년 국제 빛의 해(IYL 2015)를 기념하여 공개된 이미지
(찬드라 X선 관측소).

스페이스랩 1은 1983년 11월 28일부터 12월 8일까지 우주왕복선(STS-9)의 탑재 만에서 궤도에 오른 최초의 스페이스랩 임무였다.팰릿에는 2-30 keV 광자(2-80 keV는 가능했지만) 크기의 X선 분광기가 있었다.1차 과학 목표는 우주 원천의 상세한 스펙트럼 특성과 그 시간적 변화를 연구하는 것이었다.계측기는 면적 180cm2, 에너지 분해능이 7 keV에서 9%인 가스 섬광 비례 계수기(GSPC)였다.검출기는 4.5°(FWHM) FOV로 시준되었다.512개의 에너지 채널이 있었다.

스파르타 1호는 1985년 6월 20일 우주왕복선 디스커버리호(STS-51G)에서 배치돼 45.5시간 뒤 회수됐다.스파르타 플랫폼에 탑재된 X선 검출기는 에너지 범위 1-12 keV에 민감했다.기기가 근소하게 시준된 상태에서 대상을 스캔(5' × 3°)GSPCs. 각각 660cm의2 유효 면적을 가진 동일한 카운터 세트가 2개 있었다.카운트는 128개의 에너지 채널에 0.812초 동안 누적되었다.에너지 분해능은 6 keV에서 16%이다.이틀 동안의 비행 동안 스파르타-1은 페르세우스 은하단과 은하중심 지역을 관측했다.

깅가는 1987년 2월 5일에 발사되었다.관측을 위한 주요 계기는 LAC(Large Area Reprivate Counter)이다.

유럽 레트리버 캐리어(EURECA)는 1992년 7월 31일 우주왕복선 아틀란티스에 의해 발사되어 고도 508km의 궤도에 진입했다.그것은 1992년 8월 7일에 그것의 과학적 임무를 시작했다.EURECA는 1993년 7월 1일 우주왕복선 인데버호에 의해 회수되어 지구로 돌아왔다.우주 하드 X선용 와이드 앵글 망원경이 탑승해 있었다.Watch 기구는 6-150 keV 광자에 민감했다.전체 시야는 천구의 1/4을 차지했다.11개월의 생애 동안, EURECA는 태양을 추적했고 WAHE는 점차 전 하늘을 스캔했다.알려진 약 24개의 X선 선원을 100일 이상 모니터링했으며 다수의 새로운 X선 과도현상이 발견되었다.

확산성 X선 스펙트럼을 얻기 위해 1993년 1월 DXS(Diffuse X선 Spectrometer) STS-54 패키지가 부착된 페이로드로 비행되었다.DXS는 0.15~0.28 keV(4.3~8.4nm)의 에너지 대역에서 확산 소프트 X선 배경의 고해상도 스펙트럼을 최초로 확보했다.

X-1 X선 소스

주요 기사: X-1 X선 소스
XMM-뉴턴 스펙트럼은 세르펜스 X-1에서 중성자 별 주위를 도는 응축 디스크의 안쪽 가장자리에 있는 과열된 철 원자의 스펙트럼이다.선은 보통 대칭적인 봉우리로 되어 있으나 상대론적 효과로 인한 왜곡의 고전적 특징을 보인다.철분이 풍부한 가스의 극히 빠른 동작은 그 선이 퍼져 나가게 한다.중성자 별의 강력한 중력 때문에 선 전체가 더 긴 파장(왼쪽, 빨간색)으로 이동했다.아인슈타인의 특수 상대성 이론은 지구를 향해 날아오는 고속 선원이 지구에서 멀어지는 같은 선원보다 더 밝게 보일 것이라고 예측하기 때문에 선은 짧은 파장 쪽으로 더 밝다(오른쪽, 파란색).크레딧:수디프 바타차리야와 토드 스트로마이어.

전천후 조사를 수행하고 분석하거나 각 별자리의 첫 번째 외부 X선원이 확인되면 X-1(예: 스콜피우스 X-1 또는 Sco X-1)로 지정된다.공식 별자리 88개가 있다.종종 첫 번째 X선 선원은 과도현상이다.

X선 선원의 위치가 좋아짐에 따라, 이들 중 많은 선원이 LMC(Large Magellanic Cloud)와 같은 외삽 지역으로 격리되었다.흔히 개별적으로 식별할 수 있는 선원이 많은 경우, 확인된 첫 번째 선원은 일반적으로 011514hms -734222에서hms 소마젤란 구름(SMC) X-1과 같은 외부 선원으로 지정된다.

이러한 초기 X선 선원은 여전히 연구되고 있으며 종종 중요한 결과를 산출한다.예를 들어, 세르펜스 X-1.

2007년 8월 27일 현재 비대칭 철선 확대와 상대성에 대한 그들의 함의에 관한 발견은 매우 흥분되는 주제였다.비대칭 철선 확대에 대해 미시간 대학의 에드워드 카켓 교수는 "가스가 중성자 별 표면 바로 밖에서 휘핑 도는 것을 보고 있다"면서 "디스크 내부 부분은 중성자 별 표면보다 더 가까운 궤도를 돌 수 없기 때문에 이 측정치는 중성자 별의 최대 크기를 제공한다"고 말했다.n별 직경중성자 별은 가로 18~20.5마일(약 1km) 이하로 다른 유형의 측정과 일치하는 결과를 얻을 수 있다."[28]

그는 "많은 블랙홀로부터 이런 비대칭 선들을 보아왔지만 중성자별도 이를 생산할 수 있다는 것을 확인한 것은 이번이 처음이다.NASA 고다드 우주비행센터의 토드 스트로마이어는 "중성자 별들이 물질을 축적하는 방식이 블랙홀과 크게 다르지 않다는 것을 보여주고 있으며 아인슈타인의 이론을 조사할 수 있는 새로운 도구를 제공한다"고 말했다.[28]

메릴랜드주 그린벨트와 메릴랜드대학에 있는 NASA의 수디프 바타차리야도 "이는 근본적인 물리학이다"라고 말한다."중성자 항성의 중심에는 쿼크 물질과 같은 이국적인 종류의 입자나 물질 상태가 있을 수 있지만, 연구실에서는 그것을 만들 수 없다.알아낼 수 있는 유일한 방법은 중성자 별을 이해하는 것이다."[28]

바타차리야와 스트로마이어는 XMM-뉴턴을 이용해 중성자 별과 별의 동반자가 포함된 세르펜스 X-1을 관측했다.미시간 대학의 카켓과 존 밀러는 바타차리아, 스트로마이어와 함께 스자쿠의 뛰어난 스펙트럼 능력을 이용해 세르펜스 X-1을 조사했다.스자쿠 데이터는 세르펜스 X-1의 철선에 관한 XMM-뉴턴 결과를 확인했다.[28]

X선 소스 카탈로그

X선 선원의 카탈로그는 발견 연대기, X선 플럭스 측정에 의한 확인, 초기 검출, X선 선원의 유형 등 다양한 목적으로 작성되었다.

사운딩 로켓 X선 소스 카탈로그

최초의[29] X선 소스 카탈로그 중 하나는 1966년 미국 해군 연구소의 노동자들로부터 왔고 35개의 X선 소스를 포함하고 있었다.이 중 오직 22명만이 1968년까지 확인되었다.[30]별자리 별 천체 위에 있는 이산 X선 선원의 추가적인 천문학적 카탈로그에는 1969년 12월 1일 현재 적어도 문헌에 발표된 X선 플럭스가 있는 59개의 선원이 포함되어 있다.[31]

초기 X선 관측 위성 카탈로그

주요 관측 위성에는 각각 탐지되고 관측된 X선 선원의 카탈로그가 있었다.이 카탈로그들은 종종 넓은 지역 하늘 조사의 결과물이었다.많은 X선 소스에는 카탈로그 약어와 객체의 Right Ascension(RA) 및 Declation(Dec)의 조합에서 유래한 이름이 있다.예를 들어, 4U 0115+63, 4번째 Uhuru 카탈로그, RA=01시간 15분, Dec=+63°;3S 1820-30은 SAS-3 카탈로그, EXO 0748-676은 Exosat 카탈로그 항목, HEAO 1은 H, Ariel 5는 3A, Ginga 소스는 GS, 일반 X선 소스는 X 카탈로그에 있다.[32]초기 위성 중 벨라 시리즈 X선 선원이 목록화되었다.[33]

Uhuuro X선 위성은 광범위한 관찰을 했고 이전의 카탈로그 지정이 개선되고 재설치된 최소 4개의 카탈로그를 제작했다. 예를 들어 1ASE 또는 2ASE 1615+38은 2U 1615+38, 3U 1615+38 및 4U 1615+3802로 연속적으로 나타난다.[34]1년 이상의 초기 작업 후에 첫 번째 카탈로그(2U)가 제작되었다.[34]세 번째 우후루 카탈로그는 1974년에 출판되었다.[35]네 번째와 마지막 우후루 카탈로그에는 339개의 출처가 포함되어 있었다.[36]

비록 이전의 OSO 위성에서 나온 외극 선원은 포함되지 않았지만, MIT/OSO 7 카탈로그에는 OSO 7 검출기에서 나온 185개의 선원과 3U 카탈로그에서 나온 선원이 포함되어 있다.[37]

제3회 Ariel 5 SSI 카탈로그(지정 3A)에는 Ariel 5 위성을 통해 레스터 대학교의 스카이 서베이 기기(SSI)가 검출한 X선 소스 목록이 수록되어 있다.[38]이 카탈로그는 낮은[39] 은하 위도 선원과[40] 높은 은하 위도 선원을 모두 포함하고 있으며 HEAO 1, 아인슈타인, OSO 7, SAS 3, Uhuru 및 그 이전의 로켓 관측에 의해 관측된 몇몇 선원을 포함한다.[38]두 번째 아리엘 카탈로그(지정된 2A)는 1977년 4월 1일 이전에 관찰된 105개의 X선 선원을 포함하고 있다.[41]2A 이전에 포함되지 않았을 수 있는 일부 출처가 관찰되었다.[42]

HEAO A-1 X선 소스 카탈로그의 842개 선원은 HEAO 1 위성에 대한 NRL Large Area Sky Survey 실험에서 검출되었다.[43]

EXOSAT는 1983년부터 1986년까지 서로 다른 뾰족한 관측치들 사이에서 썰매를 타고 있을 때, 다수의 X선 소스들(121개)을 스캔했다.이로부터 EXOSAT Medium Energy Slew Survey 카탈로그가 작성되었다.[44]EXOSAT에 탑재된 가스 섬광 비례 계수기(GSPC)의 사용으로부터, 약 431개 선원의 철선 카탈로그를 이용할 수 있게 되었다.[45]

Specialty 및 All-Special and All-Sky survey X선 소스

은하계의 고질량 X선 바이너리 카탈로그(4차 개정)에는 114개의 HMXB에 대한 성분 및 기타 특성 속성의 소스 이름, 좌표, 찾기 차트, X선 광도, 시스템 파라미터 및 별 파라미터가 포함되어 있으며, 관련 문헌을 종합적으로 선택하였다.[46]고질량 X선 바이너리 후보물질의 약 60%가 알려져 있거나 Be/X선 바이너리로 의심되고 있으며, 32%는 초거성/X선 바이너리(SGXB)이다.[46]

For all the main-sequence and subgiant stars of spectral types A, F, G, and K and luminosity classes IV and V listed in the Bright Star Catalogue (BSC, also known as the HR Catalogue) that have been detected as X-ray sources in the ROSAT All-Sky Survey (RASS), there is the RASSDWARF - RASS A-K Dwarfs/Subgiants Catalog.[47]총 RASS 선원의 수는 약 15만 개에 달하며, BSC 3054 후기형 주계열성과 준거성 중 980개가 카탈로그에 수록되어 있으며, 우연의 일치율은 2.2%(980의 21.8)이다.[47]

참고 항목

참조

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