Астрофизический источник рентгеновского излучения - Astrophysical X-ray source

Рентгеновские лучи начинаются с длины ~ 0,008 нм и распространяются по электромагнитному спектру до ~ 8 нм, при котором атмосфера Земли непрозрачна .

Астрофизические источники рентгеновского излучения - это астрономические объекты, физические свойства которых приводят к испусканию рентгеновских лучей .

Существует ряд типов астрофизических объектов, которые излучают рентгеновские лучи, от скоплений галактик , через черные дыры в активных ядрах галактик (AGN) до галактических объектов, таких как остатки сверхновых , звезды и двойные звезды, содержащие белый карлик ( катаклизмические переменные звезды и сверхмягкие источники рентгеновского излучения ), нейтронная звезда или черная дыра ( рентгеновские двойные системы ). Некоторые тела Солнечной системы 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 множества неразрешенных источников рентгеновского излучения дает наблюдаемый фон рентгеновского излучения . Рентгеновский континуум может возникать в результате тормозного излучения , магнитного или обычного кулоновского, излучения черного тела , синхротронного излучения , обратного комптоновского рассеяния фотонов меньшей энергии на релятивистских электронах, детонационных столкновений быстрых протонов с атомными электронами и рекомбинации атомов. , с дополнительными электронными переходами или без них.

Кроме того, небесные объекты в космосе рассматриваются как источники небесного рентгеновского излучения. Происхождение всех наблюдаемых астрономических источников рентгеновского излучения находится рядом с корональным облаком или газом при температурах коронального облака в течение любого длительного или короткого периода или связано с ними .

Скопления галактик

Рентгеновское фото скопления пули, сделанное рентгеновской обсерваторией Чандра . Время выдержки 140 часов. Масштаб указан в мегапарсеках . Красное смещение ( z ) = 0,3, что означает, что его свет имеет длину волны, растянутую в 1,3 раза.

Скопления галактик образуются путем слияния более мелких единиц материи, таких как группы галактик или отдельные галактики. Падающий материал (который содержит галактики, газ и темную материю ) приобретает кинетическую энергию, попадая в гравитационную потенциальную яму скопления . Падающее газ сталкиваетс с газом уже в кластере и является шок нагревают до температуры между 10 7 и 10 8 К в зависимости от размера кластера. Этот очень горячий газ излучает рентгеновское излучение за счет теплового тормозного излучения и линейного излучения металлов (в астрономии «металлы» часто означают все элементы, кроме водорода и гелия ). Галактики и темная материя бесстолкновительны и быстро становятся вириализованными , вращаясь в потенциальной яме скопления .

При статистической значимости 8σ было обнаружено, что пространственное смещение центра полной массы от центра пиков барионной массы нельзя объяснить изменением закона силы тяжести.

Квазары

Вид 4C 71.07 из наблюдений, проведенных в рамках эксперимента с импульсными и переходными источниками. Это помогло убедить ученых в том, что они изучали данные с квазара, а не из какого-то другого источника поблизости.
В видимом свете 4C 71.07 выглядит не очень впечатляюще, это всего лишь далекая точка света. Этот объект действительно светится в радио и рентгеновских лучах, а теперь и в гамма-лучах. 4C 71.07 - это его обозначение в каталоге радиоисточников 4-го Кембриджского университета. 4C 71.07 имеет красное смещение z = 2,17, что означает, что она находится на расстоянии около 11 миллиардов лет во Вселенной возрастом от 12 до 15 миллиардов лет (при z = 1 как 5 миллиардов световых лет).

Квазизвездный радиоисточник ( Quasar ) является очень энергичной и отдаленной галактикой с активным галактическим ядром (AGN). QSO 0836 + 7107 является Q uasi- S Tellar O ▪ Таблица (радиосвязь) , который излучает озадачивает количество энергии радио. Это радиоизлучение вызывается электронами, движущимися по спирали (ускоряющимися) вдоль магнитных полей, производящих циклотронное или синхротронное излучение . Эти электроны также могут взаимодействовать с видимым светом, излучаемым диском вокруг AGN или черной дырой в его центре. Эти фотоны ускоряют электроны, которые затем испускают рентгеновское и гамма-излучение посредством комптоновского и обратного комптоновского рассеяния.

На борту обсерватории гамма-излучения Комптона (CGRO) есть эксперимент с импульсными и переходными источниками (BATSE), который обнаруживает в диапазоне от 20 кэВ до 8 МэВ . QSO 0836 + 7107 или 4C 71.07 были обнаружены BATSE как источник мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. «BATSE обнаружила, что это может быть источник мягкого гамма-излучения», - сказал МакКоллоу. QSO 0836 + 7107 - самый слабый и самый далекий объект, наблюдаемый в мягких гамма-лучах. Это уже наблюдалось в гамма-лучах с помощью экспериментального телескопа с энергетическим гамма-лучами (EGRET), а также на борту гамма-обсерватории Комптона .

Сейфертовские галактики

Сейфертовские галактики - это класс галактик с ядрами, излучающими спектральные линии из высокоионизированного газа. Они являются подклассом активных ядер галактик (AGN) и, как считается, содержат сверхмассивные черные дыры .

Рентгеновские яркие галактики

Следующие галактики ранних типов (NGC) были яркими в рентгеновском диапазоне из-за горячей газовой короны: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 и 5128 Рентгеновское излучение можно объяснить тепловым тормозным излучением горячего газа (0,5–1,5 кэВ).

Ультралюминиевые источники рентгеновского излучения

Источники Ультраяркая рентгеновские (ULXs) являются точечными, неядерными источниками рентгеновского излучения со светимостью выше предела Эддингтона 3 × 10 32 Вт в течение 20  - M черной дыры. Многие ULX демонстрируют сильную изменчивость и могут быть двойными черными дырами. Чтобы попасть в класс черных дыр промежуточной массы (IMBHs), их светимость, тепловое излучение диска, временные шкалы вариаций и окружающие туманности с эмиссионными линиями должны указывать на это. Однако, когда излучение излучается или превышает предел Эддингтона, ULX может быть черной дырой звездной массы. Соседняя спиральная галактика NGC 1313 имеет два компактных ULX, X-1 и X-2. Для X-1 светимость в рентгеновских лучах увеличивается до максимума 3 × 10 33 Вт, превышая предел Эддингтона, и входит в состояние крутого степенного закона при высоких значениях светимости, более характерных для черной дыры звездной массы, тогда как X-2 имеет противоположное поведение и, по-видимому, находится в состоянии жесткого рентгеновского излучения IMBH.

Черные дыры

Изображение Лебедя X-1 , сделанное Чандрой , было первым обнаруженным кандидатом в сильную черную дыру.

Черные дыры испускают излучение, потому что вещество, попадающее в них, теряет гравитационную энергию, что может привести к излучению до того, как вещество упадет за горизонт событий . У падающего вещества есть момент количества движения , а это означает, что материал не может упасть напрямую, а вращается вокруг черной дыры. Этот материал часто образует аккреционный диск . Подобные светящиеся аккреционные диски могут также образовываться вокруг белых карликов и нейтронных звезд, но в них падающий газ выделяет дополнительную энергию, поскольку он с большой скоростью ударяется о поверхность с высокой плотностью . В случае нейтронной звезды скорость падения может составлять значительную долю скорости света.

В некоторых нейтронных звездах или системах белых карликов магнитное поле звезды достаточно сильное, чтобы предотвратить образование аккреционного диска. Материал диска сильно нагревается из-за трения и излучает рентгеновские лучи. Материал в диске медленно теряет свой угловой момент и падает на компактную звезду. В нейтронных звездах и белых карликах при попадании материала на их поверхности генерируются дополнительные рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение черных дыр непостоянно, его светимость меняется за очень короткие промежутки времени. Изменение светимости может дать информацию о размере черной дыры.

Остатки сверхновой (SNR)

Сверхновая звезда 2005ke, обнаруженная в 2005 году, представляет собой сверхновую типа Ia, важный взрыв "стандартной свечи", используемый астрономами для измерения расстояний во Вселенной. Здесь показан взрыв в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн. Это первое рентгеновское изображение типа Ia, которое предоставило наблюдательные доказательства того, что тип Ia - это взрыв белого карлика, вращающегося вокруг звезды красного гиганта.
Рентгеновское изображение остатка SN 1572 типа Ia, полученное космическим телескопом Чандра

Типа Ia Сверхновая представляет собой взрыв белого карлика на орбите вокруг либо другой белый карлик или красный гигант звезда. Плотный белый карлик может накапливать газ, пожертвованный компаньоном. Когда карлик достигает критической массы 1,4  M , происходит термоядерный взрыв. Поскольку каждый тип Ia светится известной яркостью, тип Ia называется «стандартными свечами» и используется астрономами для измерения расстояний во Вселенной.

SN 2005ke - первая сверхновая типа Ia, обнаруженная в рентгеновских лучах, и она намного ярче в ультрафиолете, чем ожидалось.

Рентгеновское излучение звезд

Vela X-1

Vela X-1 - это пульсирующая, затмевающая массивная рентгеновская двойная система (HMXB), связанная с источником 4U 0900-40 Ухуру и сверхгигантской звездой HD 77581. Рентгеновское излучение нейтронной звезды вызвано захват и аккреция вещества от звездного ветра спутника-сверхгиганта. Vela X-1 - прототип отдельно стоящего HMXB.

Геркулес X-1

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 2 Солнца с радиусом почти в 4 раза больше, чем у нашего Солнца. Это затмение показывает орбитальный период системы 1,7 дня.

Промежуточная масса рентгеновская двойная (IMXB) является двойной звездной системой , где одним из компонентов является нейтронной звезды или черной дырой. Другой компонент - звезда средней массы.

Hercules X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество от нормальной звезды (HZ Her), вероятно, из-за переполнения полости Роша . Х-1 является прототипом для массивных рентгеновских двойных хотя он падает на границе, ~ 2  М , между высоким и низким массовых рентгеновских двойных.

Скорпион X-1

Первый внесолнечный источник рентгеновского излучения был обнаружен 12 июня 1962 года. Этот источник получил название Scorpius X-1 , первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона , расположенном в направлении центра Млечного Пути . Скорпион X-1 удален от Земли примерно на 9000 св. Лет и после Солнца является самым сильным источником рентгеновского излучения в небе с энергиями ниже 20 кэВ. Его мощность в рентгеновских лучах составляет 2,3 × 10 31 Вт, что примерно в 60 000 раз превышает общую светимость Солнца. Сам Скорпиус X-1 - нейтронная звезда. Эта система классифицируется как рентгеновская двойная система с малой массой (LMXB); масса нейтронной звезды составляет 1,4 массы Солнца , а массы звезды-донора - всего 0,42 массы Солнца.

солнце

Корона Солнца , как видно на рентгеновском области электромагнитного спектра от 8 мая 1992 г. мягкого рентгеновского телескопа на борту Yohkoh солнечной обсерватории космических аппаратов.

В конце 1930-х годов присутствие очень горячего разреженного газа, окружающего Солнце, косвенно предполагалось по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. После регистрации рентгеновских фотонов от Солнца в ходе полета ракеты Т. Бёрнайт написал: «Предполагается, что источником этого излучения является Солнце, хотя из теоретических оценок излучения нельзя ожидать излучения с длиной волны короче 4 Å. излучение черного тела от солнечной короны ". И, конечно же, во время солнечных затмений люди видели солнечную корону в рассеянном видимом свете.

В то время как нейтронные звезды и черные дыры являются типичными точечными источниками рентгеновского излучения, все звезды главной последовательности, вероятно, имеют достаточно горячую корону, чтобы испускать рентгеновские лучи. Звезды A- или F-типа имеют самые тонкие зоны конвекции и, следовательно, производят небольшую корональную активность.

Подобные изменения, связанные с солнечным циклом , наблюдаются в потоке солнечного рентгеновского излучения и УФ- или ЭУФ-излучения. Вращение - одна из основных детерминант магнитного динамо, но эту точку нельзя было продемонстрировать, наблюдая Солнце: магнитная активность Солнца на самом деле сильно модулируется (из-за 11-летнего цикла магнитного пятна), но этот эффект не является напрямую зависит от периода вращения.

Солнечные вспышки обычно следуют за солнечным циклом. КОРОНАС-Ф был запущен 31 июля 2001 г., что совпало с максимумом 23-го цикла солнечной активности. Солнечная вспышка 29 октября 2003 г., по-видимому, показала значительную степень линейной поляризации (> 70% в каналах E2 = 40–60 кэВ и E3 = 60–100 кэВ, но только около 50% в E1 = 20–40 кэВ) в жестких условиях. Рентгеновские лучи, но другие наблюдения обычно устанавливают только верхние пределы.

Это трехслойный композит искусственного цвета, полученный обсерваторией TRACE : синий, зеленый и красный каналы показывают 17,1 нм, 19,5 нм и 28,4 нм соответственно. Эти фильтры TRACE наиболее чувствительны к излучению плазмы 1, 1,5 и 2 миллиона градусов, таким образом показывая всю корону и детали корональных петель в нижней части солнечной атмосферы.

Корональные петли образуют основную структуру нижней короны и переходной области Солнца. Эти высоко структурированные и элегантные петли являются прямым следствием искривленного солнечного магнитного потока внутри солнечного тела. Население корональных петель может быть напрямую связано с солнечным циклом , поэтому часто встречаются корональные петли с пятнами на их основаниях. Корональные петли заселяют как активные, так и спокойные области солнечной поверхности. Yohkoh мягких рентгеновский телескоп (SXT) наблюдал рентгеновские лучи в 0.25-4.0 к диапазона, разрешение солнечных функций до 2,5 угловых секунд с временным разрешением 0,5-2 секунд. SXT был чувствителен к плазме в диапазоне температур 2–4 МК, что делало его идеальной платформой для наблюдений для сравнения с данными, полученными из корональных петель TRACE, излучающих в диапазоне длин волн EUV.

Вариации излучения солнечных вспышек в мягком рентгеновском диапазоне (10–130 нм) и EUV (26–34 нм), зарегистрированные на борту КОРОНАС-Ф, демонстрируют, что для большинства вспышек, наблюдавшихся КОРОНАС-Ф в 2001–2003 гг., УФ-излучение предшествовало рентгеновскому излучению. эмиссия 1–10 мин.

Белые карлики

Когда ядро ​​звезды средней массы сжимается, это вызывает выброс энергии, который заставляет оболочку звезды расширяться. Это продолжается до тех пор, пока звезда, наконец, не сорвет свои внешние слои. Ядро звезды остается нетронутым и становится белым карликом . Белый карлик окружен расширяющейся газовой оболочкой в ​​объекте, известном как планетарная туманность. Планетарная туманность, кажется, знаменует собой переход звезды средней массы от красного гиганта к белому карлику. На рентгеновских изображениях видны облака газа с многомиллионными градусами, сжатые и нагретые быстрым звездным ветром. В конце концов центральная звезда коллапсирует, образуя белый карлик. В течение примерно миллиарда лет после того, как звезда коллапсирует, чтобы сформировать белый карлик, она «раскалена добела» с температурой поверхности ~ 20 000 К.

Рентгеновское излучение было обнаружено от PG 1658 + 441, горячего изолированного магнитного белого карлика, впервые обнаруженного при наблюдении Эйнштейна IPC, а затем идентифицированного при наблюдении за массивом множителей каналов Exosat . «Широкополосный спектр этого белого карлика DA можно объяснить как излучение из однородной, тяжелой, чистой водородной атмосферы с температурой около 28000 К.» Эти наблюдения PG 1658 + 441 подтверждают корреляцию между температурой и содержанием гелия в атмосферах белых карликов.

Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSXS) излучает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ . Считается, что сверхмягкие рентгеновские лучи производятся устойчивым ядерным синтезом на поверхности белого карлика из материала, извлеченного из двойного компаньона . Для этого требуется достаточно высокий поток материала для поддержания плавления.

Реальные вариации массопереноса могут происходить в V Sge, аналогично SSXS RX J0513.9-6951, как показывает анализ активности SSXS V Sge, где эпизоды длительных низких состояний происходят в цикле ~ 400 дней.

RX J0648.0-4418 - рентгеновский пульсатор в Крабовидной туманности . HD 49798 - субкарликовая звезда, образующая двойную систему с RX J0648.0-4418. Субкарликовая звезда - яркий объект в оптическом и УФ-диапазонах. Период обращения системы точно известен. Недавние наблюдения XMM-Newton, приуроченные к ожидаемому затмению источника рентгеновского излучения, позволили точно определить массу источника рентгеновского излучения (не менее 1,2 массы Солнца), установив, что источник рентгеновского излучения является редким, сверхмощным источником. -массивный белый карлик.

Коричневые карлики

Согласно теории, объект, масса которого составляет менее 8% массы Солнца, не может выдержать значительного ядерного синтеза в своем ядре. Это отмечает разделительную линию между красными карликами и коричневыми карликами . Разделительная линия между планетами и коричневыми карликами проходит с объектами, масса которых меньше примерно 1% массы Солнца, или в 10 раз больше массы Юпитера . Эти объекты не могут синтезировать дейтерий.

Изображение LP 944-20 с помощью Chandra до вспышки и во время вспышки.

LP 944-20

В отсутствие мощного центрального источника ядерной энергии внутренняя часть коричневого карлика находится в быстро кипящем или конвективном состоянии. В сочетании с быстрым вращением, которое демонстрируют большинство коричневых карликов, конвекция создает условия для развития сильного запутанного магнитного поля у поверхности. Вспышка, наблюдаемая Чандрой с LP 944-20, могла возникнуть в турбулентном намагниченном горячем веществе под поверхностью коричневого карлика. Подземная вспышка может проводить тепло в атмосферу, позволяя электрическим токам течь и производить рентгеновскую вспышку, как удар молнии . Отсутствие рентгеновских лучей от LP 944-20 в период отсутствия вспышки также является значительным результатом. Он устанавливает самый низкий наблюдательный предел для постоянной мощности рентгеновского излучения, производимого коричневой карликовой звездой, и показывает, что короны перестают существовать, когда температура поверхности коричневого карлика охлаждается ниже примерно 2500 ° C и становится электрически нейтральной.

Наблюдение Чандрой TWA 5B.

TWA 5B

Используя рентгеновскую обсерваторию НАСА Чандра , ученые обнаружили рентгеновские лучи от небольшого коричневого карлика в множественной звездной системе. Это первый случай, когда коричневый карлик так близко к своей родительской звезде (звездам) (солнечноподобные звезды TWA 5A) был разрешен в рентгеновских лучах. «Наши данные Chandra показывают, что рентгеновские лучи исходят из корональной плазмы коричневого карлика, температура которой составляет около 3 миллионов градусов по Цельсию», - сказал Йохко Цубои из Университета Тюо в Токио. «Этот коричневый карлик в рентгеновском свете такой же яркий, как сегодняшнее Солнце, но в пятьдесят раз менее массивен, чем Солнце», - сказал Цубои. «Это наблюдение, таким образом, повышает вероятность того, что даже массивные планеты могут сами испускать рентгеновские лучи в молодости!»

Отражение рентгеновских лучей

Рентгеновские снимки Сатурна Chandra (слева) и оптические снимки Хаббла (справа) Сатурна 14 апреля 2003 г. Период наблюдений: 20 часов, 14–15 апреля 2003 г. Цветовой код: красный (0,4–0,6 кэВ), зеленый (0,6–0,8 кэВ) ), синий (0,8 - 1,0 кэВ).
Юпитер показывает интенсивное рентгеновское излучение, связанное с полярными сияниями в его полярных областях (рентгеновское изображение обсерватории Чандра слева). На прилагаемой схеме показано, как возникает необычно частая и впечатляющая авроральная активность Юпитера. Сильное, быстро вращающееся магнитное поле Юпитера (голубые линии) генерирует сильные электрические поля в пространстве вокруг планеты. Заряженные частицы (белые точки), захваченные магнитным полем Юпитера, постоянно ускоряются (частицы золота) вниз в атмосферу над полярными областями, поэтому полярные сияния почти всегда активны на Юпитере. Период наблюдения: 17 часов, 24–26 февраля 2003 г.

Для объяснения полярных сияний на полюсах Юпитера, которые в тысячу раз сильнее, чем на Земле, требуются электрические потенциалы около 10 миллионов вольт и токи в 10 миллионов ампер - в сто раз больше, чем у самых мощных молний.

На Земле полярные сияния вызываются солнечными бурями энергичных частиц, которые нарушают магнитное поле Земли. Как показано на рисунке, порывы частиц от Солнца также искажают магнитное поле Юпитера и иногда вызывают полярные сияния.

Спектр рентгеновских лучей Сатурна аналогичен спектру рентгеновских лучей от Солнца, что указывает на то, что рентгеновское излучение Сатурна связано с отражением солнечных рентгеновских лучей атмосферой Сатурна. Оптическое изображение намного ярче и показывает красивые кольцевые структуры, которые не были обнаружены в рентгеновских лучах.

Рентгеновская флуоресценция

Некоторые из обнаруженных рентгеновских лучей, исходящие от других тел Солнечной системы, кроме Солнца, производятся за счет флуоресценции . Рассеянные солнечные рентгеновские лучи являются дополнительным компонентом.

На изображении Луны с помощью Röntgensatellit (ROSAT) яркость пикселей соответствует интенсивности рентгеновского излучения. Яркое полушарие Луны светится в рентгеновских лучах, потому что оно повторно излучает рентгеновские лучи, исходящие от Солнца. Фоновое небо имеет рентгеновское свечение отчасти из-за множества далеких, мощных активных галактик, неразрешенных на снимке ROSAT. Темная сторона лунного диска затеняет это рентгеновское фоновое излучение, исходящее из глубокого космоса. Некоторые рентгеновские лучи, кажется, исходят только из затененного полушария Луны. Вместо этого они происходят из геокороны Земли или протяженной атмосферы, окружающей орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Измеренная светимость Луны в рентгеновском диапазоне ~ 1,2 × 10 5 Вт делает Луну одним из самых слабых известных источников рентгеновского излучения неземного происхождения.

Обнаружение кометы

Комета Люлин проходила через созвездие Весов, когда Свифт сфотографировал ее 28 января 2009 года. Это изображение объединяет данные, полученные с помощью ультрафиолетового / оптического телескопа Свифта (синий и зеленый) и рентгеновского телескопа (красный). На момент наблюдения комета находилась на расстоянии 99,5 миллиона миль от Земли и 115,3 миллиона миль от Солнца.

Спутник НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission отслеживал комету Лулин, когда она приближалась к 63 Гм от 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 Swift», - 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.

Небесные источники рентгеновского излучения

Небесная сфера была разделена на 88 созвездий. В IAU созвездий области неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них представляют собой галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них пульсары . Как и в случае с астрономическими источниками рентгеновского излучения , стремление понять генерацию рентгеновских лучей видимым источником помогает понять Солнце, Вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле.

Андромеда

Используя находящийся на орбите рентгеновский телескоп Chandra, астрономы изобразили центр нашей почти близнецовой вселенной, обнаружив свидетельства существования странного объекта. Подобно Млечному Пути, галактический центр Андромеды, кажется, содержит источник рентгеновского излучения, характерный для черной дыры с массой в миллион или более солнечных масс. На рентгеновском снимке в искусственных цветах, показанном выше, в центральной области Андромеды в виде желтоватых точек виден ряд источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновских двойных звезд. Голубой источник, расположенный прямо в центре галактики, совпадает с положением предполагаемой массивной черной дыры. В то время как рентгеновские лучи образуются, когда материал падает в черную дыру и нагревается, оценки на основе рентгеновских данных показывают, что центральный источник Андромеды очень холодный - всего около миллиона градусов по сравнению с десятками миллионов градусов, указанными для Андромеды. Рентгеновские двойные системы.

Множественные источники рентгеновского излучения были обнаружены в Галактике Андромеды с использованием наблюдений орбитальной обсерватории ЕКА XMM-Newton .

Волопас

Изображение с Чандры 3C 295 , скопления галактик в созвездии Ботес , сильно излучающего рентгеновские лучи . Кластер заполнен газом. Изображение 42 угловой секунды в поперечнике. РА 14 ч 11 мин 20ых сек декабрь -52 ° 12' 21" Дата наблюдения:. 30 августа 1999 года Инструмент:. АЦИС Ака: Cl 1409 + 524

3C 295 (Cl 1409 + 524) в Ботесе - одно из самых далеких скоплений галактик, наблюдаемых в рентгеновские телескопы . Скопление заполнено огромным облаком газа 50 МК, сильно излучающего в рентгеновских лучах. Чандра заметил, что центральная галактика является мощным комплексным источником рентгеновских лучей.

Камелопардалис

Изображение с Чандры горячего газа, излучающего рентгеновские лучи, который пронизывает скопление галактик MS 0735.6 + 7421 в Camelopardus. Две огромные полости - каждая диаметром 600 000 лр появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним удлиненным намагниченным пузырем электронов чрезвычайно высоких энергий, излучающих радиоволны. Изображение составляет 4,2 угловых минуты на каждую сторону. RA 07 ч 41 м 50,20 с декабря + 74 ° 14' 51.00" в Camelopardus наблюдения Дата:. 30 ноября 2003 года.

Горячий газ, излучающий рентгеновские лучи, пронизывает скопление галактик MS 0735.6 + 7421 в Камелопарде. Две огромные полости - каждая диаметром 600 000 лр появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним удлиненным намагниченным пузырем электронов чрезвычайно высоких энергий, излучающих радиоволны.

Трости Венатичи

Ближней инфракрасной области изображение NGC 4151.

Рентгеновский ориентир NGC 4151 , промежуточная спиральная сейфертовская галактика, имеет массивную черную дыру в своем ядре.

Canis Major

Чандра рентгеновское изображение Сириус А и В показывает , Сириус B , чтобы быть более яркими , чем Сириус А. В то время как в видимом диапазоне, Сириус А является более люминесцентным.

Кассиопея

Кассиопея A: изображение в искусственных цветах, составленное из данных из трех источников. Красный - инфракрасные данные космического телескопа Спитцера , оранжевый - видимые данные космического телескопа Хаббла , а синий и зеленый - данные рентгеновской обсерватории Чандра .

Что касается SNR Кассиопеи A , считается, что первый свет от звездного взрыва достиг Земли примерно 300 лет назад, но нет никаких исторических записей о каких-либо наблюдениях сверхновой звезды-прародителя, вероятно, из-за того, что межзвездная пыль поглощала оптическое излучение до того, как достигла Земли (хотя вполне возможно , что он был записан как шестая величина звезда 3 Кассиопеи по Флемстиду от 16 августа 1680). Возможные объяснения склоняются к идее, что исходная звезда была необычно массивной и ранее выбросила большую часть своих внешних слоев. Эти внешние слои должны были скрыть звезду и повторно поглотить большую часть света, высвободившегося при коллапсе внутренней звезды.

CTA 1 - еще один источник рентгеновского излучения SNR в Кассиопее . Пульсар в остатке сверхновой CTA 1 (4U 0000 + 72) первоначально испускал излучение в рентгеновских диапазонах (1970–1977). Как ни странно, когда это наблюдалось в более позднее время (2008 г.), рентгеновское излучение не было обнаружено. Вместо этого космический гамма-телескоп Ферми обнаружил, что пульсар испускает гамма-излучение, первое в своем роде.

Карина

Классифицированная как необычная звезда , Eta Carinae представляет собой суперзвезду в центре, как видно на этом снимке с Чандры . Новое рентгеновское наблюдение показывает три отчетливые структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро ​​диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца. который может содержать суперзвезду, которая ведет все шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, произошедшем более 1000 лет назад.

Считается, что три структуры вокруг Эта Киля представляют собой 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 Университета Миннесоты .

Cetus

Две сверхмассивные черные дыры, стремящиеся к слиянию по спирали, недалеко от центра NGC 1128 , на расстоянии примерно 25 000 световых лет друг от друга.

Abell 400 - это скопление галактик, содержащее галактику ( NGC 1128 ) с двумя сверхмассивными черными дырами 3C 75, движущимися по спирали в сторону слияния.

Хамелеон

Комплекс Хамелеон - это большая область звездообразования (SFR), которая включает темные облака Хамелеон I, Хамелеон II и Хамелеон III. Он занимает почти все созвездие и пересекается с Апусом , Муской и Кариной . Средняя плотность источников рентгеновского излучения составляет около одного источника на квадратный градус.

Хамелеон I темное облако

Это показывает изображение ROSAT в искусственных цветах в рентгеновских лучах от 500 эВ до 1,1 кэВ темного облака Хамелеон I. Контуры представляют собой излучение пыли 100 мкм, измеренное спутником IRAS.

Облако Хамелеон I (Cha I) является корональным облаком и одной из ближайших областей активного звездообразования на ~ 160 пк. Он относительно изолирован от других звездообразующих облаков, поэтому маловероятно, что более старые звезды до главной последовательности (ПМС) дрейфовали в этом поле. Общее звездное население составляет 200–300 человек. Облако Cha I подразделяется на Северное облако или регион и Южное облако или главное облако.

Хамелеон II темное облако

Темное облако Хамелеон II содержит около 40 источников рентгеновского излучения. Наблюдения в Chamaeleon II проводились с 10 по 17 сентября 1993 г. Источник RXJ 1301.9-7706, новый кандидат в WTTS спектрального класса K1, наиболее близок к 4U 1302–77.

Хамелеон III темное облако

«Хамелеон III, похоже, лишен текущей активности звездообразования». HD 104237 ( спектральный класс A4e), наблюдаемая ASCA в темном облаке Хамелеон III, является самой яркой звездой Хербига Ae / Be на небе.

Корона Бореалис

Рентгеновское изображение скопления галактик Abell 2142, полученное обсерваторией Чандра .

Скопление галактик Abell 2142 эмитирует рентгеновские лучи и в Corona Borealis . Это один из самых массивных объектов во Вселенной.

Corvus

Рентгеновский анализ Антенны Галактики показал богатые залежи неона, магния и кремния. Эти элементы входят в число тех, которые образуют строительные блоки для обитаемых планет. Изображенные облака содержат магний и кремний в 16 и 24 раза больше, чем на Солнце .

Кратер

Рентгеновское изображение Чандры представляет собой квазар PKS 1127-145, очень яркий источник рентгеновских лучей и видимого света на расстоянии около 10 миллиардов световых лет от Земли. Огромный рентгеновский джет простирается от квазара как минимум на миллион световых лет. Изображение на стороне 60 угловых секунд. 11 ч. 30 м. 7,10 с. Склонение - 14 ° 49 '27 "в кратере. Дата наблюдения: 28 мая 2000 г. Инструмент: ACIS.

Струя, показанная в рентгеновских лучах, исходящих от ПКС 1127-145, вероятно, является результатом столкновения пучка высокоэнергетических электронов с микроволновыми фотонами.

Драко

Туманность Драко (мягкая рентгеновская тень) очерчена контурами и имеет сине-черный цвет на изображении, полученном с помощью ROSAT, части созвездия Дракона.

Abell 2256 - это скопление галактик, состоящее из более чем 500 галактик. Двойная структура этого изображения ROSAT показывает слияние двух кластеров.

Эридан

Это изображение в искусственных цветах, полученное с помощью ROSAT PSPC, представляет собой часть близлежащего суперпузыря звездного ветра ( Пузырь Ориона-Эридана ), простирающегося через Эридан и Орион . 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, измеренной с помощью IRAS . Здесь нить накала поглощает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 100 до 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить накала может быть частью оболочки из нейтрального газа, окружающей горячий пузырь. Его интерьер наполняется энергией ультрафиолетовым светом и звездным ветром от горячих звезд ассоциации Orion OB1. Эти звезды возбуждают сверхпузырь размером около 1200 lys, который наблюдается в оптической (Hα) и рентгеновской частях спектра.

Внутри созвездий Ориона и Эридана и поперек них простирается мягкое рентгеновское "горячее пятно", известное как Суперпузырь Ориона-Эридана , Мягкое усиление рентгеновского излучения Эридана или просто Пузырь Эридана , область 25 ° взаимосвязанных дуг На-излучающие нити.

Гидра

Это рентгеновское изображение Чандры показывает большое облако горячего газа, которое простирается по всему скоплению галактик Гидра А. Изображение составляет 2,7 угловых минуты в поперечнике. RA 09 ч 18 м 06 с декабря -12 ° 05' 45" в Hydra наблюдения Дата: 30 октября. 1999. Прибор: ACIS.

Большое облако горячего газа простирается по всему скоплению галактик Гидра А.

Лев Малый

Изображение на Чандре двух галактик (Arp 270) на ранней стадии слияния в созвездии Малого Льва . На изображении красный цвет представляет собой рентгеновское излучение низкой энергии, зеленое промежуточное и синее высокоэнергетическое (температурное). Изображение на стороне 4 угловых минут. 10 ч. 49 м. 52,5 с. Склон. + 32 ° 59 '6 ". Дата наблюдения: 28 апреля 2001 г. Инструмент: ACIS.

Arp260 - источник рентгеновского излучения в Малом Льве в RA 10 ч 49 м 52,5 с склонения + 32 ° 59 '6 ″.

Орион

Справа - визуальное изображение созвездия Ориона . Слева - Орион, видимый только в рентгеновских лучах. Бетельгейзе легко увидеть над тремя звездами пояса Ориона справа. Цвета рентгеновского излучения представляют собой температуру рентгеновского излучения каждой звезды: горячие звезды имеют бело-голубой цвет, а более холодные - желто-красные. Самый яркий объект на оптическом изображении - полная луна, которая также есть на рентгеновском изображении. Фактически рентгеновское изображение было получено спутником ROSAT на этапе обзора всего неба в 1990–1991 гг.

На соседних изображениях - созвездие Ориона . Справа от изображений - визуальный образ созвездия. Слева - Орион, видимый только в рентгеновских лучах. Бетельгейзе легко увидеть над тремя звездами пояса Ориона справа. Самый яркий объект на визуальном изображении - полная луна, которая также есть на рентгеновском снимке. Цвета рентгеновского излучения представляют собой температуру рентгеновского излучения каждой звезды: горячие звезды имеют бело-голубой цвет, а более холодные - желто-красные.

Пегас

Квинтет Стефана , компактная группа галактик, обнаруженная около 130 лет назад и расположенная примерно в 280 миллионах световых лет от Земли, предоставляет редкую возможность наблюдать группу галактик в процессе эволюции от слабой рентгеновской системы, в которой преобладают спиральные галактики, к галактике. В более развитой системе преобладают эллиптические галактики и яркое рентгеновское излучение. Возможность наблюдать драматический эффект столкновений, вызывающих эту эволюцию, важен для углубления нашего понимания происхождения горячих, ярких в рентгеновских лучах газовых гало в группах галактик.

Квинтет Стефана интересен своими жестокими столкновениями. Четыре из пяти галактик в «Квинтете» Стефана образуют физическую ассоциацию и участвуют в космическом танце, который, скорее всего, закончится слиянием галактик. Когда NGC 7318 B сталкивается с газом в группе, огромная ударная волна размером больше Млечного Пути распространяется по среде между галактиками, нагревая часть газа до температур в миллионы градусов, где они испускают рентгеновские лучи, обнаруживаемые с помощью NASA Chandra. Рентгеновская обсерватория . NGC 7319 имеет ядро Сейферта 2-го типа .

Персей

Наблюдения Chandra центральных областей скопления галактик Персей. Изображение имеет ширину 284 угловых секунды. RA 03 ч 19 м 47.60 сек Декабре + 41 ° 30' 37.00" в Персей даты наблюдений.: 13 между 8 цифровые значения шкалы августа 2002 года и 20 октября 2004 г. Код цвета: Энергия (красный 0,3-1,2 кэВ, зеленый 1,2-2 кэВ, Синий 2–7 кэВ) Прибор: ACIS.

Скопление галактик Персей - один из самых массивных объектов во Вселенной, содержащий тысячи галактик, погруженных в огромное облако многомиллионного газа.

Pictor

На этом рентгеновском снимке радиогалактики A, сделанном Чандрой, виден впечатляющий джет, исходящий из центра галактики (слева) и простирающийся на 360 тысяч лир в сторону блестящей горячей точки. Изображение составляет 4,2 угловых минуты в поперечнике. 05 ч. 19 м. 49,70 с. Склонение –45 ° 46 '45 "на рисунке. Инструмент: ACIS.

Картинка A - это галактика, в центре которой может быть черная дыра, излучающая намагниченный газ с чрезвычайно высокой скоростью. Яркое пятно справа на изображении - голова струи. Врезаясь в разреженный газ межгалактического пространства, он излучает рентгеновские лучи. Картинка A - это источник рентгеновского излучения, обозначенный H 0517-456 и 3U 0510-44.

Щенок

Трехцветное изображение Чандры (врезка) представляет собой область остатка сверхновой Puppis A (широкоугольный вид с ROSAT, отмеченный синим цветом). показывает облако, разрываемое ударной волной, возникшей при взрыве сверхновой. Снимок ROSAT имеет поперечник 88 угловых минут; Изображение Чандры 8 угловых минут в поперечнике. RA 08 ч 23 м 08.16 сек декабрь -42 ° 41' 41,40" в Puppis наблюдения Дата: 4 сентября 2005 г. Цветовой код:.. Энергии (красный 0,4-0,7 кэВ, зеленый 0,7-1,2 кэВ, синий 1,2-10 кэВ) Instrument : ACIS.

Puppis A - это остаток сверхновой (SNR) диаметром около 10 световых лет. Сверхновая произошла примерно 3700 лет назад.

Стрелец

Стрелец А (или Стрелец А ) - комплекс в центре Млечного Пути. Он состоит из трех перекрывающихся компонентов: SNR Стрелец A Восток, спиральная структура Стрелец A Запад и очень яркий компактный радиоисточник в центре спирали, Стрелец A * .

Галактический центр находится на 1745-2900 , который соответствует Стрельцу А * , очень близко к радиоисточнику Стрелец A (W24). Вероятно, в первом каталоге галактических источников рентгеновского излучения предлагаются два Sgr X-1: (1) в 1744–2312 и (2) в 1755–2912, отмечая, что (2) не является точным отождествлением. Источник (1) похоже соответствует S11.

Скульптор

Это изображение объединяет данные из четырех разных обсерваторий: рентгеновской обсерватории Чандра (фиолетовый); Galaxy Evolution Explorer , спутник (ультрафиолетовое / синий); Космический телескоп (видимый / зеленый); Спитцер космического телескопа (инфракрасный / красный). Изображение составляет 160 угловых секунд в поперечнике. RA 0 ч 37 м 41,10 с Dec -33 ° 42 '58,80 дюйма по Скульптору. Цветовой код: ультрафиолет (синий), оптический (зеленый), рентгеновский (фиолетовый), инфракрасный (красный).

Необычная форма галактики Колесо тележки может быть связана со столкновением с галактикой меньшего размера, например, в нижнем левом углу изображения. Самая последняя вспышка звезды (звездообразование из-за волн сжатия) осветила обод колеса тележки, диаметр которого больше, чем у Млечного Пути. Как видно на вставке, по краю галактики находится исключительно большое количество черных дыр.

Змеи

Спектр XMM-Ньютона от перегретых атомов железа на внутреннем крае аккреционного диска, вращающегося вокруг нейтронной звезды в Змеи X-1. Линия обычно представляет собой симметричный пик, но он демонстрирует классические черты искажения из-за релятивистских эффектов. Чрезвычайно быстрое движение богатого железом газа заставляет линию расширяться. Вся линия была сдвинута в сторону более длинных волн (слева, красная) из-за мощной гравитации нейтронной звезды. Линия становится ярче в сторону более коротких волн (справа, синяя), потому что специальная теория относительности Эйнштейна предсказывает, что высокоскоростной источник, направленный на Землю, будет казаться ярче, чем тот же источник, удаляющийся от Земли.

По состоянию на 27 августа 2007 года открытия, касающиеся асимметричного уширения линий железа и их значения для теории относительности, вызвали большой интерес. Что касается асимметричного уширения линий железа, Эдвард Кэкетт из Мичиганского университета прокомментировал: «Мы видим, как газ кружится у поверхности нейтронной звезды». «А поскольку внутренняя часть диска, очевидно, не может вращаться ближе, чем поверхность нейтронной звезды, эти измерения дают нам максимальный размер диаметра нейтронной звезды. Нейтронные звезды не могут быть больше 18-20,5 миль в поперечнике, результаты которые согласуются с другими типами измерений ".

«Мы видели эти асимметричные линии от многих черных дыр, но это первое подтверждение того, что нейтронные звезды также могут их производить. Это показывает, что способ аккреции вещества нейтронных звезд не сильно отличается от того, как у черных дыр, и дает нам новый инструмент для исследования теории Эйнштейна», говорит Тод Strohmayer из НАСА «s Goddard Space Flight Center .

«Это фундаментальная физика», - говорит Судип Бхаттачарья, также из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в Гринбелте, штат Мэриленд , и Университета Мэриленда . «В центрах нейтронных звезд могут быть экзотические виды частиц или состояний материи, такие как кварковая материя, но создать их в лаборатории невозможно. Единственный способ узнать это - понять нейтронные звезды».

Используя XMM-Newton , Бхаттачарья и Стромайер наблюдали Змеи X-1, которые содержат нейтронную звезду и звездного спутника. Какетт и Джон Миллер из Мичиганского университета вместе с Бхаттачарьей и Стромайером использовали великолепные спектральные возможности Сузаку для исследования Змеи X-1. Данные Suzaku подтвердили результат XMM-Newton относительно линии железа в Serpens X-1.

Большая Медведица

Чандровая мозаика источников рентгеновского излучения в дыре Локмана . Цветовой код: Energy (красный 0,4-2 кэВ, зеленый 2-8 кэВ, синий 4-8 кэВ). Изображение составляет около 50 угловых минут на каждую сторону.
Комбинированное изображение M 82, полученное телескопом Хаббл / Спитцер / Чандра .

M82 X-1 находится в созвездии Большой Медведицы на отметке 09 ч 55 м 50,01 с + 69 ° 40 ′ 46,0 ″. Он был обнаружен в январе 2006 года рентгеновским исследователем времени Росси .

В Медведице в РА 10 ч 34 м 00,00 Dec + 57 ° 40' 00.00" представляет собой поле зрения , что практически свободен от поглощения нейтрального газа водорода в пределах Млечного Пути. Это известно как Lockman Hole . Сотни Х- Через это окно можно увидеть источники лучей из других галактик, некоторые из которых являются сверхмассивными черными дырами.

Экзотические источники рентгеновского излучения

Микроквазар

Микроквазар является меньшим кузеном в квазаре , который является радио излучающего рентгеновской двойным , с часто разрешаемой парой радио струй. SS 433 - одна из самых экзотических наблюдаемых звездных систем . Это затменная двойная система, в которой первичная звезда - черная дыра или нейтронная звезда, а вторичная - звезда позднего А-типа . SS 433 находится в пределах SNR W50 . Материал в струе, движущейся от вторичной к первичной, движется со скоростью 26% от скорости света. На спектр SS 433 влияют доплеровские сдвиги и относительность : когда вычитаются эффекты доплеровского сдвига, возникает остаточное красное смещение, которое соответствует скорости около 12000 км / с. Это не представляет собой фактическую скорость системы от Земли; скорее, это происходит из-за замедления времени , из-за которого движущиеся часы кажутся неподвижным наблюдателям более медленными. В этом случае релятивистски движущиеся возбужденные атомы в струях, по-видимому, колеблются медленнее, и их излучение, таким образом, выглядит смещенным в красную область.

Быть рентгеновскими двойными

LSI + 61 ° 303 - это периодическая двойная система, излучающая радиоизлучение, которая также является источником гамма-излучения, CG135 + 01. LSI + 61 ° 303 - это переменный радиоисточник, характеризующийся периодическими нетепловыми радиовсплесками с периодом 26,5 дней, которые приписываются эксцентрическому орбитальному движению компактного объекта, вероятно нейтронной звезды, вокруг быстро вращающейся звезды B0 Ve, с T eff ~ 26000 K и светимостью ~ 10 38 эрг с −1 . Фотометрические наблюдения в оптическом и инфракрасном диапазонах волн также показывают модуляцию 26,5 d. Из примерно 20 членов рентгеновских двойных систем Be , по состоянию на 1996 г., только X Per и LSI + 61 ° 303 имели рентгеновские вспышки гораздо большей светимости и более жесткого спектра (kT ~ 10–20 кэВ) по сравнению с (kT ≤ 1 кэВ); тем не менее, LSI + 61 ° 303 отличается сильным выбросом радиоизлучения. «Радиосвойства LSI + 61 ° 303 аналогичны свойствам« стандартных »массивных рентгеновских двойных систем, таких как SS 433 , Cyg X-3 и Cir X-1 ».

Сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы (SFXT)

Растет число повторяющихся рентгеновских переходных процессов , характеризующихся короткими вспышками с очень быстрым нарастанием (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны с OB- сверхгигантами и, следовательно, определяют новый класс массивных рентгеновских лучей. двоичные файлы: сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы (SFXT). XTE J1739–302 является одним из них. Обнаруженный в 1997 году, оставаясь активным только один день, с рентгеновским спектром, хорошо подходящим для теплового тормозного излучения (температура ∼20 кэВ), напоминающим спектральные свойства аккрецирующих пульсаров, он сначала был классифицирован как своеобразный Be / X- луч преходящий с необычно короткой вспышкой. Новый всплеск наблюдался 8 апреля 2008 г. со Swift .

Мессье 87

5000 LY струя вещества выбрасываются из М87 в ближайшем Lightspeed .

Наблюдения, сделанные Чандрой, указывают на присутствие петель и колец в горячем газе, излучающем рентгеновские лучи, который окружает Мессье 87 . Эти петли и кольца образуются в результате изменения скорости выброса материала из сверхмассивной черной дыры в струях. Распределение петель предполагает, что небольшие извержения происходят каждые шесть миллионов лет.

Одно из колец, образовавшееся в результате крупного извержения, представляет собой ударную волну диаметром 85 000 световых лет вокруг черной дыры. Среди других замечательных особенностей - узкие волокна, излучающие рентгеновские лучи, длиной до 100 000 световых лет и большая полость в горячем газе, образовавшаяся в результате крупного извержения 70 миллионов лет назад.

Галактика также содержит заметное активное галактическое ядро (AGN), которое является сильным источником многоволнового излучения, особенно радиоволн .

Магнитары

Магнитар SGR 1900 + 14 находится точно в центре изображения, на котором видно окружающее газовое кольцо 7- луночной ширины в инфракрасном свете, как это видно с космического телескопа Спитцера . Сам магнетар не виден на этой длине волны, но его можно увидеть в рентгеновском свете.

Магнитар представляет собой тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которых силы испускания большим количеством высоких энергий электромагнитного излучения , в частности рентгеновского излучения и гамма - лучей . Теория относительно этих объектов была предложена Робертом Дунканом и Кристофером Томпсоном в 1992 году, но первая зарегистрированная вспышка гамма-излучения, предположительно исходившая от магнетара, произошла 5 марта 1979 года. Эти магнитные поля в сотни тысяч раз сильнее, чем у любого человека. Сделанный магнитом, и в квадриллионы раз мощнее поля, окружающего Землю . По состоянию на 2003 год это самые магнитные объекты, когда-либо обнаруженные во Вселенной.

5 марта 1979 г., после сброса зондов в атмосферу Венеры , « Венера-11» и « Венера-12» , находясь на гелиоцентрических орбитах, в 10:51 по восточному времени были поражены взрывом гамма-излучения. Этот контакт поднял показания излучения на обоих экспериментах Конуса с обычных 100 импульсов в секунду до более чем 200000 импульсов в секунду, всего за доли миллисекунды. Эта гигантская вспышка была обнаружена многочисленными космическими аппаратами и с помощью этих обнаружений была локализована межпланетной сетью на SGR 0526-66 внутри SNR N-49 Большого Магелланова Облака . А в марте 1979 года Конус обнаружил еще один источник: SGR 1900 + 14 , расположенный на расстоянии 20 000 световых лет в созвездии Аквилы, имел длительный период низких выбросов, за исключением значительного всплеска в 1979 году и нескольких последующих.

Каковы эволюционные отношения между пульсарами и магнетарами? Астрономы хотели бы знать, представляют ли магнитары редкий класс пульсаров, или некоторые или все пульсары проходят фазу магнетара в течение своих жизненных циклов. Исследователь времени рентгеновского излучения Росси (RXTE) НАСА показал, что самая молодая из известных пульсирующих нейтронных звезд устроила истерику. Коллапсировавшая звезда время от времени испускает мощные рентгеновские лучи, которые заставляют астрономов переосмыслить жизненный цикл нейтронных звезд.

«Мы наблюдаем, как один тип нейтронной звезды буквально превращается в другой прямо на наших глазах. Это давно искомое недостающее звено между различными типами пульсаров», - говорит Фотис Гавриил из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в Гринбелте, штат Мэриленд, и Университет Мэриленда, Балтимор.

Изображение Chandra показывает сверхновую Kes 75 с молодым нормальным пульсаром, нейтронной звездой PSR J1846-0258 в центре синей области вверху.

PSR J1846-0258 находится в созвездии Аквилы. Он был классифицирован как нормальный пульсар из-за его быстрого вращения (3,1 с -1 ) и пульсароподобного спектра. RXTE зафиксировал четыре рентгеновских всплеска, подобных магнитарам, 31 мая 2006 г. и еще один 27 июля 2006 г. Хотя ни одно из этих событий не длилось более 0,14 секунды, все они собрали по меньшей мере 75 000 Солнц. «Никогда прежде не наблюдалось, чтобы обычный пульсар производил всплески магнитаров», - говорит Гавриил.

«Считалось, что молодые, быстро вращающиеся пульсары не обладают достаточной магнитной энергией для генерации таких мощных всплесков», - говорит Марджори Гонсалес, ранее работавшая из Университета Макгилла в Монреале, Канада, а теперь работающая в Университете Британской Колумбии в Ванкувере. «Вот нормальный пульсар, который действует как магнетар».

Эти изображения Чандры показывают PSR J1846-0258 в Кес 75 в октябре 2000 г. (слева) и июне 2006 г. (справа). Пульсар стал ярче в рентгеновских лучах после мощных вспышек в начале 2006 года.

Наблюдения, проведенные рентгеновской обсерваторией НАСА Чандра, показали, что объект стал ярче в рентгеновских лучах, подтверждая, что вспышки исходили от пульсара, и что его спектр изменился и стал более похож на магнитар. Тот факт, что скорость вращения PSR J1846 замедляется, также означает, что он имеет сильное магнитное поле, тормозящее вращение. Подразумеваемое магнитное поле в триллионы раз сильнее, чем поле Земли, но оно в 10-100 раз слабее типичного магнетара. Виктория Каспи из Университета Макгилла отмечает: «Фактическое магнитное поле PSR J1846 может быть намного сильнее, чем измеренная величина, из чего следует, что многие молодые нейтронные звезды, классифицируемые как пульсары, на самом деле могут быть замаскированными магнетарами, и что истинная сила их магнитного поля только раскрывается. за тысячи лет по мере того, как они набирают обороты ".

Рентгеновские темные звезды

Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений Солнца в рентгеновских лучах , Солнце почти рентгеновское темное, почти рентгеновская переменная. С другой стороны, Бетельгейзе всегда кажется рентгеновской темной. Поток рентгеновского излучения от всей поверхности звезды соответствует пределу поверхностного потока, который находится в диапазоне от 30–7000 эрг с −1 см −2 при T = 1 МК до ~ 1 эрг с −1 см −2 при более высоких температурах, пять на порядки ниже потока рентгеновских лучей на поверхности спокойного Солнца.

Как и красный сверхгигант Бетельгейзе, красные гиганты почти не излучают рентгеновские лучи . Причина рентгеновской недостаточности может включать:

Выдающиеся ярко-красные гиганты включают Альдебаран , Арктур и Гамма Круцис . Существует очевидная рентгеновская «разделительная линия» на диаграмме HR между гигантскими звездами, когда они пересекают главную последовательность и становятся красными гигантами. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) кажется гибридной звездой (части обеих сторон) на «разделительной линии» эволюционного перехода к красному гиганту. α TrA может служить для тестирования нескольких моделей разделительной линии .

Также наблюдается довольно резкое начало рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0 с большим диапазоном светимости, развивающимся в спектральном классе F.

В немногих настоящих корональных излучателях позднего A- или раннего F-типа их слабая работа динамо обычно не способна значительно затормозить быстро вращающуюся звезду в течение их короткого времени жизни, так что эти короны бросаются в глаза своим серьезным дефицитом рентгеновского излучения по сравнению с к потокам хромосферы и переходной области; за последними можно проследить до звезд среднего типа А на довольно высоких уровнях. Независимо от того, действительно ли эти атмосферы нагреваются акустически и вызывают «расширяющуюся», слабую и холодную корону, или же они нагреваются магнитно, дефицит рентгеновского излучения и низкие корональные температуры явно свидетельствуют о неспособности этих звезд поддерживать существенную горячую температуру. короны в любом случае сравнимы с более холодными активными звездами, несмотря на их заметные хромосферы.

Рентгеновская межзвездная среда

Горячая ионизированная среда (ГИМ), иногда состоящая из коронального газа, в диапазоне температур 10 6 - 10 7 К излучает рентгеновские лучи. Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, вводят огромное количество энергии в окружающую их среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Возникающие в результате структуры различных размеров, такие как пузыри звездного ветра и суперпузырьки горячего газа, можно наблюдать с помощью спутниковых рентгеновских телескопов. Солнце в настоящее время движется через Местное межзвездное облако , более плотную область в Местном пузыре с низкой плотностью .

Диффузный рентгеновский фон

Это изображение ROSAT представляет собой карту равных площадей Айтоффа-Хаммера в галактических координатах с центром Галактики в середине диффузного рентгеновского фона 0,25 кэВ.

Помимо дискретных источников, которые выделяются на фоне неба, есть убедительные доказательства наличия диффузного рентгеновского фона. В ходе более чем десятилетних наблюдений рентгеновского излучения Солнца в 1956 г. было получено свидетельство существования изотропного рентгеновского фонового потока. Этот фоновый поток довольно устойчиво наблюдается в широком диапазоне энергий. Ранний высокоэнергетический конец спектра для этого диффузного рентгеновского фона был получен приборами на борту Ranger 3 и Ranger 5 . Поток рентгеновских лучей соответствует общей плотности энергии около 5 · 10 -4 эВ / см 3 . Изображение мягкого рентгеновского диффузного фона (SXRB) ROSAT показывает общее увеличение интенсивности от плоскости Галактики к полюсам. При самых низких энергиях, 0,1–0,3 кэВ, почти весь наблюдаемый фон мягкого рентгеновского излучения (МРФ) является тепловым излучением плазмы ~ 10 6 К.

Карта плотности столба нейтрального водорода Галактики в той же проекции, что и SXRB на 0,25 кэВ. Обратите внимание на общую отрицательную корреляцию между диффузным рентгеновским фоном 0,25 кэВ и показанной здесь плотностью столбика нейтрального водорода.

Сравнивая мягкий рентгеновский фон с распределением нейтрального водорода, принято считать, что в пределах диска Млечного Пути сверхмягкие рентгеновские лучи поглощаются этим нейтральным водородом.

Эта карта диффузного рентгеновского фона 0,75 кэВ из обзора всего неба ROSAT в той же проекции, что и SXRB и нейтральный водород. На изображении видна кардинально отличная от рентгеновского фона 0,25 кэВ структура. На уровне 0,75 кэВ на небе преобладает относительно гладкий внегалактический фон и ограниченное количество ярких протяженных галактических объектов.

Рентгеновские темные планеты

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (темные в рентгеновском диапазоне) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время своего прохождения. «Такие методы особенно перспективны для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область».

Земля

Это составное изображение содержит первое изображение Земли в рентгеновских лучах, сделанное в марте 1996 года с орбитального спутника Polar . Область самого яркого рентгеновского излучения - красная. Такие рентгеновские лучи не опасны, потому что они поглощаются нижними частями атмосферы Земли .
На этой выборке изображений 2004 г. яркие рентгеновские дуги низкой энергии (0,1 - 10 кэВ) генерируются во время авроральной активности. Изображения накладываются на смоделированное изображение Земли. Цветовой код рентгеновских дуг представляет яркость, максимальная яркость отображается красным цветом. Расстояние от Северного полюса до черного круга составляет 3340 км (2080 миль). Даты наблюдений: 10 наблюдений с 16 декабря 2003 г. по 13 апреля 2004 г. Инструмент: HRC.

Первый снимок Земли в рентгеновских лучах был сделан в марте 1996 года с орбитального спутника Polar . Энергетически заряженные частицы Солнца вызывают полярное сияние и возбуждают электроны в магнитосфере Земли . Эти электроны движутся вдоль магнитного поля Земли и в конечном итоге сталкиваются с ионосферой Земли , производя рентгеновское излучение.

Смотрите также

использованная литература