8. X-선 천문학

X-선 천문학

X선 천문학은 천문학의 한 분야이며 천체에서의 X선 관측과 검출 연구를 다루고 있습니다.

X-선 천문학
X-선 천문학

X선은 지구 대기에 흡수되므로 X선을 검출하는 기기는 기구나 음향 로켓, 인공위성에 의해 고고도까지 운반되어야 합니다. X선 천문학은 마우나케아 천문대와 같은 표준 광학 망원경에서는 볼 수 없는 X선 방사를 볼 수 있는 일종의 우주 망원경을 사용합니다. 약 100만 켈빈(K)~수억 켈빈(MK) 온도에서 극고온 가스를 포함한 천체에서 X선 방출이 예상되며, 지구 열권에 높은 이온화 가스의 E층 유지도 강력한 외계 X 선원을 제시했습니다. 이론적으로는 태양과 별이 눈에 띄는 X 선원이 될 것으로 예측했지만 지구 대기가 대부분의 외계 X선을 차단하기 때문에 이를 검증할 방법은 없었습니다. 이러한 X 선원은 고도로 기기를 보내는 방법이 개발된 후에야 연구할 수 있게 되었습니다. 태양 X선의 존재는 20세기 중반 초 V-2가 음향 로켓으로 변환되면서 확인되었으며 1958년부터 외계 X선 검출이 여러 위성의 1차 또는 2차 미션이 되었습니다. 최초의 (태양계를 초월한) 우주 X 선원은 1962년 음향 로켓에 의해 발견되었습니다. called 자리 X-1(Scorpius X-1)(scop 자리에서 발견된 최초의 X 선원)이라 불리며, emission 자리 X-1의 X선 방사는 시각 방사보다 1만배 컸지만 약 100만배 작습니다. 또한 X선에서의 에너지 출력은 모든 파장에서 태양의 총방출량보다 10만 배나 큽니다. 그 이후로 수천 개의 X 선원이 발견되었습니다. 또한 은하단의 은하 간 공간은 100~1000메가 켈빈(MK)의 온도로 뜨겁지만 매우 희박한 가스로 채워집니다. 뜨거운 가스의 총량은 가시 은하 총질량의 5~10배입니다.

사운딩 로켓 비행

X선 연구를 위한 첫 번째 소리를 내는 로켓 비행은 1949년 1월 28일 뉴멕시코 화이트샌즈 미사일 기지에서 V-2 로켓으로 진행되었습니다. 탐지기를 노즈콘 섹션에 배치하고 로켓은 대기 바로 위 고도까지 궤도 아래 비행으로 발사되었습니다. 태양으로부터의 X선은 미국 해군 연구소의 블러썸 실험에서 검출되었습니다. 1962년 6월 19일 (UTC)에 발사되었습니다 Aerobee 150 로켓은 태양계 밖의 소스에서 방출된 최초의 X선을 검출했습니다(Scorpius X-1)。현재 Sco X-1과 같은 X선원은 중성자별이나 블랙홀과 같은 콤팩트한 항성인 것으로 알려져 있습니다. 블랙홀에 떨어지는 물질은 X선을 방출할 수 있지만 블랙홀 자체는 방출하지 않습니다. X선 방사의 에너지원은 중력입니다. 낙하하는 가스나 먼지는 이들이나 다른 천체의 강한 중력장에 의해 가열됩니다. Scorpius X-1을 시작으로 이 새로운 X선 천문학 분야에서의 발견을 바탕으로 Riccardo Giacconi는 2002년 노벨 물리학상을 수상했습니다. 로켓 비행의 가장 큰 단점은 매우 짧은 지속 시간(로켓이 지구에 낙하하기 몇 분 전)과 제한된 시야입니다. 미국에서 발사된 로켓은 남쪽 하늘의 근원을 볼 수 없고 호주에서 발사된 로켓은 북쪽 하늘의 근원을 볼 수 없게 됩니다.

X선 양자열량계(XQC) 프로젝트

천문학에서 성 간 매질(또는 ISM)은 성간 공간에 침투하는 가스와 우주의 먼지입니다. 그것은 성간 공간을 채우고 주위 은하 간 매질에 매끄럽게 녹아듭니다. 성 간 매질은 이온, 원자, 분자, 더 큰 먼지 입자, 우주선 및 (은하계) 자기장의 극히 희박한 혼합물로 구성되어 있습니다. 전자 방사의 형태에서 같은 부피를 차지하는 에너지는 성 간 방사장입니다. 관심사는 X선을 방출하는 106~107K 항성 표면에서 코로나 구름이 반출되는 열이온화 매체(HIM)다. ISM은 난류이며 모든 공간 규모의 구조로 가득 차 있습니다. 별은 분자운의 큰 복합체 깊숙한 곳에서 태어나며 보통 몇 파섹 크기다. 그들의 삶과 죽음 사이에 스타는 ISM과 물리적으로 상호작용합니다. 젊은 성단(종 거대 또는 초거대란 HII 영역이 그것들을 둘러싸는)으로부터의 항성풍과 초신성에 의해 생성된 충격파는 주위에 막대한 에너지를 주입하여 극초음속 난류로 이어집니다. 결과적으로 생성되는 구조는 항성풍 거품과 뜨거운 가스 슈퍼 버블입니다. 태양은 현재 저밀도 로컬 버블의 보다 밀도가 높은 지역인 로컬 성운을 통과하고 있습니다. 0.07~1k eV의 에너지 범위에서 성 간 매질로부터의 확산 X선 방출 스펙트럼을 측정하기 위해 NASA는 2008년 5월 1일 뉴멕시코주 화이트샌즈 미사일 레인지에서 블랙 브란트 9를 발사했습니다. 이 미션의 주임 조사관은 위스콘신 대학교 매디슨 대학교의 댄 애커먼 박사입니다.

기구

기구 비행은 지구 대기의 99.997%가 넘는 고도 40km까지 계기를 운반할 수 있습니다. 짧은 시간에 데이터를 수집하는 로켓과는 달리 기구는 훨씬 오랫동안 하늘에 머무를 수 있습니다. 그러나 이러한 고도에서도 X선 스펙트럼의 대부분은 여전히 흡수되고 있습니다. 에너지가 35keV(5,600aJ) 미만인 X선은 기구에 도달할 수 없습니다. 1964년 7월 21일 게 성운의 초신성 잔해는 미국 텍사스주 팔레스타인에서 발사된 기구를 탄 섬광 카운터에 의해 단단한 X선(15-60keV) 원인 것으로 발견되었습니다. 이것은 아마도 이산적인 우주 X선 원으로부터의 X선을 벌룬 베이스로 검출한 최초의 것이었을 것입니다.

고에너지 집속 망원경

고에너지 초점 망원경(HEFT)은 딱딱한 X선(20-100keV) 대역의 천체물리학적 원천을 이미지화하기 위한 풍선 기반 실험입니다. 2005년 5월 미국 뉴멕시코주 포트 여름에서 첫 비행이 이루어졌습니다. HEFT의 각도 분해능은 c.1.5’다. 방목 각 X선 망원경을 사용하는 대신 HEFT는 새로운 텅스텐 실리콘 다층 코팅을 사용하여 네스트 된 방목 입사 거울의 반사율을 10keV 이상으로 확장합니다. HEFT의 에너지 분해능은 전폭 1.0 KE에서 최대 60 KE로 절반이 됩니다. HEFT는 2005년 5월에 25시간의 풍선 비행을 위해 발사되었습니다. 이 장치는 사양 내에서 실행되어 게 성운 Tau X-1을 관측했습니다.

고해상도 감마선, 하드 X선 분광계(HIREGS)

고해상도 감마선과 하드 X선 분광계(HIREGS)라고 불리는 풍선 매개 실험은 태양과 기타 천체로부터의 X선과 감마선 방출을 관측했습니다. 1991년 12월과 1992년 남극 맥머도 기지에서 발사되었습니다. 안정적인 바람이 불어 매회 약 2주간의 주를 비행으로 풍선을 운반했습니다.

로큰즈

로켓과 기구의 혼합물인력 쿤은 고체연료 로켓으로 지상에 있는 동안 바로 점화되는 것이 아니라 가스가 가득한 기구에 의해 최초로 대기 중으로 운반되었습니다. 그 후 기구에서 최대 높이로 분리되면 로켓은 자동으로 점화되었습니다. 이를 통해 로켓은 훨씬 더 많은 화학 연료가 필요했던 저층 공기층을 통과할 필요가 없었기 때문에 더 높은 고도를 달성했습니다. “로큰 저”의 원래 컨셉은 Cmdr에 의해 개발되었습니다. 리 루이스 Cmdr입니다. G. 할 바는, S. F. 가수, 제임스 A입니다. 1949년 3월 1일 USS 노턴 음향의 에어로비 로켓 발사 순항 중인 밴 앨런입니다. 1956년 7월 17일부터 7월 27일까지 해군 연구소(NRL)는 태양 자외선과 X선 관측을 위해 8개의 니콘 로큰롤 산 클레멘테 섬 남서쪽 약 30°N~121입니다.

X선 천문위성

X선 천문위성은 천체로부터의 X선 방출을 연구합니다. X선 방출에 관한 데이터를 검출하여 송신할 수 있는 위성은 X선 천문학으로 알려진 우주 과학 분야의 일부로 배치되어 있습니다. X선은 지구 대기에 흡수되기 때문에 인공위성이 필요하기 때문에 기구나 음향 로켓, 위성 등으로 X선을 탐지하는 기기를 고고도로 가져가야 합니다.

X선 망원경과 거울

X선 망원경(XRT)은 굴절이나 큰 편차 반사가 아닌 살짝 보는 각도 반사를 기반으로 다양한 지향성과 영상 능력을 갖추고 있습니다. 이에 따라가신 또는 자외선 망원경보다 훨씬 좁은 시야로 제한됩니다. 거울은 세라믹 또는 금속박으로 만들 수 있습니다. 천문학에서 최초의 X선 망원경은 태양을 관측하기 위해 사용되었습니다. 1963년, 태양의 최초 X선 사진(방목 입사 망원경으로 촬영)은 로켓 탑재 망원경에 의해 촬영되었습니다. 1960년 4월 19일 태양의 첫 번째 X선 이미지가 Aerobe-Hi 로켓에서 핀홀 카메라를 사용하여 촬영되었습니다. 태양계 외 X선 천문학을 위한 X선 거울의 이용은 동시에 다음이 필요합니다: – 2차원에서 X선 광자의 도착 위치를 결정하는 능력과 함께 말이죠. – 합리적인 검출 효율입니다.

X선 천문검출기

X선 천문학 검출기는 주로 에너지를 위해 설계되었으며 때로는 당시 기술에 한정된 다양한 기술을 사용하여 파장을 검출하기 위해 구성되어 있습니다. X선 검출기는 개개의 X선(X선 전자방사 광자)을 수집하고 수집된 광자의 수(강도), 수집된 광자의 에너지(0.12~120keV), 파장(c.0.0088nm) 또는 광자가 검출되는 속도(시간당 카운트)를 계산하여 그것들을 방출하는 물체에 대해 알려줍니다.

천체물리학적 X선원

몇몇 유형의 천체물리학적 물체는 은하단에서 활성 은하핵(AGN)의 블랙홀을 통해 백색왜성(촉매 변광성과 초연 X 선원), 중성자별 또는 블랙홀(X선 이진성)을 포함하는 초신성 잔해, 항성 및 이진성과 같은 은하 물체에 X선을 방출하거나 형광 하거나 반사합니다. 일부 태양계 천체는 X선을 방출하는데, 가장 주목할 만한 것은 달이지만 달 X선 밝기의 대부분은 반사된 태양 X선에서 발생합니다. 많은 미해결 X 선원의 조합은 관찰된 X선 배경을 생성한다고 생각됩니다. X선 연속체는 브렘스탱, 흑체 방사, 싱크로트론 방사 또는 상대론적 전자에 의한 저에너지 광자의 역 컴프턴 산란, 고속 양성자와 원자 전자의 녹은 충돌 및 추가 전자 전이 여부와 관계없이 원자 재결합에서 발생할 수 있습니다. 중간 질량 X선 쌍성계(IMXB)는 구성 요소 중 하나가 중성자별 또는 블랙홀인 쌍성계입니다. 또 다른 성분은 중간 질량 별입니다. Hercules X-1은 아마도 Rocheblove 오버플로를 위해 일반 항성(Hz Herculis)으로부터 중성자별을 획득하는 물질로 구성되어 있습니다. X-1은 거대한 X선 이진 프로토타입이지만 고 질량과 저질랑 X선 이진의 경계인 ~2mm에 해당합니다. 2020년 7월 천문학자들은 은하 NGC 6297 핵 근처에 위치한 ASSN-20hx와 관련된 ‘경성 조석 파괴 사건 후보’의 관측을 보고하면서 이 관측이 ‘하드파워 법칙 X선 스펙트럼을 가진 매우 적은 조석 파괴 사건’ 중 하나를 대표한다고 언급했습니다.

천체의 X선원

천구는 88개의 별자리로 나누어져 있습니다. 국제천문학 연합(IAU) 별자리는 하늘 영역입니다. 이들 각각에는 주목해야 할 X 선원이 포함되어 있습니다. 그중 몇 개는 천체물리학적 모형화를 통해 은하의 중심에 있는 블랙홀로 확인되었습니다. 펄서도 있어요. X선 천체물리학에 의해 이미 모형화된 소스와 마찬가지로 분명한 소스에 의한 X선 생성을 이해하려는 노력은 태양, 우주 전체, 그리고 이것들이 지구상에서 우리에게 어떤 영향을 미치는지 이해하는 데 도움이 됩니다. 별자리는 현재의 물리 이론이나 해석과는 무관하게 관측이나 정확도를 다루기 위한 천문학적인 장치입니다. 천문학은 오랫동안 존재해 왔습니다. 물리 이론은 시간이 지남에 따라 변화합니다. 천상의 X 선원에 관해서는 X선 천체물리학이 X선 밝기의 물리적 이유에 초점을 맞추는 경향이 있지만, X선 천문학은 이들 분류, 발견 순서, 변동성, 분해능 및 다른 별자리의 근방 원과의 관계에 초점을 맞추는 경향이 있습니다. 오리온자리와 에리다누스자리 사이에 있으며, 이에 걸쳐 뻗어 있는 것은 오리온 에리다누스 슈퍼 버블(Orion-Eridanus Super bubble)로 알려진 부드러운 X선 핫스폿 혹은 단순히 H α 방출 필라멘트의 상호작용 아크의 25° 영역이다. 연 X선은 슈퍼 버블 내부의 뜨거운 가스(T~2~3 MK)에 의해 방출됩니다. 이 밝은 물체는 가스와 먼지 필라멘트의 ‘그림자’ 배경을 형성합니다. 필라멘트는 IRAS에 의해 측정된 약 30K의 온도에서 먼지에서 100마이크로미터 방출되는 오버레이 윤곽으로 표시됩니다. 여기서 필라멘트는 100~300eV 사이의 연 X선을 흡수하여 뜨거운 가스가 필라멘트 뒤에 있음을 나타냅니다. 이 필라멘트는 뜨거운 버블을 둘러싼 중성 가스 셸의 일부일 가능성이 있습니다. 그 내부는 오리온 OB1 협회의 뜨거운 별들로부터의 자외선(UV) 빛과 항성풍에 의해 에너지를 얻고 있습니다. 이 항성들은 스펙트럼의 시각(H α)과 X선 부분에서 관측되는 약 1200l ys의 슈퍼 버블을 활성화합니다.

X선 관측위성(장래)의 제안

X선 관측 위성을 위해 제안된 프로젝트는 몇 가지 있습니다. 위의 주요 기사 링크를 참조하십시오.

탐사 X선 천문학

보통 관측 천문학은 지구 표면(또는 그 아래)에서 발생하는 것으로 생각됩니다. 관측을 지구로 한정한다는 생각에는 지구 주위를 도는 것도 포함됩니다. 관찰자가 지구의 아늑한 영역을 벗어나면 바로 깊은 우주 탐험가 됩니다. 익스플로러 1과 익스플로러 3과 시리즈 초기 위성을 제외하고 보통 탐사선이 심우주 탐사선이 될 경우 지구 또는 지구 주위 궤도를 떠납니다. 위성이나 우주탐사기가 심우주 X선 천문학자/탐사기 또는 ‘우주로봇’/탐사기로서의 자격을 얻기 위해 필요한 것은 XRT 또는 X선 검출기뿐이며 지구 궤도를 벗어나는 것입니다. 율리시스는 1990년 10월 6일 발사돼 1992년 2월 중력 슬링 샷으로 목성에 도달했습니다. 1994년 6월에 태양 극을 통과했고 1995년 2월에 황도 적도를 횡단했습니다. 태양 X선과 우주 감마선 버스트 실험(GRB)은 세 가지 주요 목표를 가지고 있었습니다: 태양 플레어의 연구와 감시, 우주 감마선 버스트의 검출과 극소화, 목성 오로라의 현장 검출입니다. 율리시스는 감마 버스트 검출기를 탑재한 최초의 위성으로 화성 궤도에서 벗어났습니다. 하드 X선 검출기는 15~150keV 범위에서 작동했습니다. 검출기는 23mm 두께×51mm 직경 CSI(Tl) 결정으로 구성되어 플라스틱 관광을 통해 광전자 증배기에 장착되었습니다. 하드 검출기는 (1) 측정된 카운트 속도, (2) 지상 명령 또는 (3) 우주선 원격 측정 양식의 변경에 따라 동작 양식을 변경했습니다. 방아쇠 레벨은 일반적으로 배경 상의 8 시그마로 설정되며 감도는 10-6 erg/㎠(1nJ/m2)다. 버스트 방아쇠가 기록되면 계측기는 전환되어 고해상도 데이터를 기록하고 저속 텔레메트리 판독을 위해 32kbit 메모리에 기록합니다. 버스트 데이터는 2개의 디텍터의 합계이기 때문입니다. 8ms 해상도 카운트입니다. 산을 16초 또는 32ms 카운트입니다. 산을 64초 중 하나로 구성됩니다. 또, 2개의 검출기의 합계로부터 16채널의 에너지 스펙트럼이 있었습니다(1, 2, 4, 16 또는 32초의 적분으로 얻어졌습니다). ‘wait’ 양식에게서는 데이터는 0.25 또는 0.5s 통합과 4가지 에너지입니다. 채널(최단의 통합 시간은 8s)로 취득되었습니다. 또한 두 검출기의 출력은 합계되었습니다. 율리시스 연 X선 검출기는 두께 2.5mm x 면적 0.5㎠의 Si 표면 장벽 검출기로 구성되었습니다. 100mg/㎠ 베릴륨 밖 전면 창은 저에너지 X선을 거부하고 75°(반각)의 원뿔 FOV를 정의했습니다. 이러한 검출기는 수동적으로 냉각되어 -35~-55℃의 온도 범위에서 동작합니다. 이 검출기는 5~20keV 범위를 커버하는 6개의 에너지 채널을 가지고 있었습니다.

이론 X선 천문학

이론 X선 천문학은 이론 천체물리학의 한 분야로 천문학적 물체에 적용되는 X선의 생성, 방출 및 검출의 이론적 별 화학을 다루는 학문입니다. 이론 천체 물리학과 마찬가지로 이론 X선 천문학은 가능한 X 선원의 동작을 근사하기 위한 분석 모델과 관측 데이터를 근사하기 위한 계산 수치 시뮬레이션을 포함한 다양한 도구를 사용합니다. 잠재적인 관찰 결과가 이용 가능해지면 그것들을 실험적 관찰과 비교할 수 있습니다. 옵서버는 모델을 반박하는 데이터를 검색하거나 여러 대체 모델 또는 경쟁 모델 중 선택하는 데 도움이 됩니다. 이론가는 또한 새로운 데이터를 고려하기 위해 모델을 생성하거나 수정하려고 합니다. 부정합의 경우 일반적인 경향으로는 데이터에 맞게 모델을 최소한으로 수정하려고 합니다. 경우에 따라서는 시간이 지남에 따라 대량의 일관성 없는 데이터가 모델을 완전히 포기할 수 있습니다. 천체물리학, 천체화학, 천문학 및 기타 분야의 이론가들에 의해 연구된 천문학 분야의 대부분은 X선과 X 선원에 관한 것입니다. 이론 시작의 대부분은 X 선원이 구축되어 연구되고 있는 지구 기반의 연구실에서 찾을 수 있습니다.

다이나모스

다이너모 이론은 회전, 대류 및 전기 전도 유체가 자기장을 유지하기 위해 작용하는 과정을 설명합니다. 이 이론은 천체물리학적 물체에 비정상적으로 긴 수명의 자기장이 존재하는 것을 설명하기 위해 사용됩니다. 항성 자기장 중 일부가 다이너모에 의해 실제로 유도되는 경우 전계 강도는 회전 속도와 관련이 있을 수 있습니다.

천문모델

관측된 X선 스펙트럼에서 다른 파장 범위의 스펙트럼 방출 결과와 결합하여 가능성이 높은 X선 방출원을 다루는 천문학적 모델을 구축할 수 있습니다. 예를 들어 Scorpius X-1에서는 X선 에너지가 최대 20 KE까지 증가하면 X선 스펙트럼이 급격히 저하됩니다. 이것은 열 플라스마 메커니즘일 가능성이 높습니다. 게다가 방사선 방출은 없고 가시적인 연속체는 관측된 X선 플럭스에 적합한 뜨거운 플라스마에서 기대되는 것입니다. 플라스마는 중심 물체의 코로나 구름 또는 에너지원이 불분명한 일시적인 플라스마일 수 있지만 근접 이진 아이디어와 관련이 있을 수 있습니다. 게 성운 X선 스펙트럼은 전갈자리 X-1과는 크게 다른 세 가지 특징이 있습니다. 그 스펙트럼은 훨씬 단단하고 광원 직경은 천문 단위(AU)가 아니라 광년(l)이며 전파와 광 싱크로트론의 방사는 강합니다. 그 전체적인 X선 광도는 광학 방출에 필적하며 비열 플라스마일 가능성이 있습니다. 그러나 게 성운은 미지의 근원에서 얻은 큰 가시 부분과 무선 부분 총에너지양의 00배인 희박 플라스마의 중심 자유 팽창 구인 X 선원으로 등장합니다. 거성이 진화해 적색 거성이 되는 ‘분할선’도 바람과 코로나 분할선과 일치합니다. 이러한 분할선에 걸친 X선 방사의 감소를 설명하기 위해 몇 가지 모델이 제안되었습니다: 1. 낮은 전이 영역 밀도, 코로나에서의 낮은 반출로 이어집니다. 2. 코로나 방출의 고밀도 풍 소멸입니다. 3. 쿨한 코로나 루프만 안정되고요, 4. 자기장 구조에서 오픈 토폴로지로의 변화입니다. 자기적으로 제한된 플라스마 감소로 이어집니다. 5. 자기 다이너모 특성 변화로 인해 항 성장이 소실되고 적색 거성 사이에 소규모 난류 발생자지만 남게 됩니다.

X선 분석 천문학

고질랑 X선 쌍성(HMXB)은 OB 초거대 동반성과 소형 물체로 구성되며 보통 중성자별(NS) 또는 블랙홀(BH)로 구성됩니다. 초거대 X선 바이너리(SGXBs)는 소형 물체가 며칠간(315d) 궤도 주기를 갖는 거대한 동료를 공전하는 HMXB다. SGXB는 전형적인 증가 펄서의 하드 X선 스펙트럼을 나타내며 대부분의 경우 불분명한 HMXB로서 강한 흡수를 나타냅니다. X선 광도(Lx)는 최대 1036erg·s-1(1029와트)까지 증가합니다. [필요한 기능입니다] 고전적인 SGXB와 최근 발견된 초거대 고속 X선 트랜젠트(SFXT) 사이에서 관찰된 다른 시간적 거동을 방아쇠 하는 메커니즘은 여전히 논의되고 있습니다.

항성 X선 천문학

항성의 X선 천문학은 1974년 4월 5일 카펠라에서 X선을 검출하면서 시작되었다고 알려져 있습니다. 그날 로켓 비행은 항성 센서가 카펠라(α UAR)의 페이로드 축을 가리켰을 때 그 자세 제어 시스템을 일시적으로 교정했습니다. 그동안 0.2~1.6keV 범위의 X선은 별 센서와 함께 정렬된 X선 반사기 시스템에 의해 검출되었습니다. Lx = 1031erg·s-1의 X선 광도는, 태양의 X선 광도보다 네 자릿수 높습니다.

항성 코로나

코로나 별 또는 코로나 구름 내의 별들은 헤르츠스프룽 러셀 그림의 쿨한 절반에 있는 별들 사이에서 어디에나 있습니다. 스카이러브와 코페르니쿠스에 탑재된 기기 실험은 항성 코로나에서 0.14~0.284 KE까지의 에너지 범위에서 연 X선 방출을 찾기 위해 사용되고 있습니다. ANS에서의 실험은 카펠라와 시리우스(α CMA)로부터의 X선 신호를 찾는 데 성공하여 강화된 태양과 같은 코로나로부터의 X선 방출이 처음 제안되었습니다. HEAO1을 사용한 카펠라의 첫 번째 코로나 X선 스펙트럼에서 얻은 카펠라 코로나의 고온은 자유롭게 흐르는 코로나 풍이 아니면 자기 감금이 필요했습니다. 1977년 프록시마 켄타우리는 XUV에서 고에너지 방사선을 방출하고 있는 것으로 발견되었습니다. 1978년 알파 Cen은 저 활동성 코로나 바이러스원으로 특정되었습니다. 아인슈타인 천문대의 조작에 의해 X선 방사는 헤르츠스프룽-러셀 그림 전체를 커버하는 광범위한 항성에 공통된 특징으로 인식되었습니다. 아인슈타인(アインスタイン)의 첫 번째 조사는 중요한 통찰을 가져왔습니다: X 선원은 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램과 진화의 대부분 단계에 걸쳐 모든 종류의 항성에 존재합니다. X선의 광도와 주요 배열에 따른 분포는 오랫동안 알려진 음향 가열 이론과 일치하지 않았습니다. 하지만 지금은 자기 코로나 가열의 영향으로 해석됩니다. 다른 방법으로 유사한 항성은 회전 주기가 다를 경우 X선 출력에 큰 차이가 있음을 밝힙니다. UX Arietis의 중해 상도 스펙트럼에 적합하기 위해서는 태양광 아래의 풍부함이 필요했습니다. 항성 X선 천문학은 보다 깊은 이해에 기여하고 있습니다. 자기 유체역학적 다이너모의 자기장입니다. 다양한 플라스마 물리적 과정에 의한 불연속 천체물리학적 플라스마 방출입니다. 고에너지 방사와 항성 환경의 상호작용입니다. 현재의 지혜로는 거대한 코로나 주계열성은 관측과 이론 모두에서 뒷받침되는 추측인 늦은 A 또는 얼리 F별이다.

젊은 저질량 별

새로 형성된 별들은 주계열에 도달하기 전 항성 진화 단계에서 주계열 전 별로 알려져 있습니다. 이 단계의 항성(1000만 년 미만)은 항성 코로나로 X선을 생성합니다. 그러나 그 X선 방사는 유사 질량의 주계열성에 비해 103~105배 강합니다. 주계열 전 항성의 X선 방사는 아인슈타인 천문대에 의해 발견되었습니다. 이 X선 방출은 주로 항성 코로나의 자기 재결합 플레어에 의해 생성되며, 많은 작은 플레어가 이 별들로부터의 ‘조용한’ X선 방출에 기여합니다. 주계열성은 큰 대류 대를 가지며, 그것이 강한 다이너모를 구동하여 강한 표면 자기장을 생성합니다. 이는 X선 방출의 회전 변조를 나타내는 주계열성과는 달리 포화 X선 영역에 있는 이 별들로부터의 높은 X선 방출로 이어집니다. X선 방출의 기타 원천으로는 착상 핫스폿과 콜라 미팅도 유출이 있습니다. 항성의 젊음을 나타내는 지표로서의 X선 방사는 별 형성 영역 연구에 중요합니다. 은하수 은하의 대부분 별 형성 영역은 많은 무관한 필드 별과 함께 은하면 상에 투영되어 있습니다. 젊은 항성 단 구성원과 필드 스타 오염물질을 광학적 및 적외선 이미지만으로 구별하는 것은 종종 불가능합니다. X선 방사는 분자 구름으로부터의 적당한 흡수를 용이하게 관통할 수 있어 후보 클러스터 멤버를 식별하는 데 사용할 수 있습니다.

불안정한 바람

유의한 외부 대류 영역이 없음을 고려할 때 이론은 초기 A 별에 자기 역학이 없음을 예측합니다. 스펙트럼형 O와 B의 초기 항성에서는 불안정한 바람에 발달하는 충격이 X선 원일 가능성이 높습니다.

쿨 엠 드워프 부엉이

스펙트럼형 M5를 넘어 고전적인 알파 ω 다이너모는 왜성의 내부 구조가 크게 변화함에 따라 더 이상 작동할 수 없습니다: 그것들은 완전히 대류가 됩니다. 분산형(또는 α2) 발전기가 연관성을 갖게 되면 코로나 자기장 표면의 자속과 위상 모두가 이 전이를 통해 체계적으로 변화하며, 아마도 스펙트럼 등급 dM5 주변의 X선 특성에 몇 가지 불연속성이 발생할 것입니다. 관측 결과는 이 그림을 지원하지 않는 것으로 보입니다: 장기 최소 질량 X선 검출 VB8(M7eV)은 X선 광도(LX) 261026erg·s-1(1019W) 레벨에서 안정적인 방출을 나타내며, 최대 자릿수가 높습니다. 다른 후기 M 왜성과의 비교는 상당히 연속적인 경향을 보여줍니다.

Herbig Ae/Be 별로부터의 강한 X선 복사

그녀의 큰 Ae/Be 별은 메인 순서 전의 별입니다. X선 방사 특성에 관해서는 몇 가지는요. 뜨거운 별을 떠올리면서요. 다른 사람들은 차가운 항성과 같은 코로나 활동, 특히 플레어와 매우 높은 온도를 지적하고 있습니다. 이러한 강력한 배출의 성질은 다음과 같은 모델에서 논의를 계속하고 있습니다. 불안정한 항성의 바람입니다. 충돌하는 바람이에요. 자기 코로나입니다. 디스크 코로나입니다. 바람에 의한 자기권입니다. 어쿠리에이션 쇼크입니다. 전단 발전기의 운전입니다. 불분명한 후기형 동료의 존재입니다.

K giants

FK컴 별은 비정상적으로 빠른 회전과 극단적인 활동의 징후를 가진 스펙트럼형 K 거인이다. 이들의 X선 코로나는 가장 밝으며(LX≧1032erg·s-1 또는 1025W) 최대 40 MK의 지배적 온도로 알려진 뜨거운 것 중 하나다. 그러나 현재 일반적인 가설은 동반자의 궤도 각운동량이 프라이머리에 전달되는 근접 이진 계를 통합하는 것입니다. 폴룩스는 베타 별로 지정되어 있음에도 불구하고 쌍둥이자리에서 가장 밝은 별이며 하늘에서 17번째로 밝은 별입니다. 폴룩스는 오렌지색의 거대한 K별로 흰색의 쌍둥이 Castor와 흥미로운 색상의 콘트라스트를 만들어냅니다. 폴룩스 주변에서 뜨겁고 외부에서 자기적으로 지지가 된 코로나에 대한 증거가 발견되었으며, 이 별은 X선 방출체로 알려져 있습니다.

Eta Carinae

Chandra X선 관측소에 의한 새로운 X선 관측에서는 세 가지 다른 구조가 제시되어 있습니다. 바깥쪽 말굽 모양 링은 지름 약 2광년, 안쪽 뜨거운 코어는 지름 약 3 광원, 가운데 열원은 지름 1 광원 미만이며 여기에는 쇼 전체를 움직이는 슈퍼스타가 포함되어 있을 수 있습니다. 이 이륜은 1000년 이상 전에 일어난 또 다른 대폭발의 증거를 제공하고 있습니다. Eta Carinae 주변의 이 세 가지 구조는 초음속으로 슈퍼스타로부터 날아가는 물질로 인해 생기는 충격파를 나타낸다고 생각됩니다. 충격 가열된 가스의 온도는 중앙부에서 60 MK부터 말굽 형태의 외부 구조물에서 3 MK까지다. 찬드라의 이미지에는 항성이 어떻게 뜨겁고 강렬한 X선을 생성할 수 있는지에 대한 기존 생각에 몇 가지 퍼즐이 포함되어 있습니다 교수는 말합니다. 미네소타 대학의 크리스 데이비드슨입니다. 데이비드슨은 허블우주망원경에 의한 에타 카리나 관측의 주요 연구자다. 가장 일반적인 이론에서 X선은 두 별에서 나오는 가스류를 매우 가까이서 충돌시켜 만들어지기 때문에 그것들은 우리에게 포인트 원처럼 보입니다. 그러나 더 먼 거리로 유출되는 가스 흐름은 어떻게 되는 것입니까? 새로운 이미지의 중앙에 있는 확장된 화젯거리인 것은 모든 이론이 충족해야 할 새로운 조건을 요구합니다.”

아마추어 X선 천문학

집합적으로 아마추어 천문학자들은 자신들이 만든 장치를 사용하여 다양한 천체와 현상을 관찰할 수 있습니다. 미국 공군 아카데미(USAFA)는 미국 유일의 학부 위성 프로그램의 본거지이며 팰컨 발사 로켓을 계속 개발하고 있습니다. X선 천문학 페이로드를 우주에 투입하려는 아마추어의 직접적인 노력에 더해 학생들이 개발한 실험 페이로드를 무료로 상업 음향 로켓에 탑재할 수 있는 기회가 있습니다. X선 천문학에서 아마추어 관측과 보고 실험에는 큰 한계가 있습니다. 아마추어 로켓이나 기구를 만들기에 충분한 비용과 적절한 X선 검출기를 만들기에 적합한 부품의 비용입니다.

X선 천문학의 역사

1927년, 미 해군 연구소의 E.O. 헐버트와 그레고리 브라이트와 멜 후 A의 관계자입니다. 워싱턴 카네기 연구소의 튜브 씨는 로버트 H. 고더드 로켓을 정비해 대기권 상층부를 탐사할 가능성에 대해 조사했습니다. 2년 뒤 그는 고고도에서의 자외선과 X선 검출을 포함해 로켓이 상층 대기를 탐사하는 실험 프로그램을 제안했습니다. 1930년대 후반 태양을 둘러싼 매우 고온 미약한 가스의 존재는 고도로 이온화된 종의 광 코로 나선에서 간접적으로 추측되었습니다. 태양은 뜨거운 코로나에 둘러싸여 있는 것으로 알려져 있습니다. 1940년대 중반 라디오 관측에 의해 태양 주위에 라디오 코로나가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 지구 대기권 상공에서의 X 선원 탐색이 시작된 것은 1948년 8월 5일 12:07 GMT로 프로젝트 헤르메스의 일환으로 미 육군(구 독일군) V-2 로켓이 화이트샌즈 프루프인 그라운드에서 발사되었습니다. 첫 번째 태양 X선은 T에 의해 기록되었습니다. 바 나이트입니다 1960년대, 70년대, 80년대, 90년대를 거쳐 X선 천문학 60년 동안 검출기 감도가 크게 높아졌습니다. 또한 X선의 초점을 맞추는 능력이 비약적으로 발전하여 많은 매력적인 천체의 고품질 이미지를 생성하는 것이 가능해졌습니다.

X선 천문학의 주요 질문

X선 천문학은 주요 스펙트럼 프로브를 사용하여 소스를 들여다보기 때문에 많은 퍼즐을 이해하기 위한 귀중한 도구입니다.

항성자기장

자기장은 항성들 사이에는 어디에나 존재하지만, 그 이유는 정확히 이해할 수 없습니다. 또한 항성 환경에서 작용하는 다양한 플라스마 물리 메커니즘을 완전히 이해하지 못합니다. 예를 들어, 몇몇 별들은 자기장을 가지고 있는 것 같고 화석의 항성 자기장은 형성 기간에서 남아도는 것 같고, 다른 별들은 그 자기장을 자주 새로 생성하는 것 같습니다.

태양계외 X선원 천문학

태양계와 X 선원의 초기 검출에서는, 통상 가장 먼저 묻는 말은 「광원이란 무엇입니까?」입니다. 광범위한 검색은 종종 일치할 수 있는 객체에 대해 가시 또는 무선과 같은 다른 파장에서 이루어집니다. 확인된 X선 위치의 대부분은 아직 쉽게 식별할 수 있는 소스를 가지고 있지 않습니다. X선 애 스트로 매트라는 보다 미세한 각도 분해능과 스펙트럼 방사율 요구를 더욱 크게 하는 심각한 문제가 됩니다. X선/광학, X선/무선 및 X선/X선 식별은 위치일지만을 바탕으로 수행하는 것에는 고유의 어려움이 있으며, 특히 풍선이나 로켓에서 작성된 위치결정 요소에 큰 불확실성이 있는 식별을 수행하는 데 장애가 발생합니다. 은하 중심으로 향하는 혼잡한 지역에서 소스 분리가 불충분하고 소스 변동성과 소스 명명법의 다양성입니다. X 선원과 항성의 위치 사이의 각도 분리를 계산함으로써 항성에 대한 X 선원의 동정이 가능합니다. 최대 허용 분리는 가능한 한 많은 실제 일치를 식별하기 위한 큰 값과 스프리어스 일치의 가능성을 최소화하기 위한 작은 값 사이의 타협입니다. ‘채용된 일치 기준 40’은 샘플 내의 스프리어스 일치 확률을 3%로 유지하면서 가능한 X 선원 일치의 거의 모든 것을 찾습니다.”

태양 X선 천문학

태양 주변 또는 근처에서 검출된 모든 X 선원은 그 외부 대기인 코로나 과정과 관련이 있는 것으로 보입니다.

코로나 가열 문제

태양 X선 천문학 분야에서는 코로나 가열 문제가 있습니다. 태양광 권의 유효온도는 5,570K[50]이지만 코로나의 평균온도는 1~2×106K다. 하지만 가장 더운 지역은 8-20×106K입니다. 코로나의 고온은 광산권으로부터의 직접적인 열전도 이외의 무언가에 의해 가열되고 있음을 보여줍니다. 코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 광산권 아래 대류 존에서 난류운동에 의해 제공되는 것으로 생각되며, 코로나 가열을 설명하기 위한 두 가지 주요 메커니즘이 제안되어 있습니다. 첫 번째는 대류 존의 난류에 의해 소리, 중력 또는 자기 유체역학적 파동이 생성되는 파동 가열입니다. 이 파도들은 상승하여 코로나 속에서 소멸하고, 그 에너지는 열의 형태로 주위 가스에 축적됩니다. 다른 하나는 자기 가열이며, 자기 에너지는 광산권 운동에 의해 연속적으로 축적되어 큰 태양 플레어와무수하고 유사하지만 – 나노플레어 형태로 자기 재결합을 통해 방출됩니다. 현재 파도가 효율적인 가열 메커니즘인지는 불분명합니다. Alfén파를 제외한 모든 파도가 코로나에 도달하기 전에 소산 또는 굴절되는 것이 확인되었습니다.또한 알펜파는 코로나로 쉽게 소멸되지 않습니다. 따라서 현재 연구의 초점은 플레어 가열 메커니즘으로 이동하고 있습니다.

코로나 질량 방출

코로나질량방출(CME)은 주로 전자와 양성자(헬륨, 산소, 철과 같은 소량의 무거운 원소 외에)로 구성된 방출 플라스마로 내부에 있는 코로나 폐차장 영역입니다. 다른 시간 스케일(대류, 미분 회전, 자오선 순환)에서의 다양한 광구 운동에 응답하여 이러한 닫힌 자기구조가 진화하는 것은 어떤 형태로든 CME으로 이어집니다. 플라스마 가열 등의 소규모 에너지 서명(컴팩트한 연 X선 미백으로 관측됨)은 CME과 임박했음을 나타낼 가능성이 있습니다. 연 X선 시그모이드(soft X선의 S자형 강도)는 코로나 구조와 CME 생산과의 연관성을 관찰자적으로 나타낸 것입니다. X선(및 기타) 파장의 시그모이드를 태양 대기 중의 자기 구조 및 전류계와 연관 짓는 것은 CME과의 관계를 이해하는 열쇠입니다. 이러한 코로나 질량 방출(CME)의 최초 검출은 1971년 12월 1일 R에 의해 이루어졌습니다. OSO7을 사용한 미 해군 연구소의 토지 코로나 과도현상이나 일식 중 시각적으로 관찰된 현상의 초기 관측은 본질적으로 동일한 것으로 이해되고 있습니다. ‘선사시대’ CME에 의한 가장 큰 지자기 섭동은 1859년에 처음 관측된 태양 플레어와 일치했습니다. 섬광은 리처드 크리스토퍼 캐링턴에 의해 시각적으로 관측되었고, 지자기 폭풍은 큐 가든서의 기록 자기계로 관측되었습니다. 같은 장치는 부드러운 X선을 이온화함으로써 지구의 전리층을 순간적으로 동요시키는 코바늘 뜨개질을 기록했습니다. X선의 발견(Roentgen에 의한)과 전리층의 인식(Ken nelly와 Heviside에 의한) 이전이기 때문에 이 사실은 당시에는 쉽게 이해할 수 없었습니다.

이국적 X선원

마이크로 쾌거는 X선 이진법을 방사하는 퀘이사의 작은 사촌이며 종종 분해할 수 있는 무선 제트 쌍을 가지고 있습니다. LSI+61° 303은 감마 선원 CG 135+01이기도 한 주기적인 무선 발광 바이너리 시스템입니다. 관찰 결과는 매우 빠른 상승 시간(수십 분)과 전형적인 몇 시간의 짧은 폭발로 특징지어지는 반복 X선 과도현상의 수가 증가하고 있음을 밝히고 있으며, 이들은 OB 슈퍼 기언 트기와 관련이 있으며, 따라서 새로운 클래스의 대규모 X선 이진법을 정의합니다: 초거대 고속 X선 과도현상(SFXT)입니다. 찬드라의 관측에 따르면 메시에 87을 둘러싼 뜨거운 X선 방출 가스 중에 루프와 링이 존재하는 것으로 나타났습니다. 자기의 별은 매우 강력한 자기장을 가진 중성자별의 일종이며, 그 붕괴는 대량의 고에너지 전자방사, 특히 X선과 감마선을 방출합니다.

X선암성

태양 주기 중 오른쪽 이미지 순서 나타나 있듯이 태양은 때로는 거의 X선 어둡고 거의 X선 변수다. 반면 Betelgeuse는 항상 X선 어두운 것처럼 보입니다. 적색 거성에 의해 X선이 방출되는 경우는 거의 없습니다. 스펙트럼 유형 A7-F0 주위에 X선 방출의 다소 갑작스러운 시작이 있으며 스펙트럼 클래스 F 전체에 걸쳐 광범위한 휘도가 발달합니다. Altair는 스펙트럼형 A 7V, Vega는 A0 V다. Altair의 총 X선 광도는 Vega의 X선 광도보다 적어도 한 자릿수 큽니다. 초기 F 항성의 외측 대류 대는 A형 왜성에 매우 얕지 않을 것으로 예상되지만 내부로부터의 음향 유속은 A형 항성과 초기 F 항성의 최대치에 도달하여 3개의 주요성을 따라 A형 항성의 자기 활성 조사를 유발합니다. 화학적으로 특이한 스펙트럼형 Bp 또는 AP별은 현저한 자기 방사선원이며, 대부분의 Bp/AP별은 검출되지 않은 채로 있으며, X선을 생성하면 일찍 보고된 별 중 아마도 하나의 별로 식별할 수 있는 것은 극소수일 것입니다. X선 관측은 행성이 이동 중에 모성의 코로나 일부를 갉아 먹고 있는 것을 검출할 가능성을 제공합니다. 이런 방법은 목성과 같은 행성이 상당히 중요한 코로나 영역을 통과할 수 있기 때문에 저질랑 별들에 특히 유망합니다.

X선 암흑행성과 혜성

X선 관측은 행성이 이동 중 모성의 코로나 일부를 갉아 먹음으로써 (X선 어두운) 행성을 발견할 가능성을 제공합니다. 이런 방법은 목성을 닮은 행성이 상당히 중요한 코로나 영역을 통과할 수 있기 때문에 저질랑 별들에 특히 유망합니다.” X선 검출기의 감도가 높아짐에 따라 그들은 특정 조건에서 몇몇 행성과 다른 정상적인 X선 빈발과 천체가 X선을 방출, 형광 또는 반사하는 것을 관찰했습니다. [필요한 기능입니다]

루린혜성

NASA의 Swift 감마선 버스트 미션 위성은 지구 63 Gm에 접근하는 동안 룰인 혜성을 감시하고 있었습니다. 천문학자는 처음으로 혜성의 자외선과 X선을 동시에 볼 수 있습니다. 태양풍-태양으로부터의 입자의 급속한 흐름-은 혜성의 더 넓은 원자운과 상호작용합니다. “이것은 태양풍이 X선으로 밝아지게 하고, 그것이 Swift의 XRT가 보는 것입니다 고더드 우주 비행 센터의 Stefan Miler는 말했습니다. 전하 교환이라고 불리는 이 상호 작용은 대부분의 혜성이 태양으로부터 약 3배 거리를 통과할 때 발생합니다. Lulin은 매우 활발하기 때문에 그 원자운은 특히 밀도가 높습니다. 그 결과 X선 방출 영역은 혜성의 아득한 태양 방향으로 뻗어 있습니다.

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