X-ray_astronomy
X線天文学は、天文学の観測部門であり、天体からのX線観測と検出の研究を扱っています。X線は地球の大気に吸収されるため、X線を検出するための機器は、気球、観測ロケット、衛星によって高高度に運ばれる必要がX線天文学は、マウナケア天文台などの標準的な光学望遠鏡では見ることができないX線放射を見ることができるタイプの宇宙望遠鏡を使用しています。
X線は約0.008nmで始まり、電磁スペクトル全体で約8 nmまで広がり 地球の大気は
不透明になります。
X線の放出は、約100万ケルビン（K）から数億ケルビン（MK）の温度で非常に高温のガスを含む天体から予想されます。さらに、地球の熱圏の高いところにあるイオン化ガスのE層の維持も、強力な地球外X線源を示唆していました。理論では、太陽と星が顕著なX線源になると予測されていましたが、地球の大気がほとんどの地球外X線を遮断するため、これを検証する方法はありませんでした。これらのX線源を研究できるようになったのは、機器パッケージを高高度に送る方法が開発されてからでした。
太陽X線の存在は、観測ロケットの目的に変換されたV-2によって20世紀初頭に確認され、地球外X線の検出は、1958年以来複数の衛星の主要または副次的な任務でした。最初の宇宙（太陽系を超えた）X線源は1962年に観測ロケットによって発見されました。スコーピウスX-1（Sco X-1）（スコーピウス星座で 最初に見つかったX線源）と呼ばれるX-スコーピウスX-1の光線放射は、その視覚放射の10，000倍ですが、太陽の光線放射は約100万分の1です。さらに、X線でのエネルギー出力は、すべての波長で太陽の総放射量の100，000倍です。
それ以来、何千ものX線源が発見されています。さらに、銀河団の銀河間空間は、100から1000メガケルビン（MK）の温度で、高温であるが非常に希薄なガスで満たされています。高温ガスの総量は、目に見える銀河の総質量の5〜10倍です。
コンテンツ
1 観測ロケットの飛行
1.1 X線量子熱量計（XQC）プロジェクト
2 風船
2.1 高エネルギー集束望遠鏡 2.2 高分解能ガンマ線および硬X線分光計（HIREGS）
3 ロックーン
4 X線天文学衛星
5 X線望遠鏡と鏡
6 X線天文学検出器
7 X線の天体物理学的源
8 天体X線源
9 提案された（将来の）X線観測衛星
10 探索的X線天文学
11 理論的なX線天文学
11.1 ダイナモ 11.2 天文モデル
12 分析用X線天文学
13 ステラX線天文学
13.1 恒星コロナ 13.2 若い、低質量の星 13.3 不安定な風 13.4 最もクールなM矮星 13.5 Herbig Ae / Be星からの強いX線放射 13.6 K巨人 13.7 きゅうこつ座イータ
14 アマチュアX線天文学
15 X線天文学の歴史
16 X線天文学の主な質問
16.1 恒星磁場 16.2 太陽系外X線源の位置天文学 16.3 太陽X線天文学
16.3.1 コロナ加熱の問題
16.3.2 コロナ質量放出
17 エキゾチックX線源
18 X線の暗い星
19 X線ダークプラネット/彗星
19.1 鹿林彗星
20 も参照してください
21 参考文献
21.1 ソース
22 外部リンク
観測ロケットの飛行
観測ロケット
X線研究のための最初のロケット便がで達成されたホワイトサンズ・ミサイル実験場でニューメキシコでV-2ロケット1月28日に、1949年A検出器は中に置かれたノーズコーン部分とロケットは弾道で発売されました大気のすぐ上の高度への飛行。
太陽からのX線は、船上での米国海軍調査研究所の花の実験によって検出されました。 1962年6月19日に打ち上げられたAerobee150ロケット（UTC）は、太陽系外の線源から放出された最初のX線を検出しました （さそり座X-1）。 Sco X-1のようなX線源は、中性子星やブラックホールなどのコンパクト星であることが現在知られています。ブラックホールに落下した物質はX線を放出する可能性がありますが、ブラックホール自体は放出しません。X線放射のエネルギー源は重力です。落下するガスや塵は、これらや他の天体の強い重力場によって加熱されます。さそり座X-1から始まるこのX線天文学の新しい分野での発見に基づいて、リカルド・ジャコーニは2002年にノーベル物理学賞を受賞しました。
ロケット飛行の最大の欠点は、その持続時間が非常に短いこと（ロケットが地球に戻る前に大気圏からわずか数分上）と視野が限られていることです。米国から打ち上げられたロケットは、南の空の源を見ることができなくなります。オーストラリアから打ち上げられたロケットは、北の空の源を見ることができなくなります。
X線量子熱量計（XQC）プロジェクト
世紀の変わり目にブラックブラント8マイクロカロリメーター（XQC-2）が発売されたのは、ウィスコンシン大学マディソン校と NASAの ゴダード宇宙飛行センター（X線量子熱量計（X線量子熱量計））による共同事業の一環です。 XQC）プロジェクト。
天文学では、星間物質（またはISM）は、星間空間に浸透するガスと宇宙塵、つまり銀河内の恒星系の間に存在する物質です。それは星間空間を満たし、周囲の銀河間媒体にスムーズに溶け込みます。星間物質は、イオン、原子、分子、より大きな塵粒、宇宙線、および（銀河）磁場の非常に希薄な（地上基準による）混合物で構成されています。電磁放射の形で同じ体積を占めるエネルギーは、星間放射場です。
興味深いのは、X線を放出する10 6 -10 7 Kの星の表面からの冠状雲の放出からなる高温イオン化媒体（HIM）です。ISMは乱流であり、すべての空間スケールで構造に満ちています。星は、分子雲の大きな複合体の奥深くに生まれます。通常、サイズは数パーセクです。彼らの生と死の間、星は物理的にISMと相互作用します。星団の若い星団からの恒星風（多くの場合、それらを取り巻く巨大または超巨星のHII領域を伴う）と超新星によって生成された衝撃波は、周囲に膨大な量のエネルギーを注入し、極超音速乱流を引き起こします。結果として生じる構造は、恒星風バブルと高温ガスのスーパーバブルです。太陽は現在、低密度の局所泡のより密度の高い領域である局所恒星間雲を通過しています。
NASAは、0.07〜1 keVのエネルギー範囲にわたる星間物質からの拡散X線放射のスペクトルを測定するために、2008年5月1日にニューメキシコ州ホワイトサンズミサイルレンジからブラックブラント9を打ち上げました。主任研究員ミッションは、ウィスコンシン大学マディソン校のダン・マッカモン博士です。
風船
X線天文学用の気球
気球飛行は、海抜40 kmまでの高度まで機器を運ぶことができ、地球の大気の99.997％を超える高度にわずか数分間でデータが収集されるロケットとは異なり、気球ははるかに長く空中に留まることができます。しかし、そのような高度でも、X線スペクトルの多くはまだ吸収されています。35 keV（5，600 aJ）未満のエネルギーのX線は気球に到達できません。1964年7月21日、かに星雲の超新星残骸は、米国テキサス州パレスチナから打ち上げられた気球に搭載されたシンチレーションカウンターによって、硬X線（15〜60 keV）源であることが発見されました。これはおそらく、離散宇宙X線源からのX線の最初の気球ベースの検出でした。
高エネルギー集束望遠鏡
かに星雲は、爆発星の残骸です。この画像は、2005年の観測で撮影されたHEFTデータからの硬X線画像を含む、さまざまなエネルギー帯のかに星雲を示しています。各画像の幅は6フィートです。
高エネルギー集束望遠鏡（HEFT）は、硬X線（20〜100 keV）バンドで天体物理学的ソースを画像化するための気球搭載実験です。初飛行は、2005年5月に米国ニューメキシコ州フォートサムナーから行われた。HEFTの角度分解能はcです。1.5フィート。HEFTは、かすめ角X線望遠鏡を使用するのではなく、新しいタングステン-シリコン多層コーティングを使用して、入れ子になったかすめ入射ミラーの反射率を10keVを超えて拡張します。HEFTのエネルギー分解能は、半値全幅が60keVで1.0keVです。HEFTは2005年5月に25時間の気球飛行のために打ち上げられました。この機器は仕様の範囲内で動作し、かに星雲であるタウX-1を観測しました。
高分解能ガンマ線および硬X線分光計（HIREGS）
高解像度ガンマ線および硬X線分光計（HIREGS）と呼ばれる気球搭載実験では、太陽やその他の天体からのX線およびガンマ線の放出が観測されました。 1991年と1992年12月に南極のマクマード基地から打ち上げられた。安定した風が毎回約2週間続く周極飛行で気球を運んだ。
ロックーン
ロックーン
1956年7月の船上打ち上げ直後に撮影された海軍ディーコンロックーン。
ロックーン、のブレンドロケットとバルーンは、あった固体燃料ロケット、直ちに地上ながら点灯されるのではなく、最初のガス充填バルーンによって上層大気中に行きました。次に、最大の高さで気球から離れると、ロケットは自動的に点火されました。ロケットは、はるかに多くの化学燃料を必要とするより低い厚い空気層を通過する必要がなかったので、これはより高い高度を達成しました。
「ロックーン」の元々のコンセプトはCmdrによって開発されました。リールイス、Cmdr。1949年3月1日のUSS ノートンサウンドのエアロビーロケット発射クルーズ中のG.ハルバーソン、SFシンガー、ジェームズA.ヴァンアレン。
1956年7月17日から7月27日まで、海軍研究所（NRL）の船上は、サンクレメンテ島の南西、アポジ：120 kmの北緯30度、西経121.6度で、太陽紫外線およびX線観測用の8つのディーコンロケットを打ち上げました。
X線天文学衛星
X線天文学衛星
X線天文学衛星は天体からのX線放射を研究します。X線放射に関するデータを検出して送信できる衛星は、X線天文学として知られる宇宙科学の分野の一部として配備されています。X線は地球の大気に吸収されるため、衛星が必要です。そのため、X線を検出するための機器は、気球、観測ロケット、衛星によって高高度に運ばれる必要が
X線望遠鏡と鏡
チラチラ反射によるX線の集束
X線望遠鏡
スウィフトガンマ線は、ミッションバースト含ま放牧入射ウォルターI望遠鏡（XRT）最先端のCCD上にX線を集束させます。
X線望遠鏡（XRT）は、屈折や大偏差反射ではなく、視射角反射に基づいてさまざまな方向性またはイメージング能力を備えています。 これにより、可視望遠鏡やUV望遠鏡よりもはるかに狭い視野に制限されます。ミラーはセラミックまたは金属箔で作ることができます。
天文学の最初のX線望遠鏡は太陽を観察するために使用されました。太陽の最初のX線写真（かすめ入射望遠鏡で撮影）は、1963年にロケット搭載望遠鏡で撮影されました。1960年4月19日、Aerobee-Hiロケットのピンホールカメラを使用して、太陽の最初のX線画像が撮影されました。
太陽系外X線天文学にX線ミラーを利用するには、同時に次のものが必要です。
X線光子の到着時の位置を2次元で決定する機能と
妥当な検出効率。
X線天文学検出器
X線天文学検出器
ロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）衛星の比例計数管アレイ X線天文学検出器は、主にエネルギー用に設計および構成されており、通常は当時の技術に限定されていたさまざまな技術を使用した波長検出用に設計および構成されています。
X線検出器は個々のX線（X線電磁放射の光子）を収集し、収集された光子の数（強度）、収集された光子のエネルギー（0.12〜120 keV）、波長（c。0.008〜8 nm）をカウントします。 ）、またはフォトンが検出される速度（1時間あたりのカウント）。フォトンを放出しているオブジェクトについて教えて
X線の天体物理学的源
天体物理学のX線源
アンドロメダ銀河–高エネルギーX線および 紫外線（2016年1月5日リリース）。
彼女のX-1のこの光度曲線は、長期および中期の変動を示しています。垂直線の各ペアは、コンパニオンスターの背後にあるコンパクトオブジェクトの日食を示しています。この場合、コンパニオンは、太陽の半径のほぼ4倍の半径を持つ2つの太陽質量星です。この日食は、システムの公転周期である1。7日を示しています。
いくつかのタイプの天体物理学的オブジェクトは、銀河クラスターから、アクティブな銀河核（AGN）のブラックホールを通って、超新星の残骸、星、白い矮星（大変動の可変星）を含む連星などの銀河オブジェクトにX線を放出、蛍光、または反射します。および超軟X線源）、中性子星またはブラックホール（X線連星）。一部の太陽系小天体はX線を放出しますが、最も注目すべきは月ですが、月のX線の明るさのほとんどは反射された太陽X線から発生します。多くの未解決のX線源の組み合わせが、観測されたX線背景放射を生成すると考えられています。X線連続体は、制動放射、黒体放射、放射光、または相対論的電子による低エネルギー光子のいわゆる逆コンプトン散乱、高速プロトンと原子電子のノックオン衝突、および原子再結合から発生する可能性がまたは追加の電子遷移なし。
中間質量X線バイナリ（IMXB）は、成分の一つが中性子星またはブラックホールである連星系です。他の成分は中間質量星です。
ヘルクレス座X-1は、おそらくロッシュローブのオーバーフローが原因で、通常の星（HZヘルクレス座）から物質を降着する中性子星で構成されています。それが境界に当たるがX-1〜2、巨大なX線バイナリのプロトタイプである M ☉高および低質量X線バイナリ間、。
2020年7月、天文学者は、銀河NGC 6297の核の近くにある、ASASSN-20hxに関連する「ハード潮汐破壊イベント候補」の観測を報告し、この観測は「ハードべき乗則を伴う非常に少数の潮汐破壊イベント」の1つであると述べました。 X線スペクトル」。
天体X線源
天体物理学のX線源
天球は88の星座に分割されています。国際天文学連合（IAU）の星座は、空の領域です。これらのそれぞれには、注目に値するX線源が含まれています。それらのいくつかは、天体物理学のモデリングから、銀河または銀河の中心にあるブラックホールであると特定されています。いくつかはパルサーです。X線天体物理学によってすでにうまくモデル化されている線源と同様に、見かけの線源によるX線の生成を理解しようと努めることは、太陽、宇宙全体、およびこれらが地球上の私たちにどのように影響するかを理解するのに役立ちます。星座は、現在の物理理論や解釈とは無関係に、観測と精度を処理するための天文学的装置です。天文学は長い間存在してきました。物理理論は時間とともに変化します。天体のX線源に関しては、X線天体物理学は、X線の明るさの物理的理由に焦点を当てる傾向がありますが、X線天文学は、分類、発見の順序、変動性、分解性、およびそれらとの関係に焦点を当てる傾向が他の星座の近くの情報源。
ROSAT PSPC偽カラー画像は、近くの恒星風superbubble（の一部である
オリオン・エリダヌスSuperbubble横切って延伸）
エリダヌスと
オリオン。
星座オリオンとエリダヌスの中にあり、それらを横切って伸びているのは、オリオン-エリダヌススーパーバブル、エリダヌスソフトX線増強、または単にエリダヌスバブルとして知られている軟X線「ホットスポット」です。 Hα放出フィラメント。軟X線は、スーパーバブルの内部で高温ガス（T〜2〜3 MK）によって放出されます。この明るい物体は、ガスと塵のフィラメントの「影」の背景を形成します。フィラメントは、IRASで測定した約30Kの温度でのダストからの100マイクロメートルの放射を表す等高線で示されています。ここで、フィラメントは100〜300 eVの軟X線を吸収します。これは、高温ガスがフィラメントの後ろにあることを示しています。このフィラメントは、高温の気泡を取り囲む中性ガスのシェルの一部である可能性がその内部は、オリオンOB1アソシエーションの熱い星からの紫外線（UV）光と恒星風によってエネルギーを与えられています。これらの星は、スペクトルの視覚（Hα）およびX線部分で観察される約1200lysのスーパーバブルにエネルギーを与えます。
提案された（将来の）X線観測衛星
X線天文学衛星
X線観測衛星のために提案されているいくつかのプロジェクトが上記の主要な記事のリンクを参照して
探索的X線天文学
ユリシーズの2番目の軌道：1992年2月8日に木星に到着し
、黄道への傾斜を80.2度増加させた
スイングバイ操作を行いました 通常、観測天文学は地球の表面（またはニュートリノ天文学ではその下）で発生すると考えられています。観測を地球に限定するという考えには、地球を周回することが含まれます。オブザーバーが地球の居心地の良い領域を離れるとすぐに、オブザーバーは深宇宙探検家になります。エクスプローラー1号とエクスプローラー3号、およびシリーズの初期の衛星を除いて通常、プローブが深宇宙探査機になる場合は、地球または地球の周りの軌道を離れます。
衛星または宇宙探査機が深宇宙X線天文学者/探検家または「アストロノボット」/探検家としての資格を得るには、XRTまたはX線検出器を搭載して地球の軌道を離れるだけです。
ユリシーズは1990年10月6日に打ち上げられ、1992年2月に「重力パチンコ」で木星に到達しました。1994年6月に南の太陽極を通過し、1995年2月に日食赤道を通過しました。太陽X線と宇宙ガンマ線バースト実験（GRB）には、3つの主な目的がありました。太陽フレアの調査と監視、宇宙のガンマ線バーストの検出と位置特定、木星のオーロラのその場での検出です。ユリシーズは、火星の軌道の外に出たガンマバースト検出器を搭載した最初の衛星でした。硬X線検出器は15〜150keVの範囲で動作しました。検出器は、厚さ23mm×直径51mmのCsI（Tl）結晶で構成され、プラスチック製のライトチューブを介して光電子増倍管に取り付けられました。ハードディテクタは、（1）測定されたカウント率、（2）地上コマンド、または（3）宇宙船テレメトリモードの変更に応じて動作モードを変更しました。トリガーレベルは通常、バックグラウンドより8シグマ上に設定され、感度は10 -6 erg / cm 2（1 nJ / m 2）です。バーストトリガーが記録されると、機器は高解像度データを記録するように切り替わり、低速のテレメトリ読み取りのために32キロビットのメモリに記録します。バーストデータは、2つの検出器の合計からの16秒の8ミリ秒の分解能カウントレートまたは64秒の32ミリ秒のカウントレートのいずれかで構成されます。2つの検出器の合計から16のチャネルエネルギースペクトルもありました（1、2、4、16、または32秒の積分のいずれかで取得）。「待機」モードでは、0.25秒または0.5秒の積分と4つのエネルギーチャネル（最短の積分時間は8秒）でデータが取得されました。ここでも、2つの検出器の出力が合計されました。
ユリシーズ軟X線検出器は、2.5 mm厚0.5×cmで成っ2領域Si表面バリア検出器。100 mg / cm 2のベリリウム箔のフロントウィンドウは、低エネルギーX線を拒否し、75°（半角）の円錐FOVを定義しました。これらの検出器は受動的に冷却され、-35〜-55°Cの温度範囲で動作します。この検出器には、5〜20keVの範囲をカバーする6つのエネルギーチャネルがありました。
冥王星からのX線
理論的なX線天文学
理論的なX線天文学は、分岐され理論天文学理論を扱うこと天体物理学理論astrochemistryのX線発生、発光、および検出に適用される天体。
理論的な天体物理学と同様に、理論的なX線天文学では、分析モデルを使用して可能なX線源の動作を概算したり、計算 数値シミュレーションを使用して観測データを概算したりするさまざまなツールを使用します。潜在的な観察結果が利用可能になったら、それらを実験的観察と比較することができます。オブザーバーは、モデルに反論したり、いくつかの代替モデルまたは競合するモデルから選択するのに役立つデータを探すことができます。
理論家はまた、新しいデータを考慮に入れるためにモデルを生成または変更しようとします。不整合の場合、一般的な傾向は、データに合うようにモデルに最小限の変更を加えようとすることです。場合によっては、時間の経過とともに大量の一貫性のないデータがモデルの完全な放棄につながる可能性が
天体物理学、天体化学、位置天文学、および理論家によって研究された天文学の分野である他の分野のトピックのほとんどは、X線およびX線源に関係しています。理論の始まりの多くは、X線源が構築され研究されている地球ベースの実験室で見つけることができます。
ダイナモ
ダイナモ理論
参照：
太陽ダイナモ
ダイナモ理論は、回転、対流、および導電性の流体が磁場を維持するために作用するプロセスを説明しています。この理論は、天体物理学の物体における異常に長寿命の磁場の存在を説明するために使用されます。恒星磁場のいくつかが実際にダイナモによって誘発されている場合、磁場の強さは回転速度に関連している可能性が
天文モデル
2015年国際光年
を祝うためにリリースされた画像（チャンドラX線天文台）。
観測されたX線スペクトルから、他の波長範囲のスペクトル放射結果と組み合わせて、X線放射の可能性のある原因に対処する天文モデルを構築できます。たとえば、さそり座X-1では、X線エネルギーが20 keVまで増加すると、X線スペクトルが急激に低下します。これは熱プラズマメカニズムの可能性がさらに、電波放射はなく、可視の連続体は、観測されたX線フラックスに適合する高温プラズマから予想されるものとほぼ同じです。プラズマは、エネルギー源が不明な中心物体の冠状雲または一時的なプラズマである可能性がありますが、近接バイナリのアイデアに関連している可能性が
かに星雲のX線スペクトルには、さそり座X-1とは大きく異なる3つの特徴がスペクトルがはるかに硬く、光源の直径が光年（ly）であり、天文単位（AU）ではありません。と光シンクロトロン放射が強いです。その全体的なX線の明るさは発光に匹敵し、非熱プラズマのそれである可能性がしかし、かに星雲は、中心の自由に膨張する希薄プラズマの球であるX線源として現れます。エネルギー量は、未知の源から得られた大きな可視および無線部分の総エネルギー量の100倍です。
「分水嶺ライン」として巨大な星がなるために進化赤い巨人はまた、風と冠状分割線と一致しています。これらの分割線を横切るX線放射の低下を説明するために、いくつかのモデルが提案されています。
遷移領域密度が低く、コロナの放出が少ない、
冠状放射の高密度風絶滅、
クールなコロナループだけが安定します、
磁場構造が開いたトポロジーに変化し、磁気的に閉じ込められたプラズマが減少する、または
磁気ダイナモ特性の変化により、恒星場が消滅し、赤色巨星の中に乱流によって生成された小規模な場だけが残ります。
分析用X線天文学
高質量X線連星（HMXB）は、OB超巨星コンパニオンスターとコンパクトオブジェクト、通常は中性子星（NS）またはブラックホール（BH）で構成されています。スーパージャイアントX線連星（SGXB）は、コンパクトオブジェクトが数日（3〜15日）の公転周期で大規模なコンパニオンを周回し、円形（またはわずかに離心率）の軌道を回るHMXBです。SGXBは、付加するパルサーの典型的な硬X線スペクトルを示し、ほとんどの場合、不明瞭なHMXBとして強い吸収を示します。X線明度（LのX）10まで増加36 ERG・s -1（10 29ワット）。
古典的なSGXBと最近発見された超巨大高速X線トランジェント（SFXT）の間で観察された異なる時間的振る舞いを引き起こすメカニズムはまだ議論されています。
ステラX線天文学
ステラX線天文学は1974年4月5日に始まり、カペラからのX線が検出されたと言われています。その日のロケット飛行は、星のセンサーがペイロード軸をカペラ（αAur）に向けたときに、姿勢制御システムを簡単に較正しました。この期間中に、0.2〜1.6 keVの範囲のX線が、スターセンサーと協調したX線反射システムによって検出されました。のX線明度L X = 10 31エルグ・S -1（10 24 W）は、SunのX線光度上記4桁です。
恒星コロナ
コロナル星、またはコロナル雲内の星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図のクールな半分の星の間で遍在しています。スカイラブとコペルニクスに搭載された機器を使った実験は、恒星コロナからのエネルギー範囲〜0.14〜0.284keVの軟X線放射を検索するために使用されてきました。 ANSに搭載された実験は、カペラとシリウス（αCMa）からのX線信号を見つけることに成功した。強化された太陽のようなコロナからのX線放射が初めて提案されました。 HEAO 1を使用してカペラの最初のコロナX線スペクトルから得られたカペラのコロナの高温は、それが自由に流れるコロナ風でない限り、磁気閉じ込めを必要としました。
1977年、プロキシマケンタウリは、XUVで高エネルギー放射線を放出していることが発見されました。1978年に、αCenは低活性の冠状動脈源として同定されました。アインシュタイン天文台の運用により、X線放射は、本質的にヘルツシュプルング・ラッセル図全体をカバーする広範囲の星に共通する特徴として認識されました。アインシュタインの最初の調査は、重要な洞察につながりました。
X線源は、ヘルツシュプルング・ラッセル図全体および進化のほとんどの段階にわたって、すべてのタイプの星に豊富に
X線の光度と主系列星に沿ったそれらの分布は、長い間支持されてきた音響加熱理論と一致していませんでしたが、現在は磁気コロナ加熱の効果として解釈されています。
他の点では類似している星は、自転周期が異なると、X線出力に大きな違いが見られます。
UX Ariの中解像度スペクトルに合わせるには、太陽直下の存在量が必要でした。
ステラX線天文学は、
電磁流体力学ダイナモの磁場、
さまざまなプラズマ物理プロセスを介した希薄な天体プラズマにおけるエネルギーの放出、および
高エネルギー放射と恒星環境との相互作用。
現在の知恵では、大規模な冠状主系列星は後期A星または初期F型星であり、観測と理論の両方によって裏付けられている推測です。
若い、低質量の星
前主系列星
チャンドラX線画像
クラスタの
新たに形成された星で
オリオン星雲。
新しく形成された星は、主系列星に到達する前の恒星進化の段階で、前主系列星として知られています。この段階（1000万歳未満）の星は、恒星コロナでX線を生成します。しかし、そのX線放射は、10 3 10へ5同様の質量の主系列星よりも倍強いです。
前主系列星のX線放射は、アインシュタイン天文台によって発見されました。 このX線放射は、主に恒星コロナの磁気リコネクションフレアによって生成され、多くの小さなフレアがこれらの星からの「静止」X線放射に寄与しています。前主系列星には大きな対流層があり、それが強いダイナモを駆動し、強い表面磁場を生成します。これは、X線放射の回転変調を示す主系列星とは異なり、飽和X線領域にあるこれらの星からの高いX線放射につながります。X線放射の他のソースには、付着ホットスポットおよびコリメートされた流出が含まれます。
星形成領域の研究では、恒星の若さの指標としてのX線放射が重要です。天の川銀河のほとんどの星形成領域は、多数の無関係なフィールド星がある銀河面フィールドに投影されています。光学画像と赤外線画像だけを使用して、若い星団のメンバーをフィールドスターの汚染物質と区別することはしばしば不可能です。X線放射は、分子雲からの中程度の吸収を容易に透過でき、クラスターメンバーの候補を特定するために使用できます。
不安定な風
重要な外部対流層がないことを考えると、理論は初期のA星に磁気ダイナモがないことを予測しています。スペクトル型OおよびBの初期の星では、不安定な風で発生する衝撃がX線の発生源である可能性が
最もクールなM矮星
スペクトル型M5を超えると、矮星の内部構造が大幅に変化するため、古典的なαωダイナモは動作できなくなります。つまり、完全に対流になります。分散（又はαとして2関連なるかもしれ）ダイナモ、表面上の磁束とコロナの磁界のトポロジーの両方を系統的おそらくX線の一部の不連続をもたらす、この遷移を横切って変更する必要がありスペクトルクラスdM5周辺の特性。しかし、観察は、この画像をサポートしていないようです：長時間最低質量のX線検出、VB 8（M7E V）は、X線光度（のレベルで安定した発光を示したL X ≈）10 26 erg・s -1（10 19 W）で、最大1桁高いフレア。他の後期M矮星との比較は、かなり継続的な傾向を示しています。
Herbig Ae / Be星からの強いX線放射
Herbig Ae / Be star
Herbig Ae / Be星は、前主系列星です。X線放射特性に関しては、いくつかは
ホットスターを彷彿とさせる、
他の人は、涼しい星のように冠状活動、特にフレアと非常に高い温度の存在を指摘します。
これらの強い排出物の性質は、以下を含むモデルで物議を醸し続けています
不安定な恒星風、
衝突する風、
磁気コロナ、
ディスクコロナ、
風力磁気圏、
付着ショック、
せん断ダイナモの操作、
未知の後期型コンパニオンの存在。
K巨人
FK Comの星は、スペクトル型Kの巨星であり、異常に速い回転と極端な活動の兆候が見られます。そのX線coronaeは、最も明るい（間にあるL X ≥10 32エルグ・秒-1、または10 25 W）、40 MKに対してドミナント温度までで知ら最も熱いです。しかしながら、現在の一般的な仮説は、伴星の軌道角運動量が一次に伝達される近接連星系の合併を含んでいます。
ポルックスは、ベータ指定にもかかわらず、ふたご座の中で最も明るい星であり、空で17番目に明るい星です。ポルックスは巨大なオレンジ色のK型星で、白い「双子」のキャスターと興味深い色のコントラストを成しています。ポルックスの周りの高温で外側の磁気的に支えられたコロナの証拠が発見されており、星はX線エミッターであることが知られています。
きゅうこつ座イータ
りゅうこつ座イータ
特異星に分類される
りゅうこつ座イータは、チャンドラX線天文台からのこの画像に見られるように、その中心にスーパースターを示してい
ます。クレジット：チャンドラサイエンスセンターとNASA。
チャンドラX線天文台による新しいX線観測では、3つの異なる構造が示されています。直径が約2光年の外側の馬蹄形のリング、直径が約3光月の高温の内部コア、および以下の高温の中心光源です。ショー全体を動かすスーパースターを含む可能性のある直径1光月。外輪は、1、000年以上前に起こった別の大爆発の証拠を提供します。らゅうこつ座イータの周りのこれらの3つの構造は、超音速でスーパースターから急いで離れる物質によって生成される衝撃波を表すと考えられています。衝撃加熱されたガスの温度は、中央領域の60MKから馬蹄形の外部構造の3MKの範囲です。「チャンドラの画像には、星がこのような熱くて強いX線を生成する方法についての既存のアイデアに対するいくつかのパズルが含まれています」とミネソタ大学のクリスデイビッドソン教授は言います。デビッドソンは、ハッブル宇宙望遠鏡によるりゅうこつ座イータ観測の主任研究員です。「最も一般的な理論では、X線は、2つの星からのガス流が非常に接近して衝突することによって生成されるため、点光源のように見えます。しかし、遠くに逃げるガス流はどうなるのでしょうか。新しいイメージの真ん中には、あらゆる理論が満たすための厳しい新しい条件が」
アマチュアX線天文学
アマチュアX線天文学
まとめると、アマチュア天文学者は、自分たちで作った機器を使って、さまざまな天体や現象を観察することが米国空軍士官学校（USAFA）は、米国で唯一の学部の衛星プログラムの家である、とあり、FalconLaunch観測ロケットを開発し続けています。 X線天文学のペイロードを宇宙に投入するための直接的なアマチュアの努力に加えて、学生が開発した実験的なペイロードを無料の乗り物として商用観測ロケットに搭載できる機会が
X線天文学の実験を観察および報告するアマチュアには大きな制限が検出器を十分に高く配置するためのアマチュアロケットまたは気球の構築コストと、適切なX線検出器を構築するための適切な部品のコストです。
X線天文学の歴史
X線天文学の歴史
NRLの科学者であるJDPurcell、CY Johnson、およびDr. FS Johnsonは、ニューメキシコ砂漠の上の高層大気研究に使用されたV-2から機器を回収している人々の1人です。これは、1951年1月18日に発売されたV-2番号54です（写真はリチャード・トゥージー博士、NRL）。
1927年、米国海軍調査研究所のEOハルバートとその仲間であるワシントンのカーネギー研究所のグレゴリーブライトとメールチューブは、ロバートH.ゴダードのロケットを装備して上層大気を探索する可能性を探りました。「2年後、彼は、高高度での紫外線やX線の検出など、ロケットを使って上層大気を探索する実験プログラムを提案しました。」
1930年代後半、太陽を取り巻く非常に高温で希薄なガスの存在は、高度にイオン化された種の光学冠状線から間接的に推測されました。太陽は熱い希薄なコロナに囲まれていることが知られています。 1940年代半ば、電波観測により、太陽の周りに電波コロナが発見された。
地球の大気圏上からのX線源の探索の開始は、1948年8月5日12：07GMTでした。プロジェクトヘルメスの一部としての米陸軍（旧ドイツ）V-2ロケットは、ホワイトサンズ試験場から打ち上げられました。最初の太陽X線はT.バーナイトによって記録されました。
1960年代、70年代、80年代、90年代を通じて、検出器の感度は60年間のX線天文学の間に大幅に増加しました。さらに、X線の焦点を合わせる機能が大幅に開発され、多くの魅力的な天体の高品質な画像を生成できるようになりました。
X線天文学の主な質問
X線天文学は、主要なスペクトルプローブを使用して線源を覗き込むため、多くのパズルを理解するための貴重なツールです。
恒星磁場
磁場は星の間で遍在していますが、その理由を正確に理解しておらず、恒星環境で作用するプラズマの物理的メカニズムの途方もない多様性を完全に理解したとえば、いくつかの星は磁場、それらの形成期間から残っている化石恒星磁場を持っているように見えますが、他の星は頻繁に磁場を新たに生成しているようです。
太陽系外X線源の位置天文学
太陽系外X線源の位置天文学
太陽系外X線源の最初の検出で、通常尋ねられる最初の質問は「源は何ですか？」です。多くの場合、可視または無線などの他の波長で、一致する可能性のあるオブジェクトを広範囲に検索します。検証されたX線の場所の多くは、まだ容易に識別できる線源を持っX線位置天文学は深刻な懸念事項となり、その結果、より細かい角度分解能とスペクトル放射輝度に対する要求がますます高まっています。
位置の一致のみに基づいてX線/光学、X線/無線、およびX線/ X線の識別を行うことには固有の困難が気球とロケット、銀河中心に向かう混雑した地域での不十分な線源分離、線源の変動性、および線源の命名法の多様性。
星に対応するX線源は、線源の重心と星の位置との間の角距離を計算することによって識別できます。最大許容分離は、可能な限り多くの実際の一致を識別するための大きな値と、偽の一致の可能性を最小限に抑えるための小さな値の間の妥協点です。「採用された一致基準40」は、サンプル内の偽の一致の確率を3％に保ちながら、ほぼすべての可能なX線源の一致を検出します。」
太陽X線天文学
太陽X線天文学
太陽、その周辺、またはその近くで検出されたすべてのX線源は、その外気であるコロナのプロセスに関連しているように見えます。
コロナ加熱の問題
太陽X線天文学の分野では、恒星コロナの加熱の問題が光球太陽のは、5570 Kの実効温度を有するまだそのコロナは1-2×10の平均温度を有する6 K. しかしながら、最も熱い領域である8-20×10 6 K. コロナの高温は、光球からの直接的な熱伝導以外の何かによって加熱されていることを示しています。
コロナを加熱するために必要なエネルギーは、光球の下の対流層での乱流運動によって提供されると考えられており、コロナの加熱を説明するために2つの主要なメカニズムが提案されています。 1つ目は波動加熱であり、対流層の乱流によって音、重力、または電磁流体力学的波が生成されます。これらの波は上向きに伝わり、コロナで散逸し、熱の形で周囲のガスにエネルギーを蓄積します。もう1つは磁気加熱であり、磁気エネルギーは光球運動によって継続的に蓄積され、大きな太陽フレアと無数の類似しているが小さなイベントであるナノフレアの形で磁気リコネクションによって放出されます。
現在、波が効率的な加熱メカニズムであるかどうかは不明です。アルヴェーン波を除くすべての波は、コロナに到達する前に散逸または屈折することがわかっています。さらに、アルヴェーン波はコロナで簡単に消散しません。したがって、現在の研究の焦点はフレア加熱メカニズムにシフトしています。
コロナ質量放出
コロナ質量放出（CME）は、主に電子とからなる排出されたプラズマであるプロトン（例えば、ヘリウム、酸素、および鉄のようなより重い元素の少量に加えて）、プラス連行冠状閉磁フィールド領域。さまざまな時間スケール（対流、回転差、子午面循環）にわたるさまざまな光球運動に応じたこれらの閉じた磁気構造の進化は、どういうわけかCMEにつながります。プラズマ加熱（コンパクトな軟X線増光として観察される）などの小規模なエネルギー特性は、差し迫ったCMEを示している可能性が
軟X線シグモイド（軟X線のS字型強度）は、コロナ構造とCME生成の間の関係の観測的兆候です。「X線（および他の）波長のシグモイドを、太陽大気中の磁気構造および現在のシステムに関連付けることは、CMEとの関係を理解するための鍵です。」
などのコロナ質量放出（CME）の最初の検出を使用して、米国海軍研究所のR. Touseyにより、1971年12月1日に行われたOSO 7。日食の間に視覚的に観察された冠状動脈の過渡現象または現象の以前の観察は、今では本質的に同じものとして理解されています。
おそらく「先史時代の」CMEに起因する最大の地磁気摂動は、1859年に最初に観測された太陽フレアと一致しました。フレアはリチャードクリストファーキャリントンによって視覚的に観測され、地磁気嵐はキューガーデンの記録磁気グラフで観測されました。同じ機器が、軟X線を電離することによる地球の電離層の瞬間的な摂動である四分音符を記録しました。これは、X線の発見（レントゲンによる）と電離層の認識（ケネリーとヘビサイドによる）よりも前からあったため、当時は簡単に理解できませんでした。
エキゾチックX線源
天体物理学のX線源
参照：
X線連星になる
SS 433 -可能
ULXの線源
microquasarはの小さいいとこであるクエーサー発光無線であるX線バイナリ無線ジェットのしばしば解決対と、。LSI + 61°303は、ガンマ線源でもある周期的な無線放射バイナリシステムであるCG135 +01です。観測により、非常に速い立ち上がり時間（数十分）と数時間の典型的な持続時間を伴う短い爆発を特徴とする、OB超巨星に関連し、したがって新しいクラスの大規模X線を定義する繰り返しX線トランジェントの数が増加していることが明らかになっています。光線バイナリ：超巨星高速X線トランジェント（SFXT）。チャンドラによって行われた観測は、メシエ87を取り巻く高温のX線放出ガスにループとリングが存在することを示しています。マグネターは、非常に強力な磁界、パワーの高エネルギー電磁放射線、特にX線との多量の放射の減衰を持つ中性子星の一種であるガンマ線。
X線の暗い星
ソーラーサイクル：の10年分のモンタージュ
ようこうのピーク時の1991年8月30日後から太陽黒点周期の間に太陽活動の変化を実証しSXT画像、、、
サイクル22ピーク時の2001年9月6日に、
サイクル23。クレジット：宇宙科学研究所（ISAS、日本）および
NASA（米国）のようこうミッション
天体物理学のX線源 参照： 超巨星
右の一連の画像に示されているように、太陽周期の間、太陽はほとんどX線が暗く、ほとんどX線が変化することが一方、ベテルギウスは常にX線が暗いように見えます。赤色巨星からX線が放出されることはほとんどありません。スペクトル型A7-F0の周囲で、かなり急激なX線放射の開始があり、スペクトルクラスF全体で広範囲の光度が発生しています。Altairはスペクトル型A7Vで、VegaはA0Vです。AltairのX線の総輝度は、VegaのX線の輝度よりも少なくとも1桁大きくなっています。初期のF型星の外側の対流層は非常に浅く、A型の矮星には存在しないと予想されますが、内部からの音響フラックスは、後期のA型と初期のF型の星で最大に達し、A型星の磁気活動の調査を引き起こします。 3つの主要な行。スペクトル型BpまたはApの化学的に特異な星は、かなりの電波源であり、ほとんどのBp / Ap星は検出されないままであり、X線を生成すると初期に報告されたもののうち、おそらく単一の星として識別できるのはごくわずかです。X線観測は、輸送中に親星のコロナの一部を覆い隠す（X線の暗い）惑星を検出する可能性を提供します。「木星のような惑星がかなり重要な冠状領域を覆い隠す可能性があるので、そのような方法は低質量の星にとって特に有望です。」
X線ダークプラネット/彗星
X線ダークプラネット
X線観測は、輸送中に親星のコロナの一部を覆い隠す（X線の暗い）惑星を検出する可能性を提供します。「木星のような惑星がかなり重要な冠状領域を覆い隠す可能性があるので、そのような方法は低質量の星にとって特に有望です。」
X線検出器の感度が高くなるにつれて、特定の条件下で一部の惑星やその他の通常はX線の非発光天体がX線を放出、蛍光、または反射することが観察されています。
鹿林彗星
2009年1月28日の鹿林彗星の画像。彗星は地球から9，950万マイル、太陽から1億1，530万マイル、スウィフトから離れていました
。Swiftの紫外線/光学望遠鏡からのデータは青と緑で示され、X線望遠鏡からのデータは赤で示されています。
鹿林彗星
NASAのSwiftGamma-Ray Burst Mission衛星は、63 Gmの地球に接近したときに、鹿林彗星を監視していました。天文学者は初めて、彗星のUV画像とX線画像を同時に見ることができます。「太陽風（太陽からの粒子の動きの速い流れ）は、彗星のより広い原子の雲と相互作用します。これにより、太陽風がX線で照らされ、それがSwiftのXRTが見るものです」とStefanImmler氏は述べています。ゴダード宇宙飛行センターの。電荷交換と呼ばれるこの相互作用は、ほとんどの彗星が太陽から地球の距離の約3倍以内を通過するときにX線を発生させます。ルリンはとても活発なので、その原子雲は特に密集しています。その結果、X線放射領域は彗星のはるか太陽側に広がっています。
も参照してください
X線天文学用の気球
カニ（ユニット）
ガンマ線天文学
X線天文学の歴史
IRAS 13224-3809
X線宇宙望遠鏡のリスト
太陽X線天文学
ステラX線天文学
紫外線天文学
X線望遠鏡
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ソース
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外部リンク
コモンズには、X線天文学に関連するメディアが
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