X線トランジェント – 日本語百科事典辞書

X-ray_transient
X線放射は多くの天体から発生します。これらの放出は、パターンを持っているか、断続的に発生するか、または一時的な天文学的イベントとして発生する可能性がでX線天文学多くの源が配置することによって発見されたX線検出器の上に地球の大気。多くの場合、多くの星座で最初に発見されたX線源はX線トランジェントです。これらのオブジェクトは、X線放射のレベルの変化を示しています。NRLの天文学者であるジョセフ・ラツィオ博士は次のように述べています。「…空はX線とガンマ線の波長で放射する一時的な物体でいっぱいであることが知られています…」。再発するX線トランジェントの数が増えています。一時的なものとして移動するという意味では、星座に属さない唯一の恒星X線源は太陽です。地球から見られるように、に沿って西から東へ日の移動黄道の12の星座介して1年間のコースの上を通過する、ゾディアック、そしてへびつかい座。

コンテンツ
1 エキゾチックなX線トランジェント
2 新星または超新星
3 一時的なバイナリX線源
4 軟X線トランジェント
5 X線バースター
6 ガンマ線バースト
7 一過性X線パルサー
8 超巨大高速X線トランジェント（SFXT）
9 X線トランジェントとしての太陽
10 木星からの一時的なX線
11 X線トランジェントの検出
12 も参照してください
13 参考文献
14 外部リンク

エキゾチックなX線トランジェント

ハッブルの視野に一時的な「謎の物体」SCP06F6が
突然出現した
。下の画像象限は、拡大されたビューを表しています。
SCP 06F6はある（またはあった）天体星座で、2006年2月21日に発見され、未知のタイプのうしかい座の調査時の銀河団と+ 3332.8 CL 1432.5ハッブル宇宙望遠鏡の調査のための高度なカメラのワイドフィールドチャネル。
ヨーロッパのX線衛星XMMニュートンは、 X線の周りに輝きを示すために表示される初期の2006年8月に観測を行ったSCP 06F6を、超新星のそれより明るい二桁。

新星または超新星
ほとんどの天文X線過渡源は、単純で一貫した時間構造を持っています。通常、新星や超新星のように、急速に明るくなり、その後徐々に衰退します。
GRO J0422 + 32 は、1992年8月5日にCGRO衛星のBATSE装置によって発見されたX線新星およびブラックホール候補です。爆発の間、それはより強いことが観察されました。かに星雲約500の光子エネルギーのうち、ガンマ線源のkeV。

一時的なバイナリX線源
XTE J1650-500は、に位置し、過渡バイナリX線源であるコンステレーションアラ。2進周期は0.32dです。

軟X線トランジェント
「軟X線トランジェント」は、ある種のコンパクトオブジェクト（おそらく中性子星）とある種の「通常の」低質量星（つまり、太陽の質量の何分の1かの質量を持つ星）で構成されています。これらの天体は、おそらく通常の星からコンパクトな天体への質量の可変移動によって何らかの形で生成された、低エネルギーまたは「ソフト」なX線放射のレベルの変化を示しています。事実上、コンパクトなオブジェクトは通常の星を「飲み込み」、X線放射はこのプロセスがどのように発生するかについての最良のビューを提供できます。
軟X線トランジェントCenX-4とAplX-1は、日本初のX線天文学衛星であるはくちょうによって発見されました。

X線バースター
X線バースターは、電磁スペクトルのX線領域でピークに達する光度の周期的かつ急速な増加（通常は10倍以上）を示すX線連星の1つのクラスです。これらの天体物理学システムは、通常は中性子星または場合によってはブラックホールである、蓄積するコンパクトオブジェクトと、それに付随する「ドナー」星で構成されています。ドナー星の質量は、システムを高質量（10太陽質量以上）または低質量（1太陽質量未満）のX線連星（それぞれLMXBおよびHMXBと略記）として分類するために使用されます。X線バースターは他のX線過渡源（X線パルサーや軟X線過渡）とは観測的に異なり、急激な立ち上がり時間（1〜10秒）とそれに続くスペクトル軟化（黒体を冷却する特性）を示します。）。個々のバーストは、10 39〜40エルグの統合フラックスによって特徴付けられます。

ガンマ線バースト
ガンマ線バースト（GRB）は、高度にある発光のフラッシュガンマ線の最もエネルギッシュな形-電磁放射。GRB 970228は、 GRBは午前2時58分に1997年2月28日に検出されたUTC。このイベントの前は、GRBはガンマ波長でのみ観測されていました。数年の間、物理学者は、これらのバーストの後に、電波、X線、さらには可視光などのより長い波長でより長寿命の残光が続くことを期待していました。これは、そのような残光が観察された最初のバーストでした。
バースト後の数日でべき乗則の傾きで退色する一時的なX線源が検出されました。このX線残光は、これまでに検出された最初のGRB残光でした。

一過性X線パルサー
一部のタイプのX線パルサーの場合、コンパニオンスターは、非常に高速で回転し、赤道の周りにガスの円盤を放出するように見えるBeスターです。これらの伴星を伴う中性子星の軌道は通常大きく、非常に楕円形です。中性子星が近くまたはBe星周円盤を通過すると、物質を捕獲し、一時的にX線パルサーになります。Be星の周りの星周円盤は、未知の理由で膨張および収縮するため、これらは断続的にのみ観測される一時的なX線パルサーであり、多くの場合、観測可能なX線脈動のエピソードの間に数か月から数年かかります。
SAX J1808.4-3658は、断続的なミリ秒のX線パルサーです。また、SAX J1808.4-3658からは、コヒーレントX線脈動に加えてX線バースト振動や準周期振動が見られ、低質量X線のタイミング挙動を解釈するためのロゼッタストーンとなっています。バイナリ。

超巨大高速X線トランジェント（SFXT）
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再発性X線トランジェントの数が増えており、OB超巨星に関連しているため、新しいクラスの大規模X線を定義します-光線バイナリ：超巨星高速X線トランジェント（SFXT）。 XTE J1739–302はこれらの1つです。1997年に発見され、1日だけ活動を続け、X線スペクトルは熱制動放射（約20 keVの温度）によく適合し、付加するパルサーのスペクトル特性に似ていて、最初は特異なBe / X-として分類されました。異常に短いバーストを伴う過渡光線。 2008年4月8日にSwiftで新しいバーストが観測されました。

X線トランジェントとしての太陽
静かな太陽は、活動領域ほど活動的ではありませんが、動的なプロセスと一時的なイベント（輝点、ナノフレア、ジェット）で溢れています。
コロナ質量放出（CME）は、主からなる排出されたプラズマである電子とプロトン（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）、プラス連行冠状閉じた磁場領域。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。
コロナ質量放出（CME）自体の最初の検出は、1971年12月1日に、米国海軍調査研究所のR. Touseyによって、第7軌道衛星観測所（OSO 7）を使用して行われました。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。

木星からの一時的なX線

木星の北のオーロラの画像。
主なオーロラの楕円形、極域の放射、および木星の衛星との相互作用によって生成されたスポットを示しています。
一時的で太陽活動が活発なときにのみ発生する地球のオーロラとは異なり、木星のオーロラは永続的ですが、その強度は日々変化します。それらは3つの主要なコンポーネントで構成されています。主な楕円形は、磁極から約16°の位置にある明るく狭い（幅<1000 km）円形の特徴です。衛星のオーロラスポット。これは、電離層と木星の電離層を結ぶ磁力線のフットプリントと、主な楕円内にある一時的な極放射に対応します。オーロラ放射は、電波からX線（最大3 keV）までの電磁スペクトルのほぼすべての部分で検出されました。

X線トランジェントの検出
X線モニターSolwind NRL-608またはXMONの指定は、間のコラボレーションだった海軍研究所とロスアラモス国立研究所。モニターは、2つのコリメートされたアルゴン比例計数管で構成されていました。3〜10 keVの機器帯域幅は、検出器ウィンドウの吸収（ウィンドウは0.254 mmベリリウム）と上位レベルの弁別器によって定義されました。活性ガスの体積（P-10混合物）は深さ2.54 cmで、最大10keVの良好な効率を提供しました。カウントは2つのエネルギーチャネルで記録されました。スラットコリメータは、各検出器に対して3°x 30°（FWHM）のFOVを定義しました。FOVの長軸は互いに垂直でした。長軸はスキャン方向に対して45度傾斜しており、一時的なイベントを約1度にローカライズできます。
PHEBUSの実験は、100 MeVの範囲100 keVの中の高エネルギー過渡事象を記録しました。これは、2つの独立した検出器とそれに関連する電子機器で構成されていました。各検出器は、直径78 mm、厚さ120 mmの発芽ビスマス（BGO）結晶で構成され、プラスチックの不一致ジャケットで囲まれています。2つの検出器は4π ステラジアンを観測するように宇宙船に配置されました。バーストモードは、0.1〜1.5 MeVのエネルギー範囲のカウントレートが0.25秒または1.0秒のいずれかでバックグラウンドレベルを8σ（標準偏差）超えたときにトリガーされました。エネルギー範囲全体で116のチャネルがありました。
また、Granat International Astrophysical Observatoryには、回転変調コリメータを使用して6〜180keVの範囲の明るい光源を0.5°以内に特定できる4つのWATCH機器が搭載されていました。まとめると、機器の3つの視野は空の約75％をカバーしていました。エネルギー分解能は60keVで30％FWHMでした。静かな期間中、2つのエネルギー帯域（6〜15および15〜180 keV）のカウント率は、オンボードコンピュータのメモリの可用性に応じて、4、8、または16秒間累積されました。バーストまたは一時的なイベント中に、カウントレートは36秒あたり1秒の時間分解能で累積されました。
コンプトンガンマ線観測（CGRO）は8 MeVの範囲に20 keVの中に検出バーストと過渡ソース実験（BATSE）を運びます。

WIND衛星は、NASAのGlobal Geospace Science（GGS）の
最初のものです。
WINDは1994年11月1日に打ち上げられました。最初、衛星は地球の周りに月のスイングバイ軌道を持っていました。月の重力場の助けを借りて、風の遠地点は地球の半球を一日中維持し、磁気圏の観測が行われました。ミッションの後半で、風の宇宙船は、太陽に向かって太陽と地球の平衡点（L1）の周りで、地球の上流の太陽風の特別な「ハロー」軌道に挿入されました。衛星の自転周期は約20秒で、自転軸は黄道に垂直です。WINDは、15 keV〜10 MeVのエネルギー範囲をカバーする過渡ガンマ線スペクトロメーター（TGRS）を搭載しており、エネルギー分解能は2.0 keV @ 1.0 MeV（E / delta E = 500）です。
3番目の米国小型天文学衛星（SAS-3）は、1975年5月7日に打ち上げられ、3つの主要な科学的目的が1）明るいX線源の位置を15秒角の精度で決定する。2）0.1〜55keVのエネルギー範囲で選択したソースを研究します。3）X線新星、フレア、およびその他の一時的現象について空を継続的に検索します。ポインティング機能を備えた回転衛星でした。SAS 3は、高磁性WDバイナリシステムであるAM HerからX線を最初に発見し、AlgolとHZ 43からX線を発見し、軟X線背景放射（0.1〜0.28 kev）を調査しました。
天満は1983年2月20日に打ち上げられた2番目の日本のX線天文学衛星でした。天満は比例カウンターと比較して改善されたエネルギー分解能（2倍）を備えたGSFC検出器を搭載し、多くの人の鉄スペクトル領域の最初の高感度測定を実行しました天文オブジェクト。エネルギー範囲：0.1keV-60keV。ガスシンチレータ比例計数管：各80 cm 2の10ユニット、FOV〜3度（FWHM）、2〜60keV。トランジェントソースモニター：2-10keV。
インド初の専用天文衛星ボード上の打ち上げを予定し、PSLV 2010年半ばでは、 Astrosatは、他の科学焦点の中で、新しい過渡現象のためにX線の空を監視します。

も参照してください
探索的X線天文学
X-1X線源
X線天文学
X線天体物理学の情報源

参考文献
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^ PTInews.com

外部リンク
HETE-2：高エネルギートランジェントエクスプローラー
BATSE：バーストおよびトランジェントソースエクスプローラー”