Röntgenstrahl-Astronomie ist ein Beobachtungszweig der Astronomie, die sich mit der Studie der Röntgenstrahl-Beobachtung und Entdeckung von astronomischen Gegenständen befasst. Röntgenbestrahlung ist von der Atmosphäre der Erde gefesselt, so müssen Instrumente, um Röntgenstrahlen zu entdecken, in die hohe Höhe durch Ballons gebracht werden, Raketen und Satelliten erklingen lassend. Röntgenstrahl-Astronomie ist ein Teil der Raumwissenschaft.

Röntgenstrahl-Emission wird von astronomischen Gegenständen erwartet, die ein äußerst heißes Benzin bei Temperaturen von ungefähr einer Million kelvin (K) zu Hunderten von Millionen von kelvin (MK) enthalten. Obwohl Röntgenstrahlen beobachtet worden sind, von der Sonne ausgehend, seitdem die 1940er Jahre die Entdeckung 1962 der ersten kosmischen Röntgenstrahl-Quelle eine Überraschung war. Diese Quelle wird Scorpius x-1 (Sco x-1), die erste Röntgenstrahl-Quelle genannt, die in der Konstellation Scorpius gefunden ist. Die Röntgenstrahl-Emission von Scorpius x-1 ist 10,000mal größer als seine Sehemission, wohingegen diese der Sonne ungefähr eine Million Male weniger ist. Außerdem ist die Energieproduktion in Röntgenstrahlen 100,000mal größer als die Gesamtemission der Sonne in allen Wellenlängen. Gestützt auf Entdeckungen in diesem neuen Feld der Röntgenstrahl-Astronomie, mit Scorpius x-1 anfangend, hat Riccardo Giacconi den Nobelpreis in der Physik 2002 erhalten. Es ist jetzt bekannt, dass solche Röntgenstrahl-Quellen als Sco x-1 Kompaktsterne, wie Neutronensterne oder schwarze Löcher sind. Material, das in ein schwarzes Loch fällt, kann Röntgenstrahlen ausstrahlen, aber das schwarze Loch selbst tut nicht. Die Energiequelle für die Röntgenstrahl-Emission ist Ernst. Benzin wird durch den Fall im starken Schwerefeld dieser und anderen himmlischen Gegenstände geheizt.

Viele tausend von Röntgenstrahl-Quellen sind bekannt. Außerdem wird der Raum zwischen Milchstraßen in Milchstraße-Trauben mit einem sehr heißen aber sehr verdünnten Benzin bei einer Temperatur zwischen 10 und 100 megakelvins (MK) gefüllt. Die Summe von heißem Benzin ist fünf bis zehn Male die Gesamtmasse in den sichtbaren Milchstraßen.

Das Loten von Rakete-Flügen

Ein Entdecker wird in die Raketenspitze-Abteilung einer tönenden Rakete gelegt und über der Atmosphäre gestartet. Das wird zuerst an der Weißen Sand-Raketenreihe in New Mexico mit einer v-2 Rakete am 28. Januar 1949 vollbracht. Röntgenstrahlen von der Sonne werden durch die USA Marineforschungslabor-Blüte-Experiment an Bord entdeckt. Ein Aerobee 150 am 12. Juni 1962 gestartete Rakete entdeckt die ersten Röntgenstrahlen von anderen himmlischen Quellen (Scorpius x-1). Der größte Nachteil, um Flüge mit Raketen zu beschießen, ist ihre sehr kurze Dauer (gerade ein paar Minuten über der Atmosphäre, bevor die Rakete zur Erde zurückweicht), und ihr beschränktes Feld der Ansicht. Eine von den Vereinigten Staaten gestartete Rakete wird nicht im Stande sein, Quellen im südlichen Himmel zu sehen; eine von Australien gestartete Rakete wird nicht im Stande sein, Quellen im nördlichen Himmel zu sehen.

Projekt von X-ray Quantum Calorimeter (XQC)

In der Astronomie ist das interstellare Medium (oder ISMUS) der kosmische und Gasstaub, die interstellaren Raum durchdringen: Die Sache, die zwischen den Sternsystemen innerhalb einer Milchstraße besteht. Es füllt interstellaren Raum und verschmilzt glatt ins intergalaktische Umgebungsmedium. Das interstellare Medium besteht aus einem äußerst verdünnten (nach Landstandards) Mischung von Ionen, Atomen, Molekülen, größeren Staub-Körnern, kosmischen Strahlen und (galaktischen) magnetischen Feldern. Die Energie, die dasselbe Volumen in der Form der elektromagnetischen Radiation besetzt, ist das interstellare Strahlenfeld.

Von Interesse ist das heiße ionisierte Medium (HIM), das aus einer Kranz-Wolke an 10-10 K besteht, die Röntgenstrahlen ausstrahlt. Der ISMUS ist unruhig und mit der Struktur auf allen Raumskalen voll. Sterne werden tief innerhalb von großen Komplexen von molekularen Wolken, normalerweise einige parsecs in der Größe geboren. Während ihrer Leben und Todesfälle wirken Sterne physisch mit dem ISMUS aufeinander. Sternwinde von jungen Trauben von Sternen (häufig mit HII riesigen oder superriesigen Gebieten, die sie umgeben) und durch supernovae geschaffene Stoß-Wellen, spritzen enorme Beträge der Energie in ihre Umgebungen ein, die zu Hyperschallturbulenz führt. Die resultierenden Strukturen sind Sternwindluftblasen und Superluftblasen von heißem Benzin. Die Sonne reist zurzeit durch die Lokale Interstellare Wolke, ein dichteres Gebiet in der niedrigen Dichte Lokale Luftblase.

Um das Spektrum der weitschweifigen Röntgenstrahl-Emission vom interstellaren Medium über die Energie zu messen, erstrecken sich 0.07 zu 1 keV, NASA hat eine Schwarze Wildgans 9 von der Weißen Sand-Raketenreihe, New Mexico am 1. Mai 2008 gestartet. Der Hauptermittlungsbeamte für die Mission ist Dr Dan McCammon von der Universität von Wisconsin.

Ballons

Ballon-Flüge können Instrumente zu Höhen von bis zu 40 km über dem Meeresspiegel tragen, wo sie über nicht weniger als 99.997 % der Atmosphäre der Erde sind. Verschieden von einer Rakete, wo Daten während kurzer weniger Minuten gesammelt werden, sind Ballons im Stande, oben für den viel längeren zu bleiben. Jedoch, sogar an solchen Höhen, wird viel vom Röntgenstrahl-Spektrum noch absorbiert. Röntgenstrahlen mit Energien weniger als 35 keV (5,600 aJ) können Ballons nicht erreichen. Am 21. Juli 1964, wie man entdeckt, ist der Krabbe-Nebelfleck-Supernova-Rest ein harter Röntgenstrahl (15 - 60 keV) Quelle durch einen Funkeln-Schalter, der auf einem Ballon geweht ist, der von Palästina, Texas, den USA gestartet ist. Das ist die erste Ballon-basierte Entdeckung von Röntgenstrahlen von einer getrennten kosmischen Röntgenstrahl-Quelle wahrscheinlich.

Energiereiches sich konzentrierendes Fernrohr

Das energiereiche sich konzentrierende Fernrohr (HEFT) ist ein Ballon-geborenes Experiment zum Image astrophysical Quellen im harten Röntgenstrahl (20-100 keV) Band. Sein Jungfrau-Flug hat im Mai 2005 vom Fort Sumner, New Mexico, den USA stattgefunden. Die winkelige Entschlossenheit dessen hebt HOCH ist ~1.5'. Anstatt ein Röntgenstrahl-Fernrohr des streifenden-Winkels zu verwenden, heben Sie HOCH macht von einer neuartigen mit dem Wolframsilikonmehrschicht Überzüge Gebrauch, um das Reflexionsvermögen von verschachtelten Spiegeln des streifenden-Vorkommens außer 10 keV zu erweitern. Heben Sie HOCH hat eine Energieentschlossenheit von 1.0 keV voller Breite an der Hälfte des Maximums an 60 keV. Heben Sie HOCH wird für einen 25-stündigen Ballon-Flug im Mai 2005 gestartet. Das Instrument hat innerhalb der Spezifizierung und beobachteten Tau x-1, des Krabbe-Nebelflecks geleistet.

Hochauflösender Gammastrahl und hartes Röntgenstrahl-Spektrometer (HIREGS)

Eines der neuen Ballon-geborenen Experimente wird den Hochauflösenden Gammastrahl und das harte Röntgenstrahl-Spektrometer (HIREGS) genannt. Es wird von der Station von McMurdo, die Antarktis im Dezember 1991 gestartet, unveränderliche Winde haben den Ballon auf einem circumpolar Flug getragen, der ungefähr zwei Wochen dauert.

Rockoons

Der rockoon (ein Handkoffer der Rakete und des Ballons) war eine feste Kraftstoffrakete, die, anstatt während auf dem Boden sofort angezündet zu werden, zuerst in die obere Atmosphäre durch einen gasgefüllten Ballon getragen wurde. Dann, einmal getrennt vom Ballon an seiner maximalen Höhe, wurde die Rakete automatisch entzündet. Das hat eine höhere Höhe erreicht, seitdem sich die Rakete durch die niedrigeren, dickeren Luftschichten nicht bewegen musste.

Das ursprüngliche Konzept von "rockoons" wurde von Cmdr entwickelt. Lee Lewis, Cmdr. G. Halvorson, S. F. Singer und James A. Van Allen während der Rakete-Zündungsvergnügungsreise von Aerobee am 1. März 1949.

Vom 17. Juli bis zum 27. Juli 1956 hat der Bord von Naval Research Laboratory (NRL) acht Diakon rockoons für den Sonnen-ultraviolett und Röntgenstrahl-Beobachtungen an ~30 ° N ~121.6 ° W, südwestlich von der Insel von San Clemente, Apogäum gestartet: 120 km.

Röntgenstrahl-Astronomie-Satelliten

Röntgenstrahl-Astronomie-Satelliten studieren Röntgenstrahl-Emissionen von himmlischen Gegenständen. Satelliten, die entdecken und Daten über die Röntgenstrahl-Emissionen übersenden können, werden als ein Teil des Zweigs der als Röntgenstrahl-Astronomie bekannten Raumwissenschaft aufmarschiert. Satelliten sind erforderlich, weil Röntgenbestrahlung von der Atmosphäre der Erde gefesselt ist, so müssen Instrumente, um Röntgenstrahlen zu entdecken, in die hohe Höhe durch Ballons gebracht werden, Raketen und Satelliten erklingen lassend.

Röntgenstrahl-Fernrohre und Spiegel

Röntgenstrahl-Fernrohre (XRTs) haben das Verändern directionality oder die Bildaufbereitung der Fähigkeit, die auf dem flüchtig blickenden Winkelnachdenken aber nicht der Brechung oder dem großen Abweichungsnachdenken gestützt ist.

Das beschränkt sie auf viel schmale Felder der Ansicht als sichtbare oder UV Fernrohre. Die Spiegel können aus keramischer oder metallener Folie gemacht werden.

Das erste Röntgenstrahl-Fernrohr in der Astronomie wird verwendet, um die Sonne zu beobachten. Das erste Röntgenstrahl-Bild der Sonne wird 1963 durch ein Rakete-geborenes Fernrohr genommen.

Die Anwendung von Röntgenstrahl-Spiegeln für die extrasolar Röntgenstrahl-Astronomie verlangt gleichzeitig:

• die Fähigkeit, die Position bei der Ankunft eines Röntgenstrahl-Fotons in zwei Dimensionen und zu bestimmen
• eine angemessene Entdeckungsleistungsfähigkeit.

Röntgenstrahl-Astronomie-Entdecker

Röntgenstrahl-Astronomie-Entdecker sind entworfen und in erster Linie für die Energie und gelegentlich für die Wellenlänge-Entdeckung mit einer Vielfalt von auf die Technologie der Zeit gewöhnlich beschränkten Techniken konfiguriert worden.

Röntgenstrahl-Entdecker sammeln individuelle Röntgenstrahlen (Fotonen des Röntgenstrahls elektromagnetische Radiation) und zählen die Zahl von Fotonen gesammelt (Intensität), die Energie (0.12 zu 120 keV) von den Fotonen gesammelt, Wellenlänge (~0.008 zu 8 nm) auf, oder wie schnell die Fotonen (Zählungen pro Stunde) entdeckt werden, um uns über den Gegenstand zu erzählen, der sie ausstrahlt.

Quellen von Astrophysical von Röntgenstrahlen

Mehrere Typen von Astrophysical-Gegenständen, strahlen fluoresce aus, oder widerspiegeln Röntgenstrahlen, von Milchstraße-Trauben, durch schwarze Löcher in aktiven galaktischen Kernen (AGN) zu galaktischen Gegenständen wie Supernova-Reste, Sterne und binäre Sterne, die einen weißen Zwerg (erschütternde variable Sterne und super weiche Röntgenstrahl-Quellen), Neutronenstern oder schwarzes Loch (Röntgenstrahl-Dualzahlen) enthalten. Einige Sonnensystemkörper strahlen Röntgenstrahlen, das bemerkenswerteste Wesen der Mond aus, obwohl der grösste Teil der Röntgenstrahl-Helligkeit des Monds aus widerspiegelten Sonnenröntgenstrahlen entsteht. Wie man denkt, erzeugt eine Kombination von vielen ungelösten Röntgenstrahl-Quellen den beobachteten Röntgenstrahl-Hintergrund. Das Röntgenstrahl-Kontinuum kann aus bremsstrahlung, Radiation des schwarzen Körpers, Synchrotron-Radiation entstehen, oder was das umgekehrte Zerstreuen von Compton von Fotonen der niedrigeren Energie durch relativistische Elektronen, Schlag - auf Kollisionen von schnellen Protonen mit Atomelektronen und Atomwiederkombination, mit oder ohne zusätzliche Elektronübergänge genannt wird.

Ein binärer Zwischenmassenröntgenstrahl (IMXB) ist ein binäres Sternsystem, wo einer der Bestandteile ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch ist. Der andere Bestandteil ist ein Zwischenmassenstern.

Herkules x-1 wird aus einer Neutronenstern-Akkretionsmaterie-Sache von einem normalen Stern (HZ Herculis) wahrscheinlich wegen der Lappen-Überschwemmung von Roche zusammengesetzt. X-1 ist der Prototyp für die massiven Röntgenstrahl-Dualzahlen, obwohl es auf der Grenzlinie, ~2 M, zwischen hohem - und Röntgenstrahl-Dualzahlen der niedrigen Masse fällt.

Himmlische Röntgenstrahl-Quellen

Der himmlische Bereich ist in 88 Konstellationen geteilt worden. Die Konstellationen von International Astronomical Union (IAU) sind Gebiete des Himmels. Jeder von diesen enthält bemerkenswerte Röntgenstrahl-Quellen. Einige von ihnen sind sind von astrophysical identifiziert worden, der modelliert, um Milchstraßen oder schwarze Löcher an den Zentren von Milchstraßen zu sein. Einige sind Pulsars. Als mit durch die Röntgenstrahl-Astrophysik bereits erfolgreich modellierten Quellen, sich mühend, die Generation von Röntgenstrahlen durch die offenbare Quelle zu verstehen, hilft, die Sonne, das Weltall als Ganzes zu verstehen, und wie diese uns auf der Erde betreffen. Konstellationen sind ein astronomisches Gerät, um Beobachtung und Präzision zu behandeln, die der aktuellen physischen Theorie oder Interpretation unabhängig ist. Astronomie ist ringsherum seit langem gewesen. Physische Theorie ändert sich mit der Zeit. In Bezug auf himmlische Röntgenstrahl-Quellen neigt Röntgenstrahl-Astrophysik dazu, sich auf den physischen Grund für die Röntgenstrahl-Helligkeit zu konzentrieren, wohingegen Röntgenstrahl-Astronomie dazu neigt, sich auf ihre Klassifikation, Ordnung von Entdeckung, Veränderlichkeit, Wiederlösbarkeit und ihrer Beziehung mit nahe gelegenen Quellen in anderen Konstellationen zu konzentrieren.

Innerhalb der Konstellationen sind Orion und Eridanus und das Ausdehnen über sie ein weicher Röntgenstrahl "Krisenherd", der als die Orion-Eridanus Superluftblase, die Eridanus Weiche Röntgenstrahl-Erhöhung, oder einfach die Eridanus Luftblase, ein 25 ° Gebiet von ineinander greifenden Kreisbogen von Hα-Ausstrahlen-Glühfäden bekannt ist. Weiche Röntgenstrahlen werden durch heißes Benzin (T ~ 2-3 MK) im Interieur der Superluftblase ausgestrahlt. Dieser helle Gegenstand bildet den Hintergrund für den "Schatten" eines Glühfadens von Benzin und Staub. Der Glühfaden wird durch die überzogenen Konturen gezeigt, die 100-Mikrometer-Emission von Staub bei einer Temperatur von ungefähr 30 K, wie gemessen, durch IRAS vertreten. Hier absorbiert der Glühfaden weiche Röntgenstrahlen zwischen 100 und 300 eV, anzeigend, dass das heiße Benzin hinter dem Glühfaden gelegen wird. Dieser Glühfaden kann ein Teil einer Schale von neutralem Benzin sein, das die heiße Luftblase umgibt. Sein Interieur wird durch ultraviolette (UV) leichte und stellare Winde von heißen Sternen im Orion OB1 Vereinigung gekräftigt. Diese Sterne kräftigen eine Superluftblase ungefähr 1200 lys, über die im visuellen (Hα) und Röntgenstrahl-Teile des Spektrums beobachtet wird.

Vorgeschlagene (zukünftige) Röntgenstrahl-Sternwarte-Satelliten

Es gibt mehrere Projekte, die für Röntgenstrahl-Sternwarte-Satelliten vorgeschlagen werden. Sieh Hauptartikel sich oben verbinden.

Explorational Röntgenstrahl-Astronomie

betrachtet, kommt gewöhnlich Beobachtungsastronomie auf der Oberfläche der Erde (oder darunter in der Neutrino-Astronomie) vor. Die Idee, Beobachtung auf die Erde zu beschränken, schließt das Umkreisen der Erde ein. Sobald der Beobachter die behaglichen Grenzen der Erde verlässt, wird der Beobachter ein tiefer Raumforscher. Abgesehen vom Forscher 1 und Forscher 3 und die früheren Satelliten in der Reihe gewöhnlich wenn eine Untersuchung dabei ist, ein tiefer Raumforscher zu sein, verlässt sie die Erde oder eine Bahn um die Erde.

Für einen Satelliten oder Raumsonde, um als ein tiefer Raumröntgenstrahl-Astronom/Forscher oder "astronobot" / Forscher zu qualifizieren, ist alles, was es an Bord tragen muss, ein XRT oder Röntgenstrahl-Entdecker und Erlaubnis-Erdbahn.

Ulysses wird am 6. Oktober 1990 gestartet, und hat Jupiter für seine "Gravitationsschleuder" im Februar 1992 erreicht. Es hat dem Südsonnenpol im Juni 1994 passiert und hat den ekliptischen Äquator im Februar 1995 durchquert. Der Sonnenröntgenstrahl und das kosmische Gammastrahl-Platzen-Experiment (GRB) hatten 3 Hauptziele: Studieren Sie und kontrollieren Sie Sonnenaufflackern, entdecken Sie und lokalisieren Sie kosmische Gammastrahl-Brüche, und in - situ Entdeckung der Aurora von Jovian. Ulysses war der erste Satellit, der einen Gammaplatzen-Entdecker trägt, der aus der Bahn des Mars ausgegangen ist. Die harten Röntgenstrahl-Entdecker haben in der Reihe 15-150 keV bedient. Die Entdecker haben aus 23 Mm dicken × 51-Mm-Diameter CsI (Tl) Kristalle bestanden, die über leichte Plastiktuben zu Photovermehrern bestiegen sind. Der harte Entdecker hat seine Betriebsweise je nachdem (1) gemessene Rate der Zählung, (2) Boden-Befehl, oder (3) Änderung in der Raumfahrzeugtelemetrie-Weise geändert. Das Abzug-Niveau wurde allgemein für den 8-Sigmas-über dem Hintergrund gesetzt, und die Empfindlichkeit ist 10 Erg/Cm (1 nJ/m). Wenn ein Platzen-Abzug registriert wird, schaltet das Instrument um, um hohe Entschlossenheitsdaten zu registrieren, ihn zu einem 32-kbit Gedächtnis für eine langsame vorgelesene Telemetrie registrierend. Platzen-Daten bestehen entweder aus 16 s von 8-Millisekunden-Entschlossenheitsraten der Zählung oder aus 64 s von 32-Millisekunden-Raten der Zählung von der Summe der 2 Entdecker. Es gab auch 16 Kanalenergiespektren von der Summe der 2 Entdecker (genommen entweder in 1, 2, 4, 16, oder die 32 zweiten Integrationen). Während 'warten' auf Weise, die Daten wurden entweder in 0.25 oder 0.5 s Integrationen und 4 Energiekanälen (mit der kürzesten Integrationszeit genommen, 8 s seiend). Wieder wurden die Produktionen der 2 Entdecker summiert.

Der Ulysses weiche Röntgenstrahl-Entdecker hat aus 2.5 Mm dicken × 0.5-Cm-Gebiet Oberflächenbarriere-Entdecker von Si bestanden. Ein Beryllium von 100 Mg/Cm vereitelt Vorderfenster hat die niedrigen Energieröntgenstrahlen zurückgewiesen und hat einen konischen FOV von 75 ° (Halbwinkel) definiert. Diese Entdecker wurden passiv abgekühlt und funktionieren in der Temperaturreihe 35 zu 55 °C. Dieser Entdecker hatte 6 Energiekanäle, die Reihe 5-20 keV bedeckend.

Theoretische Röntgenstrahl-Astronomie

Theoretische Röntgenstrahl-Astronomie ist ein Zweig der theoretischen Astronomie, die sich mit der theoretischen Astrophysik und theoretischem astrochemistry der Röntgenstrahl-Generation, Emission und Entdeckung in Bezug auf astronomische Gegenstände befasst.

Wie theoretische Astrophysik verwendet theoretische Röntgenstrahl-Astronomie ein großes Angebot an Werkzeugen, die analytische Modelle einschließen, um dem Verhalten einer möglichen Röntgenstrahl-Quelle und rechenbetonter numerischer Simulationen näher zu kommen, um den Beobachtungsdaten näher zu kommen. Sobald potenzielle Beobachtungsfolgen verfügbar sind, können sie im Vergleich zu experimentellen Beobachtungen sein. Beobachter können nach Daten suchen, der ein Modell widerlegt oder in der Auswahl zwischen mehrerem Stellvertreter oder widerstreitenden Modellen hilft.

Theoretiker versuchen auch, Modelle zu erzeugen oder zu modifizieren, um neue Daten in Betracht zu ziehen. Im Fall von einer Widersprüchlichkeit ist die allgemeine Tendenz zu versuchen, minimale Modifizierungen zum Modell zu machen, um die Daten zu passen. In einigen Fällen kann ein großer Betrag von inkonsequenten Daten mit der Zeit zu Gesamtaufgeben eines Modells führen.

Die meisten Themen in der Astrophysik, astrochemistry, astrometry, und andere Felder, die Zweige der von Theoretikern studierten Astronomie sind, schließen Röntgenstrahlen und Röntgenstrahl-Quellen ein. Viele der Anfänge für eine Theorie können in einem Erdlaboratorium gefunden werden, wo eine Röntgenstrahl-Quelle gebaut und studiert wird.

Dynamos

Dynamo-Theorie beschreibt den Prozess, durch den ein Drehen, convecting, und elektrisch das Leiten von Flüssigkeit handeln, um ein magnetisches Feld aufrechtzuerhalten. Diese Theorie wird verwendet, um die Anwesenheit anomal langlebiger magnetischer Felder in astrophysical Körpern zu erklären. Wenn einige der magnetischen Sternfelder wirklich durch Dynamos veranlasst werden, dann könnte Feldkraft mit der Folge-Rate vereinigt werden.

Astronomische Modelle

Vom beobachteten Röntgenstrahl-Spektrum, das mit geisterhaften Emissionsergebnissen für andere Wellenlangenbereiche verbunden ist, kann ein astronomisches Modell, die wahrscheinliche Quelle der Röntgenstrahl-Emission anredend, gebaut werden. Zum Beispiel mit Scorpius x-1 fällt das Röntgenstrahl-Spektrum steil ab, weil Röntgenstrahl-Energie bis zu 20 keV vergrößert, der für einen Thermalplasmamechanismus wahrscheinlich ist. Außerdem gibt es keine Radioemission, und das sichtbare Kontinuum ist grob, was von einem heißen Plasma erwartet würde, das den beobachteten Röntgenstrahl-Fluss passt. Das Plasma konnte eine Kranz-Wolke eines Hauptgegenstands oder eines vergänglichen Plasmas sein, wo die Energiequelle unbekannt ist, aber mit der Idee von einem binären Ende verbunden sein konnte.

Im Krabbe-Nebelfleck-Röntgenstrahl-Spektrum gibt es drei Eigenschaften, die sich außerordentlich von Scorpius x-1 unterscheiden: Sein Spektrum ist viel härter, sein Quelldiameter ist in Lichtjahren (ly) s, nicht astronomischen Einheiten (AU), und seine optische und Radiosynchrotron-Emission ist stark. Seine gesamte Röntgenstrahl-Lichtstärke konkurriert mit der optischen Emission und konnte die eines Nichtthermalplasmas sein. Jedoch erscheint der Krabbe-Nebelfleck als eine Röntgenstrahl-Quelle, die ein frei dehnbarer Hauptball von verdünntem Plasma ist, wo der Energieinhalt 100mal der Gesamtenergie-Inhalt des großen sichtbaren und Radioteils ist, der bei der unbekannten Quelle erhalten ist.

Die "Trennungslinie" als riesige Sterne entwickelt sich, um rote Riesen zu werden, auch fällt mit den Wind- und Kranz-Trennungslinien zusammen. Um den Fall in der Röntgenstrahl-Emission über diese Trennungslinien zu erklären, sind mehrere Modelle vorgeschlagen worden:

1. niedrige Transistorübergangsbereich-Dichten, zu niedriger Emission in Koronen, führend
2. dichtes Winderlöschen der Kranz-Emission,
3. nur kühle Kranz-Schleifen werden stabil,
4. Änderungen in einer magnetischen Feldstruktur dazu eine offene Topologie, zu einer Abnahme magnetisch beschränkten Plasmas oder führend
5. Änderungen im magnetischen Dynamo-Charakter, zum Verschwinden von Sternfeldern führend, nur kleine, Turbulenz-erzeugte Felder unter roten Riesen verlassend.

Analytische Röntgenstrahl-Astronomie

Analytische Röntgenstrahl-Astronomie wird auf ein Astronomie-Rätsel in einem Versuch angewandt, eine annehmbare Lösung zur Verfügung zu stellen. Denken Sie das folgende Rätsel.

Hoch-Massenröntgenstrahl-Dualzahlen (HMXBs) werden aus einem OB superriesigen dazugehörigen Stern und einem Kompaktgegenstand, gewöhnlich ein Neutronenstern (NS) oder schwarzes Loch (BH) zusammengesetzt. Superriesige Röntgenstrahl-Dualzahlen (SGXBs) sind HMXBs, in dem der Kompaktgegenstand den massiven Begleiter innerhalb von ein paar Tagen (3-15 d) im Rundschreiben (oder ein bisschen exzentrisch) Bahnen umkreist. SGXBs zeigen typische harte Röntgenstrahl-Spektren von sich vereinigenden Pulsars und dem grössten Teil der Show eine starke Absorption, wie verdunkelt, HMXBs. Röntgenstrahl-Lichtstärke (L) nimmt um bis zu 10 Erg zu · s (10 Watt).

Der Mechanismus, der das verschiedene zeitliche Verhalten auslöst, das zwischen dem klassischen SGXBs und den kürzlich entdeckten superriesigen schnellen Röntgenstrahl-Übergangsprozessen (SFXT) s beobachtet ist, wird noch diskutiert.

Ziel: Verwenden Sie die Entdeckung von langen Bahnen (> 15 d), um zu helfen, zwischen Emissionsmodellen zu unterscheiden und vielleicht Einschränkungen auf die Modelle zu bringen.

Methode: Analysieren Sie archivalische Daten auf verschiedenem SGXBs, der durch den INTEGRIERTEN für Kandidaten erhalten worden ist, die lange Bahnen ausstellen. Bauen Sie kurz - und langfristige leichte Kurven. Führen Sie eine Timing-Analyse durch, um das zeitliche Verhalten jedes Kandidaten auf verschiedenen zeitlichen Rahmen zu studieren.

Vergleichen Sie verschiedene astronomische Modelle:

• direkte kugelförmige Zunahme
• Roche-Lappen-Überschwemmung über eine Akkretionsplatte auf dem Kompaktgegenstand.

Ziehen Sie einige Schlüsse: Zum Beispiel, das SGXB SAXOFON J1818.6-1703 wurde von BeppoSAX 1998, identifizierter als ein SGXB des geisterhaften Typs zwischen O9IB1I entdeckt, der auch kurze und helle Aufflackern und ein ungewöhnlich sehr niedriges ruhiges Niveau gezeigt hat, das zu seiner Klassifikation als ein SFXT führt. Die Analyse hat eine ungewöhnlich lange Augenhöhlenperiode angezeigt: 30.0 ± 0.2 d und eine vergangene Akkretionsphase von ~6 d Andeutung einer elliptischen Bahn und möglichen superriesigen geisterhaften Typs zwischen B0.5-1I mit der Seltsamkeit e ~ 0.3-0.4. Die großen Schwankungen im Röntgenstrahl-Fluss können durch die Zunahme von innerhalb des Sternwinds gebildeten Makroklumpen erklärt werden.

Wählen Sie, welches Modell scheint, am besten zu arbeiten: Für das SAXOFON J1818.6-1703 passt die Analyse am besten das Modell, das voraussagt, dass sich SFXTs als SGXBs mit verschiedenen Augenhöhlenrahmen benehmen; folglich, verschiedenes zeitliches Verhalten.

Sternröntgenstrahl-Astronomie

sagt, hat Sternröntgenstrahl-Astronomie am 5. April 1974 mit der Entdeckung von Röntgenstrahlen von Capella angefangen. Ein Rakete-Flug an diesem Datum hat kurz sein Einstellungsregelsystem kalibriert, als ein Sternsensor die Nutzlast-Achse an Capella (α Aur) angespitzt hat. Während dieser Periode, Röntgenstrahlen in der Reihe wurden 0.2-1.6 keV durch ein Röntgenstrahl-Reflektor-System co-aligned mit dem Sternsensor entdeckt. Die Röntgenstrahl-Lichtstärke von L = 10 Erg · s (10 W) ist vier Größenordnungen über der Röntgenstrahl-Lichtstärke der Sonne.

Eta Carinae

Neue Röntgenstrahl-Beobachtungen durch die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte zeigen drei verschiedene Strukturen: Ungefähr 2 Außenring-Lichtjahre in der Form von des Hufeisens im Durchmesser, ein heißer innerer Kern ungefähr 3 leichte Monate im Durchmesser und eine heiße Hauptquelle weniger als 1 leicht-monatig im Durchmesser, der den Superstar enthalten kann, der die ganze Show steuert. Der Außenring stellt Beweise einer anderen großen Explosion zur Verfügung, die vor mehr als 1,000 Jahren vorgekommen ist. Wie man denkt, vertreten diese drei Strukturen um Eta Carinae Stoß-Wellen, die durch die Sache erzeugt sind, die vom Superstar mit Überschallgeschwindigkeiten davonjagt. Die Temperatur der Stoß-erhitzten Gasherde von 60 MK in den Hauptgebieten zu 3 MK auf der Außenstruktur in der Form von des Hufeisens. "Das Chandra Image enthält einige Rätsel für vorhandene Ideen davon, wie ein Stern solche heißen und intensiven Röntgenstrahlen erzeugen kann," sagt Prof. Kris Davidson von der Universität Minnesotas. Davidson ist Hauptermittlungsbeamter für die Beobachtungen von Eta Carina durch das Hubble Raumfernrohr." In der populärsten Theorie werden Röntgenstrahlen durch das Kollidieren von Gasströmen von zwei Sternen so eng miteinander gemacht, dass sie wie eine Punkt-Quelle zu uns aussehen würden. Aber was geschieht mit Gasströmen, die flüchten zu weiteren Entfernungen? Das verlängerte heiße Zeug in der Mitte des neuen Images gibt anspruchsvolle neue Bedingungen für jede Theorie sich zu treffen."

Sternkoronen

Kranz-Sterne oder Sterne innerhalb einer Kranz-Wolke, sind unter den Sternen in der kühlen Hälfte des Diagramms von Hertzsprung-Russell allgegenwärtig. Experimente mit Instrumenten an Bord von Skylab und Copernicus sind verwendet worden, um nach weicher Röntgenstrahl-Emission in der Energiereihe ~0.14-0.284 keV von Sternkoronen zu suchen. Die Experimente an Bord von ANS haben geschafft, Röntgenstrahl-Signale von Capella und Sirius (α CMa) zu finden. Die Röntgenstrahl-Emission von einer erhöhten sonnenähnlichen Korona wurde zum ersten Mal vorgeschlagen. Die hohe Temperatur der Korona von Capella, wie erhalten, beim ersten Kranz-Röntgenstrahl-Spektrum von Capella mit HEAO 1 erforderliche magnetische Beschränkung, wenn es kein frei fließender Kranz-Wind war.

1977, wie man entdeckt, strahlt Proxima Centauri energiereiche Radiation im XUV aus. 1978, α Cen wurde als eine Kranz-Quelle der niedrigen Tätigkeit identifiziert. Mit der Operation der Sternwarte von Einstein wurde Röntgenstrahl-Emission als eine charakteristische Eigenschaft anerkannt, die für eine breite Reihe von Sternen üblich ist, die im Wesentlichen das ganze Diagramm von Hertzsprung-Russell bedecken. Der Initiale-Überblick von Einstein hat zu bedeutenden Einblicken geführt:

• Röntgenstrahl-Quellen sind unter allen Typen von Sternen, über das Diagramm von Hertzsprung-Russell und über die meisten Stufen der Evolution, im Überfluss
• die Röntgenstrahl-Lichtstärke und ihr Vertrieb entlang der Hauptfolge waren nicht in Übereinstimmung mit den lange bevorzugten akustischen Heizungstheorien, aber wurden jetzt als die Wirkung der magnetischen Kranz-Heizung und der interpretiert
• Sterne, die sonst ähnlich sind, offenbaren große Unterschiede in ihrer Röntgenstrahl-Produktion, wenn ihre Folge-Periode verschieden ist.

Um das Spektrum der mittleren Entschlossenheit von UX Ari zu passen, war Subsonnenüberfluss erforderlich.

Sternröntgenstrahl-Astronomie trägt zu einem tieferen Verstehen von bei

• magnetische Felder in magnetohydrodynamic Dynamos,
• die Ausgabe der Energie in feinem astrophysical plasmas durch verschiedene plasmaphysische Prozesse und
• die Wechselwirkungen der energiereichen Radiation mit der Sternumgebung.

Aktueller Verstand hat es, dass der massive Kranz, der Hauptfolge-Sterne spät-A oder frühe F Sterne, eine Vermutung sind, die sowohl durch die Beobachtung als auch durch die Theorie unterstützt wird.

Nicht stabile Winde

In Anbetracht des Mangels an einer bedeutenden Außenkonvektionszone sagt Theorie die Abwesenheit eines magnetischen Dynamos in früher Sterne voraus. In frühen Sternen des geisterhaften Typs O und B sind Stöße, die sich in nicht stabilen Winden entwickeln, die wahrscheinliche Quelle von Röntgenstrahlen.

Kühlste M ragt über

Außer dem geisterhaften Typ M5 kann der klassische αω Dynamo als die innere Struktur von Zwergsternänderungen bedeutsam nicht mehr funktionieren: Sie werden völlig convective. Als ein verteilter (oder α) kann Dynamo wichtig werden, sowohl der magnetische Fluss auf der Oberfläche als auch die Topologie der magnetischen Felder in der Korona sollten sich über diesen Übergang systematisch ändern, vielleicht auf einige Diskontinuitäten auf den Röntgenstrahl hinauslaufend

Eigenschaften um die geisterhafte Klasse dM5. Jedoch scheinen Beobachtungen nicht, dieses Bild zu unterstützen: Langfristige Niedrig-Massenröntgenstrahl-Entdeckung, VB 8 (M7e V), hat unveränderliche Emission an Niveaus der Röntgenstrahl-Lichtstärke (L)  10 Erg gezeigt · s (10 W) und Aufflammen zu einer Größenordnung höher. Der Vergleich mit anderer später M ragt über zeigt eine ziemlich dauernde Tendenz.

Starke Röntgenstrahl-Emission von Sternen von Herbig Ae/Be

Sterne von Herbig Ae/Be sind Vorhauptfolge-Sterne. Betreffs ihrer Röntgenstrahl-Emissionseigenschaften sind einige

• erinnernd an heiße Sterne,
• andere weisen zur Kranz-Tätigkeit als in kühlen Sternen, insbesondere die Anwesenheit von Aufflackern und sehr hohen Temperaturen hin.

Die Natur dieser starken Emissionen ist umstritten mit Modellen einschließlich geblieben

• nicht stabile Sternwinde,
• kollidierende Winde,
• magnetische Koronen,
• Plattenkoronen,
• windgefütterter magnetospheres,
• Akkretionsstöße,
• die Operation eines scheren Dynamos,
• die Anwesenheit unbekannter Begleiter des späten Typs.

K Riesen

Die FK Com Sterne sind Riesen des geisterhaften Typs K mit einer ungewöhnlich schnellen Folge und Zeichen der äußersten Tätigkeit. Ihre Röntgenstrahl-Koronen sind unter dem am meisten leuchtenden (L  10 Erg · s oder 10 W) und das heißeste, das mit dominierenden Temperaturen bis zu 40 MK bekannt ist. Jedoch schließt die aktuelle populäre Hypothese eine Fusion eines nahen binären Systems ein, in dem der winkelige Augenhöhlenschwung des Begleiters der Vorwahl übertragen wird.

Pollux ist der hellste Stern in den Konstellationszwillingen, trotz seiner Beta-Benennung und des 17. hellsten im Himmel. Pollux ist ein riesiger K Orangenstern, der eine interessante Farbenunähnlichkeit mit seinem weißen "Zwilling", Castor macht. Beweise sind für einen heißen, Außen-, magnetisch unterstützte Korona um Pollux gefunden worden, und, wie man bekannt, ist der Stern ein Röntgenstrahl-Emitter.

Amateurröntgenstrahl-Astronomie

Insgesamt beobachten Amateurastronomen eine Vielfalt von himmlischen Gegenständen und Phänomenen manchmal mit der Ausrüstung, die sie selbst bauen. United States Air Force Academy (USAFA) ist das Haus von Vereinigter Staaten einzigem Studentensatellitenprogramm, und hat und setzt fort, FalconLaunch zu entwickeln, der Raketen erklingen lässt. Zusätzlich zu irgendwelchen direkten Amateuranstrengungen, Röntgenstrahl-Astronomie-Nutzlasten in den Raum zu stellen, gibt es Gelegenheiten, die studentenentwickelten experimentellen Nutzlasten erlauben, kommerzielle tönende Raketen an Bord als eine kostenlose Fahrt gestellt zu werden.

Es gibt Hauptbeschränkungen Dilettanten, die beobachten und Experimente in der Röntgenstrahl-Astronomie melden: Die Kosten, eine Amateurrakete oder Ballon zu bauen, um einen Entdecker hoch genug und die Kosten von passenden Teilen zu legen, um einen passenden Röntgenstrahl-Entdecker zu bauen.

Geschichte der Röntgenstrahl-Astronomie

1927 haben E.O. Hulburt vom US-Marineforschungslabor und Partner Gregory Breit und Merle A. Tuve von der Einrichtung von Carnegie Washingtons die Möglichkeit erforscht, die Raketen von Robert H. Goddard auszustatten, um die obere Atmosphäre zu erforschen. "Zwei Jahre später hat er ein experimentelles Programm vorgeschlagen, in dem eine Rakete instrumentiert werden könnte, um die obere Atmosphäre, einschließlich der Entdeckung der Ultraviolettstrahlung und Röntgenstrahlen an hohen Höhen zu erforschen".

Gegen Ende der 1930er Jahre wurde die Anwesenheit eines sehr heißen, feinen Benzins, das die Sonne umgibt, indirekt aus optischen Kranz-Linien hoch ionisierter Arten abgeleitet. Wie man bekannt hat, ist die Sonne durch eine heiße feine Korona umgeben worden. Mitte der 1940er Jahre haben Radiobeobachtungen eine Radiokorona um die Sonne offenbart.

Der Anfang der Suche nach Röntgenstrahl-Quellen von über der Atmosphäre der Erde war am 5. August 1948 WEZ der 12:07 Uhr Eine US-Armee (früher Deutsch) v-2 Rakete als ein Teil des Projektes Hermes wurde von Weißen Sanden gestartet, die Boden Beweisen. Die ersten Sonnenröntgenstrahlen wurden von T. Burnight registriert.

Im Laufe der 1960er Jahre, der 70er Jahre, der 80er Jahre und der 90er Jahre, hat die Empfindlichkeit von Entdeckern außerordentlich während der 60 Jahre der Röntgenstrahl-Astronomie zugenommen. Außerdem hat sich die Fähigkeit, Röntgenstrahlen einzustellen, enorm — das Erlauben der Produktion von Qualitätsimages von vielen faszinierenden himmlischen Gegenständen entwickelt.

Hauptfragen in der Röntgenstrahl-Astronomie

Da Röntgenstrahl-Astronomie eine geisterhafte Hauptuntersuchung verwendet, um in die Quelle zu spähen, ist es ein wertvolles Werkzeug in Anstrengungen, viele Rätsel zu verstehen.

Magnetische Sternfelder

Magnetische Felder sind unter Sternen allgegenwärtig, noch verstehen wir genau nicht, warum, noch wir die verwirrende Vielfalt von physischen Plasmamechanismen völlig verstanden haben, die in Sternumgebungen handeln. Einige Sterne scheinen zum Beispiel, magnetische Felder, Fossil magnetische Sternfelder verlassen von ihrer Periode der Bildung zu haben, während andere scheinen, das Feld von neuem oft zu erzeugen.

Extrasolar Röntgenstrahl-Quelle astrometry

Mit der anfänglichen Entdeckung einer extrasolar Röntgenstrahl-Quelle fragte die erste Frage gewöhnlich ist "Wie ist die Quelle?" Eine umfassende Suche wird häufig in anderen Wellenlängen solcher als sichtbar oder Radio-für mögliche zusammenfallende Gegenstände gemacht. Viele der nachgeprüften Röntgenstrahl-Positionen haben noch sogleich wahrnehmbare Quellen nicht. Röntgenstrahl astrometry wird eine ernste Sorge, die auf jemals größere Anforderungen nach der feineren winkeligen Entschlossenheit und dem geisterhaften Strahlen hinausläuft.

Es gibt innewohnende Schwierigkeiten, Röntgenstrahl / optisch, Röntgenstrahl/Radio und Identifizierungen des Röntgenstrahls/Röntgenstrahls gestützt allein auf Stellungscoincidents, besonders mit Handikaps im Bilden von Identifizierungen, wie die großen Unklarheiten in Stellungsdeterminanten gemacht von Ballons und Raketen, schlechter Quelltrennung im voll gestopften Gebiet zum galaktischen Zentrum, der Quellveränderlichkeit und der Vielfältigkeit der Quellnomenklatur zu machen.

Xray Quellkopien zu Sternen können identifiziert werden, indem sie die winkelige Trennung zwischen Quelle centroids und Position des Sterns berechnen. Die maximale zulässige Trennung ist ein Kompromiss zwischen einem größeren Wert, um so viele echte Matchs wie möglich und einen kleineren Wert zu identifizieren, um die Wahrscheinlichkeit von unechten Matchs zu minimieren. "Ein angenommenes zusammenpassendes Kriterium 40" findet fast alle möglichen Xray Quellmatchs, während es die Wahrscheinlichkeit irgendwelcher unechten Matchs in der Probe zu 3 % behält."

Sonnenröntgenstrahl-Astronomie

Alle entdeckten Röntgenstrahl-Quellen an, ringsherum, oder in der Nähe von der Sonne sind innerhalb oder vereinigt mit der Kranz-Wolke, die seine Außenatmosphäre ist.

Kranz-Heizungsproblem

Im Gebiet der Sonnenröntgenstrahl-Astronomie gibt es das Kranz-Heizungsproblem. Der Photobereich der Sonne hat eine wirksame Temperatur von 5,570 K noch seine Korona hat eine durchschnittliche Temperatur von 1-2 × 10 K. Jedoch sind die heißesten Gebiete 8-20 × 10 K. Die hohe Temperatur der Korona zeigt, dass es durch etwas anderes geheizt wird als direkte Hitzeleitung vom Photobereich.

Es wird gedacht, dass die Energie, die notwendig ist, um die Korona zu heizen, durch die unruhige Bewegung in der Konvektionszone unter dem Photobereich zur Verfügung gestellt wird, und zwei Hauptmechanismen vorgeschlagen worden sind, um Kranz-Heizung zu erklären. Das erste ist Welle-Heizung, in der gesunde, magnetohydrodynamic oder Gravitationswellen durch die Turbulenz in der Konvektionszone erzeugt werden. Diese Wellen reisen aufwärts und zerstreuen sich in der Korona, ihre Energie im umgebenden Benzin in der Form der Hitze ablegend. Der andere ist magnetische Heizung, in der magnetische Energie unaufhörlich durch die photohimmlische Bewegung aufgebaut und durch die magnetische Wiederverbindung in der Form von großen Sonnenaufflackern und unzähligen ähnlichen, aber kleineren Ereignissen — nanoflares veröffentlicht wird.

Zurzeit ist es unklar, ob Wellen ein effizienter Heizungsmechanismus sind. Wie man gefunden hat, haben alle Wellen außer Wellen von Alfvén zerstreut oder vor dem Erreichen der Korona gebrochen. Außerdem zerstreuen sich Wellen von Alfvén in der Korona nicht leicht. Aktueller Forschungsfokus hat sich deshalb zu Aufflackern-Heizungsmechanismen bewegt.

Kranz-Massenausweisung

Eine Kranz-Massenausweisung (CME) ist ein vertriebenes Plasma, das in erster Linie aus Elektronen besteht, und Protone (zusätzlich zu kleinen Mengen von schwereren Elementen wie Helium, Sauerstoff und Eisen), plus der einsteigende Kranz haben magnetische Feldgebiete geschlossen. Die Evolution dieser geschlossenen magnetischen Strukturen als Antwort auf verschiedene photohimmlische Bewegungen über verschiedene zeitliche Rahmen (Konvektion, Differenzialfolge, Südländer-Umlauf) führt irgendwie zum CME. Kleine energische Unterschriften wie Plasmaheizung (beobachtet als das weiche Kompaktröntgenstrahl-Erhellen) können dafür bezeichnend sein, CMEs zu drohen.

Der weiche Röntgenstrahl sigmoid (eine S-shaped Intensität von weichen Röntgenstrahlen) ist eine Beobachtungsmanifestation der Verbindung zwischen Kranz-Struktur und CME Produktion. "Die Verbindung des sigmoids am Röntgenstrahl (und anderer) Wellenlängen zu magnetischen Strukturen und aktuellen Systemen in der Sonnenatmosphäre ist der Schlüssel zum Verstehen ihrer Beziehung zu CMEs."

Die erste Entdeckung einer Kranz-Massenausweisung (CME) als solcher wurde am 1. Dezember 1971 von R. Tousey vom US-Marineforschungslabor mit OSO 7 gemacht. Frühere Beobachtungen von Kranz-Übergangsprozessen oder sogar Phänomenen beobachtet visuell während Sonneneklipsen werden jetzt als im Wesentlichen dasselbe Ding verstanden.

Die größte geomagnetic Unruhe, vermutlich aus einem "vorgeschichtlichen" CME resultierend, ist mit dem zuerst beobachteten Sonnenaufflackern 1859 zusammengefallen. Das Aufflackern wurde visuell von Richard Christopher Carrington beobachtet, und der Geomagnetic-Sturm wurde mit der Aufnahme magnetograph an Kew Gärten beobachtet. Dasselbe Instrument hat einen crotchet, eine sofortige Unruhe der Ionosphäre der Erde durch das Ionisieren weicher Röntgenstrahlen registriert. Das konnte zurzeit nicht leicht verstanden werden, weil es die Entdeckung von Röntgenstrahlen (durch das Röntgen) und die Anerkennung der Ionosphäre (durch Kennelly und Heaviside) zurückdatiert hat.

Exotische Röntgenstrahl-Quellen

Ein Mikroquasar ist ein kleinerer Vetter eines Quasars, der ein Radio ist, das Röntgenstrahl binär mit einem häufig auflösbaren Paar von Radiostrahlen ausstrahlt.

LSI+61°303 ist ein periodisches, radioausstrahlendes binäres System, das auch die Gammastrahl-Quelle, CG135+01 ist.

Beobachtungen offenbaren eine steigende Zahl von wiederkehrenden Röntgenstrahl-Übergangsprozessen, die durch kurze Ausbrüche mit sehr schnellen Anstieg-Zeiten (Zehnen von Minuten) und typische Dauern von ein paar Stunden charakterisiert sind, die mit OB Superriesen vereinigt werden und folglich eine neue Klasse von massiven Röntgenstrahl-Dualzahlen definieren: Superriesige Schnelle Röntgenstrahl-Übergangsprozesse (SFXTs).

Von Chandra gemachte Beobachtungen zeigen die Anwesenheit von Schleifen und Ringen im heißen Röntgenstrahl-Ausstrahlen-Benzin an, das Unordentlichere 87 umgibt. Ein magnetar ist ein Typ des Neutronensterns mit einem äußerst starken magnetischen Feld, dessen Zerfall die Emission von reichlichen Beträgen der energiereichen elektromagnetischen Radiation, besonders Röntgenstrahlen und Gammastrahlung antreibt.

Röntgenstrahl dunkle Sterne

Während des Sonnenzyklus, wie gezeigt, in der Folge von Images am Recht, zuweilen ist die Sonne fast Röntgenstrahl dunkel, fast eine Röntgenstrahl-Variable. Betelgeuse scheint andererseits, immer dunkler Röntgenstrahl zu sein. Kaum werden irgendwelche Röntgenstrahlen von roten Riesen ausgestrahlt. Es gibt einen ziemlich plötzlichen Anfall der Röntgenstrahl-Emission um den geisterhaften Typ A7-F0 mit einer großen Reihe der Lichtstärke, die sich über die geisterhafte Klasse F entwickelt. Altair ist geisterhafter Typ A7V, und Vega ist A0V. Die Gesamtröntgenstrahl-Lichtstärke von Altair ist mindestens eine Größenordnung, die größer ist als die Röntgenstrahl-Lichtstärke für Vega. Wie man erwartet, ist die Außenkonvektionszone von frühen F Sternen sehr seicht, und im A-Typ abwesend, ragt noch über der akustische Fluss vom Interieur erreicht ein Maximum für späten A und frühe F Sterne, die Untersuchungen der magnetischen Tätigkeit in A-Typ-Sternen entlang drei Hauptlinien provozieren. Chemisch eigenartige Sterne des geisterhaften Typs Bp oder Ap sind merkliche magnetische Radioquellen, die meisten Bp/Ap Sterne bleiben unentdeckt, und von denjenigen, die bald als das Produzieren von Röntgenstrahlen berichtet sind, nur wenige von ihnen können als wahrscheinlich einzelne Sterne identifiziert werden. Röntgenstrahl-Beobachtungen bieten die Möglichkeit an (Röntgenstrahl dunkel) Planeten zu entdecken, weil sie einen Teil der Korona ihres Elternteilsterns während unterwegs verfinstern. "Solche Methoden versprechen besonders für Sterne der niedrigen Masse, weil ein Jupiter ähnlicher Planet ein ziemlich bedeutendes Kranz-Gebiet verfinstern konnte."

Röntgenstrahl dunkler Planet/Komet

Röntgenstrahl-Beobachtungen bieten die Möglichkeit an (Röntgenstrahl dunkel) Planeten zu entdecken, weil sie einen Teil der Korona ihres Elternteilsterns während unterwegs verfinstern. "Solche Methoden versprechen besonders für Sterne der niedrigen Masse, weil ein Jupiter ähnlicher Planet ein ziemlich bedeutendes Kranz-Gebiet verfinstern konnte."

Da Röntgenstrahl-Entdecker empfindlicher geworden sind, haben sie bemerkt, dass einige Planeten und anderer normalerweise Röntgenstrahl nichtlumineszierende himmlische Gegenstände unter bestimmten Bedingungen, fluoresce ausstrahlen, oder Röntgenstrahlen widerspiegeln.

Komet Lulin

Der schnelle Gammastrahl-Forscher-Satellit der NASA kontrollierte Kometen Lulin, weil es zu 63 Gm der Erde geschlossen hat. Zum ersten Mal können Astronomen gleichzeitigen UV und Röntgenstrahl-Images eines Kometen sehen. "Der Sonnenwind — ein schnell bewegender Strom von Partikeln von der Sonne — wirkt mit der breiteren Wolke des Kometen von Atomen aufeinander. Das veranlasst den Sonnenwind, sich mit Röntgenstrahlen zu entzünden, und es ist, was der XRT von Swift sieht" hat Stefan Immler des Raumflugzentrums von Goddard gesagt. Diese Wechselwirkung, genannt Anklage-Austausch, läuft auf Röntgenstrahlen von den meisten Kometen hinaus, wenn sie innerhalb von ungefähr dreimal der Entfernung der Erde von der Sonne gehen. Weil Lulin so aktiv ist, ist seine Atomwolke besonders dicht. Infolgedessen streckt sich das Röntgenstrahl ausstrahlende Gebiet weit der Sonne zugewendet des Kometen aus.

Einzelne Röntgenstrahl-Sterne

Zusätzlich zur Sonne gibt es viele unäre Sterne oder Sternsysteme überall in der Milchstraße, die Röntgenstrahlen ausstrahlen. β Hydri (G2 IV) ist ein normaler einzelner Posthauptfolge-Subriese-Stern, T = 5800 K. Es stellt Kranz-Röntgenstrahl-Flüsse aus.

Der Vorteil, einzelne Sterne zu studieren, ist, dass es Maße frei von irgendwelchen Effekten eines Begleiters erlaubt oder ein Teil eines vielfachen Sternsystems zu sein. Theorien oder Modelle können mehr sogleich geprüft werden., Sieh z.B, Betelgeuse, Rote Riesen, und Vega und Altair.

Siehe auch

• Auroral Röntgenstrahlen
• Ballons für die Röntgenstrahl-Astronomie
• Gammastrahl-Astronomie
• Geschichte der Röntgenstrahl-Astronomie
• Sonnenröntgenstrahl-Astronomie
• Das Loten der Rakete-Röntgenstrahl-Astronomie
• Sternoberflächenfusion
• Sternröntgenstrahl-Astronomie
• Ultraviolette Astronomie
• Sichtbar dunkle Röntgenstrahl-Quelle
• X-1-Röntgenstrahl-Quelle
• Röntgenstrahl-Generation
• Röntgenstrahlen von Eridanus
• Röntgenstrahl-Fernrohr

• Artikel

Quellen

Der:The-Inhalt dieses Artikels wurde angepasst und hat sich von http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (Öffentliches Gebiet) ausgebreitet

Links

• Wie viel bekannter Röntgenstrahl (und anderer) Quellen dort sind?
• Ist mein Lieblingsgegenstand ein Röntgenstrahl, Gammastrahl oder EUV Quelle?
• Röntgenstrahl-Vollhimmel überblickt auf WIKISKY
• Audio-Kain (2009) Astronomie-Wurf / Homosexuell (2009) Astronomie-Wurf - Röntgenstrahl-Astronomie