Przejściowe promieniowanie rentgenowskie - X-ray transient
Emisja promieniowania rentgenowskiego występuje z wielu obiektów niebieskich . Emisje te mogą mieć pewien wzór , występować sporadycznie lub jako przejściowe wydarzenie astronomiczne . W astronomii rentgenowskiej odkryto wiele źródeł, umieszczając detektor promieniowania rentgenowskiego nad ziemską atmosferą. Często pierwsze źródło promieniowania rentgenowskiego odkryte w wielu konstelacjach to przejściowe promieniowanie rentgenowskie . Obiekty te pokazują zmieniające się poziomy emisji promieniowania rentgenowskiego. Astronom z NRL, dr Joseph Lazio, stwierdził: „… wiadomo, że niebo jest pełne obiektów przejściowych emitujących na długości fal rentgenowskich i gamma,…”. Istnieje coraz więcej nawracających stanów nieustalonych w promieniowaniu rentgenowskim. W sensie podróżowania jako nieustalonego jedynym gwiezdnym źródłem promieniowania rentgenowskiego, które nie należy do konstelacji, jest Słońce . Widziane z Ziemi, Słońce porusza się z zachodu na wschód wzdłuż ekliptyki , przechodząc w ciągu roku przez dwanaście konstelacji Zodiaku i Wężownika .
Egzotyczne przejścia rentgenowskie
SCP 06F6 jest (lub był) astronomiczny obiekt nieznanego typu, odkryto w dniu 21 lutego 2006 roku, w konstelacji Wolarza podczas badania gromady galaktyk CL 1432,5 + 3332.8 z Hubble Space Telescope „s Advanced Camera for Surveys szerokie pole Normandzkich.
Europejski satelita rentgenowski XMM Newton wykonał obserwację na początku sierpnia 2006 roku, która wydaje się ukazywać poświatę rentgenowską wokół SCP 06F6 , o dwa rzędy wielkości jaśniejszą niż w przypadku supernowych.
Nova lub supernowa
Większość astronomicznych źródeł przejściowych promieniowania rentgenowskiego ma proste i spójne struktury czasowe; zazwyczaj szybkie rozjaśnienie, po którym następuje stopniowe zanikanie, jak w przypadku nowej lub supernowej .
GRO J0422+32 to kandydująca nowa i czarna dziura w promieniowaniu rentgenowskim , odkryta przez instrument BATSE na satelicie CGRO 5 sierpnia 1992 roku. Podczas wybuchu zaobserwowano, że jest silniejszy niż źródło promieniowania gamma z Mgławicy Krab , aby energie fotonów około 500 keV .
Przejściowe binarne źródło promieniowania rentgenowskiego
XTE J1650-500 to przejściowe, binarne źródło promieniowania rentgenowskiego zlokalizowane w konstelacji Ara . Okres binarny wynosi 0,32 d.
Miękkie promieniowanie rentgenowskie
" Miękkie przejścia rentgenowskie " składają się z pewnego rodzaju zwartego obiektu (prawdopodobnie gwiazdy neutronowej) i pewnego rodzaju "normalnej", gwiazdy o małej masie (tj. gwiazdy o masie pewnego ułamka masy Słońca). Obiekty te wykazują zmieniające się poziomy niskoenergetycznej lub „miękkiej” emisji promieniowania rentgenowskiego, prawdopodobnie wytworzonej w jakiś sposób przez zmienny transfer masy od normalnej gwiazdy do zwartego obiektu. W efekcie zwarty obiekt „pożera” normalną gwiazdę, a emisja promieniowania rentgenowskiego może zapewnić najlepszy obraz tego, jak zachodzi ten proces.
Miękkie przejścia rentgenowskie Cen X-4 i Apl X-1 zostały odkryte przez Hakucho , pierwszego japońskiego astronomicznego satelitę rentgenowskiego .
Rozrywacz rentgenowski
Burstery rentgenowskie to jedna z klas rentgenowskich gwiazd podwójnych wykazujących okresowe i gwałtowne wzrosty jasności (zwykle czynnik 10 lub więcej) ze szczytem w reżimie promieniowania rentgenowskiego widma elektromagnetycznego . Te układy astrofizyczne składają się z akreującego, zwartego obiektu , zazwyczaj gwiazdy neutronowej lub czasami czarnej dziury , oraz towarzyszącej gwiazdy dawcy; masa gwiazdy dawcy jest wykorzystywana do kategoryzacji układu jako o dużej masie (powyżej 10 mas Słońca ) lub małej masie (mniej niż 1 masa Słońca) binarnym promieni rentgenowskich, w skrócie odpowiednio LMXB i HMXB. Burstery rentgenowskie różnią się obserwacyjnie od innych źródeł przejściowych promieniowania rentgenowskiego (takich jak pulsary rentgenowskie i miękkie impulsy rentgenowskie ), wykazując ostry czas narastania (1 – 10 sekund), po którym następuje zmiękczenie widmowe (właściwość chłodzenia ciał czarnych). ). Poszczególne wybuchy charakteryzują się zintegrowanym strumieniem 10 39-40 ergów.
Wybuch promieniowania gamma
Rozbłysku (GRB) jest wysoce świetlny błysku promieniowania gamma - najbardziej energetyczny forma promieniowania elektromagnetycznego . GRB 970228 był GRB wykryty 28 lutego 1997 o 02:58 UTC . Przed tym wydarzeniem, GRB były obserwowane tylko przy długościach fal gamma. Przez kilka lat fizycy spodziewali się, że po tych wybuchach nastąpi dłużej trwająca poświata na dłuższych falach, takich jak fale radiowe , promienie rentgenowskie , a nawet światło widzialne . Był to pierwszy wybuch, dla którego zaobserwowano taką poświatę.
Wykryto przejściowe źródło promieniowania rentgenowskiego, które zanikało wraz ze spadkiem prawa mocy w dniach następujących po rozbłysku. Ta poświata rentgenowska była pierwszą wykrytą poświatą GRB.
Przejściowe pulsary rentgenowskie
W przypadku niektórych typów pulsarów rentgenowskich gwiazdą towarzyszącą jest gwiazda Be, która obraca się bardzo szybko i najwyraźniej zrzuca dysk gazu wokół swojego równika. Orbity gwiazdy neutronowej z tymi towarzyszami są zwykle duże i mają bardzo eliptyczny kształt. Kiedy gwiazda neutronowa przechodzi w pobliżu lub przez dysk okołogwiazdowy Be, przechwyci materię i tymczasowo stanie się pulsarem rentgenowskim. Dysk okołogwiazdowy wokół gwiazdy Be rozszerza się i kurczy z nieznanych przyczyn, więc są to przejściowe pulsary rentgenowskie, które obserwuje się tylko sporadycznie, często z miesiącami lub latami między epizodami obserwowalnych pulsacji rentgenowskich.
SAX J1808.4-3658 to przejściowy, akreujący milisekundowy pulsar rentgenowski, który jest przerywany. Ponadto w SAX J1808.4-3658 zaobserwowano oscylacje rozbłysków promieniowania rentgenowskiego i quasi-okresowe oscylacje oraz spójne pulsacje promieniowania rentgenowskiego, co czyni go kamieniem z Rosetty do interpretacji zachowania czasowego promieniowania rentgenowskiego o małej masie. pliki binarne .
Nadolbrzym Szybkie stany nieustalone w promieniowaniu rentgenowskim (SFXT)
Istnieje coraz większa liczba nawracających stanów przejściowych promieniowania rentgenowskiego, charakteryzujących się krótkimi rozbłyskami o bardzo szybkim czasie narastania (~dziesiątki minut) i typowym czasie trwania kilku godzin, które są związane z nadolbrzymami OB, a tym samym definiują nową klasę masywnych obrazów rentgenowskich. ray binaries: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT). Jednym z nich jest XTE J1739-302. Odkryty w 1997 r., pozostający aktywny tylko przez jeden dzień, z widmem rentgenowskim dobrze dopasowanym z termicznym bremsstrahlungiem (temperatura ~20 keV), przypominającym właściwości spektralne pulsarów akrecyjnych, początkowo sklasyfikowano jako osobliwy Be/X- promień przejściowy z niezwykle krótkim wybuchem. Nowy wybuch został zaobserwowany 8 kwietnia 2008 r. w programie Swift .
Słońce jako przejściowe promieniowanie rentgenowskie
Ciche Słońce , choć mniej aktywne niż regiony aktywne, jest zalane dynamicznymi procesami i przejściowymi zdarzeniami (jasne punkty, nanorozbłyski i dżety).
Czołowej wyrzucania masy (CME) jest wytryskiwane w osoczu składający się głównie z elektronami i protonami (oprócz małych ilości cięższych pierwiastków, takich jak hel, tlen i żelazo), wraz z nośnych wieńcowych zamkniętych pola magnetycznego regionów. Sygnatury energetyczne na małą skalę, takie jak ogrzewanie plazmowe (obserwowane jako kompaktowe rozjaśnienie miękkiego promieniowania rentgenowskiego) mogą wskazywać na zbliżające się CME. Miękka esica rentgenowska (intensywność miękkich promieni rentgenowskich w kształcie litery S) jest obserwacyjnym przejawem związku między strukturą korony a wytwarzaniem CME.
Pierwszego wykrycia koronalnego wyrzutu masy (CME) jako takiego dokonał 1 grudnia 1971 r. R. Tousey z US Naval Research Laboratory przy użyciu 7th Orbiting Solar Observatory ( OSO 7 ). Wcześniejsze obserwacje stanów przejściowych koronalnych lub nawet zjawisk obserwowanych wizualnie podczas zaćmień Słońca są obecnie rozumiane jako zasadniczo to samo.
Największe zaburzenie geomagnetyczne, wynikające prawdopodobnie z „prehistorycznego” CME, zbiegło się z pierwszym zaobserwowanym rozbłyskiem słonecznym w 1859 roku. Rozbłysk został zaobserwowany wizualnie przez Richarda Christophera Carringtona, a burzę geomagnetyczną zaobserwowano za pomocą magnetografu rejestrującego w Kew Gardens . Ten sam instrument zarejestrował ćwierćnutę , natychmiastowe zaburzenie jonosfery Ziemi przez jonizację miękkich promieni rentgenowskich . Nie było to łatwe do zrozumienia w tamtych czasach, ponieważ poprzedzało odkrycie promieni rentgenowskich (przez Roentgena ) i rozpoznanie jonosfery (przez Kennelly'ego i Heaviside'a ).
Przejściowe promieniowanie rentgenowskie z Jowisza
W przeciwieństwie do zorzy na Ziemi, które są przejściowe i występują tylko w okresach zwiększonej aktywności słonecznej, zorze na Jowiszu są stałe, chociaż ich intensywność zmienia się z dnia na dzień. Składają się one z trzech głównych elementów: głównych owali, które są jasnymi, wąskimi (< 1000 km szerokości) okrągłymi elementami, znajdującymi się około 16° od biegunów magnetycznych; satelitarne plamy zorzowe, które odpowiadają śladom linii pola magnetycznego, łączących ich jonosfery z jonosferą Jowisza, oraz przejściowe emisje polarne znajdujące się w głównych owalach. Emisje zorzowe wykryto w prawie wszystkich częściach widma elektromagnetycznego, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie (do 3 keV).
Wykrywanie stanów przejściowych promieniowania rentgenowskiego
Monitor rentgenowski Solwinda , oznaczony jako NRL-608 lub XMON, powstał w wyniku współpracy pomiędzy Naval Research Laboratory i Los Alamos National Laboratory . Monitor składał się z 2 skolimowanych liczników proporcjonalnych do argonu. Szerokość pasma aparatu 3-10 keV została określona przez absorpcję okna detektora (okno zawierało 0,254 mm berylu) i dyskryminator górnego poziomu. Aktywna objętość gazu (mieszanina P-10) miała głębokość 2,54 cm, zapewniając dobrą sprawność do 10 keV. Zliczenia rejestrowano w 2 kanałach energetycznych. Kolimatory listwowe określały FOV 3° x 30° (FWHM) dla każdego detektora; długie osie FOV były do siebie prostopadłe. Długie osie były nachylone pod kątem 45 stopni w stosunku do kierunku skanowania, umożliwiając lokalizację zdarzeń przejściowych do około 1 stopnia.
Phébus eksperyment rejestrowane zdarzenia nieustalonych wysokiej energii w zakresie od 100 keV do 100 MeV. Składał się z dwóch niezależnych detektorów i powiązanej z nimi elektroniki . Każdy detektor składał się z kryształu kiełkowania bizmutu (BGO) o średnicy 78 mm i grubości 120 mm, otoczonego plastikową osłoną przeciwzbiegową. Dwa detektory zostały rozmieszczone na statku kosmicznym tak, aby obserwować 4 steradiany π . Tryb burst został wyzwolony, gdy szybkość zliczania w zakresie energii od 0,1 do 1,5 MeV przekroczyła poziom tła o 8 σ (odchylenie standardowe) w ciągu 0,25 lub 1,0 sekundy. W całym zakresie energii było 116 kanałów.
Na pokładzie Międzynarodowego Obserwatorium Astrofizycznego Granat znajdowały się również cztery instrumenty WATCH , które potrafiły zlokalizować jasne źródła w zakresie od 6 do 180 keV z dokładnością do 0,5° za pomocą kolimatora modulacji rotacyjnej. Łącznie trzy pola widzenia instrumentów obejmowały około 75% nieba. Rozdzielczość energii wynosiła 30% FWHM przy 60 keV. W okresach ciszy zliczanie w dwóch pasmach energii (6 do 15 i 15 do 180 keV) było gromadzone przez 4, 8 lub 16 sekund, w zależności od dostępności pamięci komputera pokładowego. Podczas impulsu lub zdarzenia przejściowego, częstości zliczeń były akumulowane z rozdzielczością czasową 1 s na 36 s.
Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) niesie Burst i Transient Źródło Experiment (BATSE), które wykrywa się w 20 keV do 8 zakresie MeV.
WIND został wystrzelony 1 listopada 1994 roku. Początkowo satelita poruszał się po orbicie księżycowej wokół Ziemi. Przy pomocy pola grawitacyjnego Księżyca utrzymywano apogeum Wiatru w ciągu dobowej półkuli Ziemi i przeprowadzono obserwacje magnetosferyczne. Później w misji, statek kosmiczny Wind został umieszczony na specjalnej orbicie „halo” na wietrze słonecznym w górę od Ziemi, w pobliżu punktu równowagi Słońce-Ziemia (L1). Satelita ma okres wirowania ~ 20 sekund, przy czym oś wirowania jest normalna do ekliptyki. WIND jest wyposażony w Spektrometr Transient Gamma-Ray (TGRS), który obejmuje zakres energii 15 keV - 10 MeV, z rozdzielczością energii 2,0 keV @ 1,0 MeV (E/delta E = 500).
Trzeci amerykański satelita Small Astronomy Satellite (SAS-3) został wystrzelony 7 maja 1975 r., mając 3 główne cele naukowe: 1) określenie lokalizacji źródeł jasnego promieniowania rentgenowskiego z dokładnością do 15 sekund kątowych; 2) zbadać wybrane źródła w zakresie energii 0,1-55 keV; oraz 3) nieprzerwanie przeszukiwać niebo w poszukiwaniu nowych promieni rentgenowskich, rozbłysków i innych zjawisk przejściowych. Był to obracający się satelita z możliwością wskazywania. SAS 3 jako pierwszy odkrył promienie rentgenowskie z wysoce magnetycznego układu podwójnego WD, AM Her, odkrył promienie rentgenowskie z Algola i HZ 43 oraz zbadał miękkie tło rentgenowskie (0,1-0,28 kev).
Tenma był drugim japońskim satelitą astronomii rentgenowskiej wystrzelonym 20 lutego 1983 r. Tenma posiadał detektory GSFC , które miały lepszą rozdzielczość energii (o współczynnik 2) w porównaniu do liczników proporcjonalnych i wykonały pierwsze czułe pomiary regionu widmowego żelaza dla wielu obiekty astronomiczne. Zakres energii: 0,1 keV - 60 keV. Gaz Scyntylator licznik proporcjonalny: 10 jednostek 80 cm 2 każda pole widzenia ~ 3deg (FWHM), 2 - 60 keV. Monitor źródła przejściowego: 2–10 keV.
Astrosat , pierwszy indyjski dedykowany satelita astronomiczny , którego wystrzelenie na pokładzie PSLV zaplanowano na połowę 2010 r., będzie monitorować niebo w zakresie rentgenowskim pod kątem nowych stanów przejściowych, między innymi z zakresu badań naukowych.
Zobacz też
- Eksploracyjna astronomia rentgenowska
- Źródło promieniowania rentgenowskiego X-1
- Astronomia rentgenowska
- astrofizyczne źródła rentgenowskie