Астрофизический источник рентгеновского излучения
Астрономический объект, испускающий рентгеновские лучи

Рентгеновские лучи начинаются с ~0,008 нм и простираются по всему электромагнитному спектру до ~8 нм, выше которого атмосфера Земли непрозрачна .

Астрофизические источники рентгеновского излучения — это астрономические объекты с физическими свойствами, которые приводят к излучению рентгеновских лучей .

Несколько типов астрофизических объектов испускают рентгеновские лучи. К ним относятся скопления галактик , черные дыры в активных ядрах галактик (AGN), галактические объекты, такие как остатки сверхновых , звезды и двойные звезды, содержащие белый карлик ( катастрофические переменные звезды и сверхмягкие рентгеновские источники ), нейтронная звезда или черная дыра ( рентгеновские двойные ). Некоторые тела Солнечной системы испускают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна , хотя большая часть рентгеновской яркости Луны возникает из-за отраженных солнечных рентгеновских лучей.

Кроме того, небесные сущности в космосе обсуждаются как небесные источники рентгеновского излучения. Происхождение всех наблюдаемых астрономических источников рентгеновского излучения находится в корональном облаке или газе при температурах коронального облака , вблизи или связано с ними в течение любого длительного или короткого периода.

Считается, что сочетание многих неразрешенных источников рентгеновского излучения создает наблюдаемый рентгеновский фон . Рентгеновский континуум может возникать из- за тормозного излучения , как магнитного, так и обычного кулоновского, излучения черного тела , синхротронного излучения , обратного комптоновского рассеяния фотонов с низкой энергией релятивистскими электронами, столкновений быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинации с дополнительными электронными переходами или без них. [1]

Скопления галактик

Рентгеновское фото скопления Пуля , полученное рентгеновской обсерваторией Чандра . Время экспозиции составило 140 часов. Масштаб указан в мегапарсеках . Красное смещение ( z ) = 0,3, что означает, что длина волны света растянута в 1,3 раза.

Скопления галактик образуются путем слияния более мелких единиц материи, таких как группы галактик или отдельные галактики. Падающий материал (который содержит галактики, газ и темную материю ) приобретает кинетическую энергию , когда он падает в гравитационную потенциальную яму скопления . Падающий газ сталкивается с газом, уже находящимся в скоплении, и ударно нагревается до температуры от 10 7 до 10 8 К в зависимости от размера скопления. Этот очень горячий газ испускает рентгеновские лучи посредством теплового тормозного излучения и линейного излучения металлов (в астрономии под «металлами» часто подразумевают все элементы, кроме водорода и гелия ). Галактики и темная материя не сталкиваются и быстро становятся вириализованными , вращаясь по орбите в потенциальной яме скопления .

При статистической значимости 8σ было обнаружено, что пространственное смещение центра общей массы от центра пиков барионной массы не может быть объяснено изменением закона гравитационной силы. [2]

Квазары

Вид 4C 71.07 из наблюдений Burst and Transient Source Experiment. Это помогло убедить ученых, что они изучают данные с квазара, а не с какого-то другого источника по соседству.
В видимом свете 4C 71.07 не впечатляет, это просто далекая точка света. Именно в радио и рентгеновских лучах — а теперь и в гамма-лучах — этот объект действительно сияет. 4C 71.07 — это его обозначение в Четвертом Кембриджском обзоре радиоисточников. Его красное смещение z=2,17 помещает его примерно в 11 миллиардов лет от нас во Вселенной возрастом от 12 до 15 миллиардов лет (используя z=1 как 5 миллиардов световых лет).

Квазизвездный радиоисточник ( квазар ) — это очень энергичная и далекая галактика с активным галактическим ядром (AGN). QSO 0836+7107 — это квазизвездный объект (QSO) , который излучает ошеломляющее количество радиоэнергии . Это радиоизлучение вызвано электронами, движущимися по спирали (таким образом ускоряясь) вдоль магнитных полей, производящих циклотронное или синхротронное излучение . Эти электроны также могут взаимодействовать с видимым светом , излучаемым диском вокруг AGN или черной дыры в его центре. Эти фотоны ускоряют электроны, которые затем испускают рентгеновское и гамма-излучение посредством комптоновского и обратного комптоновского рассеяния.

На борту обсерватории гамма-излучения Комптона (CGRO) находится эксперимент по исследованию источников всплесков и переходных процессов (BATSE), который обнаруживает в диапазоне от 20 кэВ до 8 МэВ . QSO 0836+7107 или 4C 71.07 был обнаружен BATSE как источник мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. «BATSE обнаружил, что он может быть источником мягкого гамма-излучения», — сказал МакКоллоу. QSO 0836+7107 — самый слабый и самый удаленный объект, наблюдаемый в мягких гамма-лучах. Он уже наблюдался в гамма-лучах телескопом Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET), также находящимся на борту обсерватории гамма-излучения Комптона . [3]

Сейфертовские галактики

Сейфертовские галактики — это класс галактик с ядрами, которые производят спектральное излучение из высокоионизированного газа . [4] Они являются подклассом активных ядер галактик (АЯГ) и, как полагают, содержат сверхмассивные черные дыры . [4]

Рентгеновские яркие галактики

Следующие галактики раннего типа (NGC) были обнаружены яркими в рентгеновском диапазоне из-за горячих газовых корон: NGC 315 , 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 и 5128. [5] Рентгеновское излучение можно объяснить тепловым тормозным излучением горячего газа (0,5–1,5 кэВ). [5]

Сверхъяркие источники рентгеновского излучения

Ультраяркие рентгеновские источники (ULX) — это точечные неядерные рентгеновские источники со светимостью выше предела Эддингтона 3 × 10 32 Вт для черной дыры массой 20  M ☉ . [6] Многие ULX демонстрируют сильную изменчивость и могут быть двойными черными дырами. Чтобы попасть в класс черных дыр промежуточной массы (IMBH), их светимости, тепловые дисковые излучения, временные шкалы изменений и окружающие эмиссионные туманности должны предполагать это. [6] Однако, когда излучение направлено или превышает предел Эддингтона, ULX может быть черной дырой звездной массы. [6] В близлежащей спиральной галактике NGC 1313 есть два компактных ULX, X-1 и X-2. Для X-1 рентгеновская светимость увеличивается до максимума в 3 × 10 33 Вт, что превышает предел Эддингтона, и входит в крутое степенное состояние при высоких светимостях, более характерное для черной дыры звездной массы, тогда как X-2 имеет противоположное поведение и, по-видимому, находится в жестком рентгеновском состоянии IMBH. [6]

Черные дыры

Изображение Лебедя X-1 , полученное с помощью телескопа «Чандра», стало первым обнаруженным кандидатом в черные дыры.

Черные дыры испускают излучение, потому что падающее в них вещество теряет гравитационную энергию, что может привести к излучению излучения до того, как вещество упадет в горизонт событий . Падающее вещество имеет угловой момент , что означает, что вещество не может упасть напрямую, а вращается вокруг черной дыры. Это вещество часто образует аккреционный диск . Подобные светящиеся аккреционные диски могут также образовываться вокруг белых карликов и нейтронных звезд, но в них падающий газ выделяет дополнительную энергию, поскольку он ударяется о поверхность высокой плотности с высокой скоростью. В случае нейтронной звезды скорость падения может составлять значительную часть скорости света.

В некоторых системах нейтронных звезд или белых карликов магнитное поле звезды достаточно сильное, чтобы предотвратить образование аккреционного диска. Материал в диске сильно нагревается из-за трения и испускает рентгеновские лучи. Материал в диске медленно теряет свой угловой момент и падает в компактную звезду. В нейтронных звездах и белых карликах дополнительные рентгеновские лучи генерируются, когда материал ударяется об их поверхности. Рентгеновское излучение черных дыр является переменным, меняя свою светимость в очень короткие временные масштабы. Изменение светимости может предоставить информацию о размере черной дыры.

Остатки сверхновых (SNR)

Сверхновая 2005ke, обнаруженная в 2005 году, является сверхновой типа Ia, важным взрывом «стандартной свечи», используемым астрономами для измерения расстояний во Вселенной. Здесь показано событие в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах длин волн. Это первое рентгеновское изображение типа Ia, и оно предоставило наблюдательные доказательства того, что тип Ia представляет собой взрыв белого карлика, вращающегося вокруг красного гиганта.
Рентгеновское изображение остатка SN 1572 типа Ia , полученное рентгеновской обсерваторией Чандра

Сверхновая типа Ia — это взрыв белого карлика на орбите вокруг другого белого карлика или красного гиганта . Плотный белый карлик может накапливать газ, поступающий от компаньона. Когда карлик достигает критической массы 1,4  M ☉ , происходит термоядерный взрыв. Поскольку каждая звезда типа Ia светится с известной светимостью, звезды типа Ia используются в качестве « стандартных свечей » для измерения расстояний во Вселенной.

SN 2005ke — первая сверхновая типа Ia, обнаруженная в рентгеновском диапазоне, и в ультрафиолете она намного ярче , чем ожидалось.

Рентгеновское излучение звезд

Вела X-1

Vela X-1 — пульсирующая, затменная массивная рентгеновская двойная (HMXB) система, связанная с источником Ухуру 4U 0900-40 и сверхгигантом HD 77581. Рентгеновское излучение нейтронной звезды вызвано захватом и аккрецией вещества из звездного ветра сверхгиганта-компаньона. Vela X-1 — прототипическая отделенная HMXB. [7]

Геркулес X-1

Эта кривая блеска Her X-1 показывает долгосрочную и среднесрочную изменчивость. Каждая пара вертикальных линий очерчивает затмение компактного объекта позади его звезды-компаньона. В этом случае компаньон — звезда с массой 2 солнечных и радиусом почти в четыре раза больше радиуса Солнца. Это затмение показывает нам орбитальный период системы, 1,7 дня.

Рентгеновская двойная звезда промежуточной массы (IMXB) — это двойная звездная система, где один из компонентов — нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент — звезда промежуточной массы. [8]

Hercules X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество из обычной звезды (HZ Her), вероятно, из-за переполнения полости Роша . X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных, хотя она находится на границе, ~2  M ☉ , между рентгеновскими двойными с большой и малой массой. [9]

Скорпиус X-1

Первый внесолнечный источник рентгеновского излучения был обнаружен 12 июня 1962 года. [10] Этот источник называется Scorpius X-1 , первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона , расположенном в направлении центра Млечного Пути . Scorpius X-1 находится примерно в 9000 световых лет от Земли и после Солнца является самым сильным источником рентгеновского излучения на небе с энергиями ниже 20 кэВ. Его рентгеновский выход составляет 2,3 × 10 31 Вт, что примерно в 60 000 раз больше полной светимости Солнца. [11] Сам Scorpius X-1 является нейтронной звездой. Эта система классифицируется как маломассивная рентгеновская двойная (LMXB); нейтронная звезда имеет массу примерно 1,4 солнечных масс , в то время как донорская звезда составляет всего 0,42 солнечных масс. [12]

Солнце

Корона Солнца, полученная 8 мая 1992 года в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра с помощью мягкого рентгеновского телескопа на борту космического аппарата солнечной обсерватории Yohkoh .

В конце 1930-х годов присутствие очень горячего, разреженного газа, окружающего Солнце, было косвенно выведено из оптических корональных линий высокоионизированных видов. [13] В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. [13] После обнаружения рентгеновских фотонов от Солнца в ходе полета ракеты Т. Бернайт написал: «Предполагается, что источником этого излучения является Солнце, хотя излучение с длиной волны короче 4 Å не ожидалось бы из теоретических оценок излучения черного тела от солнечной короны». [13] И, конечно же, люди видели солнечную корону в рассеянном видимом свете во время солнечных затмений.

В то время как нейтронные звезды и черные дыры являются типичными точечными источниками рентгеновского излучения, все звезды главной последовательности, вероятно, имеют достаточно горячие короны, чтобы испускать рентгеновское излучение. [14] Звезды A- или F-типа имеют в лучшем случае тонкие конвективные зоны и, таким образом, производят небольшую корональную активность. [15]

Похожие изменения, связанные с солнечным циклом , наблюдаются в потоке рентгеновского и ультрафиолетового или кумулятивного излучения Солнца. Вращение является одним из основных факторов, определяющих магнитное динамо, но этот момент не может быть продемонстрирован путем наблюдения за Солнцем: магнитная активность Солнца на самом деле сильно модулирована (из-за 11-летнего цикла магнитных пятен), но этот эффект не зависит напрямую от периода вращения. [13]

Солнечные вспышки обычно следуют за солнечным циклом. КОРОНАС-Ф был запущен 31 июля 2001 года, чтобы совпасть с максимумом 23-го солнечного цикла. Солнечная вспышка 29 октября 2003 года, по-видимому, показала значительную степень линейной поляризации (> 70% в каналах E2 = 40–60 кэВ и E3 = 60–100 кэВ, но только около 50% в E1 = 20–40 кэВ) в жестком рентгеновском диапазоне [16] , но другие наблюдения, как правило, устанавливают только верхние пределы.

Это 3-слойный композит в ложных цветах из обсерватории TRACE : синий, зеленый и красный каналы показывают 17,1 нм, 19,5 нм и 28,4 нм соответственно. Эти фильтры TRACE наиболее чувствительны к излучению от плазмы температурой 1, 1,5 и 2 миллиона градусов, таким образом, показывая всю корону и детали корональных петель в нижней солнечной атмосфере.

Корональные петли образуют основную структуру нижней короны и переходной области Солнца. Эти высокоструктурированные и элегантные петли являются прямым следствием скрученного солнечного магнитного потока внутри солнечного тела. Популяция корональных петель может быть напрямую связана с солнечным циклом , именно по этой причине корональные петли часто обнаруживаются с солнечными пятнами в их подножиях. Корональные петли населяют как активные, так и спокойные области солнечной поверхности. Телескоп мягкого рентгеновского излучения Yohkoh (SXT) наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ , разрешая солнечные особенности до 2,5 угловых секунд с временным разрешением 0,5–2 секунды. SXT был чувствителен к плазме в диапазоне температур 2–4 МК, что делает его идеальной наблюдательной платформой для сравнения с данными, собранными с корональных петель TRACE , излучающих в длинах волн EUV. [17]

Изменения излучения солнечных вспышек в мягком рентгеновском (10–130 нм) и экстремальном ультрафиолетовом (26–34 нм) диапазонах, зарегистрированные на борту КОРОНАС-Ф, показывают, что для большинства вспышек, наблюдавшихся КОРОНАС-Ф в 2001–2003 гг., УФ-излучение опережало рентгеновское излучение на 1–10 мин. [18]

Белые карлики

Когда ядро ​​звезды средней массы сжимается, оно вызывает высвобождение энергии, которая заставляет оболочку звезды расширяться. Это продолжается до тех пор, пока звезда, наконец, не сбросит свои внешние слои. Ядро звезды остается нетронутым и становится белым карликом . Белый карлик окружен расширяющейся оболочкой газа в объекте, известном как планетарная туманность. Планетарная туманность, по-видимому, отмечает переход звезды средней массы от красного гиганта к белому карлику. Рентгеновские изображения показывают облака газа в несколько миллионов градусов, которые были сжаты и нагреты быстрым звездным ветром. В конце концов центральная звезда коллапсирует, образуя белого карлика. В течение примерно миллиарда лет после того, как звезда коллапсирует, образуя белого карлика, она остается «белой» горячей с температурой поверхности ~20 000 К.

Рентгеновское излучение было обнаружено у PG 1658+441, горячего, изолированного, магнитного белого карлика, впервые обнаруженного в наблюдениях Einstein IPC, а затем идентифицированного в наблюдениях массива канального умножителя Exosat . [19] «Широкополосный спектр этого белого карлика DA можно объяснить как излучение из однородной, сильно гравитационной, чисто водородной атмосферы с температурой около 28 000 К». [19] Эти наблюдения PG 1658+441 подтверждают корреляцию между температурой и содержанием гелия в атмосферах белых карликов. [19]

Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSXS) излучает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ . Считается, что сверхмягкое рентгеновское излучение образуется в результате устойчивого ядерного синтеза на поверхности белого карлика, состоящего из материала, вытянутого из двойного компаньона . [20] Для этого требуется поток материала, достаточно высокий для поддержания синтеза.

Реальные изменения массопереноса могут происходить в V Sge, подобно SSXS RX J0513.9-6951, как показал анализ активности SSXS V Sge, где эпизоды длительных низких состояний происходят в цикле примерно в 400 дней. [21]

HD 49798 — субкарликовая звезда, которая образует двойную систему с RX J0648.0-4418. Субкарликовая звезда — яркий объект в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Орбитальный период системы точно известен. Недавние наблюдения XMM-Newton, приуроченные к ожидаемому затмению рентгеновского источника, позволили точно определить массу рентгеновского источника (не менее 1,2 солнечных масс), установив, что рентгеновский источник — редкий, сверхмассивный белый карлик. [22]

Коричневые карлики

Согласно теории, объект, масса которого составляет менее 8% массы Солнца, не может поддерживать значительный ядерный синтез в своем ядре. [23] Это отмечает разделительную линию между красными карликами и коричневыми карликами . Разделительная линия между планетами и коричневыми карликами проходит по объектам, масса которых составляет менее 1% массы Солнца или в 10 раз больше массы Юпитера . Эти объекты не могут синтезировать дейтерий.

Изображение LP 944-20, полученное с помощью телескопа «Чандра» до и во время вспышки.

ЛП 944-20

При отсутствии сильного центрального источника ядерной энергии внутренняя часть коричневого карлика находится в состоянии быстрого кипения или конвекции. В сочетании с быстрым вращением, которое демонстрируют большинство коричневых карликов, конвекция создает условия для развития сильного, запутанного магнитного поля вблизи поверхности. Вспышка, наблюдаемая Чандрой из LP 944-20, могла иметь свое начало в турбулентном намагниченном горячем материале под поверхностью коричневого карлика. Подповерхностная вспышка могла проводить тепло в атмосферу, позволяя электрическим токам течь и производить рентгеновскую вспышку, подобную удару молнии . Отсутствие рентгеновских лучей от LP 944-20 в период отсутствия вспышек также является значительным результатом. Это устанавливает самый низкий предел наблюдения для устойчивой мощности рентгеновского излучения, производимого коричневой карликовой звездой, и показывает, что короны прекращают свое существование, когда температура поверхности коричневого карлика остывает ниже примерно 2500 °C и становится электрически нейтральной.

Наблюдение TWA 5B с помощью телескопа «Чандра».
Наблюдение TWA 5B с помощью телескопа «Чандра».

СВТ 5Б

Используя рентгеновскую обсерваторию Chandra от NASA , ученые обнаружили рентгеновские лучи от коричневого карлика с малой массой в системе из нескольких звезд. [24] Это первый случай, когда коричневый карлик, находящийся так близко к своей родительской звезде (звездам) (солнцеподобным звездам TWA 5A), был разрешен в рентгеновских лучах. [24] «Наши данные Chandra показывают, что рентгеновские лучи исходят из корональной плазмы коричневого карлика, температура которой составляет около 3 миллионов градусов по Цельсию», — сказал Йохко Цубои из Университета Чуо в Токио. [24] «Этот коричневый карлик такой же яркий, как сегодняшнее Солнце в рентгеновском свете, при этом он в пятьдесят раз менее массивен, чем Солнце», — сказал Цубои. [24] «Таким образом, это наблюдение повышает вероятность того, что даже массивные планеты могут сами по себе испускать рентгеновские лучи в молодости!» [24]

Отражение рентгеновских лучей

Рентгеновское изображение (слева) телескопа Chandra и оптическое изображение телескопа Hubble (справа) Сатурна, полученное 14 апреля 2003 года. Период наблюдения: 20 часов, 14–15 апреля 2003 года. Цветовой код: красный (0,4–0,6 кэВ), зеленый (0,6–0,8 кэВ), синий (0,8–1,0 кэВ).
Юпитер демонстрирует интенсивное рентгеновское излучение, связанное с полярными сияниями в его полярных регионах (рентгеновское изображение обсерватории Чандра слева). Прилагаемая схема иллюстрирует, как возникает необычно частая и впечатляющая активность полярных сияний Юпитера. Сильное, быстро вращающееся магнитное поле Юпитера (голубые линии) генерирует сильные электрические поля в пространстве вокруг планеты. Заряженные частицы (белые точки), захваченные магнитным полем Юпитера, постоянно ускоряются (золотые частицы) вниз в атмосферу над полярными регионами, поэтому полярные сияния на Юпитере почти всегда активны. Период наблюдения: 17 часов, 24–26 февраля 2003 г.

Для объяснения полярных сияний на полюсах Юпитера, которые в тысячу раз мощнее земных, требуются электрические потенциалы около 10 миллионов вольт и токи силой в 10 миллионов ампер — в сто раз больше, чем самые мощные молнии.

На Земле полярные сияния вызываются солнечными бурями энергичных частиц, которые возмущают магнитное поле Земли. Как показано на иллюстрации, порывы частиц от Солнца также искажают магнитное поле Юпитера и иногда вызывают полярные сияния.

Спектр рентгеновского излучения Сатурна похож на спектр рентгеновского излучения Солнца, что указывает на то, что рентгеновское излучение Сатурна обусловлено отражением солнечных рентгеновских лучей атмосферой Сатурна. Оптическое изображение намного ярче и показывает красивые кольцевые структуры, которые не были обнаружены в рентгеновских лучах.

Рентгеновская флуоресценция

Некоторые из обнаруженных рентгеновских лучей, исходящих от тел Солнечной системы, отличных от Солнца, производятся флуоресценцией . Рассеянные солнечные рентгеновские лучи обеспечивают дополнительный компонент.

На изображении Луны, полученном с помощью спутника Röntgensatellit (ROSAT), яркость пикселей соответствует интенсивности рентгеновского излучения. Яркое лунное полушарие светится в рентгеновских лучах, поскольку оно переизлучает рентгеновские лучи, исходящие от Солнца. Фоновое небо имеет рентгеновское свечение отчасти из-за множества далеких мощных активных галактик, неразрешенных на снимке ROSAT. Темная сторона диска Луны затеняет это рентгеновское фоновое излучение, приходящее из глубокого космоса. Несколько рентгеновских лучей, по-видимому, исходят только из затененного лунного полушария. Вместо этого они возникают в геокороне Земли или протяженной атмосфере, которая окружает орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Измеренная лунная рентгеновская светимость ~1,2 × 10 5 Вт делает Луну одним из самых слабых известных неземных источников рентгеновского излучения.

Обнаружение комет

Комета Лулин проходила через созвездие Весов, когда Swift сфотографировал ее 28 января 2009 года. Это изображение объединяет данные, полученные ультрафиолетовым/оптическим телескопом Swift (синий и зеленый) и рентгеновским телескопом (красный). Во время наблюдения комета находилась в 99,5 миллионах миль от Земли и в 115,3 миллионах миль от Солнца.

Спутник NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission следил за кометой Лулин , когда она приблизилась к 63 Гм от Земли. Впервые астрономы могут увидеть одновременные ультрафиолетовые и рентгеновские изображения кометы. «Солнечный ветер — быстро движущийся поток частиц от Солнца — взаимодействует с более широким облаком атомов кометы. [25] Это заставляет солнечный ветер светиться рентгеновскими лучами, и именно это видит XRT Swift», — сказал Стефан Иммлер из Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое обменом зарядами, приводит к рентгеновскому излучению от большинства комет, когда они проходят на расстоянии, примерно в три раза превышающем расстояние Земли от Солнца. Поскольку Лулин настолько активен, его атомное облако особенно плотное. В результате область, испускающая рентгеновские лучи, простирается далеко в сторону Солнца от кометы. [26]

Небесные источники рентгеновского излучения

Небесная сфера разделена на 88 созвездий. Созвездия МАС — это области неба. Каждое из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них — галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые — пульсары . Как и в случае с астрономическими источниками рентгеновского излучения , стремление понять генерацию рентгеновских лучей видимым источником помогает понять Солнце, Вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле.

Андромеда

Галактика Андромеды – в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (выпущено 5 января 2016 г.).
Используя орбитальный рентгеновский телескоп Chandra, астрономы получили изображение центра нашей почти близнецовой вселенной-острова, найдя доказательства существования странного объекта. Как и Млечный Путь, галактический центр Андромеды , по-видимому, содержит источник рентгеновского излучения, характерный для черной дыры массой в миллион или более солнечных. На приведенном выше рентгеновском изображении в ложных цветах показано несколько источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновских двойных звезд, в центральной области Андромеды в виде желтоватых точек. Синий источник, расположенный прямо в центре галактики, совпадает с положением предполагаемой массивной черной дыры. В то время как рентгеновские лучи возникают, когда материал падает в черную дыру и нагревается, оценки рентгеновских данных показывают, что центральный источник Андромеды очень холодный — всего около миллиона градусов по сравнению с десятками миллионов градусов, указанными для рентгеновских двойных звезд Андромеды.

С помощью наблюдений орбитальной обсерватории XMM-Newton Европейского космического агентства в галактике Андромеда было обнаружено несколько источников рентгеновского излучения .

Волопас

Изображение Chandra 3C 295 , сильно излучающего рентгеновское излучение скопления галактик в созвездии Волопаса . Скопление заполнено газом. Изображение имеет 42 угловых секунды в поперечнике. RA 14 ч 11 м 20 с Dec −52° 12' 21". Дата наблюдения: 30 августа 1999 г. Инструмент: ACIS. Также известен как: Cl 1409+524

3C 295 (Cl 1409+524) в Волопасе — одно из самых далеких скоплений галактик, наблюдаемых рентгеновскими телескопами . Скопление заполнено огромным облаком газа 50 МК, который сильно излучает в рентгеновских лучах. Чандра заметила, что центральная галактика является сильным, сложным источником рентгеновских лучей.

Жираф

Изображение Chandra горячего газа, испускающего рентгеновские лучи, который пронизывает скопление галактик MS 0735.6+7421 в созвездии Жирафа. Две огромные полости — каждая диаметром 600 000 лир, появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним, вытянутым, намагниченным пузырем чрезвычайно высокоэнергетических электронов, которые излучают радиоволны. Изображение имеет размер 4,2 угловых минут на сторону. RA 07 h 41 m 50.20 s Dec +74° 14' 51.00" в созвездии Жирафа . Дата наблюдения: 30 ноября 2003 г.

Горячий рентгеновский газ пронизывает скопление галактик MS 0735.6+7421 в созвездии Жирафа. Две огромные полости — каждая диаметром 600 000 лир — появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним, удлиненным, намагниченным пузырем чрезвычайно высокоэнергетических электронов, которые испускают радиоволны.

Гончие псы

Изображение NGC 4151 в ближнем инфракрасном диапазоне .

Рентгеновская достопримечательность NGC 4151 , промежуточная спиральная сейфертовская галактика, имеет в своем ядре массивную черную дыру. [27]

Большой Пес

Рентгеновское изображение Сириуса А и В, полученное с помощью телескопа «Чандра», показывает, что Сириус В более яркий, чем Сириус А. [ 28 ] В то время как в видимом диапазоне Сириус А более яркий.

Кассиопея

Кассиопея А: изображение в ложных цветах, составленное из данных из трех источников. Красный цвет — инфракрасные данные с космического телескопа Spitzer , оранжевый — видимые данные с космического телескопа Hubble , а синий и зеленый — данные рентгеновской обсерватории Chandra .

Что касается Cassiopea A SNR , считается, что первый свет от звездного взрыва достиг Земли примерно 300 лет назад, но нет никаких исторических записей о каких-либо наблюдениях сверхновой-прародительницы, вероятно, из-за того, что межзвездная пыль поглотила оптическое излучение до того, как оно достигло Земли (хотя возможно, что она была зарегистрирована как звезда шестой величины 3 Cassiopeiae Джоном Флемстидом 16 августа 1680 года [29] ). Возможные объяснения склоняются к идее, что исходная звезда была необычайно массивной и ранее выбросила большую часть своих внешних слоев. Эти внешние слои могли бы скрыть звезду и поглотить большую часть света, высвободившегося при коллапсе внутренней звезды.

CTA 1 — еще один источник рентгеновского излучения SNR в Кассиопее . Пульсар в остатке сверхновой CTA 1 (4U 0000+72) изначально испускал излучение в рентгеновских диапазонах (1970–1977). Как ни странно, когда его наблюдали в более позднее время (2008), рентгеновское излучение обнаружено не было. Вместо этого космический гамма-телескоп Ферми обнаружил, что пульсар испускает гамма-излучение, первое в своем роде. [30]

Карина

Классифицированная как пекулярная звезда , Эта Киля демонстрирует суперзвезду в своем центре, как видно на этом снимке от Чандра . Новое рентгеновское наблюдение показывает три отдельные структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро ​​диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца, который может содержать суперзвезду, которая управляет всем этим шоу. Внешнее кольцо свидетельствует о другом большом взрыве, который произошел более 1000 лет назад.

Три структуры вокруг Eta Carinae , как полагают, представляют собой ударные волны, создаваемые материей, устремляющейся от суперзвезды со сверхзвуковой скоростью. Температура нагретого ударной волной газа колеблется от 60 МК в центральных областях до 3 МК на внешней структуре в форме подковы. «Изображение Chandra содержит некоторые загадки для существующих представлений о том, как звезда может производить такие горячие и интенсивные рентгеновские лучи», — говорит профессор Крис Дэвидсон из Университета Миннесоты . [31]

Кит

Две сверхмассивные черные дыры движутся к слиянию вблизи центра NGC 1128 , на расстоянии около 25 000 световых лет друг от друга.

Abell 400 — это скопление галактик, содержащее галактику ( NGC 1128 ) с двумя сверхмассивными черными дырами 3C 75, движущимися по спирали к слиянию.

Хамелеон

Комплекс Хамелеон — это крупная область звездообразования (SFR), включающая темные облака Хамелеон I, Хамелеон II и Хамелеон III. Он занимает почти все созвездие и перекрывается с Apus , Musca и Carina . Средняя плотность рентгеновских источников составляет около одного источника на квадратный градус. [32]

Хамелеон I темное облако

На рисунке показано изображение в ложных цветах, полученное с помощью ROSAT в рентгеновских лучах в диапазоне от 500 эВ до 1,1 кэВ, темного облака Хамелеон I. Контуры представляют собой 100-мкм излучение пыли, измеренное спутником IRAS.

Облако Хамелеон I (Cha I) является корональным облаком и одной из ближайших активных областей звездообразования на расстоянии ~160 пк. [33] Оно относительно изолировано от других облаков звездообразования, поэтому маловероятно, что более старые звезды до главной последовательности (PMS) попали в это поле. [33] Общая звездная популяция составляет 200–300. [33] Облако Ча I далее делится на Северное облако или область и Южное облако или главное облако.

Хамелеон II темное облако

Темное облако Хамелеон II содержит около 40 рентгеновских источников. [34] Наблюдения за Хамелеоном II проводились с 10 по 17 сентября 1993 года. [34] Источник RXJ 1301.9-7706, новый кандидат WTTS спектрального типа K1, находится ближе всего к 4U 1302–77. [34]

Хамелеон III темное облако

«Хамелеон III, по-видимому, лишен текущей активности звездообразования». [35] HD 104237 ( спектральный тип A4e), наблюдаемая ASCA , расположенная в темном облаке Хамелеона III, является самой яркой звездой Ae/Be Хербига на небе. [36]

Северная Корона

Изображение скопления галактик Abell 2142 , полученное рентгеновской обсерваторией Chandra .

Скопление галактик Abell 2142 испускает рентгеновские лучи и находится в Corona Borealis . Это один из самых массивных объектов во Вселенной.

Корвус

В результате рентгеновского анализа галактик Antennae, проведенного Chandra , были обнаружены богатые залежи неона, магния и кремния. Эти элементы входят в число тех, которые образуют строительные блоки для пригодных для жизни планет. Облака, изображенные на снимках, содержат магний и кремний в 16 и 24 раза больше, чем на Солнце соответственно .

Кратер

Рентгеновское изображение Chandra представляет собой квазар PKS 1127-145, очень яркий источник рентгеновского и видимого света, находящийся примерно в 10 миллиардах световых лет от Земли. Огромный рентгеновский выброс простирается по меньшей мере на миллион световых лет от квазара. Изображение имеет размер стороны 60 угловых секунд. RA 11h 30 m 7.10s Dec −14° 49' 27" в кратере. Дата наблюдения: 28 мая 2000 г. Инструмент: ACIS.

Струя, обнаруженная в рентгеновских лучах, исходящих от PKS 1127-145 , вероятно, возникла в результате столкновения пучка высокоэнергетических электронов с микроволновыми фотонами.

Драко

На снимке части созвездия Дракона, полученном с помощью спутника ROSAT, туманность Дракона (мягкая рентгеновская тень) очерчена контурами и имеет сине-черный цвет.

Abell 2256 — скопление галактик, состоящее из более чем 500 галактик. Двойная структура этого изображения ROSAT показывает слияние двух скоплений.

Эридан

Это изображение ROSAT PSPC в ложных цветах представляет собой часть близлежащего сверхпузыря звездного ветра ( пузырь Ориона-Эридана ), простирающегося через Эридан и Орион . Мягкие рентгеновские лучи испускаются горячим газом (T ~ 2–3 МК) внутри сверхпузыря. Этот яркий объект образует фон для «тени» нити газа и пыли. Нить показана наложенными контурами, которые представляют собой 100-микрометровое излучение пыли при температуре около 30 К, измеренное IRAS . Здесь нить поглощает мягкие рентгеновские лучи между 100 и 300 эВ, что указывает на то, что горячий газ находится за нитью. Эта нить может быть частью оболочки нейтрального газа, которая окружает горячий пузырь. Ее внутренняя часть питается ультрафиолетовым светом и звездными ветрами от горячих звезд в ассоциации Орион OB1. Эти звезды создают сверхпузырь диаметром около 1200 световых лет, который наблюдается в оптической (Hα) и рентгеновской частях спектра.

В созвездиях Ориона и Эридана, а также через них, простирается мягкая рентгеновская «горячая точка», известная как Сверхпузырь Ориона-Эридана , Мягкое рентгеновское усиление Эридана или просто Пузырь Эридана , представляющая собой 25°-ную область переплетающихся дуг излучающих волокон Hα.

Гидра

На этом рентгеновском снимке Чандра видно большое облако горячего газа, простирающееся по всему скоплению галактик Гидра А. Изображение имеет поперечник 2,7 угловых минут. RA 09 ч 18 м 06 с Dec −12° 05' 45" в Гидре . Дата наблюдения: 30 октября 1999 г. Инструмент: ACIS.

Огромное облако горячего газа простирается по всему скоплению галактик Гидра А.

Лев Малый

Изображение двух галактик (Arp 270) на ранней стадии слияния в созвездии Малого Льва , полученное телескопом Chandra . На изображении красный цвет представляет низкоэнергетическое, зеленый — промежуточное, а синий — высокоэнергетическое (температурное) рентгеновское излучение. Размер стороны изображения — 4 угловые минуты. RA 10h 49 m 52.5s Dec +32° 59' 6". Дата наблюдения: 28 апреля 2001 г. Инструмент: ACIS.

Arp260 — рентгеновский источник в Малом Льве в прямом восхождении 10 ч 49 м 52,5 с, склонении +32° 59′ 6″.

Орион

Справа — визуальное изображение созвездия Ориона . Слева — Орион, видимый только в рентгеновских лучах. Бетельгейзе легко увидеть над тремя звездами пояса Ориона справа. Рентгеновские цвета отображают температуру рентгеновского излучения каждой звезды: горячие звезды — сине-белые, а более холодные — желто-красные. Самый яркий объект на оптическом изображении — полная Луна, которая также присутствует на рентгеновском изображении. Рентгеновское изображение было фактически получено спутником ROSAT во время фазы All-Sky Survey в 1990–1991 годах.

На соседних изображениях изображено созвездие Ориона . Справа от изображений — визуальное изображение созвездия. Слева — Орион, видимый только в рентгеновских лучах. Бетельгейзе легко увидеть над тремя звездами пояса Ориона справа. Самый яркий объект на визуальном изображении — полная Луна, которая также присутствует на рентгеновском изображении. Цвета рентгеновского излучения отображают температуру рентгеновского излучения каждой звезды: горячие звезды — сине-белые, а более холодные — желто-красные.

Пегас

Квинтет Стефана , компактная группа галактик, открытая около 130 лет назад и расположенная примерно в 280 миллионах световых лет от Земли, предоставляет редкую возможность наблюдать группу галактик в процессе эволюции от слабой рентгеновской системы, в которой доминируют спиральные галактики, к более развитой системе, в которой доминируют эллиптические галактики и яркое рентгеновское излучение. Возможность стать свидетелем драматического эффекта столкновений, вызывающих эту эволюцию, важна для улучшения нашего понимания происхождения горячих, ярких рентгеновских гало газа в группах галактик.

Квинтет Стефана интересен своими сильными столкновениями. Четыре из пяти галактик в Квинтете Стефана образуют физическую ассоциацию и вовлечены в космический танец, который, скорее всего, закончится слиянием галактик. Когда NGC 7318 B сталкивается с газом в группе, огромная ударная волна, превышающая по размерам Млечный Путь, распространяется по среде между галактиками, нагревая часть газа до температур в миллионы градусов, где они испускают рентгеновские лучи, обнаруживаемые рентгеновской обсерваторией NASA Chandra . NGC 7319 имеет сейфертовское ядро ​​2-го типа .

Персей

Наблюдения Chandra за центральными областями скопления галактик Персей. Изображение имеет поперечник 284 угловых секунд. RA 03 h 19 m 47.60 s Dec +41° 30' 37.00" в Персее . Даты наблюдений: 13 наведений между 8 августа 2002 г. и 20 октября 2004 г. Цветовой код: Энергия (красный 0.3–1.2 кэВ, зеленый 1.2-2 кэВ, синий 2–7 кэВ). Инструмент: ACIS.

Скопление галактик Персей — один из самых массивных объектов во Вселенной, содержащий тысячи галактик, погруженных в огромное облако газа, нагретого до нескольких миллионов градусов.

Фотограф

На этом рентгеновском снимке радиогалактики Pictor A, полученном телескопом Chandra, показана эффектная струя, исходящая из центра галактики (слева) и простирающаяся на 360 тысяч лир в сторону яркой горячей точки. Изображение имеет поперечник 4,2 угловых минуты. RA 05h 19 m 49.70s Dec −45° 46' 45" в Pictor. Инструмент: ACIS.

Pictor A — галактика, в центре которой может находиться черная дыра, которая испускает намагниченный газ с чрезвычайно высокой скоростью. Яркое пятно справа на изображении — это голова струи. Когда она врезается в разреженный газ межгалактического пространства, она испускает рентгеновские лучи. Pictor A — это источник рентгеновского излучения, обозначенный как H 0517-456 и 3U 0510-44. [37]

Щенки

Трехцветное изображение Chandra (врезка) представляет собой область остатка сверхновой Puppis A (широкоугольный снимок с ROSAT синим цветом). На нем видно облако, разрываемое ударной волной, образовавшейся при взрыве сверхновой. Изображение ROSAT имеет поперечник 88 угловых минут; изображение Chandra имеет поперечник 8 угловых минут. RA 08 h 23 m 08.16 s Dec −42° 41' 41.40" в Puppis. Дата наблюдения: 4 сентября 2005 г. Цветовой код: Энергия (красный 0.4–0.7 кэВ; зеленый 0.7–1.2 кэВ; синий 1.2–10 кэВ). Инструмент: ACIS.

Puppis A — остаток сверхновой (SNR) диаметром около 10 световых лет. Сверхновая вспыхнула примерно 3700 лет назад.

Стрелец

Стрелец А (или Sgr A) — комплекс в центре Млечного Пути. Он состоит из трех перекрывающихся компонентов: SNR Стрелец А Восток, спиральной структуры Стрелец А Запад и очень яркого компактного радиоисточника в центре спирали, Стрелец А* .

Галактический центр находится в 1745–2900, что соответствует Стрельцу A* , очень близко к радиоисточнику Стрелец A (W24). В, вероятно, первом каталоге галактических рентгеновских источников [38] предложены два Sgr X-1: (1) в 1744–2312 и (2) в 1755–2912, отмечая, что (2) является неопределенной идентификацией. Источник (1), по-видимому, соответствует S11. [39]

Скульптор

Это изображение объединяет данные из четырех разных обсерваторий: рентгеновской обсерватории Chandra (фиолетовый); спутника Galaxy Evolution Explorer (ультрафиолетовый/синий); космического телескопа Hubble (видимый/зеленый); космического телескопа Spitzer (инфракрасный/красный). Изображение имеет размер 160 угловых секунд в поперечнике. RA 0 h 37 m 41.10 s Dec −33° 42' 58.80" в Sculptor. Цветовой код: ультрафиолетовый (синий), оптический (зеленый), рентгеновский (фиолетовый), инфракрасный (красный).

Необычная форма галактики Колесо Телеги может быть следствием столкновения с меньшей галактикой, например, с той, что в левом нижнем углу изображения. Последняя вспышка звезды (образование звезд из-за волн сжатия) осветила обод Колеса Телеги, диаметр которого больше диаметра Млечного Пути. На врезке видно исключительно большое количество черных дыр в ободе галактики.

Змеи

Спектр XMM-Newton от перегретых атомов железа на внутреннем крае аккреционного диска, вращающегося вокруг нейтронной звезды в Serpens X-1. Линия обычно представляет собой симметричный пик, но она демонстрирует классические черты искажения из-за релятивистских эффектов. Чрезвычайно быстрое движение богатого железом газа заставляет линию расплываться. Вся линия смещена в сторону более длинных волн (слева, красная) из-за мощной гравитации нейтронной звезды. Линия ярче в сторону более коротких волн (справа, синяя), поскольку специальная теория относительности Эйнштейна предсказывает, что высокоскоростной источник, направленный к Земле, будет казаться ярче, чем тот же источник, удаляющийся от Земли.

По состоянию на 27 августа 2007 года открытия, касающиеся асимметричного расширения линий железа и их последствий для теории относительности, были темой большого волнения. Что касается асимметричного расширения линий железа, Эдвард Какетт из Мичиганского университета прокомментировал: «Мы видим, как газ кружится прямо за поверхностью нейтронной звезды». «И поскольку внутренняя часть диска, очевидно, не может вращаться по орбите ближе, чем поверхность нейтронной звезды, эти измерения дают нам максимальный размер диаметра нейтронной звезды. Нейтронные звезды не могут быть больше 18–20,5 миль в поперечнике, результаты, которые согласуются с другими типами измерений». [40]

«Мы видели эти асимметричные линии от многих черных дыр, но это первое подтверждение того, что нейтронные звезды также могут их производить. Это показывает, что способ, которым нейтронные звезды аккрецируют материю, не сильно отличается от способа, которым аккрецируют черные дыры, и это дает нам новый инструмент для проверки теории Эйнштейна», - говорит Тод Штрохмайер из Центра космических полетов имени Годдарда в НАСА . [40]

«Это фундаментальная физика», — говорит Судип Бхаттачарья, также из Центра космических полетов имени Годдарда в Гринбелте, штат Мэриленд , и Мэрилендского университета . «В центрах нейтронных звезд могут быть экзотические виды частиц или состояний материи, такие как кварковая материя, но создать их в лабораторных условиях невозможно. Единственный способ узнать это — понять нейтронные звезды». [40]

Используя XMM-Newton , Бхаттачарья и Штрохмайер наблюдали Serpens X-1, которая содержит нейтронную звезду и звездного компаньона. Кэкетт и Джон Миллер из Мичиганского университета , вместе с Бхаттачарья и Штрохмайером, использовали превосходные спектральные возможности Suzaku для исследования Serpens X-1. Данные Suzaku подтвердили результат XMM-Newton относительно линии железа в Serpens X-1. [40]

Большая Медведица

Chandra мозаика рентгеновских источников в Дыре Локмана . Цветовой код: Энергия (красный 0,4-2 кэВ, зеленый 2-8 кэВ, синий 4-8 кэВ). Изображение около 50 угловых минут на сторону.
Совмещенное изображение M 82, полученное с помощью телескопов «Хаббл» , «Спитцер» и «Чандра» .

M82 X-1 находится в созвездии Большой Медведицы в 09 ч 55 м 50,01 с +69° 40′ 46,0″. Она была обнаружена в январе 2006 года рентгеновским телескопом Rossi X-ray Timing Explorer .

В Большой Медведице в RA 10 h 34 m 00.00 Dec +57° 40' 00.00" находится поле зрения, которое почти свободно от поглощения нейтральным водородным газом в пределах Млечного Пути. Оно известно как Дыра Локмана . Через это окно можно увидеть сотни источников рентгеновского излучения из других галактик, некоторые из которых являются сверхмассивными черными дырами.

Экзотические источники рентгеновского излучения

Микроквазар

Микроквазар — это младший родственник квазара , который является радиоизлучающей рентгеновской двойной звездой с часто разрешимой парой радиоструй. SS 433 — одна из самых экзотических наблюдаемых звездных систем . Это затменная двойная звезда с первичной звездой либо черной дырой, либо нейтронной звездой, а вторичной — поздней звездой А-типа . SS 433 находится в пределах SNR W50 . Материал в струе, движущейся от вторичной звезды к первичной, делает это со скоростью 26% от скорости света. Спектр SS 433 зависит от доплеровских сдвигов и теории относительности : если вычесть эффекты доплеровского сдвига, то останется остаточное красное смещение, которое соответствует скорости около 12 000 килосекунд. Это не отражает фактическую скорость системы вдали от Земли; скорее, это происходит из-за замедления времени , из-за которого движущиеся часы кажутся неподвижным наблюдателям идущими медленнее. В этом случае релятивистски движущиеся возбужденные атомы в струях, по-видимому, вибрируют медленнее, и их излучение, таким образом, кажется смещенным в красную область. [41]

Быть рентгеновскими двойными

LSI+61°303 — это периодическая, радиоизлучающая двойная система, которая также является источником гамма-излучения, CG135+01. [42] LSI+61°303 — это переменный радиоисточник, характеризующийся периодическими нетепловыми радиовсплесками с периодом 26,5 d, приписываемыми эксцентричному орбитальному движению компактного объекта, вероятно, нейтронной звезды, вокруг быстро вращающейся звезды B0 Ve, с T eff ~26 000 K и светимостью ~10 38 эрг с −1 . [42] Фотометрические наблюдения в оптическом и инфракрасном диапазонах также показывают модуляцию 26,5 d. [42] Из примерно 20 членов рентгеновских двойных систем Be , по состоянию на 1996 год, только X Per и LSI+61°303 имеют рентгеновские вспышки гораздо более высокой светимости и более жесткого спектра (kT ~ 10–20 кэВ) по сравнению с (kT ≤ 1 кэВ); однако LSI+61°303 еще больше отличается своим сильным, вспыхивающим радиоизлучением. [42] «Радиосвойства LSI+61°303 аналогичны свойствам «стандартных» массивных рентгеновских двойных систем, таких как SS 433 , Cyg X-3 и Cir X-1 ». [42]

Сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT)

Растет число повторяющихся рентгеновских транзиентов , характеризующихся короткими вспышками с очень быстрым временем нарастания (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны с OB- сверхгигантами и, следовательно, определяют новый класс массивных рентгеновских двойных: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). [43] XTE J1739–302 является одним из них. Обнаруженный в 1997 году, остававшийся активным всего один день, со спектром рентгеновского излучения, хорошо соответствующим тепловому тормозному излучению (температура ~20 кэВ), напоминающим спектральные свойства аккрецирующих пульсаров, он был сначала классифицирован как своеобразный Be/рентгеновский транзиент с необычно короткой вспышкой. [44] Новый всплеск был обнаружен 8 апреля 2008 года с помощью Swift . [44]

Мессье 87

Струя материи протяженностью 5000 световых лет , выброшенная из M87 со скоростью, близкой к скорости света .

Наблюдения, сделанные Chandra, указывают на наличие петель и колец в горячем рентгеновском газе, который окружает Messier 87. Эти петли и кольца генерируются изменениями в скорости, с которой материал выбрасывается из сверхмассивной черной дыры в струях. Распределение петель предполагает, что небольшие извержения происходят каждые шесть миллионов лет.

Одно из колец, вызванное крупным извержением, представляет собой ударную волну диаметром 85 000 световых лет вокруг черной дыры. Другие замечательные наблюдаемые особенности включают узкие рентгеновские излучающие нити длиной до 100 000 световых лет и большую полость в горячем газе, вызванную крупным извержением 70 миллионов лет назад.

Галактика также содержит заметное активное галактическое ядро ​​(AGN), которое является мощным источником многоволнового излучения, в частности радиоволн . [45]

Магнетары

Магнетар SGR 1900+14 находится точно в центре изображения, на котором показано окружающее его кольцо газа диаметром 7 световых лет в инфракрасном свете, как видно с помощью космического телескопа Spitzer . Сам магнетар не виден на этой длине волны, но его можно увидеть в рентгеновском свете.

Магнетар — это тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к выбросу большого количества высокоэнергетического электромагнитного излучения , в частности рентгеновских и гамма-лучей . Теория относительно этих объектов была предложена Робертом Дунканом и Кристофером Томпсоном в 1992 году, но первый зарегистрированный всплеск гамма-лучей, предположительно исходящий от магнетара, был зарегистрирован 5 марта 1979 года. [46] Эти магнитные поля в сотни тысяч раз сильнее, чем любой искусственный магнит, [47] и в квадриллионы раз мощнее поля, окружающего Землю . [48] По состоянию на 2003 год они являются самыми магнитными объектами, когда-либо обнаруженными во Вселенной. [46]

5 марта 1979 года, после сброса зондов в атмосферу Венеры , Венера 11 и Венера 12 , находясь на гелиоцентрических орбитах, в 10:51 утра по восточному времени подверглись воздействию гамма-излучения. Этот контакт поднял показания радиации на обоих зондах экспериментов Konus с обычных 100 отсчетов в секунду до более 200 000 отсчетов в секунду всего за долю миллисекунды. [46] Эта гигантская вспышка была обнаружена многочисленными космическими аппаратами и с этими обнаружениями была локализована межпланетной сетью в SGR 0526-66 внутри N-49 SNR Большого Магелланова Облака . [49] А в марте 1979 года Конус обнаружил еще один источник: SGR 1900+14 , расположенный на расстоянии 20 000 световых лет в созвездии Орла , имел длительный период низкой эмиссии, за исключением значительного всплеска в 1979 году и нескольких последующих.

Какова эволюционная связь между пульсарами и магнетарами? Астрономы хотели бы узнать, представляют ли магнетары редкий класс пульсаров или некоторые или все пульсары проходят фазу магнетара в течение своего жизненного цикла. Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) НАСА показал, что самая молодая известная пульсирующая нейтронная звезда устроила истерику. Коллапсирующая звезда время от времени высвобождает мощные всплески рентгеновского излучения, которые заставляют астрономов переосмыслить жизненный цикл нейтронных звезд.

«Мы наблюдаем, как один тип нейтронной звезды буквально превращается в другой прямо на наших глазах. Это давно искомое недостающее звено между различными типами пульсаров», — говорит Фотис Гавриил из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в Гринбелте, штат Мэриленд, и Университета Мэриленда в Балтиморе. [50]

На изображении обсерватории «Чандра» показана сверхновая Kes 75 с молодым обычным пульсаром, нейтронной звездой PSR J1846-0258 в центре синей области вверху.

PSR J1846-0258 находится в созвездии Орла. Он был классифицирован как обычный пульсар из-за его быстрого вращения (3,1 с −1 ) и спектра, похожего на пульсар. RXTE поймал четыре рентгеновских всплеска, похожих на магнетар, 31 мая 2006 года и еще один 27 июля 2006 года. Хотя ни одно из этих событий не длилось дольше 0,14 секунды, все они были нагружены ударом по меньшей мере 75 000 Солнц. «Никогда прежде не наблюдалось, чтобы обычный пульсар производил всплески магнетара», — говорит Гавриил. [50]

«Считалось, что молодые, быстро вращающиеся пульсары не обладают достаточной магнитной энергией для генерации таких мощных всплесков», — говорит Марджори Гонсалес, ранее работавшая в Университете Макгилла в Монреале, Канада, а теперь работающая в Университете Британской Колумбии в Ванкувере. «Вот обычный пульсар, который ведет себя как магнетар». [50]

На этих снимках Chandra показан PSR J1846-0258 в Kes 75 в октябре 2000 г. (слева) и июне 2006 г. (справа). Пульсар стал ярче в рентгеновских лучах после мощных вспышек в начале 2006 г.

Наблюдения рентгеновской обсерватории Чандра НАСА показали, что объект стал ярче в рентгеновских лучах, подтвердив, что всплески исходили от пульсара, и что его спектр изменился, став более похожим на магнетар. Тот факт, что скорость вращения PSR J1846 замедляется, также означает, что у него есть сильное магнитное поле, тормозящее вращение. Предполагаемое магнитное поле в триллионы раз сильнее поля Земли, но оно в 10-100 раз слабее, чем у типичного магнетара. Виктория Каспи из Университета Макгилла отмечает: «Фактическое магнитное поле PSR J1846 может быть намного сильнее измеренной величины, что предполагает, что многие молодые нейтронные звезды, классифицируемые как пульсары, на самом деле могут быть замаскированными магнетарами, и что истинная сила их магнитного поля раскрывается только через тысячи лет по мере того, как они набирают обороты». [50]

Рентгеновские темные звезды

Во время солнечного цикла, как показано в последовательности изображений Солнца в рентгеновских лучах , Солнце почти рентгеновски темное, почти рентгеновская переменная. Бетельгейзе , с другой стороны, кажется всегда рентгеновски темным. [51] Поток рентгеновского излучения со всей поверхности звезды соответствует пределу поверхностного потока, который колеблется от 30 до 7000 эрг с −1 см −2 при T=1 МК, до ~1 эрг с −1 см −2 при более высоких температурах, на пять порядков ниже потока рентгеновского излучения спокойного Солнца. [51]

Подобно красному сверхгиганту Бетельгейзе, красные гиганты практически не испускают рентгеновских лучей . [13] Причиной дефицита рентгеновского излучения может быть

Известные яркие красные гиганты включают Альдебаран , Арктур ​​и Гамма Южного Креста . На диаграмме HR есть очевидная рентгеновская «разделительная линия» между гигантскими звездами, поскольку они пересекают главную последовательность, чтобы стать красными гигантами. Альфа Южного Треугольника (α TrA / α Trianguli Australis) по-видимому, является гибридной звездой (части обеих сторон) на «разделительной линии» эволюционного перехода к красному гиганту. [52] α TrA может служить для проверки нескольких моделей разделительной линии .

Также наблюдается довольно резкое начало рентгеновского излучения вокруг спектрального класса A7-F0, с большим диапазоном светимостей, развивающихся в спектральном классе F. [13]

В немногих настоящих корональных излучателях позднего A- или раннего F-типа их слабая работа динамо, как правило, не способна значительно затормозить быстро вращающуюся звезду за время их короткой жизни, так что эти короны заметны по их сильному дефициту рентгеновского излучения по сравнению с потоками хромосферы и переходной области; последний можно проследить вплоть до звезд среднего A-типа на довольно высоких уровнях. [13] Независимо от того, действительно ли эти атмосферы нагреваются акустически и управляют «расширяющейся», слабой и холодной короной или они нагреваются магнитно, дефицит рентгеновского излучения и низкие корональные температуры ясно свидетельствуют о неспособности этих звезд поддерживать существенные, горячие короны каким-либо образом, сопоставимые с более холодными активными звездами, несмотря на их заметные хромосферы. [13]

Рентгеновская межзвездная среда

Горячая ионизированная среда (HIM), иногда состоящая из коронального газа, в диапазоне температур 10 6 – 10 7 К испускает рентгеновские лучи. Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с гигантскими или сверхгигантскими областями HII, окружающими их) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, впрыскивают огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Результирующие структуры – различных размеров – можно наблюдать, например, пузыри звездного ветра и сверхпузыри горячего газа, с помощью рентгеновских спутниковых телескопов. В настоящее время Солнце движется через Местное межзвездное облако , более плотную область в Местном пузыре с низкой плотностью .

Рассеянный рентгеновский фон

В дополнение к дискретным источникам, которые выделяются на фоне неба, имеются веские доказательства существования диффузного рентгеновского фона. [1] За более чем десятилетие наблюдений рентгеновского излучения Солнца в 1956 году были получены доказательства существования изотропного рентгеновского фонового потока. [53] Этот фоновый поток довольно последовательно наблюдается в широком диапазоне энергий. [1] Ранний высокоэнергетический конец спектра для этого диффузного рентгеновского фона был получен приборами на борту Ranger 3 и Ranger 5. [ 1] Поток рентгеновского излучения соответствует общей плотности энергии около 5 x 10−4 эВ /см3 . [ 1] Изображение мягкого рентгеновского диффузного фона (SXRB) ROSAT показывает общее увеличение интенсивности от галактической плоскости к полюсам. При самых низких энергиях, 0,1–0,3 кэВ, почти весь наблюдаемый мягкий рентгеновский фон (SXRB) представляет собой тепловое излучение плазмы с температурой ~ 106 К.

Карта столбчатой ​​плотности галактического нейтрального водорода в той же проекции, что и 0,25 кэВ SXRB. Обратите внимание на общую отрицательную корреляцию между 0,25 кэВ диффузным рентгеновским фоном и столбчатой ​​плотностью нейтрального водорода, показанную здесь.

Сравнивая мягкий рентгеновский фон с распределением нейтрального водорода, можно прийти к общему мнению, что в пределах диска Млечного Пути сверхмягкие рентгеновские лучи поглощаются этим нейтральным водородом.

Рентгеновски темные планеты

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (темные в рентгеновском диапазоне) планеты, поскольку они затмевают часть короны своей родительской звезды во время транзита. «Такие методы особенно многообещающи для звезд с малой массой, поскольку планета, подобная Юпитеру, может затмить довольно значительную корональную область». [13]

Земля

Это составное изображение содержит первую фотографию Земли в рентгеновских лучах, сделанную в марте 1996 года с помощью орбитального спутника Polar . Область самого яркого рентгеновского излучения красная. Такое рентгеновское излучение не опасно, поскольку поглощается нижними слоями атмосферы Земли .
На этой выборке изображений 2004 года яркие рентгеновские дуги низкой энергии (0,1–10 кэВ) генерируются во время полярной активности. Изображения наложены на смоделированное изображение Земли. Цветовой код рентгеновских дуг представляет яркость, максимальная яркость показана красным цветом. Расстояние от Северного полюса до черного круга составляет 3340 км (2080 миль). Даты наблюдений: 10 наводок между 16 декабря 2003 г. и 13 апреля 2004 г. Инструмент: HRC.

Первая фотография Земли в рентгеновских лучах была сделана в марте 1996 года с помощью орбитального спутника Polar . Энергично заряженные частицы от Солнца вызывают полярное сияние и заряжают электроны в магнитосфере Земли . Эти электроны движутся вдоль магнитного поля Земли и в конечном итоге ударяются о ионосферу Земли , вызывая рентгеновское излучение.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcde Morrison P (1967). "Extrasolar X-ray Sources". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 5 (1): 325– 50. Bibcode :1967ARA&A...5..325M. doi :10.1146/annurev.aa.05.090167.001545.
  2. ^ Clowe D; et al. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи». Astrophys J . 648 (2): L109 – L113 . arXiv : astro-ph/0608407 . Bibcode :2006ApJ...648L.109C. doi :10.1086/508162. S2CID  2897407.
  3. ^ Дулинг Д. «BATSE обнаружил самый далекий квазар, когда-либо наблюдавшийся в мягких гамма-лучах. Discovery предоставит информацию о формировании галактик».
  4. ^ аб Спарк, Л.С .; Галлахер, JS III (2007). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-67186-6.
  5. ^ ab Forman W, Jones C, Tucker W (июнь 1985 г.). «Горячие короны вокруг галактик раннего типа». Astrophys. J . 293 (6): 102– 19. Bibcode :1985ApJ...293..102F. doi : 10.1086/163218 . S2CID  122426629.
  6. ^ abcd Feng H, Kaaret P (2006). "Спектральные переходы состояний ультраярких рентгеновских источников X-RAY X-1 и X-2 в NGC 1313". Astrophys J . 650 (1): L75 – L78 . arXiv : astro-ph/0608066 . Bibcode :2006ApJ...650L..75F. doi :10.1086/508613. S2CID  17728755.
  7. ^ Mauche CW, Liedahl DA, Akiyama S, Plewa T (2007). "Гидродинамическое и спектральное моделирование ветров HMXB". Prog Theor Phys Suppl . 169 : 196– 199. arXiv : 0704.0237 . Bibcode :2007PThPS.169..196M. doi :10.1143/PTPS.169.196. S2CID  17149878.
  8. ^ Podsiadlowski P, Rappaport S, Pfahl E (2001). «Эволюционные бинарные последовательности для рентгеновских двойных звезд малой и средней массы». The Astrophysical Journal . 565 (2): 1107– 1133. arXiv : astro-ph/0107261 . Bibcode : 2002ApJ...565.1107P. doi : 10.1086/324686. S2CID  16381236.
  9. ^ Priedhorsky WC, Holt SS (1987). «Долгосрочные циклы в космических рентгеновских источниках». Space Sci Rev. 45 ( 3– 4 ): 291. Bibcode :1987SSRv...45..291P. doi :10.1007/BF00171997. S2CID  120443194.
  10. ^ Джаккони Р. (2003). «Нобелевская лекция: рассвет рентгеновской астрономии». Rev Mod Phys . 75 (3): 995. Bibcode :2003RvMP...75..995G. doi : 10.1103/RevModPhys.75.995 .
  11. ^ SK Antiochos; et al. (1999). "Динамическое формирование конденсаций протуберанцев". Astrophys J . 512 (2): 985. arXiv : astro-ph/9808199 . Bibcode : 1999ApJ...512..985A. doi : 10.1086/306804. S2CID  1207793.
  12. ^ Steeghs, D.; Casares, J (2002). «Раскрыт массовый донор Скорпиона X-1». Astrophys J . 568 (1): 273. arXiv : astro-ph/0107343 . Bibcode :2002ApJ...568..273S. doi :10.1086/339224. S2CID  14136652.
  13. ^ abcdefghij Güdel M (2004). "Рентгеновская астрономия звездных корон" (PDF) . Astron Astrophys Rev . 12 ( 2– 3): 71– 237. arXiv : astro-ph/0406661 . Bibcode :2004A&ARv..12...71G. doi :10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID  119509015. Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 г.
  14. ^ Gould RJ, Burbidge GR (1965). "Высокоэнергетические космические фотоны и нейтрино". Annales d'Astrophysique . 28 : 171. Bibcode : 1965AnAp...28..171G.
  15. ^ Knigge C, Gilliland RL, Dieball A, Zurek DR, Shara MM, Long KS (2006). «Голубая бродячая двойная звезда с тремя предшественниками в ядре шарового скопления?». Astrophys J . 641 (1): 281– 287. arXiv : astro-ph/0511645 . Bibcode :2006ApJ...641..281K. doi :10.1086/500311. S2CID  11072226.
  16. ^ Житник И.А.; Логачев Ю.И.; Богомолов А.В.; Денисов Ю.И.; Каваносян С.С.; Кузнецов С.Н.; Морозов О.В.; Мягкова И.Н.; Свертилов С.И.; Игнатьев А.П.; Опарин С.Н.; Перцов А.А.; Тиндо ИП (2006). «Поляризационные, временные и спектральные параметры жесткого рентгеновского излучения солнечной вспышки, измеренные прибором СПР-Н на борту спутника КОРОНАС-Ф». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 93. Бибкод : 2006SoSyR..40...93Z. дои : 10.1134/S003809460602002X. S2CID  120983201.
  17. ^ Aschwanden MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Yohkoh до TRACE, В: Магнитная связь солнечной атмосферы». 188 : 1. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  18. ^ Нусинов АА, Казачевская ТВ (2006). «Экстремальное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение солнечных вспышек по наблюдениям с космического аппарата КОРОНАС-Ф в 2001–2003 гг.». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 111. Bibcode :2006SoSyR..40..111N. doi :10.1134/S0038094606020043. S2CID  122895766.
  19. ^ abc Pravdo SH, Marshall FE, White NE, Giommi P (1986). "Рентгеновские лучи от магнитного белого карлика PG 1658 + 441". Astrophys J . 300 : 819. Bibcode :1986ApJ...300..819P. doi : 10.1086/163859 .
  20. ^ «Институт внеземной физики Общества Макса Планка: источники сверхмягкого рентгеновского излучения, обнаруженные с помощью ROSAT».
  21. ^ Simon V, Mattei JA (2002). Активность источника сверхмягкого рентгеновского излучения V Sge . Труды конференции AIP. Т. 637. С. 333. Bibcode : 2002AIPC..637..333S. doi : 10.1063/1.1518226.
  22. ^ «XMM-Newton взвешивает редкий белый карлик и обнаруживает, что он тяжеловес». 2009.
  23. ^ «Коричневые карлики».
  24. ^ abcde "Рентгеновские лучи короны коричневого карлика". 14 апреля 2003 г. Архивировано из оригинала 30 декабря 2010 г. Получено 16 ноября 2009 г.
  25. ^ Cravens, TE, Источник рентгеновского излучения кометы Хиякутаке: перенос заряда тяжелых ионов солнечного ветра, Geophys. Res. Lett., 24, 105, 1997.
  26. ↑ Редди Ф. «НАСА Swift шпионит комету Лулин».
  27. ^ "Центр новостей сайта Хаббла: Фейерверк возле черной дыры в ядре сейфертовской галактики NGC 4151".
  28. ^ "The Dog Star, Sirius, and its Tiny Companion". Hubble News Desk. 13 декабря 2005 г. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 г. Получено 4 августа 2006 г.
  29. ^ Хьюз Д. У. (1980). «Видел ли Флемстид сверхновую Кассиопею А?». Nature . 285 (5761): 132. Bibcode : 1980Natur.285..132H. doi : 10.1038/285132a0 . S2CID  4257241.
  30. ↑ Аткинсон Н. (17 октября 2008 г.). «Вселенная сегодня – Телескоп Ферми делает первое большое открытие: гамма-пульсар».
  31. ^ "Chandra Takes X-ray Image of Recepender". Архивировано из оригинала 24 июля 2009 года . Получено 12 июля 2017 года .
  32. ^ Alcala JM; Krautter J; Schmitt JHMM; Covino E; Wichmann R; Mundt R (ноябрь 1995 г.). «Исследование области звездообразования Хамелеон по данным обзора всего неба ROSAT. I. Рентгеновские наблюдения и оптическая идентификация». Astron. Astrophys . 114 (11): 109– 34. Bibcode :1995A&AS..114..109A.
  33. ^ abc Feigelson ED, Lawson WA (октябрь 2004 г.). "Рентгеновская перепись молодых звезд в северном облаке Хамелеона I". Astrophys. J . 614 (10): 267– 83. arXiv : astro-ph/0406529 . Bibcode :2004ApJ...614..267F. doi :10.1086/423613. S2CID  14535693.
  34. ^ abc Алькала Х.М.; Ковино Э; Стерзик М.Ф.; Шмитт ДжХММ; Крауттер Дж; Нойхойзер Р. (март 2000 г.). «Наблюдение с помощью ROSAT темного облака Хамелеон II». Астрон. Астрофизика . 355 (3): 629–38 . Бибкод : 2000A&A...355..629A.
  35. ^ Ямаути С., Хамагути К., Кояма К., Мураками Х. (октябрь 1998 г.). «Наблюдения ASCA за темным облаком Хамелеон II». Опубл. Астрон. Соц. Япония . 50 (10): 465–74 . Бибкод : 1998PASJ...50..465Y. дои : 10.1093/пасж/50.5.465 .
  36. ^ Хамагучи К, Ямаути С, Кояма К (2005). "Рентгеновское исследование молодых звезд средней массы Herbig Ae/Be Stars". Astrophys J . 618 (1): 260. arXiv : astro-ph/0406489v1 . Bibcode :2005ApJ...618..360H. doi :10.1086/423192. S2CID  119356104.
  37. ^ Wood KS, Meekins JF, Yentis DJ, Smathers HW, McNutt DP, Bleach RD (декабрь 1984 г.). «Каталог рентгеновских источников HEAO A-1». Astrophys. J. Suppl. Ser . 56 (12): 507– 649. Bibcode : 1984ApJS...56..507W. doi : 10.1086/190992.
  38. ^ Ouellette GA (1967). «Разработка каталога галактических рентгеновских источников». Astron J . 72 : 597. Bibcode :1967AJ.....72..597O. doi :10.1086/110278.
  39. ^ Гурски Х., Горенштейн П., Джаккони Р. (1967). "Распределение галактических рентгеновских источников от Скорпиона до Лебедя". Astrophys J. 150 : L75. Bibcode : 1967ApJ...150L..75G. doi : 10.1086/180097 .
  40. ^ abcd Гибб М., Бхаттачарья С., Штрохмайер Т., Какетт Э., Миллер Дж. «Астрономы открывают новый метод исследования экзотической материи».
  41. ^ Маргон Б (1984). «Наблюдения за SS 433». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 22 (1): 507. Бибкод : 1984ARA&A..22..507M. дои : 10.1146/annurev.aa.22.090184.002451.
  42. ^ abcde Taylor AR, Young G, Peracaula M, Kenny HT, Gregory PC (1996). "Вспышка рентгеновского излучения от радиоизлучающей рентгеновской двойной звезды LSI+61°303". Astron Astrophys . 305 : 817. Bibcode : 1996A&A...305..817T.
  43. ^ Negueruela, I.; Smith, DM; Reig, P.; Chaty, S.; Torrejón, JM (2006). "Сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты: новый класс массивных рентгеновских двойных систем, раскрытый INTEGRAL". В Wilson, A. (ред.). Proceedings of the X-ray Universe 2005. Специальные публикации ESA. Том 604. Европейское космическое агентство . стр. 165. arXiv : astro-ph/0511088 . Bibcode : 2006ESASP.604..165N.
  44. ^ ab Sidoli L (2008). "Механизмы кратковременных выбросов". 37-я научная ассамблея Cospar . 37 : 2892. arXiv : 0809.3157 . Bibcode : 2008cosp...37.2892S.
  45. ^ Baade W, Minkowski R (1954). «Отождествление радиоисточников». Astrophys J. 119 : 215. Bibcode : 1954ApJ...119..215B. doi : 10.1086/145813.
  46. ^ abc Kouveliotou C, Duncan RC, Thompson C (2003). "Magnetars" (PDF) . Sci Am . 288 (2): 34– 41. Bibcode :2003SciAm.288b..34K. doi :10.1038/scientificamerican0203-34. PMID  12561456. Архивировано из оригинала (PDF) 11 июня 2007 г.
  47. ^ "Программа пользователя HLD, в Дрезденской лаборатории сильных магнитных полей" . Получено 4 февраля 2009 г.
  48. ^ Naye R. "The Brightest Blast". Архивировано из оригинала 5 октября 2008 года . Получено 17 декабря 2007 года .
  49. ^ Mazets EP, Aptekar RL, Cline TL, Frederiks DD, Goldsten JO, Golenetskii SV, Hurley K, von Kienlin A, Pal'shin VD (2008). "Гигантская вспышка от мягкого гамма-повторителя в галактике Андромеда, M31". Astrophys J . 680 (1): 545– 549. arXiv : 0712.1502 . Bibcode :2008ApJ...680..545M. doi :10.1086/587955. S2CID  119284256.
  50. ^ abcd Naeye R (2008). «Мощные взрывы указывают на недостающее звено нейтронной звезды».
  51. ^ ab Posson-Brown P, Kashyap VL, Pease DO, Drake JJ (2006). "Темный сверхгигант: пределы Чандры в рентгеновском излучении от Бетельгейзе". arXiv : astro-ph/0606387 .
  52. ^ Кашьяп В., Рознер Р., Харнден Ф.Р. младший, Маджио А., Микела Г., Скиортино С. (1994). «Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT за альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae». Астрофиз Дж . 431 : 402. Бибкод : 1994ApJ...431..402K. дои : 10.1086/174494.
  53. ^ Куппериан Дж. Э. младший; Фридман Х (1958). «Программа экспериментальных исследований США на МГГ до 1.7.58». Отчет IGY о ракетах, сер. (1): 201.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Источник_астрофизических_рентгеновских_лучей&oldid=1263904302"