천체물리학적 X선원

Astrophysical X-ray source
X선은 약 0.008 nm에서 시작하여 전자기 스펙트럼을 가로질러 약 8 nm까지 확장되며, 그 위는 지구의 대기가 불투명합니다.

천체물리학적 X선 소스는 X선을 방출하는 물리적 성질을 가진 천체이다.

여러 종류의 천체물리학적 물체가 X선을 방출한다.여기에는 은하단, 활동은하핵(AGN), 초신성 잔해, 별, 백색왜성(대격변성 변광성 및 초연성 X선원), 중성자별 또는 블랙홀(X선 쌍성)이 포함됩니다.달의 X선 밝기의 대부분은 반사된 태양 X선에서 발생하지만, 일부 태양계 물체는 X선을 방출하는데, 가장 주목할 만한 것은 달이다.

또한, 우주의 천체 실체는 천체 X선 소스로 논의된다.관측된 모든 천문학적 X선 선원의 기원은 아무리 긴 기간 또는 짧은 기간이라도 코로나 구름 또는 가스에 가깝거나 관련되어 있다.

많은 미해결 X선 선원의 조합은 관찰된 X선 배경을 생성하는 것으로 생각된다.X선 연속체는 브렘스스트랄롱, 자기 또는 일반 쿨롱, 흑체 방사선, 싱크로트론 방사선, 상대론적 전자에 의한 저에너지 광자의 역콤프턴 산란, 원자 전자와 고속 양성자의 충돌 및 추가 전자 [1]전이가 있거나 없는 원자 재조합에서 발생할 수 있다.

은하단

주요 기사: 갤럭시 그룹 및 클러스터
총알 성단의 찬드라 X선 관측소의 X선 사진.노출 시간은 140시간이었다.스케일은 메가파초 단위로 표시됩니다.적색 편이(z) = 0.3, 즉 빛의 파장이 1.3배 늘어남을 의미합니다.

은하단은 은하군이나 개별 은하와 같은 물질의 작은 단위들이 합쳐지면서 형성됩니다.은하, 가스 및 암흑 물질을 포함하는 유입 물질은 성단의 중력 전위 우물로 떨어지면서 운동 에너지를 얻습니다.유입되는 가스는 이미 클러스터 내에 있는 가스와 충돌하며 클러스터의 크기에 따라 10K에서8 10K7 사이의 충격 가열됩니다.이 매우 뜨거운 가스는 X선을 방출하고 금속으로부터의 선 방출을 통해 방출합니다(천문학에서 '금속'은 종종 수소와 헬륨을 제외한 모든 원소를 의미합니다).은하와 암흑물질은 충돌하지 않고 성단 전위 우물을 공전하며 빠르게 바이리얼화됩니다.

8µ의 통계적 유의에서 중입자 질량 피크의 중심에서 총 질량 중심의 공간적 오프셋은 중력 [2]법칙의 변경으로는 설명할 수 없는 것으로 밝혀졌다.

퀘이사

주요 기사:퀘이사
Burst and Transient Source Experiment(버스트 및 과도 소스 실험)에 의한 관찰 결과 4C 71.07의 그림.이것은 과학자들이 퀘이사의 데이터를 연구 중이지 이웃의 다른 원천을 연구한 것이 아니라는 것을 확신시키는 데 도움을 주었다.
가시광선에서는 4C 71.07은 그다지 인상적이지 않고 먼 곳의 빛에 불과합니다.이 물체가 실제로 빛을 발하는 것은 라디오와 X선, 그리고 지금은 감마선이다. 4C 71.07은 제4회 케임브리지 대학 전파원 카탈로그에 기재되어 있다.4C 71.07의 적색편이는 z=2.17로, 120억 년에서 150억 년 된 우주에서 약 110억 년 떨어져 있습니다(z=1을 50억 광년으로 사용).

준성간 전파원(준성간 전파원)은 활동 은하핵(AGN)을 가진 매우 에너지가 넘치고 먼 은하입니다. QSO 0836+7107은 놀라운 양의 전파 에너지를 방출하는 준성간 물체(QSO)입니다.이 전파 방출은 사이클로트론 또는 싱크로트론 방사를 생성하는 자기장을 따라 나선형으로 회전하는 전자에 의해 발생합니다.이러한 전자는 또한 AGN 또는 그 중심에 있는 블랙홀 주변의 원반에서 방출되는 가시광선과 상호작용할 수 있습니다.이러한 광자는 전자를 가속시켜 콤프턴과 역콤프턴 산란을 통해 X선과 감마선을 방출한다.

콤프턴 감마선 관측소(CGRO)에는 20 keV - 8 MeV 범위에서 검출하는 버스트 및 과도 선원 실험(BATSE)이 탑재되어 있다.QSO 0836+7107 또는 4C 71.07은 연질 감마선과 경질 X선의 선원으로 BATSE에 의해 검출되었다."BATSE가 발견한 것은 이것이 부드러운 감마선 선원이 될 수 있다는 것입니다,"라고 맥콜프는 말했다.QSO 0836+7107은 부드러운 감마선에서 관측되는 가장 희미하고 먼 물체이다.콤프턴 감마선 [3]관측소의 에너지 감마선 실험 망원경(EGRET)에 의해 감마선에서 이미 관측되었다.

세이퍼트 은하

주요 기사:세이퍼트 은하

세이퍼트 은하는 고이온화된 [4]가스에서 스펙트럼 선 방출을 생성하는 핵을 가진 은하의 한 종류입니다.이들은 활동 은하핵(AGN)의 하위 등급으로, 초대질량 블랙홀을 [4]포함하고 있는 것으로 생각됩니다.

X선 밝은 은하

NGC 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382,[5] 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 및 5128이 뜨거운 가스 코로나 때문에 X선이 밝은 것으로 관측되었습니다.X선 방출은 뜨거운 가스(0.5–1.5 keV)[5]에 의한 열 브레이스스트렁으로 설명할 수 있다.

초광속 X선원

주요 기사:초광속 X선원

초광속 X선 선원(ULX)은 20개의 [6]블랙홀에 대해 에딩턴 한계인 3 × 1032 W 이상의 광도를 가진 점 모양의 비핵 X선 선원이다.많은 ULX는 강한 변동성을 보이며 블랙홀 쌍성일 수 있습니다.중간질량 블랙홀(IMBH)에 속하려면 광도, 열원반 방출, 변화 시간계 및 주변 방출선 성운에서 이를 [6]제시해야 합니다.그러나 방출이 에딩턴 한계치를 넘으면 ULX는 항성질량 블랙홀이 [6]될 수 있습니다.근처의 나선은하 NGC 1313에는 X-1과 X-2라는 두 개의 콤팩트 ULX가 있습니다.X-1의 경우 X선 광도는 에딩턴 한계를 초과하여 최대 3 × 1033 W까지 증가하며, 항성질량 블랙홀을 보다 많이 나타내는 고휘도에서는 가파른 멱함수 상태에 들어가는 반면 X-2는 정반대의 거동을 보이며 IMBH의 [6]딱딱한 X선 상태에 있는 것으로 보인다.

블랙홀

주요 기사: 블랙홀
최초로 발견된 강력한 블랙홀 후보였던 백조자리 X-1의 찬드라 이미지.

블랙홀은 블랙홀에 떨어진 물질이 중력 에너지를 잃기 때문에 방사선을 방출하고, 이는 물질이 사건의 지평선에 들어가기 전에 방사선을 방출할 수 있습니다.유입되는 물질은 각운동량을 가지고 있는데, 이것은 물질이 직접 떨어질 수 없고 블랙홀 주위를 돈다는 것을 의미한다.이 물질은 종종 부착 원반을 형성합니다.백색왜성과 중성자별 주변에도 비슷한 광강착 원반이 형성될 수 있지만, 이 경우 유입 가스는 고밀도 표면에 빠른 속도로 부딪히면서 추가적인 에너지를 방출합니다.중성자별의 경우, 인폴 속도는 빛의 속도의 상당한 부분이 될 수 있습니다.

일부 중성자별이나 백색왜성계에서는 별의 자기장이 강착 원반이 형성되지 않을 정도로 강합니다.디스크 내의 물질은 마찰로 인해 매우 뜨거워지고 X선을 방출합니다.원반 안의 물질은 서서히 각운동량을 잃고 콤팩트한 별에 떨어집니다.중성자별과 백색왜성의 경우 물질이 표면에 닿을 때 추가 X선이 발생한다.블랙홀에서 나오는 X선 방출은 매우 짧은 시간 동안 밝기가 변화하며 가변적입니다.밝기의 변화는 블랙홀의 크기에 대한 정보를 제공할 수 있습니다.

초신성 잔해(SNR)

주요 기사:초신성 잔해
2005년에 발견된 초신성 2005ke는 Ia형 초신성으로 천문학자들이 우주의 거리를 측정하기 위해 사용하는 중요한 "표준 촛불" 폭발이다.여기 보이는 것은 광학, 자외선 및 X선 파장의 이벤트입니다.이것은 Ia형의 첫 X선 이미지이며, Ia형이 적색거성 주위를 도는 백색왜성의 폭발이라는 관측 증거를 제공했습니다.
Chandra X선 관측소에서 본 SN 1572 Type Ia 잔해의 X선 영상

Ia형 초신성은 다른 백색왜성이나 적색거성 주위를 도는 백색왜성의 폭발이다.밀도가 높은 백색왜성은 동반자로부터 기증받은 가스를 축적할 수 있다.왜성이 임계질량 1.4에 도달하면 열핵폭발이 뒤따른다.각 Ia 타입이 알려진 광도로 빛나기 때문에, Ia 타입은 우주의 거리를 측정하기 위한 "표준 초"로 사용됩니다.

SN 2005ke는 X선 파장에서 발견된 최초의 Ia형 초신성으로 예상보다 자외선에서 훨씬 밝다.

별로부터의 X선 방출

다음 항목도 참조하십시오.항성 X선 천문학

벨라 X-1

주요 기사:벨라 X-1

벨라 X-1은 Uhuru 선원 4U 0900-40과 초거성 HD 77581과 연관된 맥동하고 있는 고질량 X선 쌍성계(HMXB)입니다.중성자별의 X선 방출은 초거성 동반성의 항성풍에서 물질이 포착되어 부착됨으로써 발생합니다.Vela X-1은 프로토타입으로 분리된 HMXB입니다.[7]

헤라클레스 X-1

주요 기사:헤라클레스 X-1
이 Her X-1의 광도 곡선은 장기 및 중기 변동성을 나타냅니다.각각의 한 쌍의 수직선은 동반성 뒤에 있는 콤팩트한 물체의 일식을 묘사합니다.이 경우 동반성은 태양의 거의 4배에 이르는 반지름을 가진 태양 질량의 2별입니다.이 일식은 1.7일의 공전 주기를 보여줍니다.

중간질량 X선 쌍성(IMXB)은 중성자별 또는 블랙홀이 성분 중 하나인 쌍성계입니다.다른 성분은 중간질량별입니다.[8]

헤라클레스 X-1은 정상적인 별(HZ Her)로부터 물질이 축적된 중성자별로 구성되어 있는데, 아마도 로체엽이 넘쳐나기 때문일 것이다.X-1은 고질량 X선 [9]쌍성과 저질량 X선 쌍성의 경계선인 ~2에 위치하지만 거대한 X선 쌍성의 원형입니다.

전갈자리 X-1

주요 기사:전갈자리 X-1

최초의 외계 X선 선원은 1962년 [10]6월 12일에 발견되었다.이 근원은 전갈자리 X-1이라고 불리며, 전갈자리에서 발견된 최초의 X선 근원으로 은하수 중심 방향에 위치하고 있습니다.전갈자리 X-1은 지구로부터 약 9,000 리이고 태양 다음으로 20 keV 미만의 에너지로 하늘에서 가장 강한 X선 소스이다.X선 출력은 [11]태양의 총 밝기의31 약 60,000배인 2.3 × 10 W입니다.전갈자리 X-1 자체는 중성자별이다.이 시스템은 저질량 X선 쌍성(LMXB)으로 분류되는데, 중성자별의 질량은 대략 1.4 태양질량인데 반해 기증자별의 [12]질량은 0.42 태양질량에 불과하다.

태양.

주요 기사:태양 및 태양 X선 천문학
1992년 5월 8일 Yohkoh 태양 관측 우주선에 탑재된 연성 X선 망원경에 의해 전자기 스펙트럼의 X선 영역에서 관측된 태양의 코로나.

1930년대 후반, 태양을 둘러싼 매우 뜨겁고 희박한 가스의 존재는 이온화된 종의 광학 코로나 [13]선으로부터 간접적으로 추론되었다.1940년대 중반 전파 관측 결과 태양 주위에 [13]전파 코로나가 있는 것으로 밝혀졌다.로켓 비행 중 태양으로부터의 X선 광자를 검출한 후, T. Burnight는 "태양이 이 방사선의 근원으로 추정되지만,[13] 태양 코로나로부터의 흑체 방사선의 이론적인 추정치로부터는 4Ω 미만의 파장의 방사선은 예상되지 않을 것입니다."라고 썼다.그리고 물론, 사람들은 일식 동안 산란된 가시광선 속에서 태양 코로나를 본 적이 있다.

중성자별과 블랙홀이 X선의 주요 점 선원이지만, 모든 주계열성은 X선을 [14]방출할 만큼 뜨거운 코로나를 가질 가능성이 높다.A형 또는 F형 별은 대류대가 가장 얇기 때문에 코로나 [15]활동이 거의 없습니다.

태양 X선과 UV 또는 EUV 방사선의 플럭스에서 유사한 태양 주기 관련 변화가 관찰된다.회전은 자기 발전기의 주요 결정 요소 중 하나이지만, 이 지점은 태양을 관찰함으로써 입증될 수 없다: 태양의 자기 활동은 사실 (11년의 자기 반점 주기로 인해) 강하게 변조되지만, 이 효과는 회전 [13]주기에 직접적으로 의존하지 않는다.

태양 플레어는 보통 태양 주기를 따릅니다.CORONAS-F는 2001년 7월 31일 최대 태양주기 23번째에 맞춰 발사되었다.2003년 10월 29일의 태양 플레어는 하드 [16]X선에서 상당한 수준의 선형 편광(채널 E2 = 40-60 keV 및 E3 = 60-100 keV에서 70% 이상, 그러나 E1 = 20-40 keV에서는 약 50%만)을 보였다. 그러나 다른 관측치는 일반적으로 상한만 설정했다.

이것은 TRACE 관측소에서 가져온 거짓 색상의 3층 복합체입니다.파란색, 녹색 및 빨간색 채널은 각각 17.1nm, 19.5nm 및 28.4nm를 나타냅니다.이 TRACE 필터는 1, 150, 200만 도 플라스마로부터의 방출에 가장 민감하기 때문에 전체 코로나와 낮은 태양 대기의 코로나 루프의 세부 사항을 보여줍니다.

코로나 루프는 태양의 아래쪽 코로나와 전이 영역의 기본 구조를 형성합니다.이러한 고도로 구조화되고 우아한 고리는 태양 본체 내부의 뒤틀린 태양 자속의 직접적인 결과입니다.코로나 루프의 인구는 태양 주기와 직접적으로 연관될 수 있습니다. 이러한 이유로 코로나 루프는 종종 발치에 태양 흑점이 있는 상태로 발견됩니다.코로나 루프는 태양 표면의 활성 영역과 조용한 영역 모두에 존재합니다.Yohkoh Soft X-ray Telescope(SXT)는 0.25~4.0 keV 범위의 X선을 관측하여 0.5~2초의 시간 분해능으로 2.5초까지 태양 특성을 분해했다.SXT는 2-4 MK 온도 범위의 플라즈마에 민감하여 EUV [17]파장에서 방사되는 TRACE 코로나 루프에서 수집된 데이터와 비교하기에 이상적인 관측 플랫폼이었다.

CORONAS-F에 기록된 연성 X선(10–130nm)과 EUV(26–34nm)의 태양 플레어 방출 변화는 2001–2003년 CORONAS-F가 X선 방출보다 1-10분 [18]앞선 대부분의 플레어를 입증한다.

백색왜성

주요 기사:백색왜성

중질량 별의 핵이 수축할 때, 그것은 별의 외피를 팽창시키는 에너지의 방출을 일으킨다.이것은 별이 마침내 바깥 층을 날려버릴 때까지 계속된다.별의 중심은 온전하게 남아 있으며 백색왜성이 된다.백색왜성은 행성상성운으로 알려진 물체의 팽창하는 가스 껍질에 둘러싸여 있습니다.행성상성운은 적색거성에서 백색왜성으로의 중간질량별의 전환을 나타내는 것으로 보인다.엑스레이 사진은 빠른 항성풍에 의해 압축되고 가열된 수백만 도 가스 구름을 보여줍니다.결국 중심별은 백색왜성을 형성하기 위해 붕괴합니다.별이 백색왜성을 형성하기 위해 붕괴한 후 약 10억 년 동안, 그것은 표면 온도가 약 20,000 K인 "흰" 뜨겁습니다.

X선 방출은 뜨겁고 고립된 자성 백색왜성인 PG 1658+441에서 검출되었으며, 아인슈타인 IPC 관측에서 처음 검출된 후 Exosat 채널 승수 배열 [19]관측에서 확인되었습니다."이 DA 백색왜성의 광대역 스펙트럼은 28,000 [19]K에 가까운 온도에서 균일하고, 고중력, 순수 수소 대기에서 방출된 것으로 설명할 수 있습니다.PG 1658+441의 이러한 관측치는 백색왜성 [19]대기의 온도와 헬륨의 풍부함 사이의 상관관계를 뒷받침한다.

슈퍼 소프트 X선원(SSXS)은 0.09~2.5keV 범위의 소프트 X선을 방사한다.초연성 X선은 [20]쌍성 동반성에서 끌어낸 백색왜성의 표면에서 지속적인 핵융합을 통해 생성되는 것으로 알려져 있다.이를 위해서는 융접을 지속하기에 충분한 양의 재료 흐름이 필요합니다.

400일 주기로 [21]긴 저상태의 에피소드가 발생하는 SSXS V Sge의 활동을 분석하면 알 수 있듯이 실제 질량 전달 변화는 SSXS RX J0513.9-6951과 유사한 V Sge에서 발생할 수 있습니다.

RX J0648.0-4418은 게 성운의 X선 펄스레이터입니다.HD 49798은 RX J0648.0-4418과 쌍성계를 이루는 준왜성입니다.준왜성은 광학 및 UV 대역에서 밝은 물체입니다.이 시스템의 공전 주기는 정확하게 알려져 있다.최근 XMM-뉴턴 관측은 X선 선원의 예상 일식과 일치하여 X선 선원의 질량을 정확하게 결정할 수 있게 하여 X선 선원을 희귀 초질량 백색왜성으로 [22]규정했다.

갈색왜성

주요 기사: 갈색 왜성

이론에 따르면 질량이 태양 질량의 약 8% 미만인 물체는 [23]중심핵에서 상당한 핵융합을 지속할 수 없다.이것은 적색왜성과 갈색왜성의 경계선을 나타냅니다.행성과 갈색왜성의 구분선은 질량이 태양 질량의 약 1% 또는 목성 질량의 10배 미만인 물체에서 발생합니다.이 물체들은 중수소를 융합할 수 없다.

플레어 전 및 플레어 중 LP 944-20의 찬드라 이미지.

LP 944-20

강력한 중심 핵에너지가 없는 갈색왜성의 내부는 빠르게 끓는 대류 상태에 있다.대부분의 갈색왜성이 보이는 빠른 회전과 결합하면, 대류는 표면 근처에서 강하고 얽힌 자기장을 발달시킬 수 있는 조건을 마련합니다.찬드라가 LP 944-20에서 관측한 플레어는 갈색왜성의 표면 아래에 있는 난류 자화 뜨거운 물질에서 비롯되었을 수 있습니다.지표면 아래 플레어는 대기에 열을 전달하여 전류가 흐르게 하고 번개처럼 X선 플레어를 발생시킬 수 있습니다.비발광 기간 동안 LP 944-20에서 나오는 X선이 없는 것도 중요한 결과이다.이는 갈색왜성이 만들어내는 정상 X선 출력에 대한 관측 한계치를 가장 낮게 설정하고, 갈색왜성의 표면 온도가 약 2500°C 이하로 냉각되어 전기적으로 중성화됨에 따라 코로나가 더 이상 존재하지 않음을 보여준다.

Chandra observation of TWA 5B.

TWA 5B

NASA의 찬드라 X선 관측소를 이용하여 과학자들은 다중성계의 [24]낮은 질량의 갈색 왜성에서 나오는 X선을 발견했다.모항성(태양과 비슷한 별 TWA 5A)에 이렇게 가까운 갈색왜성이 X선으로 [24]분해된 것은 이번이 처음이다."[24]우리의 찬드라 데이터는 X선이 섭씨 300만 도에 달하는 갈색왜성의 코로나 플라즈마에서 나온다는 것을 보여줍니다,"라고 도쿄에 있는 중앙 대학의 요코 츠보이는 말했습니다."이 갈색 왜성은 엑스레이로 봤을 때 오늘날의 태양만큼 밝지만, 태양보다 질량이 50배 작습니다," 라고 츠보이가 [24]말했습니다."따라서 이 관찰은 거대한 행성들조차도 젊었을 때 스스로 X선을 방출할 가능성을 제기합니다!"[24]

X선 반사

2003년 4월 14일 토성의 찬드라 X선(왼쪽)과 허블 광학(오른쪽) 이미지.관찰 기간: 2003년 4월 14일 ~ 15일 20시간.색상 코드: 빨간색(0.4~0.6keV), 녹색(0.6~0.8keV), 파란색(0.8~1.0keV)
목성은 극지방에서 오로라와 관련된 강렬한 X선 방출을 보여줍니다(왼쪽의 찬드라 천문대 X선 이미지).첨부된 도식은 목성의 비정상적으로 빈번하고 화려한 오로라 활동이 어떻게 만들어지는지를 보여준다.목성의 강하고 빠르게 회전하는 자기장은 행성 주변의 공간에 강한 전기장을 발생시킨다.목성의 자기장에 갇힌 하전 입자(흰 점)는 극지방 위 대기로 계속 가속되고 있기 때문에 오로라는 거의 항상 목성에서 활동합니다.관찰기간: 17시간, 2003년 2월 24~26일.

목성의 극지방의 오로라를 설명하기 위해서는 약 1000만 볼트의 전위와 가장 강력한 번개보다 100배 더 큰 1000만 암페어의 전류가 필요합니다.

지구에서, 오로라는 지구 자기장을 교란시키는 에너지 입자의 태양 폭풍에 의해 유발된다.그림에서 볼 수 있듯이, 태양으로부터의 입자의 돌풍은 또한 목성의 자기장을 왜곡시키고, 때때로 오로라를 생성한다.

토성의 X-선 스펙트럼은 토성의 X-선이 토성의 대기에 의해 반사되기 때문이라는 것을 나타내는 태양 X-선과 유사하다.광학 화상이 훨씬 밝아져, X선에서는 검출되지 않았던 아름다운 링 구조를 나타내고 있습니다.

X선 형광

태양 이외의 태양계 물체에서 발생하는 X선 중 일부는 형광에 의해 생성된다.산란된 태양 X선은 추가적인 구성 요소를 제공합니다.

달의 ROSAT(Röntgensatellite) 영상에서 픽셀 밝기는 X선 강도에 해당합니다.밝은 달 반구는 태양에서 나오는 X선을 다시 방출하기 때문에 X선으로 빛난다.배경 하늘은 부분적으로 ROSAT 사진에서는 확인되지 않은 멀고 강력한 무수한 활동 은하들 때문에 X선 빛을 냅니다.달의 원반의 어두운 면은 깊은 우주에서 나오는 이 X선 배경 방사선을 가립니다.몇 개의 엑스레이는 그늘진 달 반구에서만 나오는 것처럼 보인다.대신에, 그것들은 지구의 지오코로나 또는 궤도를 도는 X선 관측소를 둘러싸고 있는 확장된 대기에서 유래한다.측정된 달 X선 밝기는 1.2 × 105 W로 달은 알려진 가장 약한 비지상 X선 선원 중 하나이다.

혜성 검출

루린 혜성은 스위프트가 2009년 1월 28일 천칭자리를 촬영했을 때 천칭자리를 지나고 있었다.이 이미지는 Swift의 자외선/광학 망원경(파란색 및 녹색)과 X선 망원경(빨간색)에서 획득한 데이터를 병합합니다.관측 당시 이 혜성은 지구에서 9950만 마일, 태양에서 11530만 마일 떨어져 있었다.

나사의 신속한 감마선 폭발 임무 위성은 루린 혜성이 지구의 63 Gm에 가까워지는 것을 감시하고 있었다.천문학자들은 처음으로 혜성의 자외선과 X선 영상을 동시에 볼 수 있다."태양에서 빠르게 움직이는 입자의 흐름인 태양풍은 혜성의 더 넓은 [25]원자 구름과 상호작용합니다.이것은 태양풍이 엑스레이로 빛나게 하고, 그것이 스위프트의 XRT가 보는 것입니다,"라고 고다드 우주 비행 센터의 스테판 임믈러는 말했다.전하 교환이라고 불리는 이 상호작용은 대부분의 혜성이 태양으로부터 지구 거리의 약 3배 이내를 통과할 때 X선을 발생시킨다.루린은 매우 활동적이기 때문에 원자 구름이 특히 밀도가 높다.그 결과,[26] X선 방출 영역은 혜성의 먼 태양 쪽으로 뻗어 있습니다.

천체 X선 소스

천구는 88개의 별자리로 나뉘어져 있다.IAU 별자리는 하늘의 영역입니다.이들 각각에는 주목할 만한 X선 소스가 포함되어 있습니다.그 중 일부는 은하나 은하 중심에 있는 블랙홀입니다.몇몇은 맥동이다.천문학적인 X선 원천과 마찬가지로, 겉으로 보이는 원천에 의한 X선의 발생을 이해하려고 노력하는 것은 태양, 우주 전체, 그리고 그것들이 지구상에서 우리에게 어떤 영향을 미치는지 이해하는 데 도움이 됩니다.

안드로메다

안드로메다 은하 – 고에너지 X선과 자외선 (2016년 1월 5일 출시).
천문학자들은 궤도를 도는 찬드라 X선 망원경을 사용하여 쌍둥이 가까운 섬 우주의 중심을 촬영하여 기이한 물체에 대한 증거를 찾아냈습니다.은하수처럼 안드로메다 은하 중심은 태양 질량이 100만 이상인 블랙홀의 X선원을 가지고 있는 것으로 보입니다.위에서 본 것처럼, 거짓 색상의 X선 사진은 안드로메다 중심 영역 내에 노란색 점으로 보이는 X선 쌍성일 가능성이 있는 많은 X선원을 보여줍니다.은하 중심에 위치한 푸른색 소스는 거대 블랙홀로 추정되는 위치와 일치합니다.물질이 블랙홀에 떨어져 뜨거워지면서 X선이 생성되는 반면, X선 자료에 따르면 안드로메다의 중심 선원은 매우 차갑습니다 – 안드로메다의 X선 쌍성이 나타내는 수천만 도에 비해 불과 약 백만 도 정도밖에 되지 않습니다.

ESA의 XMM-뉴턴 궤도 관측소에서 관측한 결과를 사용하여 안드로메다 은하에서 여러 개의 X선 소스가 발견되었습니다.

부테

목동자리의 강한 X선 방출 은하단인 3C 295의 찬드라 이미지.클러스터는 가스로 가득 차 있습니다.이미지의 지름은 42 아크초입니다.RAh 14 11m 20Decs - 52° 12' 21인치관측일 : 1999년 8월 30일기기: ACIS.개요: Cl 1409+524

목동자리 3C 295(Cl 1409+524)는 X선 망원경으로 관측된 가장 먼 은하단 중 하나입니다.이 성단은 X선으로 강하게 방출되는 50 MK 가스의 거대한 구름으로 가득 차 있다.찬드라는 중심은하가 강하고 복잡한 X선의 원천이라고 관찰했다.

카멜로파르다리스

카멜로파두스의 은하단 MS 0735.6+7421에 퍼져 있는 뜨거운 X선 방출 가스의 찬드라 이미지.각각 지름 60만 리르의 거대한 두 개의 공동이 성단 중심에 있는 큰 은하의 반대편에 나타납니다.이러한 공동은 전파를 방출하는 초고에너지 전자로 이루어진 양면 가늘고 자화된 기포로 채워져 있습니다.이미지는 측면당 4.2 아크민입니다.RA 07hm 41 50.20s Dec +74° 14' 51.00" 카멜로파두스관찰일: 2003년 11월 30일.

뜨거운 X선 방출 가스가 카멜로파두스의 은하단 MS 0735.6+7421에 퍼져 있습니다.각각 지름 60만 리르의 거대한 두 개의 공동이 성단 중심에 있는 큰 은하의 반대편에 나타납니다.이러한 공동은 전파를 방출하는 초고에너지 전자로 이루어진 양면 가늘고 자화된 기포로 채워져 있습니다.

케네스 베나티

주요 기사: NGC 4151
NGC 4151의 근적외선 이미지.

중간 나선형 세이퍼트 은하인 X선 랜드마크 NGC 4151은 [27]중심부에 거대한 블랙홀을 가지고 있습니다.

큰개자리

주요 기사:시리우스

Sirius A와 B의 Chandra X선 이미지는 Sirius B가 Sirius [28]A보다 더 밝다는 것을 보여줍니다.반면 시야 범위에서는 시리우스 A가 더 밝습니다.

카시오페이아속

카시오페이아 A: 3개의 소스에서 데이터를 합성한 가짜 컬러 이미지.빨간색은 스피처 우주 망원경의 적외선 데이터, 주황색은 허블 우주 망원경의 가시 데이터, 파란색과 녹색은 찬드라 X선 관측소의 데이터입니다.

카시오페아 A SNR에 관해서는, 약 300년 전에 항성 폭발로 인한 최초의 빛이 지구에 도달했다고 믿어지고 있지만, 아마도 지구에 도달하기 전에 광파장 방사선을 흡수하는 성간 먼지 때문인 것으로 보이는 초신성에 대한 어떠한 목격에 대한 역사적 기록은 없다.1680년[29] 8월 16일 존 플램스티드에 의해 6등급 별 3 카시오페이아로 편집되었다.)가능한 설명은 이 근원별이 비정상적으로 질량이 크고 이전에 외부 층의 대부분을 방출했다는 생각에 기울어져 있다.이 바깥쪽 층들은 별을 가리고 안쪽 별이 붕괴하면서 방출된 많은 빛을 재흡수했을 것이다.

CTA 1은 카시오페이아의 또 다른 SNR X선원이다.CTA 1 초신성 잔해(4U 0000+72)의 펄서는 X선 대역(1970-1977)에서 최초로 방사선을 방출했다.이상하게도 이후(2008)에 관찰되었을 때 X선 방사선이 검출되지 않았다.대신에, 페르미 감마선 우주 망원경은 펄서가 감마선 방사선을 방출하고 있는 것을 감지했는데, 이는 이러한 종류의 [30]최초의 것이었다.

카리나

주요 기사:용골자리 에타
별난 별로 분류되는 용골자리 에타는 찬드라에서 본 이 이미지에서 볼 수 있듯이 그 중심에 슈퍼스타가 있다.새로운 X-ray 관찰은 세 개의 뚜렷한 구조를 보여준다: 직경 약 2광년인 말발굽 모양의 외부 고리, 직경 약 3광개월의 뜨거운 내부 코어, 그리고 이 쇼를 이끄는 슈퍼스타를 포함할 수 있는 직경 1광개월 미만의 뜨거운 중심 소스.외부 고리는 1,000년 전에 발생한 또 다른 큰 폭발의 증거를 제공합니다.

Eta Carinae 주변의 세 개의 구조물은 슈퍼스타로부터 초음속으로 돌진하는 물질에 의해 생성된 충격파를 나타내는 것으로 생각된다.충격 가열 가스의 온도는 중앙 지역에서 60 MK에서 말발굽 모양의 외부 구조에서 3 MK까지 다양합니다."찬드라 이미지에는 별이 어떻게 그렇게 뜨겁고 강렬한 엑스레이를 만들 수 있는지에 대한 기존의 아이디어에 대한 몇 가지 퍼즐이 포함되어 있습니다,"라고 교수는 말합니다.미네소타 [31]대학의 크리스 데이비슨입니다.

고래자리

약 25,000광년 떨어진 NGC 1128의 중심 부근에서 병합을 향해 나선형으로 돌고 있는 두 개의 초대질량 블랙홀.

Abell 400은 은하단(NGC 1128)으로, 두 개의 초거대 블랙홀 3C 75가 병합을 향해 소용돌이치고 있습니다.

카멜레온

카멜레온 복합체는 카멜레온 I, 카멜레온 II 및 카멜레온 III 먹구름을 포함하는 큰 별 형성 영역(SFR)입니다.그것은 별자리의 거의 모든 부분을 차지하고 있으며 아푸스, 무스카, 카리나에 겹친다.X선 선원의 평균 밀도는 평방도당 [32]약 1개의 선원이다.

카멜레온 1세 먹구름

이것은 Chamaeleon I 먹구름의 500 eV와 1.1 keV 사이의 X선에서 ROSAT 거짓 색상 이미지를 보여줍니다.등고선은 IRAS 위성이 측정한 먼지에서 100μm 방출된 것입니다.

카멜레온 I(Cha I) 구름은 코로나 구름으로 160pc까지 [33]가장 가까운 활동 중인 별 형성 영역 중 하나입니다.이는 다른 별 형성 구름과 상대적으로 떨어져 있기 때문에 오래된 주계열성(PMS) 별들이 [33]장으로 표류했을 가능성은 낮다.별의 총 개체수는 200~[33]300개이다.Cha I 구름은 북쪽 구름 또는 지역과 남쪽 구름 또는 주 구름으로 더 나뉩니다.

카멜레온 II 먹구름

카멜레온 II 먹구름에는 약 40개의 [34]X선 소스가 포함되어 있다.1993년 [34]9월 10일부터 17일까지 Chamaeleon II에서 관측을 실시했다.스펙트럼 타입 K1의 새로운 WTTS 후보인 소스 RXJ 1301.9-7706은 4U 1302-77에 [34]가장 가깝다.

카멜레온 III 먹구름

"카멜레온 III는 현재 별 형성 [35]활동이 없는 것으로 보인다." 카멜레온 III 먹구름에 위치한 ASCA가 관측한 HD 104237(분광형 A4e)은 하늘에서 [36]가장 밝은 허빅 Ae/Be 별이다.

코로나보렐리스

주요 기사: Abell 2142
Abell 2142 은하단의 찬드라 X선 관측소 이미지.

은하단 아벨 2142는 X선을 방출하며 코로나 볼레스에 있습니다.그것은 우주에서 가장 무거운 물체 중 하나이다.

코르부스

주요 기사:안테나 은하

안테나 은하에 대한 찬드라 X선 분석에서 네온, 마그네슘, 실리콘의 풍부한 퇴적물이 발견되었습니다.이 원소들은 생명체가 살 수 있는 행성의 구성 요소를 구성하는 요소들 중 하나이다.이미징된 구름에는 마그네슘과 실리콘이 각각 태양의 16배와 24배로 포함되어 있습니다.

크레이터

찬드라 X선 이미지는 지구에서 약 100억 광년 떨어진 X선과 가시광선의 고휘도 소스인 퀘이사 PKS 1127-145입니다.거대한 X선 제트가 퀘이사로부터 적어도 백만 광년 이상 뻗어 있다.이미지는 한 변에서 60아크초입니다.RA 11h 30m 7.10s 12월 -14° 49' 27" 크레이터.관측일 : 2000년 5월 28일기기: ACIS.

PKS 1127-145에서 나오는 X선에 나타나는 제트는 고에너지 전자 빔과 극초단파 광자의 충돌 때문일 가능성이 높다.

드라코

참고 항목: 3C 390.3

Draco 성운(연 X선 그림자)은 윤곽선으로 윤곽이 드러나고 Draco 별자리의 일부인 ROSAT에 의해 이미지에서 파란색으로 검게 나타납니다.

Abell 2256은 500개 이상의 은하로 이루어진 은하단이다.이 ROSAT 영상의 이중 구조는 두 클러스터의 병합을 나타냅니다.

에리다누스

주요 기사: 에리다누스 X-rays
이 ROSAT PSPC 거짓 색상은 에리다누스와 오리온을 가로지르는 근처 항성풍 슈퍼버블(오리온-에리다누스 거품)의 일부입니다.부드러운 X선은 슈퍼버블 내부의 뜨거운 가스(T ~ 2~3 MK)에 의해 방출됩니다.이 밝은 물체는 가스와 먼지의 필라멘트의 "그림자"의 배경을 형성합니다.필라멘트는 IRAS에 의해 측정된 약 30K의 온도에서 먼지로 인한 100마이크로미터 방출을 나타내는 중첩 등고선으로 나타난다.여기서 필라멘트는 100~300eV 사이의 부드러운 X선을 흡수하여 뜨거운 가스가 필라멘트 뒤에 있음을 나타냅니다.이 필라멘트는 뜨거운 기포를 둘러싸고 있는 중성 가스 껍데기의 일부일 수 있습니다.오리온자리 OB1 성협의 뜨거운 별에서 나오는 자외선과 항성풍에 의해 내부가 활기를 띠고 있습니다.이 별들은 스펙트럼의 광학(Hα)과 X선 부분에서 관측되는 약 1200 리스의 초거품에 에너지를 공급한다.

오리온자리와 에리다누스자리의 내부에는 오리온-에리다누스 슈퍼버블, 에리다누스 소프트 X선 증강 또는 단순히 에리다누스 버블이라고 알려진 부드러운 X선 "핫 스폿"이 있으며, 이는 필라멘트를 방출하는 25° 영역입니다.

히드라

이 찬드라 X선 이미지는 히드라 A 은하단 전체에 걸쳐 퍼져 있는 뜨거운 가스 구름을 보여줍니다.화상의 폭은 2.7 arcmin.RA 09hm 18 06Decs -12° 05' 45인치(히드라).관측일 : 1999년 10월 30일기기: ACIS.

뜨거운 가스 구름이 히드라 A 은하단 전체에 걸쳐 있습니다.

레오 마이너

작은사자리의 병합 초기 단계에 있는 두 은하(Arp 270)의 찬드라 이미지.이미지에서 빨간색은 저, 녹색 중간 및 파란색 고에너지(온도) X선을 나타냅니다.이미지는 한 변에 4아크민입니다.RA 10h 49m 52.5s 12월 +32° 59' 6인치관측일: 2001년 4월 28일.기기: ACIS.

Arp260은 RA 10h 49m 52.5s Dec +32° 59º 6µ에 있는 Leo Minor의 X선 선원이다.

오리온자리

오른쪽은 오리온자리의 시각 이미지입니다.왼쪽은 엑스레이에서만 볼 수 있는 오리온자리입니다.베텔게우스는 오른쪽에 있는 오리온 띠의 세 별 위에서 쉽게 볼 수 있습니다.X선 색상은 각 별에서 방출되는 X선 온도를 나타냅니다. 뜨거운 별은 파란색-흰색이고 차가운 별은 노란색-빨강입니다.광학 이미지에서 가장 밝은 물체는 보름달이며 X선 이미지에도 있습니다.X선 이미지는 실제로 1990-1991년 전천 조사 단계에서 ROSAT 위성에 의해 획득되었다.

인접한 이미지에는 오리온자리가 있습니다.영상의 오른쪽에는 별자리의 시각적 이미지가 있습니다.왼쪽은 엑스레이에서만 볼 수 있는 오리온자리입니다.베텔게우스는 오른쪽에 있는 오리온 띠의 세 별 위에서 쉽게 볼 수 있습니다.시각적 이미지에서 가장 밝은 물체는 보름달이며, X선 이미지에도 있습니다.X선 색상은 각 별에서 방출되는 X선 온도를 나타냅니다. 뜨거운 별은 파란색-흰색이고 차가운 별은 노란색-빨강입니다.

페가수스

약 130년 전에 발견되었고 지구에서 약 2억 8천만 광년 떨어진 곳에 위치한 작은 은하 집단인 스테판의 5중주 은하는 나선은하가 지배하는 X선 희미한 시스템에서 타원 은하와 밝은 X선 에미스가 지배하는 더 발전된 시스템으로 진화하는 과정에서 은하군을 관찰할 수 있는 드문 기회를 제공한다.이러한 진화를 일으키는 충돌의 극적인 효과를 목격할 수 있는 것은 은하 집단에서 뜨거운 X선 밝은 기체의 기원에 대한 우리의 이해를 증가시키는데 중요합니다.

Stephan의 5중주단은 폭력적 충돌 때문에 관심이 많다.Stephan's Quintet에 있는 5개의 은하 중 4개는 물리적 연관성을 형성하고 은하들이 합쳐지면서 끝날 가능성이 가장 큰 우주 춤에 관여합니다.NGC 7318B가 은하단 내 가스와 충돌하면서 은하수보다 더 큰 충격파가 은하계 사이의 매질 전체에 퍼져 일부 가스의 온도가 수백만 도로 가열되어 NASA 찬드라 X선 관측소에서 탐지할 수 있는 X선을 방출합니다.NGC 7319에는 2형 세이퍼트 핵이 있습니다.

페르세우스

주요 기사:페르세우스 성단
페르세우스 은하단의 중앙 영역에 대한 찬드라 관측.이미지의 지름은 284 아크초입니다.RA 03h 19m 47.60Decs +41°30' 37.00" (페르세우스자리).관측일 : 2002년 8월 8일부터 2004년 10월 20일까지 13개 포인트.색상 코드:에너지(빨간색 0.3–1.2 keV, 녹색 1.2-2 keV, 파란색 2–7 keV).기기: ACIS.

페르세우스 은하단은 우주에서 가장 무거운 물체 중 하나이며, 수백만 도 가스의 거대한 구름에 잠긴 수천 개의 은하를 포함하고 있습니다.

픽토르

이 찬드라 은하 픽토르 A의 X선 이미지는 은하 중심(왼쪽)에서 뿜어져 나오는 화려한 제트를 보여주며 36만 리어를 가로질러 눈부신 핫스팟을 향해 뻗어 있습니다.이미지의 가로 길이는 4.2 arcmin입니다.RA 05h 19m 49.70s 12월 -45°46' 45인치(픽토르).기기: ACIS.

픽토르 A는 자화된 가스를 매우 빠른 속도로 방출하는 블랙홀이 중심에 있을 수 있는 은하이다.이미지 오른쪽의 밝은 점은 제트 헤드입니다.그것은 은하간 공간의 희박한 가스 속으로 파고들면서 X선을 방출한다.Pictor A는 H0517-456 및 3U 0510-44로 [37]지정된 X선 소스입니다.

퍼피스

주요 기사:퍼피스 A
찬드라 3색 이미지(내부)는 초신성 잔해인 Puppis A(파란색 ROSAT에서 본 광각도)의 영역입니다.초신성 폭발로 생성된 충격파에 의해 구름이 산산조각 나는 것을 보여줍니다.ROSAT 이미지의 지름은 88 arcmin, Chandra 이미지의 지름은 8 arcmin입니다.RAh 08m 23 08.16s Dec - 42° 41' 41.40 인치 (퍼피스).관찰일: 2005년 9월 4일.색상 코드:에너지(빨간색 0.4–0.7 keV, 녹색 0.7–1.2 keV, 파란색 1.2–10 keV).기기: ACIS.

꼭두각시 A는 지름 약 10광년의 초신성 잔해이다.그 초신성은 약 3700년 전에 발생했다.

궁수자리

궁수자리 A(또는 Sgr A)는 우리 은하 중심에 있는 복합체입니다.이것은 SNR 궁수자리 A 동쪽, 나선 구조 궁수자리 A 서쪽, 그리고 나선형의 중심에 있는 매우 밝고 콤팩트한 전파원, 궁수자리 A* 등 세 개의 겹치는 구성 요소로 구성되어 있습니다.

은하 중심은 궁수자리 A*에 해당하는 1745–2900으로 전파원 궁수자리 A(W24)에 매우 가깝습니다.은하 X선 선원의 [38]첫 번째 카탈로그에서는 (1) 1744–2312와 (2) 1755–2912의 두 개의 Sgr X-1이 제안되며, (2)는 불확실한 식별이다.소스(1)는 S11에 [39]대응하고 있는 것 같습니다.

조각가

주요 기사: 카트휠 갤럭시
이 이미지는 찬드라 X선 관측소(보라색), 은하 진화 탐색기 위성(자외선/파란색), 허블 우주 망원경(가시/녹색), 스피처 우주 망원경(적외선/빨간색) 등 4개의 다른 관측소에서 얻은 데이터를 결합한 것입니다.이미지의 지름은 160아크초입니다.RAh 0 37m 41.10Decs -33°42' 58.80인치(조각가).색상 코드:자외선(파란색), 광학(녹색), X선(보라색), 적외선(빨간색).

수레바퀴 은하의 특이한 모양은 이미지의 왼쪽 아래에 있는 은하와 같은 작은 은하와의 충돌 때문일 수 있습니다.가장 최근의 별 폭발(압축파로 인한 별 형성)은 은하수보다 지름이 큰 수레바퀴 테두리를 밝게 비추었습니다.은하의 테두리에는 특이하게 많은 수의 블랙홀이 있습니다.

서펜스

다음 항목도 참조하십시오.서펜스
Serpens X-1의 중성자별 주위를 도는 부착 원반의 안쪽 가장자리에서 과열된 철 원자의 XMM-Newton 스펙트럼.이 선은 보통 대칭적인 피크이지만 상대론적 효과로 인한 왜곡의 전형적인 특징을 보인다.철이 풍부한 가스의 매우 빠른 움직임은 라인을 펼치게 합니다.중성자별의 강력한 중력 때문에 전체 선이 더 긴 파장(왼쪽, 빨간색)으로 바뀌었습니다.아인슈타인의 특수 상대성이론은 지구를 향해 뿜어져 나오는 고속의 광원이 지구에서 멀어지는 같은 광원보다 더 밝게 보일 것이라고 예측하기 때문에 이 선은 더 짧은 파장(오른쪽, 파란색)을 향해 더 밝다.

2007년 8월 27일 현재, 비대칭 철선 확대에 관한 발견과 상대성 이론의 의미는 매우 흥미로운 주제이다.비대칭 철선 확대에 대해 미시간 대학의 에드워드 캐킷은 "우리는 중성자별 표면 바로 바깥에서 가스가 휘몰아치는 것을 보고 있다"며 "그리고 원반의 안쪽 부분이 중성자별 표면보다 더 가까이 궤도를 돌 수 없기 때문에, 이러한 측정은 우리에게 중성자별의 최대 크기를 알려준다"고 말했다.n별의 직경.중성자별의 지름은 18~20.5마일 이하여야 하며, 결과는 다른 유형의 [40]측정과 일치합니다."

"우리는 많은 블랙홀에서 이러한 비대칭 선들을 봐왔지만, 중성자별이 그것들도 만들어 낼 수 있다는 것은 이번이 처음 확인입니다.이것은 중성자별이 물질을 축적하는 방식이 블랙홀과 크게 다르지 않다는 것을 보여주며, 아인슈타인의 이론을 조사할 새로운 도구를 우리에게 제공한다고 NASA 고다드 우주 비행 [40]센터의 토드 스트로메이어는 말한다.

메릴랜드주 그린벨트에 있는 나사의 고다드 우주 비행 센터와 메릴랜드 대학의 수디프 바타차리야도 "이것은 기초 물리학입니다."라고 말한다.중성자별의 중심에는 쿼크 물질과 같은 이국적인 종류의 입자나 물질 상태가 있을 수 있지만 연구실에서 그것들을 만드는 것은 불가능합니다.중성자별을 [40]이해하는 방법밖에 없다.

XMM-뉴턴을 이용하여, 바타차리야와 스트로메이어는 중성자별과 동반성이 있는 세르펜스 X-1을 관찰했다.미시간 대학의 캐켓과 존 밀러는 바타차리야와 스트로메이어와 함께 스자쿠의 뛰어난 스펙트럼 능력을 이용해 세르펜스 X-1을 조사했다.스자쿠 데이터는 세르펜스 X-1의 [40]철선에 관한 XMM-뉴턴 결과를 확인했습니다.

큰곰자리

록맨 홀의 X선 소스 찬드라 모자이크.색상 코드:에너지(빨간색 0.4~2keV, 녹색 2~8keV, 파란색 4~8keV).이미지는 1면당 약 50아크민입니다.
허블/스피처/찬드라 M 82의 합성 이미지.

M82 X-1은 큰곰자리의 09h 55m 50.01s +69° 40º 46.0º이다.2006년 1월에 로시 X선 타이밍 탐색기에 의해 검출되었습니다.

RAh 10 34m 00.00 Dec +57° 40' 00.00"에 있는 큰곰자리의 시야는 은하수 내에서 중성 수소 가스의 흡수가 거의 없는 시야이다.그것은 록맨 홀이라고 알려져 있다.다른 은하에서 나오는 수백 개의 X선 소스, 그 중 일부는 초대질량 블랙홀을 이 창문을 통해 볼 수 있습니다.

이국적인 X선원

마이크로쿼사르

마이크로쿼사는 X선 바이너리를 방출하는 무선인 퀘이사의 작은 사촌이며, 종종 분해 가능한 무선 제트 쌍이 있습니다.SS 433은 관측된 가장 특이한 항성계 중 하나입니다.주성은 블랙홀 또는 중성자별이고, 주성은 후기 A형 별이다.SS 433은 SNR W50 내에 있습니다.2차에서 1차로 이동하는 제트 내 물질은 광속의 26%로 작동합니다.SS 433의 스펙트럼은 도플러 이동과 상대성 이론의 영향을 받습니다: 도플러 이동의 효과를 빼면, 약 12,000 kps의 속도에 해당하는 잔류 적색 이동이 있습니다.이것은 지구로부터 떨어져 있는 시스템의 실제 속도를 나타내는 것이 아니라, 움직이는 시계가 정지해 있는 관찰자들에게 더 느리게 똑딱거리는 것처럼 보이게 하는 시간 연장 때문이다.이 경우 제트에서 상대론적으로 움직이는 들뜬 원자들은 더 느리게 진동하는 것으로 보이며 따라서 그들의 방사선은 빨간색으로 [41]변화한 것으로 보인다.

X선 바이너리가 되다

다음 항목도 참조하십시오.X선 바이너리가 되다

그것은 또한 감마선원, CG135+01 LSI+61°303은 주기적인, radio-emitting 2진법.[42]LSI+61°303는 변동 전파원 정기,non-thermal 라디오 감정 26.5d는 마침표로 특징, 주위를 빠르게 회전 B0Ve 스타는 소형 개체입니다. 아마 중성자 별,,로 기괴한 궤도 운동에 기여했다.~26eff,000K의 T와 ~10ergs의38−1 [42]광도.광학 및 적외선 파장의 광도 측정 결과도 26.5d [42]변조를 보인다.Be X선 쌍성계 20여 개 중 1996년 현재 XPer와 LSI+61°303만이 훨씬 더 높은 광도와 (kT 1 10–20 keV) 대 (kT 1 1 keV)의 X선 폭발을 가지고 있다. 그러나 LSI+61°303은 더 강한 전파를 [42]방출함으로써 그 자체를 구별한다."LSI+61°303의 무선 특성은 SS 433, Cyg X-3 및 Cir [42]X-1과 같은 "표준" 고질량 X선 바이너리와 유사합니다."

초고속 X선 과도현상(SFXT)

매우 빠른 상승 시간(수십 분)과 몇 시간의 일반적인 지속 시간으로 특징지어지는 반복 X선 과도현상이 증가하고 있으며, 따라서 새로운 등급의 대규모 X선 쌍성이 정의된다.초거대 고속 X선 과도(SFXT).[43]XTE J1739–302가 그 중 하나입니다.1997년에 발견되었으며, 단 하루만 활동하며, X선 스펙트럼에 열 브레이스스트룽(온도 20 keV 이하)이 잘 들어맞아 발생한 펄사의 스펙트럼 특성과 유사하며, 처음에는 비정상적으로 짧은 [44]폭발을 가진 특이한 Be/X선 과도현상으로 분류되었다.2008년 4월 8일 [44]스위프트와 함께 새로운 폭발이 관측되었다.

메시에 87

광속에 가까운 속도로 M87에서 방출되는 5,000리 물질 제트.

찬드라가 관찰한 바에 따르면 메시에 87을 둘러싼 뜨거운 X선 방출 가스에 루프와 고리가 있는 것으로 나타났다.이러한 루프와 링은 물질이 초질량 블랙홀에서 분출되는 속도의 변화에 의해 생성된다.고리의 분포는 6백만 년마다 작은 폭발이 일어난다는 것을 암시한다.

큰 폭발로 인해 생긴 고리 중 하나는 블랙홀 주변의 지름 85,000광년의 충격파이다.관측된 다른 주목할 만한 특징으로는 최대 10만 광년 길이의 좁은 X선 방출 필라멘트와 7천만 년 전 대규모 폭발로 인한 뜨거운 가스의 큰 공동이 있다.

이 은하는 또한 다파장 복사, 특히 [45]전파의 강력한 원천인 주목할 만한 활동 은하핵(AGN)을 포함하고 있습니다.

마그네타

마그네타 SGR 1900+14는 스피처 우주 망원경으로 볼 수 있듯이 적외선으로 지름 7ly의 가스 고리를 보여주는 이미지의 정확한 중심에 있습니다.이 파장에서는 마그네타 자체는 보이지 않지만 X선 빛에서는 볼 수 있습니다.

마그네타는 매우 강력한 자기장을 가진 중성자별의 한 종류로, 이 자기장의 붕괴는 많은 양의 고에너지 전자 복사, 특히 X선과 감마선의 방출을 촉진한다.이 물체에 관한 이론은 1992년 로버트 던컨과 크리스토퍼 톰슨에 의해 제안되었지만, 최초의 감마선 폭발은 1979년 [46]3월 5일이었다.이 자기장은 인간이 만든 [47]자석보다 수십만 배 더 강하고 지구를 [48]둘러싼 자기장보다 4배 더 강력합니다.2003년 현재,[46] 그것들은 우주에서 발견된 것 중 가장 자성을 띤 물체이다.

1979년 3월 5일, 금성 대기에 탐사선을 떨어뜨린 후, 베네라 11호와 베네라 12호는 태양중심 궤도에 있던 오전 10시 51분에 감마선 방출에 의해 충돌했다.이 접촉은 코누스 탐침의 방사선 판독치를 초당 정상 100카운트에서 [46]불과 1밀리초 만에 초당 200,000카운트 이상으로 끌어올렸다.이 거대한 플레어는 수많은 우주선에 의해 감지되었으며, 이러한 감지와 함께 행성간 네트워크에 의해 대마젤란 [49]구름의 N-49 SNR 안에 있는 SGR 0526-66으로 국지화되었습니다.그리고 코누스는 1979년 3월에 또 다른 발생원을 발견했다. 즉, 물병자리에서 20,000광년 떨어진 곳에 위치한 SGR 1900+14는 1979년에 대폭발한 것을 제외하고는 오랫동안 낮은 배출량을 보였다.

맥동과 마그네타의 진화적 관계는 무엇입니까?천문학자들은 마그네타가 희귀한 종류의 맥동을 나타내는지 아니면 일부 또는 모든 맥동이 수명 주기 동안 마그네타 단계를 거치는지 알고 싶어합니다.나사의 로시 엑스레이 타이밍 탐색기(RXTE)는 가장 어린 것으로 알려진 펄싱 중성자별이 성질을 부렸다고 밝혔다.이 붕괴된 별은 때때로 강력한 X선을 방출하는데, 이것은 천문학자들이 중성자별의 수명주기를 재고하도록 강요하고 있다.

"우리는 한 종류의 중성자별이 문자 그대로 우리 눈앞에서 다른 것으로 변하는 것을 보고 있습니다.메릴랜드주 그린벨트에 있는 나사의 고다드 우주 비행 센터와 [50]볼티모어주 메릴랜드 대학의 포티스 가브릴은 "이는 서로 다른 종류의 맥동들 사이에 오랫동안 존재하지 않는 연결고리"라고 말한다.

찬드라 이미지는 정상 펄서인 젊은 중성자별 PSR J1846-0258이 맨 위에 있는 초신성 Kes 75를 보여준다.

PSR J1846-0258은 물병자리에 있습니다.빠른 회전(3.1초−1)과 펄서 같은 스펙트럼 때문에 일반 펄서로 분류되었다.RXTE는 2006년 5월 31일에 4회, 2006년 7월 27일에 1회 마그네타와 같은 X선 버스트를 포착했습니다.이 사건들 중 어떤 것도 0.14초 이상 지속되지 않았지만, 그것들은 모두 적어도 75,000개의 태양으로 완패했다."정기 펄서가 마그네타 폭발을 일으키는 것이 지금까지 관찰된 적이 없습니다."라고 Gavriil은 [50]말합니다.

캐나다 몬트리올 맥길 대학의 마조리 곤잘레스는 "젊고 빠르게 회전하는 맥박은 그렇게 강력한 폭발을 일으키기에 충분한 자기 에너지를 가지고 있는 것으로 생각되지 않았다"고 말하는데, 현재는 밴쿠버의 브리티시 컬럼비아 대학에 본부를 두고 있다."[50]여기 마그네타처럼 작동하는 정상적인 펄서가 있습니다."

이 Chandra 이미지는 2000년 10월(왼쪽)과 2006년 6월(오른쪽)의 Kes 75의 PSR J1846-0258을 나타내고 있습니다.펄서는 2006년 초 강력한 폭발을 일으킨 후 엑스레이로 밝아졌다.

NASA의 찬드라 X선 관측소에서 관측한 결과, 이 물체는 엑스레이로 밝아졌고, 펄서 폭발이 일어났으며, 스펙트럼이 마그네타처럼 변했음을 확인했습니다.PSR J1846의 회전 속도가 느려지고 있다는 것은 회전을 제동하는 강한 자기장을 가지고 있다는 것을 의미하기도 합니다.암시된 자기장은 지구의 자기장보다 수조 배 더 강하지만 일반적인 자기장보다 10배에서 100배 더 약합니다.맥길 대학의 빅토리아 카스피는 "PSR J1846의 실제 자기장은 측정된 양보다 훨씬 더 강할 수 있다"며 펄서로 분류되는 많은 어린 중성자별들이 실제로 위장된 마그네타일 수 있으며, 그들의 자기장의 진짜 세기는 그들이 활동할 때 수천 년 동안만 드러난다"고 지적한다.vity.[50]

X-선 암흑성

주요 기사: X-ray 다크 스타

태양 주기 동안, 태양의 X선 이미지 시퀀스에서 볼 수 있듯이, 태양은 거의 X선 변수인 X선 어둡다.반면 베텔게우스는 항상 [51]X선이 어두운 것처럼 보입니다.전체 항성 표면에서 나오는 X선 플럭스는 T=1 MK에서 30–7000ergs−1 s cm−2, 더 높은 온도에서 ~1erg−1 s cm−2 범위의 표면 플럭스 한계에 해당하며, 이는 조용한 태양 X선 표면 [51]플럭스보다 5배 낮은 수준이다.

적색 초거성 베텔게우스처럼 적색 [13]거성에 의해 X선이 거의 방출되지 않는다.X선 결핍의 원인은 다음과 같습니다.

눈에 띄는 밝은 적색 거성으로는 알데바란, 아크투루스, 십자자리 감마 등이 있습니다.거성이 주계열에서 적색 거성으로 교차할 때 H-R 도표에는 분명한 X선 "분할선"이 있습니다.Australia Tramuli Australis 알파(α Tramuli Australis / α Triamuli Australis)는 적색 [52]거성으로 진화하면서 "분열선"에 있는 하이브리드 별(양쪽의 일부)로 보입니다.α TrA는 여러 분할선 모델을 테스트하는 데 도움이 될 수 있다.

또한 스펙트럼 유형 A7-F0 주변에서 X선 방출이 다소 갑작스럽게 시작되며, 스펙트럼 등급 [13]F에 걸쳐 광도 범위가 확대된다.

소수의 순정 후기 A형 또는 초기 F형 코로나 방출기에서 약한 발전기 작동은 일반적으로 짧은 수명 동안 빠르게 회전하는 별을 상당히 제동할 수 없기 때문에 이러한 코로나들은 채층 및 전이 영역 플럭스에 비해 X선 방출의 심각한 결손이 두드러진다. 후자는 따를 수 있다.상당히 높은 [13]레벨의 중간 A형 별까지.이러한 대기가 실제로 음향적으로 가열되어 "확장"되고, 약하고, 차가운 코로나를 구동하는지 여부 또는 자기적으로 가열되는지 여부에 관계없이, X선 결손과 낮은 코로나 온도는 이러한 별들이 활동 중인 별을 냉각시킬 수 있는 어떠한 방법으로도 실질적이고 뜨거운 코로나를 유지할 수 없음을 분명하게 증명합니다.색권도 마찬가지입니다.[13]

X선 성간 매체

주요 기사:성간 매질

온도 10~10K의7 고온6 이온화 매체(HIM)가 X선을 방출하는 경우도 있습니다.초신성에 의해 생성된 젊은 별 성단(종종 거대하거나 초거대인 HII 영역)의 항성풍과 충격파는 주변에 엄청난 양의 에너지를 주입하여 극초음속 난류를 일으킵니다.X선 위성 망원경으로 별풍선이나 뜨거운 가스의 초거품과 같은 다양한 크기의 구조물을 관찰할 수 있다.태양은 현재 저밀도 국부 거품의 밀도가 더 높은 영역인 국부성간 구름을 통과하고 있습니다.

X선 배경 확산

이 ROSAT 이미지는 0.25keV 확산 X선 배경의 중심에 있는 은하 중심과 은하 좌표의 아이토프-해머 등면적 지도입니다.

하늘에 비치는 별개의 선원과 더불어 확산 X선 [1]배경에 대한 좋은 증거가 있다.태양으로부터의 X선 방출을 10년 이상 관찰하는 동안,[53] 등방성 X선 배경 플럭스의 존재에 대한 증거는 1956년에 확보되었다.이 백그라운드 플럭스는 광범위한 [1]에너지에서 상당히 일관되게 관찰됩니다.이러한 확산 X선 배경에 대한 스펙트럼의 초기 고에너지 끝은 레인저 3과 레인저 [1]5에 탑재된 계측기에 의해 확보되었다.X선 플럭스는 약 5 x−4 10 eV/[1]cm의3 총 에너지 밀도에 해당합니다.ROSAT 소프트 X선 확산 배경(SXRB) 영상은 은하 평면에서 극점까지의 일반적인 강도 증가를 보여줍니다.가장 낮은 에너지인 0.1 ~ 0.3 keV에서 관측된 거의 모든 연성 X선 배경(SXRB)은 최대 106 K 플라즈마에서 열 방출된다.

0.25 keV SXRB와 동일한 투영으로 은하 중성 수소의 기둥 밀도 지도.0.25 keV 확산 X선 배경과 여기에 표시된 중성 수소 열 밀도 사이의 일반적인 음의 상관관계에 주목하십시오.

연성 X선 배경과 중성 수소의 분포를 비교함으로써, 일반적으로 은하 원반 내에서 초연성 X선이 이 중성 수소에 흡수된다는 것에 동의하고 있다.

이 0.75keV 확산 X선 배경 지도는 SXRB 및 중성 수소와 동일한 투영으로 ROSAT 전천후 조사에 의한 것이다.이미지는 0.25keV X선 배경과 근본적으로 다른 구조를 보여줍니다.0.75 keV로, 하늘은 비교적 부드러운 은하계 밖의 배경과 소수의 밝고 확장된 은하계 물체에 의해 지배됩니다.

X-선 암흑 행성

주요 기사: X-ray 암흑 행성

X-선 관측은 행성들이 이동 중에 모항성의 코로나 일부를 가리기 때문에 행성을 탐지할 수 있는 가능성을 제공합니다."목성 같은 행성은 상당히 중요한 코로나 [13]영역을 일식할 수 있기 때문에 이러한 방법은 질량이 작은 별들에게 특히 유망합니다."

지구

이 합성 이미지는 1996년 3월에 지구 궤도를 도는 북극 위성으로 찍은 X선 사진을 포함하고 있습니다.가장 밝은 X선 방출 영역은 빨간색입니다.이러한 X선은 지구 대기의 낮은 부분에 흡수되기 때문에 위험하지 않다.
2004년의 이 이미지 샘플에서는 오로라 활동 중에 낮은 에너지(0.1 – 10 keV)의 밝은 X선 호가 생성된다.영상이 지구의 시뮬레이션된 이미지에 중첩됩니다.X선 호의 색 코드는 밝기를 나타내며 최대 밝기는 빨간색으로 표시됩니다.북극에서 검은 원까지의 거리는 3,340 km이다.관찰일 : 2003년 12월 16일~2004년 4월 13일 10포인트악기: HRC.

엑스레이로 지구의 첫 번째 사진을 찍은 것은 1996년 3월, 궤도를 선회하고 있는 극지 위성이었다.태양으로부터 에너지로 대전된 입자는 오로라를 일으키고 지구 자기권에 전자를 활성화시킨다.이 전자들은 지구의 자기장을 따라 움직이며 결국 지구의 전리층과 충돌하여 X선 방출을 생성한다.

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