Tähtitiede

Kuinka kauan kuumia röntgenlähteitä kestää?

Kuinka kauan kuumia röntgenlähteitä kestää?

Jotkut sumujen röntgenlähteet aiheuttavat kuumia materiaaleja miljoonissa asteissa, jotka muodostuivat supernoviin. Mikä on näiden tavaroiden jäähdytysnopeus? Kuinka kauan se pysyy näin kuumana?

Jos otettaisiin esimerkiksi aurinkokuntamme, aika sumujen muodostumisesta (supernovan aikaansaamana) siihen aikaan, kun se oli tarpeeksi viileä kiinteän planeetan muodostamiseksi, oli vain muutama miljoona vuotta. Se on hyvin nopeaa, esimerkiksi suhteessa maapallon ikään. Kuinka lyhytaikaiset nämä röntgenlähteet ovat? Odotan, että ne eivät kestä niin kauan kuin IR-lähteet.

Onko päästöjen koko elinkaarelle suuruusluokkaa? Kestääkö se miljoonia vuosia? Kymmeniä miljoonia? Kymmeniä tuhansia vuosia?

Kommentin mukaan se ei todellakaan jäähty, mutta diffundoituu tähtienväliseen väliaineeseen. Kuinka kauan kestää sen diffundoituminen, kunnes selkeää röntgenlähdettä ei ole?


Tämä ei ole vastaus, mutta kommentin lisääminen on liian pitkä.

Eri säteilyprosessien jäähdytysaikatauluille on kaavat. Ei voi nyt muistaa lukulähteitä.

Yksi asia sumuista. Joissakin niistä voi olla kompakteja esineitä, kuten pulsseja tai mustia aukkoja, jotka ruokkivat energiaa keskuksista. Tällöin sinun on otettava huomioon keskuslähteistä peräisin oleva energiankulutus ja säteilyjäähdytys.

Toinen asia röntgenemissioprosesseista. On termistä röntgensäteilyä (ts. Bremmstrahlung) ja muita kuin lämpöä (ts. Synkrotroni ja käänteinen Compton; IC). Jokainen prosessi hallitsee eri ympäristöissä. SN-sumujen suhteen ei-lämpöprosessit ovat hallitsevia, prosesseihin osallistuvat elektronit ovat relativistisia ja lämpöprosessi vaatii tiheää elektroniväliainetta (törmäykseen) lämpö tasapainon ylläpitämiseksi. IC hallitsee normaalisti sumujen varhaisessa iässä järjestelmän tiiviyden vuoksi, kun taas synkrotronin itsensä imeytyminen on voimakasta myös näissä ikäisissä. Vanhemmissa ikäluokissa synkrotroni hallitsee, kun taas IC voi olla vuorovaikutuksessa taustafotonien (ts. Kosmisen taustasäteilyn) kanssa ja johtaa myös röntgenkuva- / gammasätefotoniin.

Viimeinen infrapunasäteily. Koska infrapunasäteily johtuu pääosin lämpöprosesseista, kun taas röntgensäteet ovat ei-lämpöprosesseista, röntgensäteet kestävät yleensä kauemmin.


Röntgentähtitiede

Röntgentähtitiede on ala, joka on edistynyt merkittävästi 1960-luvun alun alusta lähtien. Taivaankappaleiden röntgenspektrien mittaamiseksi röntgenilmaisimet on sijoitettava ilmakehän yläpuolelle ilmapalloissa, raketeissa tai satelliiteissa. Tässä sovelluksessa käytettävien ilmaisimien on oltava erittäin kevyitä, tehokkaita, suurilla alueilla, toimintakykyisiä ympäristön lämpötilassa ja erittäin luotettavia pitkäaikaisiin tehtäviin. Vaikka ilmaisinta, joka täyttää kaikki nämä kriteerit, ei vieläkään ole saatavana, on selvää, että ympäristön lämpötilassa toimivalla ilmaisimella olisi suuri etu, jos se pystyisi tarjoamaan saman suorituskyvyn kuin jäähdytetty ilmaisin. Edut ovat pienennetyssä koossa ja pienemmässä painossa sekä mahdollisuudessa toimia paljon pidempään, koska kryogeenin ehtymiseen perustuvia ylläpitorajoituksia ei olisi. Elohopeajodididetektorien kehittäminen tätä sovellusta varten on tehty sekä näiden ilmaisimien testaus ilmapallolennoilla (Vallerga, Vanderspek ja Ricker, 1983 Ricker, Vallerga ja Wood, 1983). Elohopeajodidista valmistettujen ilmaisimien on myös osoitettu olevan erittäin luotettavia jopa neljän vuoden ajan, kun ne on kapseloitu paryleeni-C: seen ja asetettu korkeaan tyhjiöön, hallittuihin lämpötiloihin ja jatkuvaan esijännitteeseen. HgI2 ilmaisimet on myös suunniteltu käytettäväksi pyyhkäisyelektronimikroskoopissa ja hiukkasanalysaattorilaitteessa. Tätä instrumenttia käytettiin komeettapölyn morfologisen ja alkuaineanalyysin suorittamiseen lennon aikana, mutta sen soveltaminen voidaan helposti laajentaa planeetta- tai asteroidimaasolaitteeseen. Nämä ilmaisimet ovat saavuttaneet 198 eV: n (FWHM) energiaresoluution 5,9 keV Mn kα -linjalle (Hart et ai., 1981, Iwanczyk et ai., 1989 Bradley et ai.(1989, Iwanczyk, 1993). Materiaalien kemiallisen koostumuksen määrittäminen voidaan suorittaa myös alfa-hiukkaslaitteella, jossa analysoitava materiaali altistetaan alfaa lähettävälle radioaktiiviselle lähteelle ja taaksepäin sironneista alfa-partikkeleista, protoneista ja röntgensäteistä saadaan energiaspektrit. Tällaista instrumenttia, jossa käytetään elohopeajodidilla varautuneita hiukkasilmaisimia, on harkittu (Economou ja Iwanczyk, 1989). GaAs-ilmaisimilla on myös pitkä historia tähtitieteellisiin sovelluksiin tarkoitetuissa röntgen- ja gammasäteilijöissä, ja niitä on tutkittu uudelleen niiden mahdollisen sovelluksen suhteen tällä alalla sekä korkean energian fysiikassa ja hiukkasastrofysiikassa (Sumner et ai., 1991 ).

Tuikeantureita käytetään usein alfa- ja beeta-partikkeleiden, gammafotonien, neutronien, protonien ja jopa röntgensäteiden havaitsemiseen. Tuikeantureissa on käytettävä tietyntyyppistä fotodetektoria, yleensä valomonistinputkea, tuontitimateriaalin, kuten CsI (Tl) tai NaI (Tl) tuottamien valopulssien havaitsemiseksi. Elohopeajodidia on käytetty valokennona näissä sovelluksissa (Iwanczyk et ai., 1983 Markakis et ai., 1985), koska sen fotovaste-spektri pyrkii saavuttamaan huippunsa lähellä joidenkin tuikeaineiden aallonpituusalueita: 400 nm - 500 nm (Knoll, 1989). Yksi erityinen etu on, että elohopeajodidin erittäin korkea resistiivisyys takaa erittäin pienen pimeän virran myös yksinkertaisessa valojohtavassa tilassa. Tällä laitteella on sama kokoonpano kuin kuvassa 2, paitsi että käytetään läpinäkyviä elektrodeja. Tämäntyyppisen fotodetektorin käyttämisen lisäetuja on sen pieni koko PMT: hen verrattuna, mahdollisuus 100%: n hyötysuhteeseen optisten pulssien havaitsemisessa, ei tarvetta magneettisuojaukselle ja valmistuksen yksinkertaisuus. Haittana on, että HgI: n maksimikoko2 valokennojen koko on noin 4 × 4 cm. Annihilaatio-gammasäteiltä peräisin olevan valopeakin 19%: n energiaresoluutio saavutettiin CsI: llä (Tl) ja 24%: lla vismuttisaksanaatin (BGO) kiteellä (Iwanczyk). et ai., 1983). Äskettäin on saavutettu yli 6%: n energiaresoluutio 662 keV: n gammasäteille käyttämällä CsI (Tl) -tuiketta ja HgI: tä2 valokennot (Iwanczyk, yksityinen viestintä).

Korkean energian fysiikan tutkimuksissa on havaittava erilaisia ​​hiukkasia. Usein mielenkiinnon kohteena olevilla hiukkasilla on kuitenkin erittäin suuri energia ja ne voivat kulkeutua hyvin pienellä energiahäviöllä ohuen puolijohdetunnistimen läpi. Tämä voi tehdä niiden havaitsemisesta melko haastavan, erityisesti suurenergisten gammafotonien ja neutronien kohdalla. Tästä huolimatta on suoritettu tätä sovellusta silmällä pitäen suunnitellun GaAs-ilmaisimen alustavat testit beeta-hiukkasten, alfahiukkasten, gammafotonien ja hadronien (Bertin et ai., 1990 Buttar et ai., 1991). 4 K: ssa toimiva irtotavarana oleva GaAs-ionisaatiodetektori on myös tutkittu käytettäväksi alle 200 keV: n energioissa etsimään heikosti vuorovaikutuksessa olevia massiivisia hiukkasia (Spooner et ai., 1991). Tutkimusinstrumentointisovellukset kasvavat edelleen, kun puolijohdesäteilyn ilmaisimien suorituskyky paranee. Kyky tuottaa suuria puoli- ja kaksiulotteisia puolijohde-ilmaisimien ryhmiä ja valmistaa korkealaatuisia paksuja puolijohdepektrometrejä, joilla on suuri pysäytysvoima, laajentaa näiden laitteiden sovellettavuutta myös muihin kenttiin, kuten suurenergisten hiukkastunnistimien, röntgensädemikroskopioiden ja synkronitutkimus.


Sisällys

Ensimmäiset kuulostavat rakettilennot röntgentutkimusta varten suoritettiin White Sands -ohjusalueella Uudessa Meksikossa V-2-raketilla 28. tammikuuta 1949. nenäkartion osaan asetettiin ilmaisin ja raketti laukaistiin suborbitaalissa lento ilmakehän yläpuolelle.

Röntgensäteet auringosta havaittiin Yhdysvaltain merivoimien tutkimuslaboratorion kukkakokeella aluksella. [1] Aerobee 150 -raketti laukaistiin 12. kesäkuuta 1962 ja se havaitsi ensimmäiset röntgensäteet muista taivaanlähteistä (Scorpius X-1). [2]

Rakettilentojen suurin haittapuoli on niiden hyvin lyhyt kesto (vain muutama minuutti ilmakehän yläpuolelta ennen kuin raketti putoaa takaisin maahan) ja rajallinen näkökenttä. Yhdysvalloista käynnistetty raketti ei näe lähteitä eteläisellä taivaalla, Australiasta käynnistetty raketti ei näe lähteitä pohjoisella taivaalla.

X-ray Quantum Calorimeter (XQC) -projekti

Tähtitieteessä tähtienvälinen väliaine (tai ISM) on tähtien välistä tilaa läpäisevä kaasu ja kosminen pöly: galaksin tähtijärjestelmien välinen aine. Se täyttää tähtienvälisen tilan ja sulautuu sujuvasti ympäröivään galaksien väliseen väliaineeseen. Tähtienvälinen väliaine koostuu erittäin laimeasta (maanpäällisten standardien mukaan) ionien, atomien, molekyylien, suurempien pölyjyvien, kosmisten säteiden ja (galaktisten) magneettikenttien seoksesta. [3] Saman tilavuuden omaava energia sähkömagneettisen säteilyn muodossa on tähtienvälinen säteilykenttä.

Kiinnostavaa on kuuma ionisoitu väliaine (HIM), joka koostuu koronaalisen pilven poistumisesta tähtipinnoilta 106-67 K: n lämpötilassa, joka lähettää röntgensäteitä. ISM on turbulentti ja täynnä rakennetta kaikilla avaruusasteilla. Tähdet syntyvät syvällä suurten molekyylipilvikompleksien sisällä, tyypillisesti muutaman parsekin kokoisia. Elämänsä ja kuolemansa aikana tähdet ovat fyysisesti vuorovaikutuksessa ISM: n kanssa. Tähtien tuulet nuorten tähtijoukkojen (usein ympäröivien jättimäisiä tai jättimäisiä HII-alueita) ja supernoovien aiheuttamat iskuaallot ruiskuttavat valtavia määriä energiaa ympäristöönsä, mikä johtaa hyperääniseen turbulenssiin. Tuloksena olevat rakenteet ovat tähtien tuulikuplia ja kuuman kaasun superkuplia. Aurinko kulkee tällä hetkellä paikallisen tähtien välisen pilven läpi, joka on tiheämpi alue pienitiheyksisessä paikallisessa kuplassa.

Mittaamaan tähtienvälisestä väliaineesta tulevan diffuusion röntgensäteilyn spektrin energialähteellä 0,07 - 1 keV NASA käynnisti 1. toukokuuta 2008 Black Brant 9: n White Sands Missile Range -lta New Mexicosta. [4] Vastuullinen tutkija tehtävälle on tohtori Dan McCammon Wisconsinin yliopistosta.


NASA ryhtyi osoittamaan röntgensäteilyä avaruudessa

Moduloitu röntgenlähde, avainasemassa NASA: n ensimmäisessä röntgenkommunikaation esittelyssä avaruudessa. Luotto: NASA / W. Hrybyk

Uuden kokeellisen tyyppisen avaruusviestintätekniikan on tarkoitus esitellä kansainvälisellä avaruusasemalla tänä keväänä.

Tällä hetkellä NASA käyttää radioaaltoja lähettääkseen tietoja avaruusalusten ja Maan välillä. Uusi laser-viestintätekniikka tarjoaa korkeammat tiedonsiirtonopeudet, jotka antavat avaruusalusten lähettää enemmän tietoa kerrallaan. Tähän mielenosoitukseen liittyy röntgenkommunikaatio eli XCOM, joka tarjoaa vielä enemmän etuja.

Röntgensäteillä on paljon lyhyempi aallonpituus kuin infrapunalla ja radiosta. Tämä tarkoittaa, että periaatteessa XCOM voi lähettää enemmän tietoja samalla siirtomäärällä. Röntgensäteet voivat lähettää tiukemmissa säteissä, mikä kuluttaa vähemmän energiaa, kun kommunikoidaan suurilla etäisyyksillä.

Jos kokeilu onnistuu, kokeilu voi lisätä kiinnostusta viestintätekniikkaan, mikä voi sallia tehokkaamman gigabittiä sekunnissa datanopeuden syvän avaruuden tehtävissä. Gigabittiä sekunnissa on tiedonsiirtonopeus, joka vastaa miljardia bittiä tai yksinkertaisia ​​binaarisia yksiköitä sekunnissa. Nämä erittäin nopeat tiedonsiirtonopeudet eivät ole tällä hetkellä yleisiä, mutta uudet tutkimushankkeet ovat työntäneet laskentakykyä kohti tätä aluetta joillekin tekniikoille.

"Olemme odottaneet kauan tämän kyvyn osoittamista", sanoi Jason Mitchell, NASA: n Goddard Spaceflight Center -keskuksen insinööri Greenbeltissä, Marylandissa. tai MXS.

"Joissakin tehtävissä XCOM voi olla mahdollistava tekniikka äärimmäisten etäisyyksien vuoksi, joilla heidän on toimittava", Mitchell sanoi.

Ehkä dramaattisemmin, ainakin ihmisen avaruuslennoista, röntgensäteet voivat lävistää kuuman plasmatupen, joka muodostuu avaruusalukseksi esteenä maapallon ilmakehässä yliäänenopeudella. Plasma toimii suojana, joka katkaisee radiotaajuisen tiedonsiirron ajoneuvon ulkopuolisen kanssa useita sekunteja - kynsien puremisen ajan, joka on dramaattisesti kuvattu elokuvassa Apollo 13. Kukaan ei ole koskaan käyttänyt röntgensäteitä viestintäjärjestelmässä, Joten muita sovelluksia, joita ei vielä ole suunniteltu, voivat syntyä, Mitchell sanoi.

"Tavoitteenamme lähitulevaisuudessa on löytää kiinnostuneita kumppaneita kehittämään tätä tekniikkaa edelleen", Mitchell sanoi.

Digitaalisten bittien koodaus

Tämän uuden viestintätekniikan osoittamiseksi NASA käyttää MXS: ää nopean palon röntgenpulssien tuottamiseen. Toisen Goddardin kehittämän tietokone- ja navigointiteknologian, NavCube, ylläpitämä MXS kytkeytyy päälle ja pois päältä monta kertaa sekunnissa koodaten digitaalisia bittejä lähetystä varten.

NASAn ensimmäinen röntgenkommunikaation mielenosoitus tapahtuu kansainvälisellä avaruusasemalla. Tämä kuva näyttää moduloidun röntgenlähteen ja neutronitähden Interior Composition Explorerin tai NICERin sijainnit, jotka ovat kriittisiä esittelylle. Luotto: NASA

Kokeellisesta hyötykuormasta MXS-laite lähettää sitten koodatun datan moduloidun röntgensäteen kautta ilmaisimiin Neutron-star Interior Composition Explorerissa tai NICERissä, joka sijaitsee 165 metrin päässä - noin jalkapallokentän leveydeltä - avaruusasema. Tällä tavalla NICERistä tulee yksisuuntaisen röntgensignaalin vastaanotin.

Vaikka ensimmäinen XCOM-testi sisältää GPS-tyyppisten signaalien lähettämisen, Mitchell sanoi, että joukkue voi yrittää lähettää jotain monimutkaisempaa ensimmäisen yrityksen jälkeen.

"On tärkeää, että lähetämme tunnetun koodin, jonka voimme tunnistaa varmistaaksemme, että NICER vastaanottaa signaalin tarkalleen samalla tavalla kuin lähetimme", Mitchell sanoi.

Vaikka NICER on rakennettu ensisijaisesti keräämään tietoja maailmankaikkeuden tiheimmistä kohteista - neutronitähdistä ja niiden sykkivistä sukulaisista, joita kutsutaan pulsareiksi - NICER on myös suunniteltu osoittamaan edistynyttä tekniikkaa. XCOM-esittelyn lisäksi tehtävä osoitti röntgensäteilyn navigoinnin tehokkuuden avaruudessa osoittamalla vuonna 2017, että pulsseja voidaan käyttää ajoituslähteinä navigointitarkoituksiin.

Tuon kahden päivän esittelyn aikana, jonka NICER-tiimi suoritti kokeella nimeltä Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology tai SEXTANT, lähetys keräsi 78 mittausta neljästä millisekunnin pulssista. Tiimi toimitti nämä tiedot laivalla oleviin algoritmeihin yhdistääkseen autonomisesti navigointiratkaisun, joka paljasti NICER: n sijainnin sen kiertoradalla maapallon ympäri avaruusaseman hyötykuormana. Kahdeksan tunnin kuluessa kokeen aloittamisesta järjestelmä lähentyi kohdennettujen 6,2 mailin sisäpuolelle ja pysyi selvästi tämän kynnyksen alapuolella koko kokeen ajan.

NICERin kyky harjoittaa tiedettä ja osoittaa uusia, vallankumouksellisia tekniikoita on herättänyt NASAn seuraavan avaruuslennon aikakauden suunnittelijoiden huomion. Useita toimintoja suorittavia tehtäviä pidetään nyt mallina, kertoi johtava etsintätutkija Jake Bleacher, joka on vastuussa alueiden tunnistamisesta, joilla Goddardin tutkijat voivat tukea ihmisen tutkimuksia Kuusta ja Marsista.

Ajatus röntgensäteiden käytöstä viestintään ja navigointiin syntyi yli vuosikymmen sitten, kun NICERin tutkija Keith Gendreau aloitti tekniikan mahdollistamisen ehdotetulle mustan aukon kuvantimelle, jonka tarkoituksena oli suoraan kuvata supermassiivisen mustan aukon tapahtumahorisontti tai ei paluuta, josta mikään - ei hiukkasia eikä fotoneja - voi paeta.

Ajatuksena oli perustaa tarkasti kohdistettujen avaruusalusten tähdistö, joka luo pohjimmiltaan röntgeninterferometrin, instrumentin, jota käytetään esineiden siirtymien mittaamiseen. Hän ajatteli röntgenlähteiden käyttöä majakoina erittäin tarkan suhteellisen navigoinnin mahdollistamiseksi. Tutkimus- ja kehitysrahoituksella hän kehitti MXS: n.

Sitten Gendreau perusteli, että jos hän pystyi moduloimaan röntgensäteitä modulaattorin kautta, hän voisi myös kommunikoida, synnyttäen siten NICER: n kolme yhdessä -tehtävän konseptin.

XCOM-esittelyä hallinnoi NASA: n avaruusviestintä- ja navigointiohjelma Human Exploration and Operations Mission Directoratessa. NICER on astrofysiikan tutkimusmahdollisuus Explorers-ohjelmassa. Avaruusteknologian operaation osasto tukee operaation SEXTANT-osaa ja osoittaa pulsaripohjaisen avaruusaluksen navigoinnin.


Radiolähteet klustereissa

Kuvia Perseus-klusterista ROSAT satelliitti vuonna 1993 osoitti, että röntgenkaasussa oli mielenkiintoinen rakenne. Tähän on kulunut vuosia selittää ja yhdistää tähtitieteilijöitä energiaspektrin molemmista päistä.

Koska ICM: ssä oleva kaasu lähettää röntgensäteitä ja sellaisenaan sen täytyy olla jäähtyvä, aivan kuten punainen kuuma pokeri jäähtyy lähettämällä infrapunasäteilyä. Jäähdytyskaasulla on vähemmän painetta kuin kuumalla kaasulla, joten jos kaasu jäähtyy, se ei pystyisi tukemaan kerroksia kauemmas. Myös viileämmästä kaasusta tulee tiheämpää, mikä tarkoittaa, että se jäähtyy nopeammin. Siksi ulkokerrosten tulisi virrata sisäänpäin, niin kutsuttu "jäähdytysvirta". Tulokset kuitenkin CHANDRA ja XMM-NEWTON satelliitit osoittavat, että näissä klustereissa ei ole niin paljon viileää kaasua, kuin ennustetaan niiden röntgensäteilystä - jäähdytysvirtaongelmasta. Kuuman kaasun sekoittaminen kylmään kaasuun ei näytä ratkaisevan tätä ongelmaa. Viime aikoina on tutkittu, voisiko lämmön johtaminen kuumista ulkokerroksista klusterin viileille sisäalueille ratkaista ongelman, mutta tämä ei myöskään toimi.

Myöskään tietyssä lämpötilassa ei ole kasaantuneita kaasuja, mikä tarkoittaa, että lämmitys tapahtuu varovasti eri lämpötiloissa, koska mikään muu ei selitä helposti, miksi kaasu ei jäähty. Tämä ongelma vaikuttaa galaksien muodostumiseen, koska galaksien tähdet ja kaasu ovat peräisin galaktisten alueiden välisestä avaruudesta. Se virtasi protogalaksille pienemmässä mittakaavassa jäähdytysvirtauksena, joten vastaus tähän jäähdytysvirtaongelmaan voi rajoittaa muodostuvien galaksien maksimikokoa.

ICM: n johtamisprosessit ovat hieman outoja. ICM on 10 miljoonan asteen (107 K) lämpötilassa. Joissakin klustereissa on kuitenkin rakenteita, jotka ovat paljon viileämpiä - 3000 K: n lämpötilassa ja jotka on upotettu tähän kaasuun. Nämä ovat kaasun filamentteja, jotka ovat näkyvissä vedyn valossa. Napsauta tätä nähdäksesi kuvan filamenteista. Jotkut niistä näkyvät myös röntgenkuvissa, mikä tarkoittaa, että filamenttien ja ICM: n välillä on jonkinlainen kontakti. Viimeaikaiset ryhmän jäsenten tekemät havainnot ovat osoittaneet, että myös näissä filamenteissa on molekyylivetyä 100: n K: ssa. Kuinka nämä filamentit voivat esiintyä erittäin kuumassa ICM: ssä ilman haihtumista, on kysymys, jota tutkitaan parhaillaan.

Radiolähteet

Toisen maailmansodan jälkeen tutkanoperaattorit käänsivät asiantuntemuksensa taivaalle ja keksittiin radioastronomian aihe. Taivaan skannaaminen antenneilla paljasti monia lähteitä, joista osa oli pistelähteitä ja erittäin kirkkaita, ja toisia laajennettuja ja symmetrisiä. Ne lähettävät radioaaltoja, koska magneettikentissä liikkuu elektroneja, mikä aiheuttaa synkrotronisäteilyä.

Uskotaan tapahtuvan, että tällaisen lähteen keskellä on erittäin massiivinen musta aukko. Tämä musta aukko houkuttelee suuria määriä materiaalia, joka putoaa sitä kohti kasvatuslevyllä. Tämä levy kuumenee kitkan takia, joten levy itse voi lähettää röntgensäteitä. Musta aukko ei nielaise levyn kaikkia materiaaleja. Joidenkin tällä hetkellä tuntemattomien mekanismien mustat aukot tuottavat suihkuja mustan aukon pyörimisakselilla. Tällaisia ​​suihkukoneita nähdään muissa astrofysikaalisissa ilmiöissä, esimerkiksi tähtimassan mustissa aukoissa, kuten SS433, T Tauri-tähdet ja muut prototähdet. Ekstragalaktisissa lähteissä olevat suihkut huomasivat ensimmäisen kerran vuonna 1918 H.C. Curtis M87: ssä, koska tämä näkyy myös näkyvässä valossa. Nämä suihkut ovat merkittäviä rakenteita, koska ne ovat hyvin ohuita, pitkiä ja lineaarisia, jotka ulottuvat monien tuhansien valovuosien ajan, ja korkean resoluution radiokuvista ne ulottuvat suoraan ytimeen.

M87: n Jet-tähtien valo on kuvan vasemmassa alakulmassa oleva oranssi sumu. (Kuva: HST)

Suuremmissa mittakaavoissa näiden suihkukoneiden energia loppuu, ne syttyvät ja levittäytyvät muodostaen radiolohkoja, jotka voivat olla paljon suurempia kuin mustaa aukkoa vastaanottava galaksi. Nämä ovat maailmankaikkeuden suurimpia yksittäisiä rakenteita. Tämäntyyppiset galaksit ovat eräänlaista perhettä, joka tunnetaan nimellä aktiiviset galaksit. Keskimmäinen musta aukko voi olla myös kirkkaan kirkas muilla valon aallonpituuksilla, ja jotkut ovat niin kirkkaita, että ne näkyvät suurilla etäisyyksillä. Katso lisätietoja aktiivisten galaktisten ytimien osiosta.

Radiolähteet galaksiryhmissä

Kun tällainen galaksi ja musta aukko ovat galaksiryhmän keskellä, suihkut kulkeutuvat sisäisen klusterin väliaineeseen (ICM). Nämä kaksi kaasutyyppiä (plasma) eivät sekoita kovin hyvin, ja suihkut täyttävät kuplia ICM: ssä. Tämä tarkoittaa, että joiltakin näistä alueista tulee vähemmän röntgensäteilyä. Radiopäästö mahtuu myös hyvin puhtaasti röntgensäteilyn reikiin. Perseus-klusteri on yksi lähimmistä klustereista, jolla on selkeä anti-korrelaatio röntgen- ja radiopäästöjen välillä. Se on myös mielenkiintoinen, koska sillä on vanhempia kuplia, joihin ei liity paljon radiosäteilyä.

CHANDRA Perseus-klusterin kuva sekä radiopäästöt keskialueilta. Radiopäästö sopii siististi röntgensäteilyn onteloiden sisään. (Kuva kohteliaisuus CHANDRA)

Uskotaan, että nämä röntgensäteilyemissioiden puutteet ovat kuplia, jotka puhalletaan ICM: ssä, koska klusterin keskustasta kauempana olevilla on samanlainen muoto kuin "pallomaisilla korkkikuplilla". Toinen klustereista löydetty piirre tukee tätä tulkintaa, jos tätä klusteria kuvataan alfa-vety-aallonpituudella, nähdään pitkät pidennetyt filamentit. Ne näyttävät olevan lineaarisia, mikä tarkoittaa, että ICM ei ole turbulentti ja siten viskoosi. Oikean yläkulman hehkulangan ja nousevan kuplan takana olevan virtauskuvion välinen korrelaatio on hyvin viitteellinen.

Useimmilla klustereilla, joilla odotetaan olevan jäähdytysvirta, näyttää olevan radiolähde keskellä. Tällä hetkellä näiden kahden välillä ei ole selvää yhteyttä, mutta radiolähde pumpaa suuren määrän energiaa ICM: ään sen eliniän aikana (10 45 erg / s tai 10 38 W), ja jos tämä energia voisi lämmittää ICM: ää, tämä voi olla ratkaisu jäähdytysvirtaongelmaan. Radiolähteen ja ICM: n välinen kytkentä on kuitenkin hyvin tehotonta, ja minkä tahansa lämmitysmuodon on toimittava laajalla joukolla klusterityyppejä.

Perseus-klusterin röntgenkuva - huomaa haamukuplat klusterin sydämen oikeassa yläkulmassa (Kuva: courtesy CHANDRA) Kuva Perseus-klusterista tietyssä vedyn valossa. Hehkulangat ovat paljon viileämpiä kuin röntgenkaasu, ja oikeassa yläkulmassa oleva voi jäljittää virtauksen.
H-alfa-kuvan (ääriviivat) AN-peitto röntgenkuvaan (harmaasävy). Maapallon veden läpi nouseva pallomainen korkkikuplan, joka on hyvin samanlainen kuin vasemmalla olevan paljon suurempi.
Terävä naamioitu kuva Perseus-klusterista, tämä tekniikka tuo esiin kaiken hienon mittakaavan ja aaltoilut ovat hyvin selkeitä. Kuva väreistä.

Joitakin elokuvia kuplien täyttymisestä ja väreiden luomisesta katso Linkit-osiosta.

Nämä ääniaallot voivat itse asiassa olla ratkaisu yllä mainittuun jäähdytysvirtaongelmaan. Mustan aukon ääniaallot voisivat kuljettaa energiaa klusteriin, lämmittää kaasua ja estää siten kaasun jäähtymisen. Kuplat voisivat myös laittaa energiaa ICM: ään sekä sekoittaa klusterin keskeltä tulevaa kaasua kauemmas ulospäin tulevasta kaasusta. ICM: n uskotaan olevan viskoosi, koska kuplat muodostavat sileät muodot ja filamentit ovat hyvin lineaarisia, mikä mahdollistaisi energiansiirron mustan aukon ja ICM: n välillä.

Simulaatiot

Näiden kuplien löytymisen jälkeen klustereista on tehty simulaatioita niiden vaikutuksesta klusterin evoluutioon ja ominaisuuksiin. Simulaatiot ovat osoittaneet, että viskositeettia tai magneettikenttiä tarvitaan kuplien pitämiseksi yhdessä, muuten ne hajoavat hyvin nopeasti. Ne osoittavat myös, että ääniaallot leviävät vapaasti ICM: ään ja voivat lämmittää jonkin verran, vaikka siitä riittää, on vielä keskustelun aiheena.

Tämä galaksiryhmien tutkimusaihe etenee nopeasti ja on erittäin aktiivinen ryhmän sisällä täällä Cambridgessa.


Resurssit

Kirjoja

Tucker, Wallace ja Riccardo Giacconi. Röntgenuniversumi. Cambridge: Harvard University Press, 1985.

Aikakauslehdet

Beatty, J.Kelly. "ROSAT ja röntgenuniversumi." Sky & amp; kaukoputki (Elokuu 1990): 128.

Margon, Bruce. "Tutkitaan korkean energian universumia." Sky & amp; kaukoputki (Joulukuu 1991): 607.

Van den Heuvel, Edward P.J. ja Jan van Paradijs. "X-ray Binaries". Tieteellinen amerikkalainen (Marraskuu 1993): 64.


Kuinka kauan kuumia röntgenlähteitä kestää? - Tähtitiede

Noin 50 vuoden välein galaksissamme oleva massiivinen tähti puhaltaa itsensä supernovaräjähdyksessä. Supernovat ovat yksi maailmankaikkeuden väkivaltaisimmista tapahtumista, ja räjähdysvoima tuottaa sokeuttavan säteilyn samoin kuin äänipuomien kaltaiset iskut.

Supernovat luokiteltiin alun perin niiden optisten ominaisuuksien perusteella. Tyypin II supernovat osoittavat silmiinpistävää näyttöä vedyn räjähdyksessä työntyvistä laajenevista roskista. Tyypin Ia räjähdykset eivät. Viimeaikaiset tutkimukset ovat johtaneet näiden tyyppien hienosäätöön ja luokitteluun tähtityyppeihin, jotka aiheuttavat supernovoja. Tyypin II sekä tyypin Ib ja tyypin Ic räjähdys syntyy massiivisen tähden sydämen katastrofaalisesta romahtamisesta. Tyypin Ia supernova syntyy äkillisestä ydinräjähdyksestä, joka hajottaa valkoisen kääpiötähden.

Tyypin II supernovoja esiintyy alueilla, joilla on paljon kirkkaita, nuoria tähtiä, kuten galaksien spiraalivarret. Niitä ei ilmeisesti esiinny elliptisissä galakseissa, joita hallitsevat vanhat, pienimassaiset tähdet. Koska kirkkaat nuoret tähdet ovat tyypillisesti tähtiä, joiden massa on suurempi kuin noin 10 kertaa auringon massa, tämä ja muut todisteet johtivat johtopäätökseen, että tyypin II supernovat tuottavat massiiviset tähdet.

Jotkut tyypin I supernovat osoittavat monia tyypin II supernovojen ominaisuuksia. Nämä supernovat, nimeltään tyyppi Ib ja tyyppi Ic, eroavat ilmeisesti tyypistä II, koska ne menettivät ulkoisen vetykuorensa ennen räjähdystä. Vetykuori voi olla kadonnut aineen voimakkaalla ulosvirtauksella ennen räjähdystä tai siksi, että se seurasi tähtiä.

Ytimen romahtama Supernovas

Tyypin II, tyypin Ib ja tyypin Ic supernovojen - joita kutsutaan myös ytimen romahtamisen supernoviksi - yleiskuva menee tältä. Kun tähden keskellä tai ytimessä oleva ydinvoimalähde loppuu, ydin romahtaa. Alle sekunnissa muodostuu neutronitähti (tai musta aukko, jos tähti on erittäin massiivinen). Neutronitähden muodostuminen vapauttaa valtavan määrän energiaa neutriinojen ja lämmön muodossa, mikä kääntää imploosion. Kaikki paitsi keskimmäinen neutronitähti puhalletaan yli nopeudella, joka ylittää 50 miljoonaa kilometriä tunnissa, kun termotuumainen aalto kulkee nyt laajenevan tähtiromun läpi sulaten kevyempiä elementtejä raskaampiin ja tuottaa loistavan visuaalisen purkauksen, joka voi olla yhtä voimakas kuin useiden miljardien aurinkojen valossa.

Tyypin Ia supernovoja sitä vastoin havaitaan kaikenlaisissa galakseissa, ja niitä tuottavat valkoiset kääpiötähdet, tiivistetyt jäännökset aiemmin aurinkomaisista tähdistä. Valkoinen kääpiötähti, tiheä pallo, joka koostuu pääasiassa hiili- ja happiatomeista, on luonnostaan ​​vakain tähdistä, kunhan sen massa pysyy alle niin sanotun Chandrasekhar-rajan, 1,4 aurinkomassaa.

Jos kuitenkin aineen kerääntyminen seura-tähdestä tai sulautuminen toisen valkoisen kääpiön kanssa, työnnä valkoinen kääpiötähti Chandrasekharin 1,4 aurinkomassan rajan yli, valkoisen kääpiön ytimen lämpötila nousee aiheuttaen räjähtävän ydinfuusioreaktion jotka vapauttavat valtavan määrän energiaa. Tähti räjähtää noin kymmenessä sekunnissa, jättäen jäänteitä. Laajentuva ejecta-pilvi hehkuu kirkkaasti useita viikkoja, kun räjähdyksessä syntynyt radioaktiivinen nikkeli hajoaa koboltiksi ja sitten raudaksi.

Koska kaikki tyypin Ia supernovat esiintyvät tähdessä, jonka massa on noin 1,4 aurinkomassaa, ne tuottavat suunnilleen saman määrän valoa. Tämä ominaisuus tekee niistä erittäin hyödyllisiä etäisyysindikaattoreina - jos yksi tyypin Ia supernova on himmeämpi kuin toinen, sen on oltava kauempana laskettavalla määrällä. Viime vuosina tyypin Ia supernovaa on käytetty tällä tavalla universumin laajenemisnopeuden määrittämiseen. Tämä tutkimus on johtanut hämmästyttävään havaintoon, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy, mahdollisesti siksi, että maailmankaikkeus on täynnä salaperäistä ainetta, jota kutsutaan pimeäksi energiaksi.


Parin epävakaus Supernovas

Äärimmäisen massiivisille tähdille on mahdollinen toinen, vielä väkivaltaisempi supernova. Tähtien evoluutioteorian mukaan lämpötilat nousevat useisiin miljardeihin asteisiin tähtien keskialueilla, joiden massa on 140-260 aurinkoa. Näissä lämpötiloissa tavanomainen prosessi, jolla massa muunnetaan energiaksi (E = mc2) ydinreaktioiden kautta, päinvastaisessa järjestyksessä muuttuu energiaksi massaksi elektroni- ja antielektroniparien tai positronien muodossa.

Elektroni-positroniparien tuotanto kuluttaa energiaa tähden ytimestä, mikä häiritsee tasapainoa paineen ulospäin suuntautuvan painon ja sisäisen painovoiman välillä. Tämä niin kutsuttu "parin epävakaus" aiheuttaa voimakkaita sykkeitä, jotka työntävät suuren osan tähden ulkokerroksista ja lopulta hajottavat tähden kokonaan ydinräjähdyksessä.

Parin epävakauden supernovat, jos sellaisia ​​on, olisivat maailmankaikkeuden energisimmät lämpöydinräjähdykset. Tähdissä, joiden massa on yli noin 260 aurinkoa, painovoima valtaisi pulssit ja tähti romahtaisi muodostaen mustan aukon ilman räjähdystä.

Tähtien, joiden alku massa on yli noin 200 aurinkoa, parin epävakauden supernovat tuottavat runsaasti radioaktiivista nikkeliä. Tämän suuren nikkelimassan radioaktiivinen hajoaminen kobolttiin ja muihin ytimiin ruokkii energiaa laajenevaan roskiin useita kuukausia ja loisi erittäin kirkkaan supernovan.

Chandran ja optisten teleskooppien havainnot osoittavat, että Supernova 2006gy, kaikkien aikojen valotetuin supernova, voi olla kaivattu (40 vuotta) pari-epävakauden supernova.

Supernovan lähettämä voimakas säteily kestää useista kuukausista muutamaan vuoteen ennen kuin se häviää. Sillä välin räjähdyksestä nopeasti kasvava (miljoonia mailia tunnissa) aine kaatuu lopulta tilannekaasuun. This collision creates a supernova remnant consisting of hot gas and high-energy particles that glow in radio through X-ray wavelengths for thousands of years.

The process of forming the remnant is somewhat like an extreme version of sonic booms produced by the supersonic motion of an airplane. Expanding stellar debris creates a shock wave that races ahead of the debris. This forward shock wave produces sudden, large changes in pressure and temperature behind the shock wave.

The forward shock wave also accelerates electrons and other charged particles to extremely high energies. Electrons spiraling around the magnetic field behind the shock wave produce radiation over a wide range of wavelengths. Radiation from supernova remnants is especially conspicuous at radio wavelengths, and radio telescopes have traditionally been the primary tools for discovering these objects.

In recent years, supernova remnants have also been discovered with focusing X-ray telescopes. The X-rays are produced by the forward shock wave and by a reverse shock wave that heats the debris, or ejecta, of the exploded star. The reverse shock is formed as the high pressure gas behind the forward shock wave expands and pushes back on the stellar ejecta.

A Chandra observation of the supernova remnant Cassiopeia A (Cas A) clearly shows both the outer shock wave and the debris heated by the reverse shock wave. The study of supernova remnants with radio, infrared, optical and X-ray telescopes enables astronomers to trace the progress of the shock waves and distribution of elements ejected in the explosion. These data are especially significant because supernovas are the primary means for seeding the galaxy with many elements such as carbon, nitrogen, oxygen, silicon and iron that are necessary for planets and life.

In core-collapse supernovas a rapidly spinning neutron star, or pulsar, can produce a pulsating source of radiation and a magnetized nebula of high-energy particles that lights up the interior of the expanding shell. The Crab Nebula, a remnant of a supernova observed in 1054 A.D., is the most spectacular example.

Chandra's image of the Crab Nebula reveals rings and jets of high-energy particles that appear to have been flung outward over great distances from the neutron star. The diameter of the inner ring is about 1,000 times the diameter of our solar system.

Chandra has been able to detect numerous pulsars and their associated pulsar nebulas. These discoveries are proving to be one of the best ways to identify supernova remnants produced by the core collapse of a massive star, and to distinguish them from remnants produced by the thermonuclear disruption of a white dwarf star (Type Ia supernova).

Another method used to determine the origin of a particular remnant is to study the relative amounts of various elements, especially oxygen and iron. Core-collapse supernovas are rich in oxygen, whereas thermonuclear supernovas produce relatively more iron. The remnants of Tycho's and Kepler's supernovas are thought to have been produced by Type Ia supernovas.


2. Finding black holes: X-ray astronomy

Two images of Orion. The image of the left shows the constellation of Orion taken in optical (i.e. visible) light, as you might see it from the ground. The three stars in a row near the middle mark Orion's belt the red star above and to the left of them is Betelgeuse, a red giant and the very bright star towards the very left is Sirius A, part of a binary system. (There are really two stars here Sirius A and Sirius B. They are locked in orbit around each other. It is Sirius A that we can see with the naked eye. With a suitably large telescope it is possible to see both stars.)
The image on the right shows the same patch of sky viewed with an X-ray telescope (in this case ROSAT). The sky appears very different. Most of the stars that appear bright in the optical image are not bright in the X-ray image and, vice versa, there are many strong sources of X-rays that are not bright in the optical image.
An interesting side note is that Sirius (the bright star near the bottom left) is clear in the X-ray image too, only this time it is Sirius B that we see. Sirius B is a white dwarf - the cooling corpse of a dead star - which is so hot it shines much more brightly in X-rays than it does in optical light.

X-rays are a form of light. They are in fact more energetic than the visible light our eyes are sensitive to. X-radiation is part of the electromagnetic spectrum, just like visible light, radio waves, microwaves, etc. Here's a schematic of the whole spectrum. (image courtesy of NASA)

The spectrum is plotted with lower frequency (=lower energy) radiation on the right, with radio waves being the lowest frequency, least energetic form of radiation. On the left are higher frequency (=higher energy) forms of radiation. In this plot the optical (visible) light that our eyes are sensitive to falls somewhere near the middle.

X-ray radiation is much higher energy radiation than optical light, and so is near the far left of the above plot. An X-ray photon typically carries 1000 times as much energy as a photon of optical light. This also means that X-rays tend to be produced at extremely high temperatures (millions of degrees C). The thermometer shows the types of temperatures that will emit different types of radiation.

2.2 The discovery of X-rays

X-ray astronomy works differently. Many astronomical objects are their own sources of X-rays and X-ray astronomy is primarily concerned with the study of these sources. Instead of using an artificial source of X-rays to illuminate a subject, X-ray astronomy is concerned with how X-rays are produced in the cosmos. There are various ways of producing X-rays in the laboratory, X-ray astronomy (or high-energy astrophysics) is all about trying to understand and use the physics responsible for producing X-rays from stars, galaxies, etc. These objects are not (usually anyway) "X-rayed" in the same sense as your hand is when you break a finger. It is how heavenly bodies generate X-rays that is of interest to X-ray astronomers.

2.3 X-rays from the Sun

One very important point about X-rays is that they tend to get absorbed by matter. A few millimeters of bone is effective at absorbing X-rays. A few meters of air will also absorb most X-rays. This means X-rays are naturally absorbed by the Earth's atmosphere, making it impossible for cosmic X-rays to reach the surface of our planet. This is news good for us, because too much X-radiation can cause cell mutations. But it makes observing cosmic X-rays rather tricky. In order to detect any X-rays from space you need to get your X-ray detector above the atmosphere. The image on the left shows how effective the different types of electromagnetic radiation (including X-rays) are at penetrating through the Earth's atmosphere. X-rays are among the worst and can only penetrate down to a few 100 km altitude. To get to this height you would need to carry your X-ray detector on a high-altitude ballon at the very least.

During the 1940's the pioneers of X-ray astronomy used X-ray detectors carried on high-altitude balloons and rockets (originally captured German V-2 rockets!) which could take them above most of the atmosphere and so out of the way of the absorption. These experiments showed that our Sun is a source X-rays.
The figure to the left shows a modern X-ray image of the Sun (from the Yohkoh satellite). The surface of the Sun does not emit much in the way of X-rays, its temperature is vain around 5800K (this is why we see it as a brilliant source of optical light). However, above the surface of the Sun is what is known as the solar corona. In the corona tenuous gas is heated to millions of degrees by intense and rapidly changing magnetic fields. This super-heated gas is hot enough to emit X-rays, which is what the picture reveals. For more information on the sun as an X-ray source see this site: http://www.sunblock99.org.uk/

2.4 The birth of X-ray Astronomy: X-rays from beyond the Sun

For a while it was thought that observing anything other than the Sun in X-rays would be hopeless. Everything would be too faint (even the next nearest stars are too far away) to detect. This is view was found to be seriously wrong in 1962, more or less by accident.
American Science and Engineering (ASE, a private company based in Cambridge, Massachusetts) was paid by the US Air Force to develop X-ray detectors for flight above the atmosphere, with the purpose of detecting X-rays from nuclear weapon tests. During this programme the team led by Riccardo Giacconi designed an experiment that was (officially) intended to search for X-ray emission from the surface of the moon. The moon itself is not a source of X-rays but it was expected to produce emission as a result of irradiation by the Sun and the solar wind.
The ASE experiment payload (right) was launched from White Sands, New Mexico, at 1 minute before midnight on 18 June 1962 using a USAF Areobee 150 rocket. This rocket was above 80 km for a total of 5 min and 50 sec, and reached a maximum altitude of 225 km. When the data were analysed it was found that the main source of X-rays was not coming from the direction of the moon at all but instead from the direction of the constellation of Scorpius. Unfortunately the primative detector could not pinpoint the location of the source any better than that. The mysterious source of cosmic X-rays became known as Sco X-1 (the 1st X-ray source in the constellation of Scorpius). Within a few years it became clear that Sco X-1 was not alone and there were many more bright X-ray sources out there. The race was on to find out what they were. X-ray astronomy had begun.

2.5 The Story of Cygnus X-1

The story of Sco X-1 is interesting but it turned out not a be a black hole (it's a neutron star X-ray binary) so I won't go into it here. The first X-ray source in Cygnus (henceforth Cyg X-1) was discovered by the Giacconi group shortly after their discovery of Sco X-1, and also by a group at the Naval Research Laboratory. Over the years the location of this X-ray source became more accurately determined. The X-ray source was found to lie very close to the position of a 9th magnitude blue star called HD 226868. This was confirmed when a radio flare was detected, at the same time as a jump in the X-ray brightness, and found to be from the same direction. HD 226868 is the optical counterpart to the X-ray source Cyg X-1.


This shows the location of Cyg X-1 (near the neck) in the constellation of Cygnus. Click on the star (in the box below) to see a close-up image of the sky around HD 226868


Optical astronomers then turned their ground-based telescopes to HD 226868 and found it to be an "O-type supergiant" (a huge star, probably 18 times more massive than the Sun). But it seemed unlikely that this star, albeit a big one, is such a powerful source of X-rays. By carefully monitoring the emission from the star, they could use the Doppler effect to measure the star's velocity. This is shown to the right and showed the star to "wobble" periodically, once every 5.6 days. In order words HD 226868 appears to be rocking backwards and forwards ever 5.6 days. What this means is that HD 226868 is not alone - it has a much darker (to optical telescopes at least!) companion star and the two are orbiting their common centre of mass every 5.6 days. This is a very similar technique to that used by the "planet finders" to discover planets in orbit around nearby stars.

As better data were obtained it became possible to estimate the mass of the "invisible" companion, today the mass is thought to be around 10 times that of the Sun. So Cyg X-1 is a binary system containing one O-type supergiant star (HD 226868) and one much darker but very massive companion star. Could this dark star be the source of the X-rays from Cyg X-1? If you're following me you should be able to guess the answer (YES!)


The high mass of the dark companion star, its lack of optical emission and the coincidence of the bright X-ray source mean that it is almost certainly a black hole. The system probably looks something like this image by Rob Hynes (see left). It shows the giant star HD 226868 (which we see as a 9th magnitude star in the optical image) and its tiny companion star Cyg X-1 (which is the source of the X-rays).

But why is Cyg X-1 a bright X-ray source if it's a black hole? Isn't a black hole supposed to be black? (No X-rays, no light. Nothing.)

A black hole in isolation will be black. But this one is most certainly not in isolation. It's one half of a binary system with the giant star HD 226868. Stars as massive as HD 226868 produce powerful "winds." The powerful star blows off material from its sruface. This wind is many orders of magnitude more powerful than the solar wind in our solar system. The space around HD 226868, in which Cyg X-1 lives, is rich in the matterial being blown off by the giant star. This is what Cyg X-1 "feeds" on. The wind material is attracted by the black hole's gravity. It is pulled into the immediate vicinity of the black hole. However, it probably won't fall immediately through the event horizon. The reason for this is angular momentum.

When an ice skater draws his arms in, he spins faster. When he spreads them out he spins slower - that's angular momentum. It's what keeps things spinning. The same thing happens with matter falling into a black hole. Most of the gas that is being pulled in by the black hole's gravity will start revolving, ever so slightly, around the black hole. Just as ice skaters spin faster when pull their arms in, the gas spins faster as it gets closer to the black hole. The rotating matter is thought to form a disc of gas spiraling around the hole. In a nutshell: A fraction of the matter lost from the giant star (through its wind) is pulled towards the black hole (accreted) where angular momentum will make it form a rotating disc around the black hole.

But why does this make X-rays? As the accreting matter spirals closer to the black hole it gets faster and faster and heats up. The velocity of the gas disc is highest the closer it gets to the black hole. Close to the event horizon the speeds can reach a significant fraction of the speed of light. This stuff is Todella moving! As a result it can reach temperatures of well over a million degrees. At this temperature it emits enormous amounts of X-rays. That's why Cyg X-1 is such a bright X-ray source. (Well, that's one reason anyway. Cyg X-1 also has a corona, similar to the Sun's but paljon more powerful, and this also produces strong X-ray emission.) Cyg X-1 produces X-rays with something like 10,000 times the power that our Sun produces. This is true gravity power!

The plot below shows a schematic of an accretion disc around a black hole like Cyg X-1. The units of distance are the radius of the black hole. This is 3 km per solar mass (see the previous page) so for Cyg X-1, with a mass of 10 times the Sun, the radius of the black hole is about 30 km. Not very big, hey? It's the closest part of the disc, within say 100 radii (3000 km), where the matter is moving fastest and the X-ray emission emerges.

Even back in 1974 enough was known about Cyg X-1 for it to be considered a very likely black hole - a black hole candidate. So much so that two of the leading theoretical relativity experts, Kip Thorne and Stephen Hawking, made a bet with each other about whether Cyg X-1 really was a black hole. They both thought it probably was but decided to have some fun anyway. Thorne wagered it was a black hole, Hawking that it wasn't. A copy of the bet is shown to the right. In 1990 Hawking conceded the bet.

2.6 Modern X-ray Astronomy

X-ray astronomy has come a long way since the days of Giacconi's first rocket experiments. We now know of about 100,000 X-ray cosmic sources, including many more black hole binaries like Cyg X-1. In the past few years the two most powerful X-ray telescopes to date have been launched.

NASA's Chandra X-ray Observatory

ESA's XMM-Newton X-ray Observatory

XMM-Newton was launched on an Ariane V rocket from French Guiana on December 10, 1999.

Maintained by Simon Vaughan (sav2 klo star. le. ac. uk)
Last updated: 17/9/2003
Back to start


How long do hot X-ray sources last? - Tähtitiede

The X-ray sky can be divided into 5 broad categories (there are many other ways to divide the X-ray sources this is just one way). These are:

Stars and Star Forming Regions

The corona of our Sun was the first celestial X-ray source to be detected. It’s not surprising, since the Sun is very close, in astronomical terms. The corona is a region above the visible surface (called the photosphere) of the Sun with very tenuous and very hot gas. It turns out that some stars have far more active coronae than does our Sun (which is a good thing, particularly for the astronauts who will spend many months in the International Space Station!). Some stars, particularly young stars, rotate more rapidly, which leads to stronger, and more twisted magnetic fields, which makes the corona more active. Scientists still do not understand all the details of how the coronal gas is heated to such high temperatures, though, or why some elements appear to be more common in the corona than in the photosphere.

X-ray Binaries and Cataclysmic Variables

Binary star systems contain two stars that orbit around their common center of mass. Many of the stars in our Galaxy are part of a binary system. A special class of binary stars is X-ray binaries, so-called because they were first discovered as very strong X-ray sources. X-ray binaries are made up of a normal star and a collapsed star (neutron star or black hole). These pairs of stars produce X-rays if the stars are close enough together that material is pulled off the normal star by the gravity of the dense, collapsed star. The X-rays come from the area around the collapsed star where the material that is falling toward it is heated to very high temperatures (over a million degrees!). This area is known as the accretion disk.

Cataclysmic variables are like X-ray binaries, except with a white dwarf instead of a black hole or a neutron star. A white dwarf has mass comparable to the Sun but is closer to the Earth in size (neutron stars and black holes are much smaller still, with radii about 1/1000th of that of the Earth). Because the gravitational potential well of a white dwarf is not as deep as for a neutron star or a black hole, a cataclysmic variable is not as X-ray bright as the X-ray binaries. But there are many more cataclysmic variables, some of them relatively close to the Sun. So we can often study the details of the accretion process better in a cataclysmic variable than in an X-ray binary.

Galactic Diffuse Emission

When a massive star explodes in a supernova, it expels a large amount of material (often many times more than the mass of the Sun) at thousands of kilometers per second. This high speed gas then collides with the interstellar medium – that’s the very tenuous gas and dust in between the stars – and heats it up to millions of degrees. For the next 20,000 years or so, a hot ball of gas is left, glowing in X-rays: this is called a supernova remnant. This material is then used to create the next generation of stars and planets Earth and the elements that our bodies are made of originated from this same material. Scientists are naturally interested in how elements like carbon, oxygen, and iron are distributed in supernovae, and so they study the supernova remnants. X-ray energies turn out to be a good region of the electromagnetic spectrum in which to do this.

Extragalactic Compact Source

Many galaxies appear to contain a massive black hole – perhaps a million times the mass of the Sun – at their centers, or the nuclei. When they accrete matter (like in X-ray binaries), they become some of the most luminous objects in the universe, with names like quasars and blazars and Seyfert galaxies. Collectively, they are known as ‘Active Galactic Nuclei’, or AGN. With X-ray spectroscopy, it is possible to study the motion of gas very close to the central black hole, even to the point of verifying the predictions of Einstein’s General Relativity Theory. Also of interest: what is the connection between the different types of AGN, and between AGN and normal galaxies?

Extragalactic Diffuse Emission

Clusters of galaxies were first detected as a collection of galaxies in a small patch of sky. When the X-ray telescopes are pointed at the clusters of galaxies, scientists found out that they are strong sources of X-rays. They are seen to originate from gases that fill the entire clusters of galaxies, in and in-between the component galaxies. It turns out that the mass of this gas exceeds that of the stars in the visible galaxies, and that they are held in place by an even larger amount of dark matter. This finding is very important in cosmology – the question of whether the Universe will keep on expanding forever hinges on the amount of matter. The hot gas itself comes from supernova explosion in the early Universe, and can be used to trace the star formation history of the Universe, another important topic in cosmology.


Röntgentähtitiede

the branch of observational and theoretical astrophysics that investigates the sources of cosmic X-radiation in the region of wavelengths &lambda from 100 angstroms (A) to 0.3 A. On the scale of photon energies, this range corresponds to 0.1&ndash30 kiloelectron volts however, both boundaries are defined rather arbitrarily. In order to conduct astronomical observations in this wavelength region, equipment is lifted above the earth&rsquos atmosphere by rockets or artificial earth satellites, since X-rays are strongly absorbed in the atmosphere. Hard X-radiation can be observed at altitudes of approximately 40 km from high-altitude balloons.

In space, X-radiation can be generated by a hot plasma with a temperature exceeding 10 6 °K in an optically thin or dense medium, by relativistic electrons in magnetic fields (synchrotron radiation), and by electrons in cosmic rays upon interaction with low-energy photons, for example, optical photons. The last mechanism is called the inverse Compton effect.

The X-radiation of the sun was first detected from a rocket on Aug. 5, 1948, in the USA, although the existence of such radiation had been predicted previously on the basis of geophysical studies of the ionosphere. By the mid-1970&rsquos, solar X-radiation had been investigated in detail throughout the entire spectrum. In the absence of chromospheric flares it extends all the way to 10&ndash20 A. The presence of active regions on the solar disk leads to the appearance of hard X-radiation and gamma radiation (Figure 1). The continuous spectrum is mainly thermal in character, with a temperature ranging from 10 6 °K to 2 × 10 7 °K however, a nonthermal component is also observed at the beginning of the development of a flare. X-radiation is generated within the solar corona and also in the chromosphere and the transition region of the solar atmosphere, which has an extremely narrow altitude range. The gamma radiation of flares, including line radiation, has also been observed. Lines of multiply ionized elements, such as Fe, Ni, Mn, Ar, and Co, are present in the X-ray spectrum. Basically, the spectra of hydrogenlike atoms that have only one remaining electron are observed. Photographs of the solar disk in the soft X-ray region of the spectrum have been obtained by means of grazing-incidence optics. Polarization of X-radiation during flares has been observed.

Discrete sources of cosmic X-radiation were discovered by accident in 1962 during a search for lunar fluorescent X-radiation caused by cosmic rays. By 1975, more than 150 sources had been registered. Most of them are concentrated toward the galactic plane, which indicates that they are few in number (according to various estimates, there are only 10 3&ndash 10 4 such sources in the Milky Way Galaxy) and that the majority are located in the galactic disk (Figure 2). The flux from the brightest source&mdashSco X-l, in the constellation Scorpio&mdashis equal to 20 quanta/(cm 2 .sec) in the spectral region 2&ndash8 Å. The weakest sources recorded by 1975 have a flux of 10- 3 quanta/cm 2 -sec) in the same region of the spectrum. Only a small number (approximately ten) of the galactic sources have been identified with objects that have been investigated optically these include the remnants of supernovas. In this case, two types of radiation are observed: synchrotron radiation from an extended nebulosity and thermal radiation from an expanding gaseous shell and from the interstellar gas heated to a temperature of 10 6 °K. The radiation of a supernova remnant, which is most likely a neutron star, is sometimes observed. The X-radiation of the Crab Nebula (Tau X-1, the second brightest source) with a flux of 2 quanta/(cm 2 .sec) has a pulsating component with a period of 0.033 sec, which coincides with the period of the optical and radio-frequency radiation of a pulsar.

X-ray sources belonging to binary stellar systems, such as Her X-1, Cyg X-1, Cyg X-3, Cir X-1, and Cen X-3, have made it possible to investigate in detail the systems&rsquo physical parameters. One such source, Cyg X-l, is probably an object that arose as a result of gravitational collapse (a black hole). The mechanism of the X-ray emission of such sources is the flow of gas from the surface of an ordinary giant star to a neutron star or black hole&mdasha process called disk accretion. Most of the X-ray sources have not been identified with objects observed in the optical spectrum. About 30 sources have been identified with extragalactic objects. These, in particular, are nearby galaxies (the Magellanic Clouds and the galaxy M31 in Andromeda), clusters of galaxies, the radio galaxies Virgo A (M87) and Cen-taurus A (NGC 5128), the quasar 3C 273, and Seyfert galaxies.

In addition to discrete X-ray sources, an isotropic X-ray background is observed. Its spectrum in the range 1&ndash1,000 kiloelectron volts is given as a first approximation by a power law. The isotropic background apparently has an extragalactic origin however, the mechanism of its emission is not yet clearly understood. Some probable hypotheses point to the inverse Compton effect of intergalactic electrons with infrared photons of active galaxies and submillimeter quanta of the radio background radiation, the superposition of radiation of many unre-solvable, distant extragalactic sources, the thermal radiation of hot intergalactic gas, and various combinations of these mechanisms.

Special photographic materials (for solar investigations), Geiger counters, gas-filled proportional counters, and scintillation counters are used as radiation detectors in the X-ray region. All types of detectors provide a spectral resolution of 1&ndash20, depending on the energy of the registered radiation. The area of proportional counters used to obtain the basic results reaches 1,000 cm 2 . Collimation (restriction of the field of view) is achieved using honeycomb or slit collimators, which are assembled from thin, perforated steel baffles and having a maximum angular resolution of approximately a few minutes of arc, modulation collimators, which are two or more rows of metal filaments stretched in parallel and have a maximum resolution of approximately 20&Prime, and grazing-incidence hyperbolic and parabolic mirrors, with an angle of incidence greater than 88°, that is, nearly at the tangent to the plane of the mirror. Such mirrors are suitable for obtaining an image formed by soft X rays (&lambda > 10 Å) with a resolution up to 5&Prime. Bragg crystal spectrometers are used for spectral studies (thus far, only for solar studies).

X-ray astronomy is one of the rapidly developing branches of extra-atmospheric astronomy. It shows great promise in connection with planned launches of rockets and artificial earth satellites carrying large counters and mirror telescopes with an area of 10 4 -10 5 m 2 .


Katso video: Les Infos de la Nasa Mai 2017 (Tammikuu 2022).