Røntgenkilde (astronomi)

I astronomi, en røntgenkilde er en gjenstand i rom som avgir røntgenstråler. Røntgenastronomi er opptatt av å undersøke røntgenkilder .

Listen over objekter som kan observeres i røntgenlys er lang. Fra og med solen strekker den seg fra stjerner til galaksehoper, som bare viser det meste av deres baryoniske masse i røntgenområdet.

Stellar røntgenkilder

Rett etter at røntgenobservasjonsmulighetene ble åpnet for astronomi, ble det tydelig at røntgenhimmelen var full av et stort antall kilder som kan knyttes til stjerner . Blant disse stjernene er gjenstander av forskjellige slag som avgir røntgenlys under veldig forskjellige fysiske forhold.

Solen

Solen i røntgenstråler (0,5 til 2 keV). Bildet er fra 1992 og er laget med "Soft X-ray Telescope (SXT)" av Yohkoh .

Vår sol er det nærmeste stellar X-ray emitter. Soloverflaten som er synlig for det blotte øye ( fotosfæren ) er omtrent 5800 Kelvin og derfor altfor kul til å avgi betydelige mengder (termiske) røntgenstråler. Dette er bare tilfelle i koronaen , som har en gjennomsnittstemperatur på to millioner grader , det ytterste atmosfæriske laget av solen. Utslippet på solen er på ingen måte homogent fordelt over hele sfæren, men er strukturert både temporalt og romlig. Den er hovedsakelig konsentrert i små aktive områder og forekommer både kontinuerlig og plutselig (se bluss ). Ansvarlig for denne oppførselen er solmagnetfeltet, som er betydelig involvert i struktureringen og energibalansen til de ytre lagene i atmosfæren. Kunnskapen fra solobservasjoner og de resulterende modellene fungerer som en mal for å forstå røntgenutslipp fra alle "sollignende" stjerner.

Hovedsekvensstjerner

Stjerner bruker mesteparten av livet på hovedsekvensen . Når det gjelder røntgenstråler skilles det mellom "sene" og "tidlige" stjerner i henhold til spektraltypen , hvor sent omtrent inkluderer stjerner av spektraltypene M til F og tidlige spektraltypene O og B. Hovedforskjellen mellom disse to gruppene er mekanismen som røntgenstråler genereres av. I sene stjerner genereres røntgenstråler på samme måte som solen vår. Disse stjernene har ytre konveksjonssoner og kan generere et (småskala) magnetfelt gjennom dynamoprosessen , noe som tydelig vises i strukturen til solkoronaen. Store mengder energi lagres i dette magnetfeltet, som kan frigjøres i de ytre lagene i atmosfæren, bidra til oppvarming og til slutt føre til røntgenutslipp. Tidlige stjerner har ikke slike magnetfelt, men de er mye lysere og genererer mye sterkere vind enn sene stjerner. I disse vindene utvikles ustabilitet (støt) som oppvarmer materialet i en slik grad at røntgenutslipp oppstår. Mellom de sene og de tidlige stjernene er det fremdeles en klasse med hovedsekvensstjerner (inkluderer for eksempel spektraltypen A) som ifølge teorien verken har egnede magnetiske felt eller tilstrekkelig sterk vind til at det ikke forventes røntgenstråler fra disse stjernene. Under ROSAT- oppdraget viste det seg imidlertid at posisjonen til en lys ( m v <6,5) En stjerne i rundt 15% av tilfellene sammenfaller med en røntgenkilde. Det er foreløpig ikke helt klart om dette funnet indikerer en mekanisme for generering av røntgen som er spesifikk for disse stjernene. Den mest aksepterte hypotesen er imidlertid at denne strålingen kommer fra sene stjerner (skjulte følgesvenner) i nærheten av A-stjernen, som er vanskelig å oppdage i andre spektrale områder på grunn av deres sammenlignbare svakhet.

Røntgen binære stjerner

Kunstnerens inntrykk av en røntgen binær stjerne (Cygnus X-1). Den kompakte følgesvennen akkumulerer materiale via en tilførselsstrøm; det dannes en akkretjonsdisk.

I røntgenbinarier er det systemer som består av en "normal" vurdering (for eksempel en hovedsekvensstjerne ) og det blir laget en kompakt gjenstand ( hvit dverg , nøytronstjerne eller svart hull ). I disse systemene akkumuleres materialet av den kompakte følgesvenn . Dette varmes kraftig opp under denne prosessen og avgir i røntgenområdet.

Unge stjerner

Orion-tåken i røntgenstråler (2 til 9 keV). Bildet er tatt med Chandra X-ray Observatory som en del av "Chandra Orion Ultradeep Project (COUP)". Et stort antall røntgenkilder er gruppert rundt den sentrale O-stjernen  Ori C.

I stjernedannelsesregioner som Orion eller Taurus-regionen (se figur) er tettheten av røntgenkilder spesielt høy. I løpet av dannelsen (før de begynner sin karriere i hovedsekvensen ), er stjerner spesielt aktive røntgenstrålere. Utslippet skyldes både magnetfelt, vind og tilvekst . Det nøyaktige tidspunktet da en protostjerne begynner å avgi røntgen er ikke kjent. Siden svært unge gjenstander ofte fortsatt er dypt innebygd i en omgivende sky, er røntgenlys spesielt egnet for å oppdage dem og (i det minste delvis) utforske egenskapene deres; lyset fra de fleste andre spektrale områder absorberes mye sterkere og kan derfor bare analyseres med vanskeligheter.

"Kilder" i solsystemet

I tillegg til selve solen blir andre gjenstander også observert i røntgenstråler i vårt solsystem . Disse inkluderer månen , planeter som Venus , Mars og Saturn , og kometer . Imidlertid genererer disse kroppene ikke røntgenstrålene selv, men stimuleres til å avgi ved fluorescens og interaksjon med solvinden .

Ikke-stjernekilder og ekstragalaktiske kilder

Røntgenastronomi er medvirkende til å utforske de innerste områdene av aktive galaktiske kjerner og strukturen til galaksefordelingen.

Aktive galaktiske kjerner

Disse objektene er de innerste områdene av galakser (1 parsec størrelsesorden), som virker punktlignende på grunn av deres relativt store avstand. I midten av en aktiv kjerne er det et svart hull som er omgitt av en akkretjonsskive . I denne regionen finner det sted høyenergihendelser, som blant annet fører til frigjøring av røntgenstråler. Spektrene til aktive galaktiske kjerner kan vanligvis beskrives av en kraftlov. En spesiell anvendelse av røntgenlys er analysen av fluorescenslinjer. Disse oppstår under ombehandling av røntgenfotoner i nøytralt (kult) materiale, som i og for seg er usynlig i røntgenområdet. De gjør det mulig å lære noe om det kule miljøet (for eksempel tilførselsskiven) til det svarte hullet.

Galaxy-klynger

Galaxy-klynger er blant de største strukturene i universet. Lenge før observasjonens begynnelse i røntgensektoren var det kjent at disse klyngene ikke kan være stabile med massen som skinner i galaksene; men de så ut til å være det. I dag er det kjent at det meste av den manglende massen er i form av mørk materie (se kulehoper ), men ikke alle. En del av den manglende massen, i det minste mer enn det som er bundet i stjernene, er i form av en varm gass som samler seg i sentrum av klyngen. Dette kan lett sees med røntgensatellitter, men ikke i andre spektrale områder. Denne tidlige oppdagelsen av røntgenastronomi doblet omtrent mengden kjent baryonmasse i lokaluniverset på en gang.

Gamma-stråler brister

Uttrykket gammastrålebrudd ( engelsk gamma ray burst , GRB) refererer til en kort bluss i gammaområdet. Tidsskalaen for et slikt utbrudd er i gammastråleområdet maksimalt noen få minutter. Gamma-ray burst følges deretter av en lengre "afterglow" (engelsk. Afterglow ) i lavenergi spektralområde, dvs. for eksempel i røntgenstråler. GRB er de kraftigste utbruddene av elektromagnetisk stråling siden Big Bang. Forskning på dem er bare noen få år gammel i astronomi. Det som er sikkert, er at dette er ekstragalaktiske hendelser, fordelt vilkårlig på himmelen, noen med høye rødskift . Den underliggende mekanismen og typen forgjengere er imidlertid fortsatt kontroversiell.

Videoer

weblenker