ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์
ดาราศาสตร์รังสีเอกซ์เป็นสาขาหนึ่งของดาราศาสตร์ที่เน้นการสังเกตการณ์ โดยศึกษาการสังเกตและการตรวจจับรังสีเอกซ์ จาก วัตถุทางดาราศาสตร์รังสี เอกซ์ถูกดูดซับโดยชั้นบรรยากาศของโลกดังนั้นเครื่องมือตรวจจับรังสีเอกซ์จึงต้องถูกนำขึ้นไปในระดับความสูงมากโดยใช้บอลลูนจรวดสำรวจและดาวเทียม ดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ใช้ กล้องโทรทรรศน์อวกาศชนิดหนึ่งที่สามารถมองเห็นรังสีเอกซ์ได้ ซึ่งกล้องโทรทรรศน์ แบบใช้แสงทั่วไป เช่นหอดูดาวเมานาเคอาไม่สามารถมองเห็นได้
การปล่อยรังสีเอ็กซ์คาดว่าจะเกิดขึ้นจากวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีก๊าซร้อนจัดที่อุณหภูมิตั้งแต่ประมาณหนึ่งล้านเคลวิน (K) ถึงหลายร้อยล้านเคลวิน (MK) ยิ่งไปกว่านั้น การคงอยู่ของชั้น E ซึ่งเป็นก๊าซไอออนไนซ์ที่อยู่สูงในชั้นเทอร์โมสเฟียร์ ของโลก ยังบ่งชี้ถึงแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์นอกโลกที่แข็งแกร่งอีกด้วย แม้ว่าทฤษฎีจะทำนายว่าดวงอาทิตย์และดวงดาวจะเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่สำคัญ แต่ก็ไม่มีวิธีใดที่จะตรวจสอบได้ เนื่องจากชั้นบรรยากาศของโลกปิดกั้นรังสีเอ็กซ์นอกโลกส่วนใหญ่ จนกระทั่งมีการพัฒนาวิธีการส่งชุดอุปกรณ์ขึ้นไปที่ระดับความสูงมาก ๆ จึงสามารถศึกษาแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์เหล่านี้ได้
การมีอยู่ของรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์ได้รับการยืนยันในช่วงต้นกลางศตวรรษที่ 20 โดยจรวดV-2 ที่ดัดแปลงเป็นจรวดสำรวจและการตรวจจับรังสีเอกซ์นอกโลกเป็นภารกิจหลักหรือรองของดาวเทียมหลายดวงตั้งแต่ปี 1958 [ 1 ] : 49–58แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์นอกระบบสุริยะ (นอกระบบสุริยะ) แหล่งแรกถูกค้นพบโดยจรวดสำรวจในปี 1962 เรียกว่าScorpius X-1 (Sco X-1) (แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แหล่งแรกที่พบในกลุ่มดาวแมงป่อง ) การปล่อยรังสีเอกซ์ของ Scorpius X-1 นั้นมากกว่าการปล่อยรังสีที่มองเห็นได้ถึง 10,000 เท่า ในขณะที่ของดวงอาทิตย์นั้นน้อยกว่าประมาณหนึ่งล้านเท่า นอกจากนี้ พลังงานที่ปล่อยออกมาในรูปของรังสีเอกซ์ยังมากกว่าการปล่อยรังสีทั้งหมดของดวงอาทิตย์ในทุกความยาวคลื่นถึง 100,000 เท่า
นับตั้งแต่นั้นมามีการค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์อีกหลายพันแห่ง นอกจากนี้อวกาศระหว่างกาแล็กซีในกระจุกกาแล็กซีเต็มไปด้วยก๊าซร้อนแต่เจือจางมากโดยมีอุณหภูมิระหว่าง 100 ถึง 1000 เมกะเคลวิน (MK) ปริมาณก๊าซร้อนทั้งหมดมีมากถึงห้าถึงสิบเท่าของมวลรวมในกาแล็กซีที่มองเห็นได้
ประวัติศาสตร์ของดาราศาสตร์รังสีเอกซ์
ในปี พ.ศ. 2460 EO Hulburt จากห้องปฏิบัติการวิจัยกองทัพเรือสหรัฐฯและเพื่อนร่วมงานGregory BreitและMerle A. Tuveจากสถาบัน Carnegie แห่งวอชิงตันได้สำรวจความเป็นไปได้ในการติดตั้งอุปกรณ์ให้กับ จรวดของ Robert H. Goddardเพื่อสำรวจชั้นบรรยากาศเบื้องบน “สองปีต่อมา เขาได้เสนอโครงการทดลองที่จรวดอาจได้รับการติดตั้งอุปกรณ์เพื่อสำรวจชั้นบรรยากาศเบื้องบน รวมถึงการตรวจจับรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอ็กซ์ที่ระดับความสูงมาก” [ 2 ]
ในช่วงปลายทศวรรษ 1930 การมีอยู่ของก๊าซที่ร้อนและเบาบางมากที่ล้อมรอบดวงอาทิตย์นั้นอนุมานได้โดยอ้อมจากเส้นโคโรนาแสงของสปีชีส์ที่มีไอออนสูง[ 3 ]เป็นที่ทราบกันดีว่าดวงอาทิตย์ถูกล้อมรอบด้วยโคโรนาที่ร้อนและเบาบาง[ 4 ]ในช่วงกลางทศวรรษ 1940 การสังเกตการณ์ทางวิทยุเผยให้เห็นโคโรนาวิทยุรอบดวงอาทิตย์[ 3 ]
การเริ่มต้นการค้นหาแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์จากเหนือชั้นบรรยากาศของโลกเกิดขึ้นเมื่อวันที่5 สิงหาคม พ.ศ. 2491 เวลา 12:07 GMT จรวด V-2 ของกองทัพสหรัฐฯ (เดิมเป็นของเยอรมัน) ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของโครงการเฮอร์เมสถูกปล่อยจากสนามทดสอบไวท์แซนด์สรังสีเอ็กซ์จากดวงอาทิตย์ครั้งแรกถูกบันทึกโดย T. Burnight [ 5 ]
ตลอดช่วงทศวรรษ 1960, 1970, 1980 และ 1990 ความไวของเครื่องตรวจจับเพิ่มขึ้นอย่างมากในช่วง 60 ปีของการศึกษาดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ นอกจากนี้ ความสามารถในการโฟกัสรังสีเอ็กซ์ก็พัฒนาขึ้นอย่างมาก ทำให้สามารถสร้างภาพคุณภาพสูงของวัตถุทางดาราศาสตร์ที่น่าสนใจมากมายได้
แท่นสังเกตการณ์
เที่ยวบินจรวดสำรวจ
การบินสำรวจด้วยจรวดครั้งแรกเพื่อการวิจัยรังสีเอ็กซ์เกิดขึ้นที่ฐานยิงขีปนาวุธไวท์แซนด์สในนิวเม็กซิโกโดยใช้จรวด V-2เมื่อวันที่ 28 มกราคม พ.ศ. 2492 มีการติดตั้งเครื่องตรวจจับไว้ใน ส่วน กรวยหัวจรวดและปล่อยจรวดขึ้นบินในวงโคจรย่อยที่ระดับความสูงเหนือชั้นบรรยากาศเล็กน้อย รังสีเอ็กซ์จากดวงอาทิตย์ถูกตรวจจับโดย การทดลอง Blossom ของ ห้องปฏิบัติการวิจัยกองทัพเรือ สหรัฐฯ บนจรวด[ 6 ]
จรวดAerobee 150 ที่ปล่อยเมื่อวันที่ 19 มิถุนายน พ.ศ. 2505 (UTC) ตรวจพบรังสีเอกซ์แรกที่ปล่อยออกมาจากแหล่งกำเนิดนอกระบบสุริยะ[ 7 ] [ 8 ] (Scorpius X-1) [ 9 ]ปัจจุบันเป็นที่ทราบกันแล้วว่าแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์เช่น Scorpius X-1 นั้นเป็นดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดเช่นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำวัสดุที่ตกลงไปในหลุมดำอาจปล่อยรังสีเอกซ์ออกมา แต่หลุมดำเองนั้นไม่ปล่อย แหล่งพลังงานสำหรับการปล่อยรังสีเอกซ์คือแรงโน้มถ่วง ก๊าซและฝุ่นที่ตกลงมาจะถูกทำให้ร้อนโดยสนามแรงโน้มถ่วงที่ รุนแรง ของวัตถุเหล่านี้และวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ[ 10 ]จากการค้นพบในสาขาดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ใหม่นี้ โดยเริ่มต้นจาก Scorpius X-1 ทำให้Riccardo Giacconiได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี พ.ศ. 2545 [ 11 ]
ข้อเสียเปรียบที่สำคัญที่สุดของการปล่อยจรวดคือระยะเวลาการโคจรที่สั้นมาก (เพียงไม่กี่นาทีเหนือชั้นบรรยากาศก่อนที่จรวดจะตกลงสู่พื้นโลก) และขอบเขตการมองเห็น ที่จำกัด จรวดที่ปล่อยจากสหรัฐอเมริกาจะไม่สามารถมองเห็นแหล่งกำเนิดแสงในท้องฟ้าทางทิศใต้ได้ และจรวดที่ปล่อยจากออสเตรเลียก็จะไม่สามารถมองเห็นแหล่งกำเนิดแสงในท้องฟ้าทางทิศเหนือได้
โครงการเครื่องวัดพลังงานควอนตัมรังสีเอ็กซ์ (XQC)
ในทางดาราศาสตร์สสารระหว่างดาว (หรือ ISM) คือก๊าซและฝุ่นคอสมิกที่แผ่กระจายไปทั่วอวกาศระหว่างดาว: สสารที่มีอยู่ระหว่างระบบดาวภายในกาแล็กซี มันเติมเต็มอวกาศระหว่างดาวและผสมผสานเข้ากับสสารระหว่างกาแล็กซี โดยรอบได้อย่างราบรื่น ส สารระหว่างดาวประกอบด้วยส่วนผสมที่เจือจางมาก (เมื่อเทียบกับมาตรฐานบนโลก) ของไอออนอะตอมโมเลกุลอนุภาคฝุ่นขนาดใหญ่รังสีคอสมิกและสนามแม่เหล็ก (กาแล็กซี) [ 12 ]พลังงานที่ครอบครองปริมาตรเดียวกันในรูปของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าคือสนามรังสีระหว่างดาว
สิ่งที่น่าสนใจคือ สสารระหว่างดาวฤกษ์ที่มีไอออนร้อน (HIM) ซึ่งประกอบด้วยเมฆโคโรนาที่พุ่งออกมาจากพื้นผิวดาวฤกษ์ที่อุณหภูมิ10⁶ - 10⁷เคลวิน ซึ่งปล่อยรังสีเอ็กซ์ออกมา สสารระหว่างดาวฤกษ์ (ISM) มีความปั่นป่วนและเต็มไปด้วยโครงสร้างในทุกระดับสเกลเชิงพื้นที่ ดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นลึกเข้าไปในกลุ่มเมฆโมเลกุล ขนาดใหญ่ ซึ่งโดยทั่วไปมีขนาดไม่กี่พาร์เซกในช่วงชีวิตและการตาย ของ ดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์จะปฏิสัมพันธ์ทางกายภาพกับ ISM ลมดาวฤกษ์จากกระจุกดาวอายุน้อย (มักมีบริเวณ HII ขนาดยักษ์หรือยักษ์ใหญ่ ล้อมรอบ) และคลื่นกระแทกที่เกิดจากซูเปอร์ โนวา จะส่งพลังงานจำนวนมหาศาลเข้าสู่สภาพแวดล้อมโดยรอบ ซึ่งนำไปสู่ความปั่นป่วนความเร็วสูงมาก โครงสร้างที่เกิดขึ้นคือฟองลมดาวฤกษ์และฟองก๊าซร้อนขนาดใหญ่ ปัจจุบันดวงอาทิตย์กำลังเคลื่อนที่ผ่านเมฆระหว่างดาวฤกษ์ในท้องถิ่น ซึ่งเป็นบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่าใน ฟองอากาศในท้องถิ่นที่มีความหนาแน่นต่ำ
เพื่อวัดสเปกตรัมของการปล่อยรังสีเอกซ์แบบกระจายจากตัวกลางระหว่างดาวในช่วงพลังงาน 0.07 ถึง 1 keV นาซาได้ปล่อยจรวดBlack Brant 9จากฐานยิงขีปนาวุธไวท์แซนด์ส รัฐนิวเม็กซิโก เมื่อวันที่ 1 พฤษภาคม พ.ศ. 2551 [ 13 ]หัวหน้าโครงการวิจัยหลักสำหรับภารกิจนี้คือ ดร. แดน แมคแคมมอน จากมหาวิทยาลัยวิสคอนซิน–แมดิสัน
ลูกโป่ง
การบินบอลลูนสามารถบรรทุกอุปกรณ์ขึ้นไปที่ระดับความสูงได้ถึง 40 กิโลเมตรเหนือระดับน้ำทะเล ซึ่งอยู่เหนือชั้นบรรยากาศของโลกถึง 99.997% ต่างจากจรวดที่เก็บข้อมูลได้ในเวลาเพียงไม่กี่นาที บอลลูนสามารถลอยอยู่ในอากาศได้นานกว่ามาก อย่างไรก็ตาม แม้จะอยู่ที่ระดับความสูงดังกล่าวสเปกตรัม ของรังสีเอ็กซ์ส่วนใหญ่ ก็ยังถูกดูดซับ รังสีเอ็กซ์ที่มีพลังงานน้อยกว่า 35 keV (5,600 aJ) ไม่สามารถไปถึงบอลลูนได้ เมื่อวันที่ 21 กรกฎาคม พ.ศ. 2507 ซากซูเปอร์โนวาเนบิวลาปูถูกค้นพบว่าเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ชนิดแข็ง (15–60 keV) โดยใช้เครื่องนับแสงวับที่ติดตั้งบนบอลลูนที่ปล่อยจากเมืองปาเลสไตน์ รัฐเท็กซัส สหรัฐอเมริกา นี่น่าจะเป็นการตรวจจับรังสีเอ็กซ์จากแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ในอวกาศโดยใช้บอลลูนเป็นครั้งแรก[ 14 ]
กล้องโทรทรรศน์โฟกัสพลังงานสูง
กล้องโทรทรรศน์โฟกัสพลังงานสูง (HEFT) เป็นการทดลองบนบอลลูนเพื่อสร้างภาพแหล่งกำเนิดทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในช่วงรังสีเอกซ์แข็ง (20–100 keV) [ 15 ]การบินครั้งแรกเกิดขึ้นในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2548 จากฟอร์ตซัมเนอร์ รัฐนิวเม็กซิโก สหรัฐอเมริกา ความละเอียดเชิงมุมของ HEFT อยู่ที่ประมาณ 1.5' แทนที่จะใช้กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ แบบมุมตกกระทบเฉียง HEFT ใช้ การเคลือบหลายชั้น ทังสเตน -ซิลิคอนแบบใหม่เพื่อขยายการสะท้อนแสงของกระจกตกกระทบเฉียงแบบซ้อนกันให้เกิน 10 keV HEFT มีความละเอียดพลังงาน 1.0 keV ความกว้างเต็มที่ที่ครึ่งค่าสูงสุดที่ 60 keV HEFT ถูกปล่อยขึ้นสู่บอลลูนสำหรับการบิน 25 ชั่วโมงในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2548 เครื่องมือทำงานได้ตามข้อกำหนดและสังเกตการณ์Tau X-1หรือเนบิวลาปู
เครื่องสเปกโทรเมตรแกมมาและรังสีเอ็กซ์พลังงานสูงความละเอียดสูง (HIREGS)
การทดลองบนบอลลูนที่เรียกว่า สเปกโทรเมตรแกมมาเรย์ความละเอียดสูงและเอ็กซ์เรย์แข็ง (HIREGS) สังเกตการปล่อยรังสีเอ็กซ์และรังสีแกมมาจากดวงอาทิตย์และวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ[ 16 ] [ 17 ] บอลลูน นี้ถูกปล่อยจากสถานีแม็กเมอร์โดแอนตาร์กติกาในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2534 และ พ.ศ. 2535 ลมที่พัดอย่างต่อเนื่องทำให้บอลลูนบินรอบขั้วโลกเป็นเวลาประมาณสองสัปดาห์ในแต่ละครั้ง[ 18 ]
ร็อคคูนส์
ร็อคคูน (Rockoon ) เป็นการผสมผสานระหว่างจรวดและบอลลูนโดยใช้จรวดเชื้อเพลิงแข็งซึ่งแทนที่จะจุดไฟทันทีขณะอยู่บนพื้นดิน มันจะถูกนำขึ้นไปสู่ชั้นบรรยากาศเบื้องบนด้วยบอลลูนที่บรรจุก๊าซก่อน จากนั้น เมื่อแยกตัวออกจากบอลลูนที่ระดับความสูงสูงสุดแล้ว จรวดก็จะจุดไฟโดยอัตโนมัติ วิธีนี้ทำให้สามารถบินได้สูงขึ้น เนื่องจากจรวดไม่จำเป็นต้องเคลื่อนที่ผ่านชั้นอากาศที่หนาแน่นกว่าในระดับล่าง ซึ่งจะต้องใช้เชื้อเพลิงเคมีมากกว่ามาก
แนวคิดดั้งเดิมของ "rockoons" ได้รับการพัฒนาโดยผู้บัญชาการ Lee Lewis, ผู้บัญชาการ G. Halvorson, SF Singer และJames A. Van Allenระหว่างการเดินทางทดสอบยิงจรวด Aerobee ของเรือUSS Norton Sound เมื่อวันที่ 1 มีนาคม พ.ศ. 2492 [ 6 ]
การสังเกตการณ์จากดาวเทียม
การโคจรของดาวเทียมที่มีเซนเซอร์รังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์เปิดโอกาสให้มีการสังเกตการณ์อย่างต่อเนื่องในระยะยาว การทดลองครั้งแรกบนVanguard 3และExplorer 7ล้มเหลวเนื่องจากการปรับเทียบไม่เพียงพอและเกิดการอิ่มตัวอย่างรวดเร็วSOLRAD 1ซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1960 เป็นดาวเทียมดวงแรกที่ประสบความสำเร็จในการวัดรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์[ 1 ] : 63–64
เครื่องดนตรี
กล้องโทรทัศน์และกระจกเอ็กซ์เรย์
จำเป็นต้องใช้ดาวเทียมเนื่องจากรังสีเอ็กซ์ถูกดูดซับโดยชั้นบรรยากาศของโลก ดังนั้นเครื่องมือตรวจจับรังสีเอ็กซ์จึงต้องถูกนำขึ้นไปที่ระดับความสูงมากโดยใช้บอลลูน จรวดสำรวจ และดาวเทียม กล้องโทรทัศน์รังสีเอ็กซ์ (XRT) มีทิศทางหรือความสามารถในการสร้างภาพที่แตกต่างกันโดยอาศัยการสะท้อนมุมเฉียงแทนที่จะเป็นการหักเหหรือการสะท้อนเบี่ยงเบนขนาดใหญ่[ 20 ] [ 21 ] ซึ่งจำกัดให้มีขอบเขตการมองเห็นที่แคบกว่ากล้องโทรทัศน์ที่มองเห็นได้หรือรังสี UV กระจกสามารถทำจากเซรามิกหรือฟอยล์โลหะได้[ 22 ]
กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ตัวแรกในทางดาราศาสตร์ถูกใช้เพื่อสังเกตดวงอาทิตย์ ภาพรังสีเอกซ์ภาพแรกของดวงอาทิตย์ (ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบตกกระทบเฉียง) ถูกถ่ายในปี พ.ศ. 2506 โดยกล้องโทรทรรศน์ที่ติดตั้งบนจรวด เมื่อวันที่ 19 เมษายน พ.ศ. 2503 ภาพรังสีเอกซ์ภาพแรกของดวงอาทิตย์ถูกถ่ายโดยใช้กล้องรูเข็มบนจรวด Aerobee-Hi [ 23 ]
การใช้กระจกสะท้อนรังสีเอ็กซ์สำหรับการศึกษาดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์นอกระบบสุริยะจำเป็นต้องมีสิ่งต่อไปนี้พร้อมกัน:
- ความสามารถในการระบุตำแหน่งเมื่อโฟตอนรังสีเอกซ์มาถึงในสองมิติและ
- ประสิทธิภาพการตรวจจับที่เหมาะสม
เครื่องตรวจจับรังสีเอกซ์ทางดาราศาสตร์
เครื่องตรวจจับรังสีเอกซ์ทางดาราศาสตร์ได้รับการออกแบบและกำหนดค่าโดยส่วนใหญ่เพื่อตรวจจับพลังงาน และบางครั้งเพื่อตรวจจับความยาวคลื่น โดยใช้เทคนิคที่หลากหลาย ซึ่งมักจำกัดอยู่ตามเทคโนโลยีที่มีอยู่ในขณะนั้น
เครื่องตรวจจับรังสีเอกซ์จะรวบรวมรังสีเอกซ์แต่ละตัว (โฟตอนของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเอกซ์) และนับจำนวนโฟตอนที่รวบรวมได้ (ความเข้ม) พลังงาน (0.12 ถึง 120 keV) ของโฟตอนที่รวบรวมได้ ความยาวคลื่น (ประมาณ 0.008–8 นาโนเมตร) หรือความเร็วในการตรวจจับโฟตอน (จำนวนครั้งต่อชั่วโมง) เพื่อบอกเราเกี่ยวกับวัตถุที่ปล่อยรังสีเหล่านั้นออกมา
แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์
วัตถุทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์หลายประเภทปล่อย เปล่งแสง หรือสะท้อนรังสีเอ็กซ์ ตั้งแต่กระจุกกาแล็กซีผ่านหลุมดำในนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงาน (AGN) ไปจนถึงวัตถุในกาแล็กซี เช่นซากซูเปอร์โนวาดาวฤกษ์ และดาวคู่ที่มี ดาว แคระขาว ( ดาวแปรแสงแบบหายนะและแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์อ่อนมาก ) ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ (ดาวคู่รังสีเอ็กซ์ ) วัตถุบางดวงในระบบสุริยะปล่อยรังสีเอ็กซ์ ที่โดดเด่นที่สุดคือดวงจันทร์แม้ว่าความสว่างของรังสีเอ็กซ์ส่วนใหญ่ของดวงจันทร์จะเกิดจากการสะท้อนรังสีเอ็กซ์จากดวงอาทิตย์ก็ตาม เชื่อกันว่าการรวมกันของแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์จำนวนมากที่ไม่สามารถแยกแยะได้ ทำให้เกิดรังสีเอ็กซ์พื้นหลัง ที่สังเกต ได้ รังสีเอกซ์ต่อเนื่องสามารถเกิดขึ้นได้จากเบร็มส์ตรัลลุงรังสีวัตถุดำรังสีซินโครตรอนหรือสิ่งที่เรียกว่าการกระเจิงคอมป์ตันผกผันของโฟตอนพลังงานต่ำโดยอิเล็กตรอนสัมพัทธภาพ การชนกันของโปรตอนเร็วกับอิเล็กตรอนอะตอม และการรวมตัวใหม่ของอะตอม โดยมีหรือไม่มีการเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนเพิ่มเติม[ 24 ]
ระบบ ดาว คู่รังสีเอ็กซ์มวลปานกลาง (IMXB) คือระบบดาวคู่ที่องค์ประกอบหนึ่งเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ส่วนอีกองค์ประกอบหนึ่งเป็นดาวมวลปานกลาง[ 25 ]
Hercules X-1ประกอบด้วยดาวนิวตรอนที่ดูดกลืนสสารจากดาวปกติ (HZ Herculis) ซึ่งอาจเกิดจากการล้นของกลีบโรช X-1 เป็นต้นแบบของระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมาก แม้ว่าจะอยู่บนเส้นแบ่ง~2 M☉ระหว่างระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมากและมวลน้อย[ 26 ]
ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2563 นักดาราศาสตร์รายงานการสังเกต " ผู้สมัครเหตุการณ์การแตกตัวของไทดัลแบบแข็ง " ที่เกี่ยวข้องกับ ASASSN-20hx ซึ่งตั้งอยู่ใกล้ใจกลางกาแล็กซี NGC 6297 และตั้งข้อสังเกตว่าการสังเกตนี้เป็นหนึ่งใน "เหตุการณ์การแตกตัวของไทดัลเพียงไม่กี่เหตุการณ์ที่มีสเปกตรัมรังสีเอกซ์แบบพาวเวอร์ลอว์แบบแข็ง " [ 27 ] [ 28 ]
แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์จากท้องฟ้า
ทรงกลมท้องฟ้าถูกแบ่งออกเป็น 88 กลุ่มดาว กลุ่มดาวของ สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) คือบริเวณบนท้องฟ้า แต่ละกลุ่มดาวประกอบด้วยแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่น่าสนใจ บางแหล่งได้รับการระบุจากแบบจำลองทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ว่าเป็นกาแล็กซีหรือหลุมดำที่อยู่ใจกลางกาแล็กซี บางแหล่งเป็นพัลซาร์เช่นเดียวกับแหล่งกำเนิดที่ได้รับการสร้างแบบจำลองสำเร็จแล้วโดยฟิสิกส์ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ การพยายามทำความเข้าใจการกำเนิดรังสีเอ็กซ์จากแหล่งกำเนิดที่ปรากฏช่วยให้เข้าใจดวงอาทิตย์จักรวาลโดยรวม และผลกระทบที่สิ่งเหล่านี้มีต่อเราบนโลกกลุ่มดาวเป็นเครื่องมือทางดาราศาสตร์สำหรับการจัดการการสังเกตการณ์และความแม่นยำโดยไม่ขึ้นอยู่กับทฤษฎีทางฟิสิกส์หรือการตีความในปัจจุบัน ดาราศาสตร์มีมานานแล้ว ทฤษฎีทางฟิสิกส์เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา ในส่วนของแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ในอวกาศนั้น ดาราศาสตร์ฟิสิกส์รังสีเอ็กซ์มักจะเน้นไปที่เหตุผลทางกายภาพที่ทำให้เกิดความสว่างของรังสีเอ็กซ์ ในขณะที่ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์มักจะเน้นไปที่การจำแนกประเภท ลำดับการค้นพบ ความแปรปรวน ความสามารถในการแยกแยะ และความสัมพันธ์กับแหล่งกำเนิดใกล้เคียงในกลุ่มดาวอื่นๆ
ภายในกลุ่มดาวโอไรออนและอีริดานัส และทอดยาวข้ามกลุ่มดาวทั้งสองนั้น มี "จุดร้อน" รังสีเอ็กซ์อ่อนที่รู้จักกันในชื่อซูเปอร์บับเบิลโอไรออน-อีริดานัส , การเพิ่มความเข้มของรังสีเอ็กซ์อ่อนอีริดานัส หรือเรียกง่ายๆ ว่า บับเบิลอีริดานัส ซึ่งเป็นพื้นที่ 25° ที่ประกอบด้วยส่วนโค้งที่เชื่อมต่อกันของเส้นใยที่ปล่อยรังสี Hα รังสีเอ็กซ์อ่อนถูกปล่อยออกมาจากก๊าซร้อน (T ~ 2–3 MK) ภายในซูเปอร์บับเบิล วัตถุสว่างนี้เป็นฉากหลังสำหรับ "เงา" ของเส้นใยก๊าซและฝุ่น เส้นใยแสดงโดยเส้นขอบที่ซ้อนทับกัน ซึ่งแสดงถึงการปล่อยรังสี 100 ไมโครเมตรจากฝุ่นที่อุณหภูมิประมาณ 30 K ตามที่วัดโดยIRASเส้นใยนี้ดูดซับรังสีเอ็กซ์อ่อนระหว่าง 100 ถึง 300 eV ซึ่งบ่งชี้ว่าก๊าซร้อนตั้งอยู่ด้านหลังเส้นใย เส้นใยนี้อาจเป็นส่วนหนึ่งของเปลือกก๊าซที่เป็นกลางที่ล้อมรอบบับเบิลร้อน ภายในของกระจุกดาวนี้ได้รับพลังงานจาก แสง อัลตราไวโอเลต (UV) และลมดาวฤกษ์จากดาวฤกษ์ร้อนในกลุ่มดาวโอไรออน OB1 ดาวฤกษ์เหล่านี้ให้พลังงานแก่ฟองอากาศขนาดใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1200 ปีแสง ซึ่งสามารถสังเกตได้ในย่านสเปกตรัมแสงที่มองเห็นได้ (Hα) และรังสีเอ็กซ์
ดาราศาสตร์รังสีเอกซ์เชิงสำรวจ
โดยปกติแล้วดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ถือว่าเกิดขึ้นบนพื้นผิวโลก (หรือใต้พื้นผิวโลกในดาราศาสตร์นิวตริโน ) แนวคิดของการจำกัดการสังเกตการณ์ไว้บนโลกนั้นรวมถึงการโคจรรอบโลกด้วย ทันทีที่ผู้สังเกตการณ์ออกจากขอบเขตอันสะดวกสบายของโลก ผู้สังเกตการณ์ก็จะกลายเป็นนักสำรวจอวกาศห้วงลึก[ 29 ]ยกเว้นExplorer 1และExplorer 3และดาวเทียมรุ่นก่อนหน้าในชุด[ 30 ]โดยปกติแล้วหากยานสำรวจจะเป็นนักสำรวจอวกาศห้วงลึก มันจะออกจากโลกหรือวงโคจรรอบโลก
สำหรับดาวเทียมหรือยานสำรวจอวกาศที่จะมีคุณสมบัติเป็นนักดาราศาสตร์/นักสำรวจรังสีเอ็กซ์ในห้วงอวกาศลึก หรือ "นักบินอวกาศหุ่นยนต์" นั้น สิ่งที่จำเป็นต้องมีก็คือเครื่องฉายรังสีเอ็กซ์ (XRT) หรือเครื่องตรวจจับรังสีเอ็กซ์ และต้องออกจากวงโคจรของโลก
ยานอวกาศยู ลิสซีส ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 6 ตุลาคม 1990 และเดินทางถึงดาวพฤหัสบดีเพื่อใช้ "แรงโน้มถ่วงดึงยาน " ในเดือนกุมภาพันธ์ 1992 มันผ่านขั้วใต้ของดวงอาทิตย์ในเดือนมิถุนายน 1994 และข้ามเส้นศูนย์สูตรสุริยวิถีในเดือนกุมภาพันธ์ 1995 การทดลองเกี่ยวกับรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์และรังสีแกมมาในอวกาศ (GRB) มีวัตถุประสงค์หลัก 3 ประการ ได้แก่ การศึกษาและติดตามการปะทุของดวงอาทิตย์ การตรวจจับและระบุตำแหน่งรังสี แกมมา ในอวกาศ และการตรวจจับแสงออโรร่าของดาวพฤหัสบดีในสถานที่จริงยูลิสซีสเป็นดาวเทียมดวงแรกที่ติดตั้งเครื่องตรวจจับรังสีแกมมาซึ่งโคจรอยู่นอกวงโคจรของดาวอังคาร เครื่องตรวจจับรังสีเอกซ์แบบแข็งทำงานในช่วง 15–150 keV เครื่องตรวจจับประกอบด้วยผลึก CsI(Tl) หนา 23 มม. × เส้นผ่านศูนย์กลาง 51 มม. ติดตั้งผ่านท่อแสงพลาสติกไปยังโฟโตมัลติพลายเออร์ ตัวตรวจจับแบบแข็งจะเปลี่ยนโหมดการทำงานขึ้นอยู่กับ (1) อัตราการนับที่วัดได้ (2) คำสั่งจากภาคพื้นดิน หรือ (3) การเปลี่ยนแปลงในโหมดโทรมาตรของยานอวกาศ ระดับทริกเกอร์โดยทั่วไปตั้งไว้ที่ 8 ซิกมาเหนือพื้นหลัง และความไวอยู่ที่ 10 −6 erg/cm 2 (1 nJ/m 2 ) เมื่อมีการบันทึกทริกเกอร์แบบเบิร์สต์ เครื่องมือจะสลับไปบันทึกข้อมูลความละเอียดสูง โดยบันทึกไปยังหน่วยความจำ 32 กิโลบิตสำหรับการอ่านโทรมาตรแบบช้า ข้อมูลเบิร์สต์ประกอบด้วยอัตราการนับความละเอียด 8 มิลลิวินาที เป็นเวลา 16 วินาที หรืออัตราการนับความละเอียด 32 มิลลิวินาที เป็นเวลา 64 วินาที จากผลรวมของตัวตรวจจับทั้ง 2 ตัว นอกจากนี้ยังมีสเปกตรัมพลังงาน 16 ช่อง จากผลรวมของตัวตรวจจับทั้ง 2 ตัว (บันทึกโดยการรวมเวลา 1, 2, 4, 16 หรือ 32 วินาที) ในระหว่างโหมด 'รอ' ข้อมูลจะถูกบันทึกโดยการรวมเวลา 0.25 หรือ 0.5 วินาที และ 4 ช่องพลังงาน (โดยเวลาการรวมที่ สั้นที่สุด คือ 8 วินาที) เช่นเคย ผลลัพธ์จากเครื่องตรวจจับทั้ง 2 ตัวถูกนำมาบวกกัน
เครื่อง ตรวจจับรังสีเอ็กซ์พลังงานต่ำของ ยานอวกาศยูลิสซีสประกอบด้วยตัวตรวจจับพื้นผิวซิลิคอน (Si) หนา 2.5 มม. × พื้นที่ 0.5 ซม. ² หน้าต่างด้านหน้าเป็นแผ่นฟอยล์เบริลเลียมหนา 100 มก./ซม. ²ทำหน้าที่กรองรังสีเอ็กซ์พลังงานต่ำและกำหนดขอบเขตการมองเห็นแบบทรงกรวยที่ 75° (ครึ่งมุม) เครื่องตรวจจับเหล่านี้ระบายความร้อนด้วยระบบพาสซีฟและทำงานในช่วงอุณหภูมิ −35 ถึง −55 °C เครื่องตรวจจับนี้มี 6 ช่องพลังงาน ครอบคลุมช่วง 5–20 keV
ไดนาโมส์
ทฤษฎีไดนาโมอธิบายกระบวนการที่ของเหลวที่หมุน มีการพาความร้อน และนำไฟฟ้าได้ ทำหน้าที่รักษาสนามแม่เหล็กทฤษฎีนี้ใช้เพื่ออธิบายการมีอยู่ของสนามแม่เหล็กที่มีอายุยืนยาวผิดปกติในวัตถุทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ หากสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์บางส่วนถูกเหนี่ยวนำโดยไดนาโมจริง ๆ ความแรงของสนามอาจเกี่ยวข้องกับอัตราการหมุน[ 31 ]
แบบจำลองทางดาราศาสตร์
จากสเปกตรัมรังสีเอกซ์ที่สังเกตได้ เมื่อรวมกับผลการปล่อยสเปกตรัมในช่วงความยาวคลื่นอื่นๆ สามารถสร้างแบบจำลองทางดาราศาสตร์ที่กล่าวถึงแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่เป็นไปได้ได้ ตัวอย่างเช่น สำหรับ Scorpius X-1 สเปกตรัมรังสีเอกซ์จะลดลงอย่างรวดเร็วเมื่อพลังงานรังสีเอกซ์เพิ่มขึ้นถึง 20 keV ซึ่งน่าจะเป็นกลไกพลาสมาความร้อน[ 24 ]นอกจากนี้ ยังไม่มีการปล่อยคลื่นวิทยุ และสเปกตรัมต่อเนื่องที่มองเห็นได้นั้นโดยประมาณจะเป็นไปตามที่คาดหวังจากพลาสมาร้อนที่สอดคล้องกับฟลักซ์รังสีเอกซ์ที่สังเกตได้[ 24 ]พลาสมาอาจเป็นเมฆโคโรนาของวัตถุกลางหรือพลาสมาชั่วคราว ซึ่งแหล่งพลังงานไม่เป็นที่รู้จัก แต่อาจเกี่ยวข้องกับแนวคิดของระบบดาวคู่ใกล้ชิด[ 24 ]
ในสเปกตรัมรังสีเอกซ์ของเนบิวลาปู มีลักษณะสามประการที่แตกต่างจาก Scorpius X-1 อย่างมาก ได้แก่ สเปกตรัมมีความแข็งกว่ามาก เส้นผ่านศูนย์กลางของแหล่งกำเนิดอยู่ใน หน่วย ปีแสง (ly) ไม่ใช่หน่วยดาราศาสตร์ (AU) และการปล่อยคลื่นวิทยุและแสงซินโครตรอนมีความรุนแรง[ 24 ]ความสว่างของรังสีเอกซ์โดยรวมเทียบเท่ากับการปล่อยแสง และอาจเป็นของพลาสมาที่ไม่ใช่ความร้อน อย่างไรก็ตาม เนบิวลาปูปรากฏเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่เป็นลูกบอลพลาสมาเจือจางที่ขยายตัวอย่างอิสระตรงกลาง ซึ่งมีปริมาณพลังงานมากกว่าปริมาณพลังงานทั้งหมดของส่วนที่มองเห็นได้และคลื่นวิทยุขนาดใหญ่ถึง 100 เท่า ซึ่งได้มาจากแหล่งกำเนิดที่ไม่ทราบที่มา[ 24 ]
เส้นแบ่ง "เส้นแบ่ง"เมื่อดาวฤกษ์ยักษ์วิวัฒนาการไปเป็นดาวยักษ์แดงยังตรงกับเส้นแบ่งลมและโคโรนาด้วย[ 32 ]เพื่ออธิบายการลดลงของการปล่อยรังสีเอ็กซ์ข้ามเส้นแบ่งเหล่านี้ มีการเสนอแบบจำลองหลายแบบ:
- ความหนาแน่นของบริเวณเปลี่ยนผ่านต่ำ ส่งผลให้มีการปล่อยรังสีในโคโรนาต่ำ
- การดับแสงจากการปล่อยรังสีโคโรนาเนื่องจากลมที่มีความหนาแน่นสูง
- มีเพียงห่วงโคโรนาที่เย็นเท่านั้นที่จะคงตัวได้
- การเปลี่ยนแปลงโครงสร้างสนามแม่เหล็กไปสู่โครงสร้างแบบเปิด ส่งผลให้พลาสมาที่ถูกกักเก็บด้วยสนามแม่เหล็กลดลง หรือ
- การเปลี่ยนแปลงในลักษณะไดนาโมแม่เหล็ก ส่งผลให้สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์หายไป เหลือเพียงสนามแม่เหล็กขนาดเล็กที่เกิดจากความปั่นป่วนในหมู่ดาวยักษ์แดง[ 32 ]
ดาราศาสตร์รังสีเอกซ์เชิงวิเคราะห์
ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมาก (HMXBs) ประกอบด้วยดาวคู่ยักษ์ใหญ่ประเภท OB และวัตถุขนาดกะทัดรัด ซึ่งโดยทั่วไปคือดาวนิวตรอน (NS) หรือหลุมดำ (BH) ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ยักษ์ใหญ่ (SGXBs) คือ HMXBs ที่วัตถุขนาดกะทัดรัดโคจรรอบดาวคู่มวลมากด้วยคาบการโคจรไม่กี่วัน (3–15 วัน) และในวงโคจรแบบวงกลม (หรือวงรีเล็กน้อย) SGXBs แสดงสเปกตรัมรังสีเอ็กซ์แบบแข็งทั่วไปของพัลซาร์ ที่กำลังดูดกลืนสสาร และส่วนใหญ่แสดงการดูดกลืนที่รุนแรงเช่นเดียวกับ HMXBs ที่ถูกบดบัง ความสว่างของรังสีเอ็กซ์ ( Lx เพิ่มขึ้นถึง 10³⁶ เอิร์ก·วินาที⁻¹ ( 10²⁹วัตต์)
กลไกที่กระตุ้นให้เกิดพฤติกรรมเชิงเวลาที่แตกต่างกันซึ่งสังเกตได้ระหว่าง SGXB แบบคลาสสิกและซูเปอร์ไจแอนท์ฟาสต์เอ็กซ์เรย์ทรานเซียนต์ (SFXT) ที่เพิ่งค้นพบนั้นยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่[ 33 ]
ดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ของดาวฤกษ์
การตรวจพบรังสีเอกซ์ จากดาวฤกษ์ครั้งแรกเกิดขึ้นเมื่อวันที่ 5 เมษายน พ.ศ. 2517 โดยตรวจพบรังสีเอกซ์จากCapella [ 34 ]การบินของจรวดในวันนั้นได้ทำการปรับเทียบระบบควบคุมทิศทางของจรวดในช่วงสั้นๆ เมื่อเซ็นเซอร์ดาวฤกษ์ชี้แกนบรรทุกสัมภาระไปที่ Capella (α Aur) ในช่วงเวลานี้ รังสีเอกซ์ในช่วง 0.2–1.6 keV ถูกตรวจพบโดยระบบสะท้อนรังสีเอกซ์ที่จัดเรียงร่วมกับเซ็นเซอร์ดาวฤกษ์[ 34 ]ความสว่างของรังสีเอก ซ์ L = 10 31 erg·s −1 (10 24 W) สูงกว่าความสว่างของรังสีเอกซ์ของดวงอาทิตย์ถึงสี่อันดับ[ 34 ]
มงกุฎดาว
ดาวโคโรนา หรือดาวที่อยู่ในเมฆโคโรนาพบได้ทั่วไปในกลุ่มดาวที่อยู่ในครึ่งเย็นของแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ [ 3 ] การทดลองด้วยเครื่องมือบนยานสกายแล็บและโคเปอร์นิคัสถูกนำมาใช้เพื่อค้นหาการปล่อยรังสีเอกซ์อ่อนในช่วงพลังงาน ~0.14–0.284 keV จากโคโรนาของดาวฤกษ์[ 35 ]การทดลองบนยานANSประสบความสำเร็จในการค้นหาสัญญาณรังสีเอกซ์จากคาเปลลาและซิริอุส (α CMa) การปล่อยรังสีเอกซ์จากโคโรนาที่คล้ายดวงอาทิตย์ที่เพิ่มขึ้นได้รับการเสนอเป็นครั้งแรก[ 35 ]อุณหภูมิสูงของโคโรนาของคาเปลลาที่ได้จากสเปกตรัมรังสีเอกซ์โคโรนาแรกของคาเปลลาโดยใช้HEAO 1จำเป็นต้องมีการกักเก็บด้วยสนามแม่เหล็ก เว้นแต่ว่าจะเป็นลมโคโรนาที่ไหลอย่างอิสระ[ 3 ]
ในปี พ.ศ. 2520 มีการค้นพบว่า Proxima Centauriปล่อยรังสีพลังงานสูงในย่าน XUV ในปี พ.ศ. 2521 α Cen ถูกระบุว่าเป็นแหล่งกำเนิดโคโรนาที่มีกิจกรรมต่ำ[ 36 ]ด้วยการทำงานของหอดูดาว Einsteinการปล่อยรังสีเอ็กซ์ได้รับการยอมรับว่าเป็นลักษณะเฉพาะที่พบได้ทั่วไปในดาวฤกษ์หลากหลายดวงซึ่งครอบคลุมแผนภาพ Hertzsprung–Russell เกือบทั้งหมด[ 36 ]การสำรวจเบื้องต้นของ Einstein นำไปสู่ข้อมูลเชิงลึกที่สำคัญ:
- แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์มีอยู่มากมายในดาวฤกษ์ทุกประเภท ทั่วทั้งแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ และในเกือบทุกขั้นตอนของการวิวัฒนาการ
- ความสว่างของรังสีเอ็กซ์และการกระจายตัวตามลำดับหลักไม่สอดคล้องกับทฤษฎีการให้ความร้อนด้วยคลื่นเสียงที่ได้รับความนิยมมานาน แต่ในปัจจุบันถูกตีความว่าเป็นผลจากการให้ความร้อนด้วยสนามแม่เหล็กในชั้นโคโรนา
- ดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้ายคลึงกันจะเผยให้เห็นความแตกต่างอย่างมากในการปล่อยรังสีเอ็กซ์ หากคาบการหมุนของพวกมันแตกต่างกัน[ 3 ]
เพื่อให้เข้ากับสเปกตรัมความละเอียดปานกลางของUX Arietisจำเป็นต้องมีความอุดมสมบูรณ์ต่ำกว่าดวงอาทิตย์[ 3 ]
ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ของดาวฤกษ์กำลังมีส่วนช่วยให้เกิดความเข้าใจที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้นเกี่ยวกับ...
- สนามแม่เหล็กในเครื่องกำเนิดไฟฟ้าแบบแม่เหล็กไฟฟ้า
- การปลดปล่อยพลังงานในพลาสมาทางดาราศาสตร์ที่มีความหนาแน่นต่ำผ่านกระบวนการทางฟิสิกส์ของพลาสมาต่างๆ และ
- ปฏิสัมพันธ์ของรังสีพลังงานสูงกับสภาพแวดล้อมของดาวฤกษ์[ 3 ]
ความรู้ในปัจจุบันระบุว่าดาวฤกษ์ลำดับหลักโคโรนาขนาดใหญ่เป็นดาวฤกษ์ประเภท A ตอนปลายหรือประเภท F ตอนต้น ซึ่งเป็นข้อสันนิษฐานที่ได้รับการสนับสนุนทั้งจากการสังเกตและทฤษฎี[ 3 ]
ดาวฤกษ์อายุน้อย มวลน้อย
ดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นใหม่เรียกว่าดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักในช่วงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ก่อนที่จะถึงลำดับหลักดาวฤกษ์ในระยะนี้ (อายุ <10 ล้านปี) ผลิตรังสีเอ็กซ์ในโคโรนาของดาวฤกษ์ อย่างไรก็ตาม การปล่อยรังสีเอ็กซ์ของดาวฤกษ์เหล่านี้มีความแรงมากกว่าดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกัน ถึง 10³ถึง10⁵ เท่า [ 37 ]
การปล่อยรังสีเอ็กซ์ของดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักถูกค้นพบโดยหอดูดาวไอน์สไตน์ [ 38 ] [ 39 ] การปล่อยรังสีเอ็กซ์นี้ส่วนใหญ่เกิดจากเปลวเชื่อมต่อแม่เหล็กในโคโรนาของดาวฤกษ์ โดยมีเปลวขนาดเล็กจำนวนมากที่ทำให้เกิดการปล่อยรังสีเอ็กซ์แบบ "สงบ" จากดาวฤกษ์เหล่านี้[ 40 ]ดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักมีโซนการพาความร้อนขนาดใหญ่ ซึ่งในทางกลับกันจะขับเคลื่อนไดนาโมที่แข็งแกร่ง ทำให้เกิดสนามแม่เหล็กพื้นผิวที่แข็งแกร่ง สิ่งนี้นำไปสู่การปล่อยรังสีเอ็กซ์สูงจากดาวฤกษ์เหล่านี้ ซึ่งอยู่ในระบอบรังสีเอ็กซ์อิ่มตัว ต่างจากดาวฤกษ์ลำดับหลักที่แสดงการปรับเปลี่ยนการปล่อยรังสีเอ็กซ์ตามการหมุน แหล่งกำเนิดการปล่อยรังสีเอ็กซ์อื่นๆ ได้แก่ จุดร้อนการสะสมมวล[ 41 ]และการไหลออกที่ขนานกัน[ 42 ]
การปล่อยรังสีเอกซ์ซึ่งเป็นตัวบ่งชี้ถึงความเยาว์วัยของดาวฤกษ์มีความสำคัญต่อการศึกษาบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ บริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกาแล็กซีทางช้างเผือกถูกฉายลงบนสนามระนาบกาแล็กซีที่มีดาวสนามจำนวนมากที่ไม่เกี่ยวข้องกัน บ่อยครั้งที่เป็นไปไม่ได้ที่จะแยกแยะสมาชิกของกระจุกดาวอายุน้อยออกจากดาวสนามที่ปนเปื้อนโดยใช้เพียงภาพแสงและอินฟราเรด การปล่อยรังสีเอกซ์สามารถทะลุผ่านการดูดซับระดับปานกลางจากเมฆโมเลกุลได้ง่าย และสามารถใช้เพื่อระบุสมาชิกกระจุกดาวที่เป็นไปได้[ 43 ]
ลมแปรปรวน
เนื่องจากขาดโซนการพาความร้อนภายนอกที่สำคัญ ทฤษฎีจึงทำนายว่าไม่มีไดนาโมแม่เหล็กในดาว A ยุคแรก[ 3 ]ในดาวยุคแรกที่มีสเปกตรัมประเภท O และ B คลื่นกระแทกที่เกิดขึ้นในลมที่ไม่เสถียรน่าจะเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์[ 3 ]
คนแคระ M ที่เจ๋งที่สุด
นอกเหนือจากประเภทสเปกตรัม M5 แล้ว ไดนาโม αω แบบคลาสสิกไม่สามารถทำงานได้อีกต่อไป เนื่องจากโครงสร้างภายในของดาวแคระเปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก: พวกมันกลายเป็นดาวแคระที่มีการพาความร้อนอย่างสมบูรณ์[ 3 ]เนื่องจากไดนาโมแบบกระจาย (หรือ α 2 ) อาจมีความเกี่ยวข้อง ทั้งฟลักซ์แม่เหล็กบนพื้นผิวและโทโพโลยีของสนามแม่เหล็กในโคโรนาควรเปลี่ยนแปลงอย่างเป็นระบบตลอดช่วงการเปลี่ยนผ่านนี้ อาจส่งผลให้เกิดความไม่ต่อเนื่องในลักษณะของรังสีเอกซ์รอบๆ คลาสสเปกตรัม dM5 [ 3 ]อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ดูเหมือนจะไม่สนับสนุนภาพนี้: การตรวจจับรังสีเอกซ์มวลต่ำที่สุดเป็นเวลานาน VB 8 (M7e V) แสดงให้เห็นการปล่อยรังสีอย่างต่อเนื่องที่ระดับความสว่างของรังสีเอกซ์ ( L ) ≈ 10 26 erg·s −1 (10 19 W) และการปะทุที่สูงกว่าถึงหนึ่งอันดับ[ 3 ]การเปรียบเทียบกับดาวแคระ M ตอนปลายอื่นๆ แสดงให้เห็นแนวโน้มที่ค่อนข้างต่อเนื่อง[ 3 ]
การปล่อยรังสีเอ็กซ์ที่รุนแรงจากดาวฤกษ์ประเภท Herbig Ae/Be
ดาวฤกษ์ประเภท Herbig Ae/Be เป็นดาวฤกษ์ก่อนเข้าสู่ลำดับหลัก ส่วนคุณสมบัติการปล่อยรังสีเอ็กซ์นั้น บางดวงมีลักษณะดังนี้
- ชวนให้นึกถึงดวงดาวที่ร้อนแรง
- คนอื่นๆ ชี้ไปที่กิจกรรมโคโรนาเช่นเดียวกับในดาวฤกษ์เย็น โดยเฉพาะอย่างยิ่งการปรากฏตัวของเปลวสุริยะและอุณหภูมิที่สูงมาก[ 3 ]
ลักษณะของการปล่อยมลพิษที่รุนแรงเหล่านี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงกัน โดยมีแบบจำลองต่างๆ รวมถึง
- ลมดาวฤกษ์ที่ไม่เสถียร
- ลมปะทะกัน
- โคโรนาแม่เหล็ก
- ดิสก์โคโรนา
- สนามแม่เหล็กโลกที่ได้รับอิทธิพลจากลม
- คลื่นกระแทกจากการสะสมมวล
- การทำงานของเครื่องกำเนิดไฟฟ้าแรงเฉือน
- การปรากฏตัวของเพื่อนร่วมทางประเภทปลายที่ไม่รู้จัก[ 3 ]
เค ไจแอนท์
ดาว FK Com เป็นดาวยักษ์ประเภทสเปกตรัม K ที่มีการหมุนเร็วผิดปกติและมีสัญญาณของกิจกรรมที่รุนแรง โคโรนาเอ็กซ์เรย์ของพวกมันสว่างที่สุด ( L ≥ 10 32 erg·s −1หรือ 10 25 W) และร้อนที่สุดเท่าที่รู้จัก โดยมีอุณหภูมิที่โดดเด่นสูงถึง 40 MK [ 3 ]อย่างไรก็ตาม สมมติฐานที่เป็นที่นิยมในปัจจุบันเกี่ยวข้องกับการรวมตัวของระบบดาวคู่ใกล้ชิดซึ่งโมเมนตัมเชิงมุมวงโคจรของดาวคู่จะถูกถ่ายโอนไปยังดาวหลัก[ 3 ]
พอลลักซ์เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวคนคู่แม้ว่าจะมีการกำหนดให้เป็นดาวเบตา และเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นอันดับที่ 17 บนท้องฟ้า พอลลักซ์เป็นดาวฤกษ์ K สีส้มขนาดยักษ์ที่สร้างความแตกต่างของสีที่น่าสนใจกับดาวคู่แฝดสีขาวของมันอย่างแคสเตอร์ มีการค้นพบหลักฐานของโคโรนาชั้นนอกที่ร้อนและได้รับการสนับสนุนจากสนามแม่เหล็กรอบพอลลักซ์ และดาวฤกษ์ดวงนี้เป็นที่รู้จักกันว่าเป็นดาวฤกษ์ที่ปล่อยรังสีเอ็กซ์[ 44 ]
เอตา คารินาเอ
การสังเกตการณ์รังสีเอกซ์ครั้งใหม่โดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทราแสดงให้เห็นโครงสร้างที่แตกต่างกันสามแบบ ได้แก่ วงแหวนด้านนอกรูปเกือกม้าที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 2 ปีแสง แกนกลางที่ร้อนจัดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 3 เดือนแสง และแหล่งกำเนิดกลางที่ร้อนจัดซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า 1 เดือนแสง ซึ่งอาจมีซูเปอร์สตาร์ที่เป็นตัวขับเคลื่อนปรากฏการณ์ทั้งหมด วงแหวนด้านนอกเป็นหลักฐานของการระเบิดครั้งใหญ่อีกครั้งหนึ่งที่เกิดขึ้นเมื่อกว่า 1,000 ปีก่อน โครงสร้างทั้งสามรอบEta Carinae นี้ เชื่อกันว่าเป็นคลื่นกระแทกที่เกิดจากสสารที่พุ่งออกจากซูเปอร์สตาร์ด้วยความเร็วเหนือเสียง อุณหภูมิของก๊าซที่ได้รับความร้อนจากคลื่นกระแทกมีตั้งแต่ 60 MK ในบริเวณกลางไปจนถึง 3 MK บนโครงสร้างด้านนอกรูปเกือกม้า “ภาพจากจันทรามีปริศนาบางอย่างสำหรับแนวคิดที่มีอยู่เกี่ยวกับวิธีที่ดาวฤกษ์สามารถผลิตรังสีเอกซ์ที่ร้อนและเข้มข้นเช่นนี้ได้” ศาสตราจารย์ Kris Davidson จากมหาวิทยาลัยมินนิโซตา กล่าว [ 45 ] Davidson เป็นหัวหน้าผู้ตรวจสอบการสังเกตการณ์ Eta Carina โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล "ในทฤษฎีที่เป็นที่นิยมที่สุด รังสีเอ็กซ์เกิดจากการชนกันของกระแสแก๊สจากดาวสองดวงที่อยู่ใกล้กันมากจนเรามองเห็นเป็นแหล่งกำเนิดจุดเดียว แต่จะเกิดอะไรขึ้นกับกระแสแก๊สที่หลุดออกไปไกลขึ้น? วัตถุร้อนที่แผ่ขยายออกไปตรงกลางของภาพใหม่นี้ทำให้เกิดเงื่อนไขใหม่ที่เข้มงวดสำหรับทฤษฎีใดๆ ก็ตาม" [ 45 ]
ดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์สมัครเล่น
โดยรวมแล้ว นักดาราศาสตร์สมัครเล่นสังเกตวัตถุและปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์หลากหลายชนิด บางครั้งด้วยอุปกรณ์ที่พวกเขาสร้างขึ้นเองสถาบันกองทัพอากาศสหรัฐ (USAFA) เป็นที่ตั้งของโครงการดาวเทียมระดับปริญญาตรีแห่งเดียวของสหรัฐ และได้พัฒนาและยังคงพัฒนาจรวดสำรวจ FalconLaunch ต่อไป[ 46 ]นอกเหนือจากความพยายามโดยตรงของนักดาราศาสตร์สมัครเล่นในการส่งอุปกรณ์ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ขึ้นสู่อวกาศแล้ว ยังมีโอกาสที่อนุญาตให้นำอุปกรณ์ทดลองที่พัฒนาโดยนักศึกษาขึ้นไปบนจรวดสำรวจเชิงพาณิชย์ได้โดยไม่เสียค่าใช้จ่าย[ 47 ]
มีข้อจำกัดสำคัญหลายประการสำหรับนักดาราศาสตร์สมัครเล่นในการสังเกตการณ์และรายงานการทดลองในด้านดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ ได้แก่ ค่าใช้จ่ายในการสร้างจรวดหรือบอลลูนสำหรับนักดาราศาสตร์สมัครเล่นเพื่อติดตั้งเครื่องตรวจจับให้สูงพอ และค่าใช้จ่ายของชิ้นส่วนที่เหมาะสมในการสร้างเครื่องตรวจจับรังสีเอ็กซ์ที่เหมาะสม
คำถามสำคัญในดาราศาสตร์รังสีเอกซ์
เนื่องจากดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ใช้เครื่องมือวิเคราะห์สเปกตรัมหลักในการสำรวจแหล่งกำเนิด จึงเป็นเครื่องมือที่มีค่าในการพยายามไขปริศนาต่างๆ มากมาย
สนามแม่เหล็กดาวฤกษ์
สนามแม่เหล็กมีอยู่ทั่วไปในหมู่ดาวฤกษ์ แต่เรายังไม่เข้าใจอย่างแน่ชัดว่าทำไม และเราก็ยังไม่เข้าใจกลไกทางกายภาพของพลาสมาที่หลากหลายซึ่งทำงานในสภาพแวดล้อมของดาวฤกษ์อย่างถ่องแท้[ 3 ]ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์บางดวงดูเหมือนจะมีสนามแม่เหล็ก ซึ่งเป็นสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ที่หลงเหลือมาจากช่วงเวลาการก่อตัว ในขณะที่ดาวฤกษ์ดวงอื่นดูเหมือนจะสร้างสนามแม่เหล็กขึ้นใหม่บ่อยครั้ง
การหาตำแหน่งดาวโดยใช้แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์นอกระบบสุริยะ
เมื่อตรวจพบแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์นอกระบบสุริยะเป็นครั้งแรก คำถามแรกที่มักถูกถามคือ "แหล่งกำเนิดนั้นคืออะไร?" มักมีการค้นหาอย่างละเอียดในความยาวคลื่นอื่นๆ เช่น แสงที่มองเห็นได้หรือคลื่นวิทยุ เพื่อหาวัตถุที่อาจตรงกัน ตำแหน่งรังสีเอ็กซ์ที่ได้รับการยืนยันหลายแห่งยังคงไม่มีแหล่งกำเนิดที่สามารถมองเห็นได้อย่างชัดเจน การวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์ ด้วยรังสีเอ็กซ์ จึงกลายเป็นเรื่องสำคัญที่ส่งผลให้มีความต้องการความละเอียดเชิงมุมและความสว่างสเปกตรัม ที่สูงขึ้นเรื่อย ๆ
มีข้อจำกัดโดยธรรมชาติในการระบุ X-ray/optical, X-ray/radio และ X-ray/X-ray โดยอาศัยเพียงความสอดคล้องของตำแหน่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งข้อจำกัดในการระบุ เช่น ความไม่แน่นอนขนาดใหญ่ในการกำหนดตำแหน่งที่ได้จากบอลลูนและจรวด การแยกแหล่งกำเนิดที่ไม่ดีในบริเวณที่แออัดไปทางศูนย์กลางกาแล็กซี ความแปรปรวนของแหล่งกำเนิด และความหลากหลายของชื่อแหล่งกำเนิด[ 48 ]
แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่สอดคล้องกับดาวฤกษ์สามารถระบุได้โดยการคำนวณระยะห่างเชิงมุมระหว่างจุดศูนย์กลางของแหล่งกำเนิดและตำแหน่งของดาวฤกษ์ ระยะห่างสูงสุดที่อนุญาตได้นั้นเป็นค่าประนีประนอมระหว่างค่าที่มากขึ้นเพื่อระบุการจับคู่ที่แท้จริงให้ได้มากที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ และค่าที่น้อยลงเพื่อลดโอกาสของการจับคู่ที่ผิดพลาดให้น้อยที่สุด “เกณฑ์การจับคู่ที่นำมาใช้ที่ 40” พบการจับคู่แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่เป็นไปได้เกือบทั้งหมด ในขณะที่รักษาโอกาสของการจับคู่ที่ผิดพลาดใดๆ ในตัวอย่างไว้ที่ 3%” [ 49 ]
ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์จากดวงอาทิตย์
แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ทั้งหมดที่ตรวจพบที่ดวงอาทิตย์ บริเวณรอบๆ หรือใกล้กับดวงอาทิตย์ดูเหมือนจะเกี่ยวข้องกับกระบวนการในโคโรนาซึ่งเป็นชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์
ปัญหาความร้อนโคโรนา
ในด้านดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ของดวงอาทิตย์ มีปัญหาการให้ความร้อนของโคโรนา โฟโตส เฟียร์ของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพ 5,570 K [ 51 ]แต่โคโรนามีอุณหภูมิเฉลี่ย 1–2 ล้าน K [ 52 ]อย่างไรก็ตาม บริเวณที่ร้อนที่สุดมีอุณหภูมิ 8–20 ล้าน K [ 52 ]อุณหภูมิที่สูงของโคโรนาแสดงให้เห็นว่ามันถูกให้ความร้อนด้วยสิ่งอื่นนอกเหนือจากการนำความร้อน โดยตรง จากโฟโตสเฟียร์[ 53 ]
เชื่อกันว่าพลังงานที่จำเป็นในการให้ความร้อนแก่โคโรนามาจากการเคลื่อนที่แบบปั่นป่วนในเขตการพาความร้อนใต้โฟโตสเฟียร์ และมีการเสนอสองกลไกหลักเพื่ออธิบายการให้ความร้อนแก่โคโรนา[ 52 ]กลไกแรกคือ การให้ความร้อน ด้วยคลื่นซึ่งคลื่นเสียง แรงโน้มถ่วง หรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าถูกสร้างขึ้นโดยความปั่นป่วนในเขตการพาความร้อน[ 52 ]คลื่นเหล่านี้เดินทางขึ้นไปและสลายไปในโคโรนา โดยถ่ายเทพลังงานไปยังก๊าซโดยรอบในรูปของความร้อน[ 54 ]อีกกลไกหนึ่งคือ การให้ความร้อนด้วยสนาม แม่เหล็กซึ่งพลังงานแม่เหล็กถูกสร้างขึ้นอย่างต่อเนื่องโดยการเคลื่อนที่ของโฟโตสเฟียร์และถูกปล่อยออกมาผ่านการเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กในรูปแบบของเปลวสุริยะ ขนาดใหญ่ และเหตุการณ์ที่คล้ายกันแต่เล็กกว่าจำนวนมาก— นาโนแฟลร์[ 55 ]
ปัจจุบันยังไม่ชัดเจนว่าคลื่นเป็นกลไกการให้ความร้อนที่มีประสิทธิภาพหรือไม่ พบว่า คลื่นทั้งหมด ยกเว้น คลื่นอัลฟ์เวน จะสลายตัวหรือหักเหก่อนที่จะถึงโคโรนา [ 56 ]นอกจากนี้ คลื่นอัลฟ์เวนยังไม่สลายตัวได้ง่ายในโคโรนา ดังนั้น การวิจัยในปัจจุบันจึงมุ่งเน้นไปที่กลไกการให้ความร้อนจากเปลวสุริยะ[ 52 ]
การพุ่งของมวลโคโรนา
การพุ่งของมวลโคโรนา (CME) คือพลาสมาที่ถูกพุ่งออกมาซึ่งประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอน เป็นหลัก (รวมถึงธาตุหนักอื่นๆ ในปริมาณเล็กน้อย เช่น ฮีเลียม ออกซิเจน และเหล็ก) บวกกับบริเวณสนามแม่เหล็กปิดของโคโรนาที่ดึงดูดเข้ามา วิวัฒนาการของโครงสร้างแม่เหล็กปิดเหล่านี้เพื่อตอบสนองต่อการเคลื่อนที่ของโฟโตสเฟียร์ต่างๆ ในช่วงเวลาที่แตกต่างกัน (การพาความร้อน การหมุนที่แตกต่างกัน การไหลเวียนตามแนวเส้นเมริเดียน) นำไปสู่ CME ใน ที่สุด [ 57 ]สัญญาณพลังงานขนาดเล็ก เช่น การให้ความร้อนแก่พลาสมา (สังเกตได้จากการสว่างขึ้นของรังสีเอ็กซ์อ่อนแบบกะทัดรัด) อาจบ่งชี้ถึง CME ที่กำลังจะเกิดขึ้น
ซิกมอยด์ของรังสีเอ็กซ์อ่อน (ความเข้มของรังสีเอ็กซ์อ่อนที่มีรูปร่างคล้ายตัว S) เป็นปรากฏการณ์ที่สังเกตได้ของการเชื่อมโยงระหว่างโครงสร้างโคโรนาและการผลิต CME [ 57 ] "การเชื่อมโยงซิกมอยด์ที่ความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ (และความยาวคลื่นอื่นๆ) กับโครงสร้างแม่เหล็กและระบบกระแสไฟฟ้าในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์เป็นกุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจความสัมพันธ์ของพวกมันกับ CME" [ 57 ]
การตรวจพบการพุ่งของมวลโคโรนา (CME) ครั้งแรกเกิดขึ้นเมื่อวันที่ 1 ธันวาคม พ.ศ. 2514 โดย R. Tousey จากห้องปฏิบัติการวิจัยกองทัพเรือสหรัฐฯ โดยใช้OSO 7 [ 58 ] การสังเกตการณ์ก่อนหน้านี้ เกี่ยวกับ ปรากฏการณ์ชั่วคราวของโคโรนาหรือแม้แต่ปรากฏการณ์ที่สังเกตเห็นได้ด้วยตาเปล่าระหว่างสุริยุปราคาตอนนี้เข้าใจได้ว่าเป็นสิ่งเดียวกันโดยพื้นฐาน
การรบกวนสนามแม่เหล็กโลกครั้งใหญ่ที่สุด ซึ่งสันนิษฐานว่าเกิดจาก CME ในยุคก่อนประวัติศาสตร์ เกิดขึ้นพร้อมกับการสังเกตการณ์เปลวสุริยะครั้งแรกในปี 1859 เปลวสุริยะดังกล่าวถูกสังเกตเห็นด้วยตาเปล่าโดยริชาร์ด คริสโตเฟอร์ คาร์ริงตันและพายุแม่เหล็ก โลก ถูกสังเกตด้วยเครื่องบันทึกสนามแม่เหล็กที่สวนคิวเครื่องมือเดียวกันนี้ยังบันทึกปรากฏการณ์โครเช็ตซึ่งเป็นการรบกวนชั้นไอโอโนสเฟียร์ของโลกอย่างฉับพลันโดยรังสีเอกซ์อ่อนที่ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออน ปรากฏการณ์นี้เข้าใจได้ยากในเวลานั้น เพราะมันเกิดขึ้นก่อนการค้นพบรังสีเอกซ์ (โดยรอนต์เกน ) และการรับรู้ถึง ชั้นไอโอ โนสเฟียร์ (โดยเคนเนลลีและเฮวิไซด์ )
แหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์แปลกใหม่
ไมโครควาซาร์เป็นญาติขนาดเล็กของควาซาร์ที่เป็นระบบดาวคู่ปล่อยคลื่นวิทยุ และ รังสีเอ็กซ์โดยมักจะมีลำแสงวิทยุคู่ที่สามารถแยกแยะได้ LSI+61°303เป็นระบบดาวคู่ปล่อยคลื่นวิทยุแบบเป็นคาบ และยังเป็นแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา CG135+01 อีกด้วย การสังเกตการณ์เผยให้เห็นจำนวนของปรากฏการณ์รังสีเอ็กซ์ชั่วคราว ที่เกิดขึ้นซ้ำๆ เพิ่มมากขึ้น ซึ่งมีลักษณะเป็นการระเบิดสั้นๆ ที่มีเวลาเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วมาก (หลายสิบนาที) และมีระยะเวลาโดยทั่วไปไม่กี่ชั่วโมง ซึ่งเกี่ยวข้องกับดาวยักษ์ OB และด้วยเหตุนี้จึงกำหนดประเภทใหม่ของระบบดาวคู่ปล่อยรังสีเอ็กซ์มวลมาก: ปรากฏการณ์รังสีเอ็กซ์ชั่วคราวที่เกิดขึ้นอย่างรวดเร็วในดาวยักษ์ (Supergiant Fast X-ray Transients หรือ SFXTs) การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทราบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของห่วงและวงแหวนในก๊าซร้อนที่ปล่อยรังสีเอ็กซ์ซึ่งล้อมรอบ เมสซิเย ร์87 ดาว แม่เหล็ก (Magnetar)เป็นดาวนิวตรอนชนิดหนึ่งที่มีสนามแม่เหล็กทรงพลังอย่างยิ่ง การสลายตัวของสนามแม่เหล็กนี้ก่อให้เกิดการปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าพลังงานสูงจำนวนมหาศาล โดยเฉพาะรังสีเอ็กซ์และรังสีแกมมา
ดาวมืดที่แผ่รังสีเอ็กซ์
ในระหว่างวัฏจักรสุริยะ ดังแสดงในลำดับภาพทางด้านขวา บางครั้งดวงอาทิตย์แทบจะมืดสนิทในรังสีเอ็กซ์ เกือบจะเป็นดาวแปรแสงรังสีเอ็กซ์ ในทางกลับกัน ดาวเบเทลจูสดูเหมือนจะมืดสนิทในรังสีเอ็กซ์อยู่เสมอ ดาวยักษ์แดงแทบจะไม่ปล่อยรังสีเอ็กซ์ออกมาเลย มีการเริ่มต้นการปล่อยรังสีเอ็กซ์อย่างฉับพลันในช่วงสเปกตรัมประเภท A7-F0 โดยมีความสว่างที่หลากหลายพัฒนาขึ้นในสเปกตรัมคลาส F ดาวอัลแตร์มีสเปกตรัมประเภท A7V และดาวเวกามีสเปกตรัมประเภท A0V ความสว่างรังสีเอ็กซ์รวมของดาวอัลแตร์นั้นมากกว่าความสว่างรังสีเอ็กซ์ของดาวเวกาอย่างน้อยหนึ่งอันดับ การพาความร้อนภายนอกของดาวฤกษ์ประเภท F ตอนต้นคาดว่าจะตื้นมากและไม่มีในดาวแคระประเภท A แต่ฟลักซ์เสียงจากภายในถึงจุดสูงสุดสำหรับดาวฤกษ์ประเภท A ตอนปลายและดาวฤกษ์ประเภท F ตอนต้น ทำให้เกิดการตรวจสอบกิจกรรมแม่เหล็กในดาวฤกษ์ประเภท A ตามแนวทางหลักสามประการ ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมีแปลกประหลาดประเภทสเปกตรัม Bp หรือ Ap เป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุแม่เหล็กที่สำคัญ ดาวฤกษ์ Bp/Ap ส่วนใหญ่ยังคงไม่ถูกตรวจพบ และในบรรดาดาวฤกษ์ที่ถูกรายงานว่าปล่อยรังสีเอ็กซ์ในช่วงแรก มีเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้นที่สามารถระบุได้ว่าเป็นดาวฤกษ์เดี่ยว การสังเกตการณ์รังสีเอ็กซ์เปิดโอกาสให้ตรวจจับดาวเคราะห์ (ที่มืดในรังสีเอ็กซ์) ได้ขณะที่พวกมันบดบังส่วนหนึ่งของโคโรนาของดาวฤกษ์แม่ในระหว่างการเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์แม่ "วิธีการดังกล่าวมีแนวโน้มที่ดีเป็นพิเศษสำหรับดาวฤกษ์มวลน้อย เนื่องจากดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีอาจบดบังพื้นที่โคโรนาที่ค่อนข้างสำคัญได้"
ดาวเคราะห์มืดและดาวหางที่ตรวจพบด้วยรังสีเอ็กซ์
การสังเกตการณ์ด้วยรังสีเอกซ์เปิดโอกาสให้ตรวจจับดาวเคราะห์ (มืดในรังสีเอกซ์) ได้ในขณะที่พวกมันบดบังส่วนหนึ่งของโคโรนาของดาวฤกษ์แม่ในขณะที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ “วิธีการดังกล่าวมีแนวโน้มที่ดีเป็นพิเศษสำหรับดาวฤกษ์มวลน้อย เนื่องจากดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีสามารถบดบังพื้นที่โคโรนาที่ค่อนข้างสำคัญได้” [ 3 ]
เนื่องจากเครื่องตรวจจับรังสีเอ็กซ์มีความไวมากขึ้น จึงพบว่าดาวเคราะห์บางดวงและวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ ที่ปกติไม่เปล่งแสงจากรังสีเอ็กซ์ อาจปล่อย เรืองแสง หรือสะท้อนรังสีเอ็กซ์ได้ภายใต้เงื่อนไขบางประการ
ดาวหางลูลิน
ดาวเทียม Swift Gamma-Ray Burst Missionของ NASA กำลังเฝ้าติดตามดาวหางลูลินขณะที่มันเข้าใกล้โลกในระยะ 63 ล้านกิโลเมตร เป็นครั้งแรกที่นักดาราศาสตร์สามารถมองเห็นภาพรังสี UV และรังสีเอ็กซ์ของดาวหางได้พร้อมกัน “ลมสุริยะ ซึ่งเป็นกระแสอนุภาคที่เคลื่อนที่เร็วจากดวงอาทิตย์ จะมีปฏิสัมพันธ์กับกลุ่มอะตอมที่กว้างกว่าของดาวหาง ทำให้ลมสุริยะเปล่งแสงเป็นรังสีเอ็กซ์ และนั่นคือสิ่งที่ XRT ของ Swift มองเห็น” Stefan Immler จากศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดกล่าว ปฏิสัมพันธ์นี้เรียกว่าการแลกเปลี่ยนประจุ ส่งผลให้เกิดรังสีเอ็กซ์จากดาวหางส่วนใหญ่เมื่อพวกมันผ่านเข้ามาในระยะประมาณสามเท่าของระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ เนื่องจากลูลินมีกิจกรรมมาก กลุ่มอะตอมของมันจึงมีความหนาแน่นเป็นพิเศษ ส่งผลให้บริเวณที่ปล่อยรังสีเอ็กซ์ขยายออกไปไกลจากดวงอาทิตย์ของดาวหาง[ 59 ]
ดูเพิ่มเติม
ลิงก์ภายนอก
- มีแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ (และแหล่งอื่นๆ) ที่รู้จักอยู่กี่แหล่ง? (เก็บถาวรเมื่อวันที่ 8 มิถุนายน 2554 ที่Wayback Machine)
- วัตถุที่ฉันชื่นชอบเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ รังสีแกมมา หรือรังสี EUV หรือไม่? เก็บถาวรเมื่อวันที่ 1 สิงหาคม 2023 ที่Wayback Machine
- การสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดด้วยรังสีเอ็กซ์บน WIKISKY เก็บถาวรเมื่อวันที่ 18 ตุลาคม 2016 ที่Wayback Machine
- ไฟล์เสียง – Cain/Gay (2009) Astronomy Cast เก็บถาวรเมื่อวันที่ 28 มีนาคม 2010 ที่Wayback Machine – X-Ray Astronomy