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X線天文学は、天体からのX線観測と検出を扱う天文学の観測分野です。X 線は地球の大気に吸収されるため、X線を検出する機器は気球、観測ロケット、人工衛星などを用いて高高度まで運ばなければなりません。X線天文学では、マウナケア天文台のような通常の光学望遠鏡では観測できないX線を捉えることができる特殊な宇宙望遠鏡が使用されます。
天体からは、約100万ケルビン（K）から数億ケルビン（MK）の極めて高温のガスを含む天体からX線が放出されると予想されている。さらに、地球の熱圏上層に電離ガスのE層が維持されていることも、強力な地球外X線源の存在を示唆していた。理論的には太陽や恒星が主要なX線源になると予測されていたが、地球の大気が地球外X線のほとんどを遮断するため、これを検証する方法はなかった。高高度に観測機器を送る方法が開発されるまで、これらのX線源を研究することは不可能だった。
太陽X線の存在は、20世紀半ばに観測ロケットに改造されたV-2によって確認され、地球外X線の検出は1958年以来、複数の衛星の主要または副次的なミッションとなっている。[ 1 ]： 49-58太陽系外の最初の宇宙X線源は、1962年に観測ロケットによって発見された。さそり座X-1 （Sco X-1）（さそり座 で発見された最初のX線源）と呼ばれるさそり座X-1のX線放射は、可視光放射の1万倍であり、太陽のX線放射は約100万分の1である。さらに、X線でのエネルギー出力は、すべての波長における太陽の全放射の10万倍である。
その後、数千ものX線源が発見された。さらに、銀河団内の銀河間空間は、100～1000メガケルビン（MK）の温度を持つ、高温だが非常に希薄なガスで満たされている。この高温ガスの総量は、目に見える銀河の総質量の5～10倍に相当する。
1927年、米国海軍研究所のEOハルバートと、カーネギー研究所のグレゴリー・ブライトおよびマール・A・トゥーブは、ロバート・H・ゴダードのロケットに高層大気探査装置を搭載する可能性を探った。「2年後、彼はロケットに高高度での紫外線やX線の検出を含む高層大気探査装置を搭載する実験計画を提案した」[ 2 ] 。
1930年代後半、太陽の周囲に非常に高温で希薄なガスが存在することが、高度に電離した種の光学コロナ線から間接的に推測された。[ 3 ]太陽は高温で希薄なコロナに囲まれていることが知られている。[ 4 ] 1940年代半ば、電波観測により太陽の周囲に電波コロナが存在することが明らかになった。 [ 3 ]
地球の大気圏上空からのX線源の探索は、1948年8月5日12時07分（グリニッジ標準時）に始まった。ヘルメス計画の一環として、アメリカ陸軍（旧ドイツ）のV-2ロケットがホワイトサンズ試験場から打ち上げられた。最初の太陽X線はT.バーナイトによって記録された。[ 5 ]
1960年代、70年代、80年代、90年代を通して、X線天文学の60年間で検出器の感度は飛躍的に向上した。さらに、X線を集束させる技術も飛躍的に発展し、多くの魅力的な天体の高画質画像が得られるようになった。
X線研究のための最初の観測ロケット飛行は、1949年1月28日にニューメキシコ州のホワイトサンズミサイル実験場でV-2ロケットによって行われた。検出器はノーズコーン部分に設置され、ロケットは準軌道飛行で大気圏直上の高度まで打ち上げられた。搭載された米国海軍研究所のブロッサム実験装置によって太陽からのX線が検出された。[ 6 ]
1962年6月19日（UTC）に打ち上げられたエアロビー150ロケットは、太陽系外の天体（さそり座X-1）から放出された最初のX線を検出した[ 7 ] [8]。[ 9 ]現在では、さそり座X-1のようなX線源は、中性子星やブラックホールのようなコンパクト星であることが分かっている。ブラックホールに落下する物質はX線を放出する可能性があるが、ブラックホール自体は放出しない。X線放出のエネルギー源は重力である。落下するガスや塵は、これらの天体や他の天体の強い重力場によって加熱される。 [ 10 ]さそり座X-1を皮切りとするこの新しいX線天文学の分野での発見に基づき、リッカルド・ジャコーニは2002年にノーベル物理学賞を受賞した。 [ 11 ]
ロケット飛行の最大の欠点は、飛行時間が非常に短いこと（大気圏上空をわずか数分飛行した後、地球に落下する）と、視野が限られていることである。米国から打ち上げられたロケットは南の空の光源を観測できず、オーストラリアから打ち上げられたロケットは北の空の光源を観測できない。
天文学では、星間物質（またはISM）は、銀河内の星系間に存在する物質である星間空間に遍在するガスと宇宙塵です。それは星間空間を満たし、周囲の銀河間物質に滑らかに溶け込んでいます。星間物質は、イオン、原子、分子、より大きな塵粒子、宇宙線、および（銀河）磁場の極めて希薄な（地球の基準からすると）混合物で構成されています。[ 12 ]同じ体積を占める電磁放射のエネルギーは、星間放射場です。
興味深いのは、10⁶～10⁷ Kの恒星表面からのコロナ雲の噴出物からなる高温電離媒体 (HIM) で、X 線を放出します。星間物質 (ISM) は乱流で、あらゆる空間スケールで構造が満載です。恒星は、通常数パーセクの大きさの巨大な分子雲複合体の奥深くで誕生します。恒星は、その生涯と死の間、ISM と物理的に相互作用します。若い星団 (多くの場合、周囲に巨大または超巨星のHII 領域がある)からの恒星風と超新星によって生成された衝撃波は、周囲に膨大な量のエネルギーを注入し、極超音速の乱流を引き起こします。結果として生じる構造は、恒星風バブルと高温ガスのスーパーバブルです。太陽は現在、低密度のローカルバブル内のより密度の高い領域であるローカル星間雲を通過しています。
星間物質からの拡散X線放射のスペクトルを0.07～1keVのエネルギー範囲で測定するため、NASAは2008年5月1日にニューメキシコ州ホワイトサンズミサイル射場からブラックブラント9号を打ち上げた。 [ 13 ]このミッションの主任研究員はウィスコンシン大学マディソン校のダン・マッカモン博士である。
気球飛行では、機器を海抜40kmまでの高度まで運ぶことができ 、そこでは地球の大気の99.997%以上が上空にあります。ロケットではデータが数分間で収集されるのに対し、気球ははるかに長い時間空中にとどまることができます。しかし、そのような高度でも、X線スペクトルの大部分は依然として吸収されます。35keV（5,600aJ）未満のエネルギーのX線は気球に到達できません。1964年7月21日、米国テキサス州パレスチナから打ち上げられた気球に搭載されたシンチレーションカウンターによって、かに星雲超新星残骸が硬X線（15～60keV）源であることが発見されました。これはおそらく、離散的な宇宙X線源からのX線を気球で検出した最初の事例です。[ 14 ]
高エネルギー集束望遠鏡（HEFT）は、硬X線（20～100 keV）帯の天体源を画像化するための気球搭載実験装置です。[ 15 ]初飛行は2005年5月に米国ニューメキシコ州フォートサムナーから行われました。HEFTの角度分解能は約1.5分角です。HEFTは、斜入射X線望遠鏡を使用する代わりに、入れ子状の斜入射ミラーの反射率を10 keV以上に拡張するために、新しいタングステン-シリコン多層コーティングを使用しています。HEFTのエネルギー分解能は、 60 keVで半値全幅1.0 keVです。HEFTは2005年5月に25時間の気球飛行のために打ち上げられました。この装置は仕様どおりに動作し、かに星雲タウX-1を観測しました。
高解像度ガンマ線および硬X線分光計（HIREGS）と呼ばれる気球搭載実験では、太陽やその他の天体からのX線およびガンマ線の放射が観測された。[ 16 ] [ 17 ]これは1991年と1992年の12月に南極のマクマード基地から打ち上げられた。安定した風によって気球は毎回約2週間かけて極地を周回した。[ 18 ]
ロケットと気球を組み合わせた造語である「ロクーンは固体燃料ロケット」で、地上で直接点火するのではなく、まずガスを充填した気球によって上層大気まで運ばれた。そして、最高高度に達した時点で気球から分離されると、ロケットは自動的に点火された。これにより、ロケットはより厚い下層の空気層を通過する必要がなくなり、より多くの化学燃料を消費せずに済むため、より高い高度に到達することができた。
「ロクーン」の原案は、1949年3月1日にUSSノートン・サウンドで行われたエアロビーロケット発射航海中に、リー・ルイス中佐、G・ハルバーソン中佐、SF・シンガー、ジェームズ・A・ヴァン・アレンによって開発された。 [ 6 ]
太陽X線センサーを搭載した衛星の軌道投入により、継続的かつ長期的な観測が可能になった。ヴァンガード3号とエクスプローラー7号で行われた最初の実験は、校正が不十分ですぐに飽和状態になったため失敗に終わった。 1960年に打ち上げられたSOLRAD 1号は、太陽X線の測定に成功した最初の衛星である。[ 1 ]： 63-64
X線は地球の大気に吸収されるため、衛星が必要となります。そのため、X線を検出する機器は、気球、観測ロケット、衛星によって高高度に運ばなければなりません。X線望遠鏡（XRT）は、屈折や大きな偏角反射ではなく、斜め反射に基づいて、指向性や画像化能力が異なります。[ 20 ] [ 21 ] このため、可視光望遠鏡や紫外線望遠鏡よりも視野がはるかに狭くなります。ミラーはセラミックまたは金属箔で作ることができます。[ 22 ]
天文学で最初のX線望遠鏡は太陽の観測に使われた。太陽の最初のX線画像（斜入射望遠鏡で撮影）は、1963年にロケット搭載望遠鏡で撮影された。1960年4月19日、エアロビーハイロケットに搭載されたピンホールカメラを使って、太陽の最初のX線画像が撮影された。[ 23 ]
太陽系外X線天文学におけるX線ミラーの利用には、以下のことが同時に必要となる。
X線天文学用検出器は、主にエネルギー検出を目的として設計・構成されており、場合によっては波長検出も行われるが、その手法は通常、当時の技術によって制限されている。
X線検出器は、個々のX線（X線電磁放射の光子）を収集し、収集された光子の数（強度）、収集された光子のエネルギー（0.12～120 keV）、波長（約0.008～8 nm）、または光子の検出速度（1時間あたりのカウント数）を計測することで、それらを放出している物体に関する情報を提供します。
銀河団から活動銀河核（AGN）のブラックホール、超新星残骸、恒星、白色矮星（激変星および超軟X線源） 、中性子星、ブラックホール（ X線連星）を含む連星などの銀河系天体まで、いくつかの種類の天体がX線を放出、蛍光、または反射します。太陽系の天体の中にはX線を放出するものもあり、最も有名なのは月ですが、月のX線輝度の大部分は太陽からの反射X線によるものです。観測されるX線背景は、分解されていない多数のX線源の組み合わせによって生成されると考えられています。 X線連続スペクトルは、制動放射、黒体放射、シンクロトロン放射、または相対論的電子による低エネルギー光子の逆コンプトン散乱、高速陽子と原子電子のノックオン衝突、および追加の電子遷移の有無にかかわらず原子再結合と呼ばれるものから発生する可能性がある。[ 24 ]
中間質量X線連星（IMXB）は、一方の構成要素が中性子星またはブラックホールであり、もう一方の構成要素が中間質量星である連星系である。[ 25 ]
ヘルクレスX-1は、おそらくロッシュローブのオーバーフローによって、通常の恒星（HZヘルクレス）から物質を降着する中性子星で構成されています。X-1は、大質量X線連星のプロトタイプですが、大質量X線連星と低質量X線連星の境界、約2太陽質量に位置します。 [ 26 ]
2020年7月、天文学者たちは、銀河NGC 6297の核付近に位置するASASSN-20hxに関連する「硬い潮汐破壊イベント候補」の観測を報告し、この観測は「硬いべき乗則X線スペクトルを持つごく少数の潮汐破壊イベント」の1つであると指摘した。[ 27 ] [ 28 ]
天球は88の星座に分けられています。国際天文学連合（IAU）の星座は空の領域です。これらの星座にはそれぞれ注目すべきX線源が含まれています。それらのいくつかは、天体物理学的モデリングによって銀河または銀河の中心にあるブラックホールであると特定されています。いくつかはパルサーです。X線天体物理学によって既にうまくモデル化されている源と同様に、見かけ上の源によるX線の生成を理解しようと努力することは、太陽、宇宙全体、そしてそれらが地球上の私たちにどのように影響するかを理解するのに役立ちます。星座は、現在の物理理論や解釈とは無関係に、観測と精度を扱うための天文学的な装置です。天文学は長い間存在しています。物理理論は時間とともに変化します。天体X線源に関して言えば、X線天体物理学はX線輝度の物理的理由に焦点を当てる傾向があるのに対し、X線天文学はそれらの分類、発見順序、変動性、分解能、および他の星座にある近傍のX線源との関係に焦点を当てる傾向がある。
オリオン座とエリダヌス座の間、そして両座を横断するように広がる領域には、オリオン・エリダヌス・スーパーバブル、エリダヌス・ソフトX線増強領域、あるいは単にエリダヌス・バブルと呼ばれる軟X線ホットスポットが存在する。これは、Hα線を放出するフィラメントが絡み合った弧状の領域で、25°四方を占める。このスーパーバブル内部では、高温ガス（T～2～3 MK）から軟X線が放出されている。この明るい天体は、ガスと塵のフィラメントの「影」の背景となっている。重ね合わせた等高線は、IRASで測定された約30 Kの温度の塵からの100マイクロメートルの放射を表しており、このフィラメントを示している。ここで、フィラメントは100～300 eVの軟X線を吸収しており、高温ガスがフィラメントの背後にあることを示している。このフィラメントは、高温バブルを取り囲む中性ガスの殻の一部である可能性がある。その内部は、オリオンOB1星団の高温星からの紫外線（UV）と恒星風によってエネルギーを得ている。これらの星々は、直径約1200光年の巨大なバブルを形成しており、これは可視光（Hα線）とX線スペクトルで観測されている。
通常、観測天文学は地球の表面（またはニュートリノ天文学ではその下）で行われると考えられています。観測を地球に限定するという考えには、地球を周回することも含まれます。観測者が地球の快適な境界を離れるとすぐに、観測者は深宇宙探査者になります。[ 29 ]エクスプローラー1号とエクスプローラー3号、およびシリーズ初期の衛星を除いて、 [ 30 ]通常、探査機が深宇宙探査機になる場合は、地球または地球周回軌道を離れます。
衛星や宇宙探査機が深宇宙X線天文学者／探査機、あるいは「アストロノボット」／探査機として認められるには、XRTまたはX線検出器を搭載し、地球軌道を離れるだけでよい。
ユリシーズは1990年10月6日に打ち上げられ、1992年2月に木星に到達し「重力スイングバイ」を行った。1994年6月に太陽の南極を通過し、1995年2月に黄道赤道を横切った。太陽X線および宇宙ガンマ線バースト実験（GRB）には、太陽フレアの研究と監視、宇宙ガンマ線バーストの検出と位置特定、木星オーロラのその場での検出という3つの主な目的があった。ユリシーズは、火星の軌道外にガンマ線バースト検出器を搭載した最初の衛星だった。硬X線検出器は15～150 keVの範囲で動作した。検出器は、プラスチック製のライトチューブを介して光電子増倍管に取り付けられた厚さ23 mm × 直径51 mmのCsI(Tl)結晶で構成されていた。ハード検出器は、（1）測定されたカウントレート、（2）地上コマンド、または（3）宇宙機のテレメトリモードの変更に応じて動作モードを変更しました。トリガーレベルは一般的にバックグラウンドより8シグマ高く設定され、感度は10⁻⁶ erg/cm²（1 nJ/m²）です。バーストトリガーが記録されると、装置は高解像度データの記録に切り替わり、それを32 kbitメモリに記録して、低速テレメトリ読み出しを行います。バーストデータは、2つの検出器の合計から、8 ms分解能のカウントレートが16秒間、または32 msのカウントレートが64秒間のいずれかで構成されます。また、2つの検出器の合計から、16チャンネルのエネルギースペクトル（1、2、4、16、または32秒の積分で取得）もありました。「待機」モード中は、データは0.25秒または0.5秒の積分と4つのエネルギーチャンネル（最短積分時間は8秒）で取得されました。ここでも、2つの検出器の出力は合計された。
ユリシーズ衛星の軟X線検出器は、厚さ2.5mm、面積 0.5cm²のシリコン表面バリア検出器で構成されていた。100mg /cm²のベリリウム箔製前面窓が低エネルギーX線を遮断し、75°（半角）の円錐状視野を規定した。これらの検出器は受動冷却方式で、-35～-55 ℃の温度範囲で動作した。この検出器は6つのエネルギーチャンネルを備え、5～20keVの範囲をカバーしていた。
ダイナモ理論は、回転し、対流し、電気伝導性を持つ流体が磁場を維持する過程を説明する。この理論は、天体における異常に長寿命の磁場の存在を説明するために用いられる。恒星の磁場の一部が実際にダイナモによって誘起されているのであれば、磁場の強さは回転速度と関連している可能性がある。[ 31 ]
観測されたX線スペクトルと他の波長範囲のスペクトル放射結果を組み合わせることで、X線放射の発生源と考えられる天文学的モデルを構築することができる。例えば、さそり座X-1では、X線スペクトルはX線エネルギーが20 keVまで増加するにつれて急激に減少しており、これは熱プラズマ機構によるものと考えられる。[ 24 ]さらに、電波放射はなく、可視連続スペクトルは、観測されたX線フラックスに適合する高温プラズマから予想されるものとほぼ一致する。[ 24 ]プラズマは中心天体のコロナ雲か、エネルギー源が不明な過渡的なプラズマである可能性があり、近接連星系の概念と関連している可能性がある。[ 24 ]
カニ星雲のX線スペクトルには、さそり座X-1とは大きく異なる3つの特徴があります。スペクトルがはるかに硬く、光源の直径が天文単位(AU)ではなく光年(ly)で、電波および光学シンクロトロン放射が強いことです。[ 24 ]全体的なX線光度は光学放射に匹敵し、非熱プラズマのものである可能性があります。しかし、カニ星雲は、中心に自由に膨張する希薄プラズマの球体であるX線源として現れ、そのエネルギー含有量は、未知の光源から得られた大きな可視光および電波部分の総エネルギー含有量の100倍です。[ 24 ]
巨大星が赤色巨星へと進化する際の「境界線」は、恒星風境界線およびコロナ境界線とも一致する。[ 32 ]これらの境界線を越えるX線放射の減少を説明するために、いくつかのモデルが提案されている。
高質量X線連星（HMXB）は、OB型超巨星伴星とコンパクト天体（通常は中性子星（NS）またはブラックホール（BH））から構成されます。超巨星X線連星（SGXB）は、コンパクト天体が数日（3～15日）の軌道周期で大質量伴星の周りを円軌道（またはわずかに偏心した軌道）で公転するHMXBです。SGXBは、降着パルサーに典型的な硬X線スペクトルを示し、ほとんどが遮蔽されたHMXBのように強い吸収を示します。X線光度（L x ）は10 36 erg·s −1（10 29ワット）まで増加します。
古典的なSGXBと最近発見された超巨大高速X線トランジェント（SFXT）の間で観測される異なる時間的挙動を引き起こすメカニズムについては、まだ議論が続いている。[ 33 ]
恒星X線の最初の検出は1974年4月5日にカペラからのX線が検出されたことで行われた。[ 34 ]その日のロケット飛行では、恒星センサーがペイロード軸をカペラ（α Aur）に向けたときに、姿勢制御システムが一時的に較正された。この期間中、恒星センサーと同軸に配置されたX線反射システムによって0.2～1.6 keVの範囲のX線が検出された。[ 34 ] X線光度L x = 10 31 erg·s −1（10 24 W）は、太陽のX線光度より4桁高い。[ 34 ]
コロナ星、またはコロナ雲内の星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の低温側の星に遍在している。[ 3 ]スカイラブとコペルニクスに搭載された機器を用いた実験は、恒星コロナからのエネルギー範囲約0.14～0.284 keVの軟X線放射の探索に用いられてきた。[ 35 ] ANSに搭載された実験は、カペラとシリウス（α CMa）からのX線信号の発見に成功した。強化された太陽のようなコロナからのX線放射が初めて提案された。[ 35 ] HEAO 1を用いたカペラの最初のコロナX線スペクトルから得られたカペラのコロナの高温は、自由流動コロナ風でない限り、磁気閉じ込めを必要とした。[ 3 ]
1977年、プロキシマ・ケンタウリが極端紫外線（XUV）で高エネルギー放射を放出していることが発見された。1978年には、αケンタウリが低活動コロナ源として特定された。[ 36 ]アインシュタイン天文台の運用により、X線放射はヘルツシュプルング・ラッセル図のほぼ全体にわたる広範囲の恒星に共通する特徴として認識された。[ 36 ]アインシュタインの初期調査は重要な知見をもたらした。
UX Arietisの中解像度スペクトルに適合させるには、太陽以下の元素存在量が必要だった。[ 3 ]
恒星X線天文学は、より深い理解に貢献している。
現在の定説では、巨大なコロナ主系列星は後期A型星または初期F型星であると考えられており、この推測は観測と理論の両方によって裏付けられている。[ 3 ]
新しく形成された星は、主系列星に達する前の恒星進化の段階で前主系列星として知られています。この段階の星（年齢1000万年未満）は、恒星コロナでX線を放出します。しかし、そのX線放射は、同程度の質量の主系列星の10 3～10 5倍も強いのです。 [ 37 ]
前主系列星からのX線放射はアインシュタイン天文台によって発見された。[ 38 ] [ 39 ]このX線放射は主に恒星コロナの磁気リコネクションフレアによって生成され、多くの小さなフレアがこれらの星からの「静穏な」X線放射に寄与している。[ 40 ]前主系列星は大きな対流層を持ち、それが強いダイナモを駆動し、強い表面磁場を生成する。これにより、これらの星からのX線放射は高くなり、主系列星のようにX線放射の回転変調が見られるのではなく、飽和X線領域に位置する。X線放射の他の発生源には、降着ホットスポット[ 41 ]やコリメートされたアウトフロー[ 42 ]などがある。
星の若さを示す指標としてのX線放射は、星形成領域の研究にとって重要である。天の川銀河のほとんどの星形成領域は、無関係な多数のフィールド星とともに銀河面上に投影されている。光学画像や赤外線画像だけでは、若い星団のメンバーをフィールド星の混入物から区別することはしばしば不可能である。X線放射は分子雲からの適度な吸収を容易に透過できるため、候補となる星団メンバーを特定するために使用できる。[ 43 ]
顕著な外側対流層がないことを考えると、理論的には初期のA型星には磁気ダイナモが存在しないと予測される。[ 3 ]スペクトル型O型およびB型の初期の星では、不安定な恒星風で発生する衝撃波がX線の発生源である可能性が高い。[ 3 ]
スペクトル型M5を超えると、矮星の内部構造が大きく変化し、完全に対流状態になるため、古典的なαωダイナモはもはや機能しなくなります。[ 3 ]分布型（またはα2）ダイナモが重要になる可能性があるため、表面の磁束とコロナの磁場のトポロジーの両方がこの遷移を横断して系統的に変化し、スペクトル型dM5付近のX線特性にいくつかの不連続性が生じる可能性があります。[ 3 ]しかし、観測はこのシナリオを支持していないようです。長期間にわたって最も質量の小さいX線検出が行われているVB 8（M7e V）は、X線光度（L X） ≈ 10 26 erg·s −1（10 19 W）のレベルで安定した放射を示し、1桁高いフレアも発生しています。[ 3 ]他の後期M型矮星との比較では、かなり連続的な傾向が示されています。[ 3 ]
ハービッグAe/Be星は前主系列星です。X線放射特性に関しては、
これらの強力な排出の性質は、モデルによって議論の的となっている。
FK Com 星は、異常に速い自転と極度の活動の兆候を示すスペクトル型 K の巨星です。その X 線コロナは最も明るい ( L X ≥ 10 32 erg·s −1または 10 25 W ) かつ最も高温のものであり、支配的な温度は最大 40 MK に達します。[ 3 ]しかし、現在有力な仮説は、伴星の軌道角運動量が主星に伝達される近接連星系の合体に関するものです。[ 3 ]
ポルックスはベータ星という名称にもかかわらず、ふたご座で最も明るい星であり、全天で17番目に明るい星です。ポルックスは巨大なオレンジ色のK型星で、白い「双子」であるカストルとは興味深い色のコントラストをなしています。ポルックスの周りには高温で磁気的に支えられた外側のコロナが存在する証拠が見つかっており、この星はX線放射星であることが知られています。[ 44 ]
チャンドラX線観測衛星による新たなX線観測では、3つの異なる構造が明らかになった。直径約2光年の外側の馬蹄形のリング、直径約3光月の高温の内核、そして直径1光月未満の高温の中心源である。この中心源には、この現象全体を駆動するスーパースターが含まれている可能性がある。外側のリングは、1000年以上前に発生した別の大きな爆発の証拠を示している。イータ・カリーナの周囲にあるこれら3つの構造は、超音速でスーパースターから飛び出す物質によって生成された衝撃波を表していると考えられている。衝撃で加熱されたガスの温度は、中心領域で60 MK、馬蹄形の外側構造で3 MKに及ぶ。「チャンドラの画像には、星がどのようにしてこのような高温で強烈なX線を生成できるかという既存の考え方に対するいくつかの謎が含まれている」とミネソタ大学のクリス・デビッドソン教授は述べている。[ 45 ]デビッドソンはハッブル宇宙望遠鏡によるイータ・カリーナ観測の主任研究員である。 「最も有力な説では、X線は2つの星からのガス流が非常に接近して衝突することで発生し、その衝突によって点光源のように見えるとされています。しかし、より遠くまで逃げたガス流はどうなるのでしょうか？新しい画像の中央にある広範囲に広がる高温物質は、あらゆる理論にとって厳しい新たな条件を課しています。」[ 45 ]
アマチュア天文家は、自ら製作した機器を用いて、さまざまな天体や現象を観測している。米国空軍士官学校（USAFA）は、米国で唯一の学部生衛星プログラムの本拠地であり、ファルコンローンチ観測ロケットの開発を現在も継続している。[ 46 ] X線天文学ペイロードを宇宙に打ち上げるためのアマチュアによる直接的な取り組みに加えて、学生が開発した実験ペイロードを商用観測ロケットに無料で搭載できる機会もある。[ 47 ]
アマチュアがX線天文学の実験を観測・報告する際には、大きな制約がある。検出器を十分な高さに設置するためのアマチュア用ロケットや気球の製作費用、そして適切なX線検出器を製作するための部品費用などが挙げられる。
X線天文学は、主要な分光プローブを用いて天体源を観測するため、多くの謎を解明する上で貴重なツールとなる。
磁場は星々に遍在しているが、その理由を正確に理解しているわけではなく、恒星環境で作用するプラズマの物理的メカニズムの驚くべき多様性も完全には理解していない。[ 3 ]例えば、一部の星は形成期から残された化石のような恒星磁場を持っているように見えるが、他の星は頻繁に磁場を新たに生成しているように見える。
太陽系外X線源が最初に検出された場合、通常最初に問われるのは「その源は何なのか？」という疑問です。可視光や電波などの他の波長域でも、関連する可能性のある天体を探すために広範囲にわたる探索が行われることがよくあります。確認されたX線源の多くは、依然として容易に識別できるものではありません。X線天体測定は深刻な課題となり、より高い角度分解能とスペクトル放射輝度に対する要求がますます高まっています。
位置の一致のみに基づいてX線/光学、X線/電波、およびX線/X線の識別を行うことには、特に気球やロケットによる位置決定の大きな不確実性、銀河中心に向かう混雑した領域での光源の分離の悪さ、光源の変動性、および光源の命名法の多様性などの識別の障害がある場合、本質的に困難があります。[ 48 ]
恒星のX線源対応天体は、X線源の中心と恒星の位置との間の角度分離を計算することによって特定できます。許容される最大分離は、可能な限り多くの真の対応天体を特定するための大きな値と、偽の対応天体の確率を最小限に抑えるための小さな値との間の妥協点です。「採用されたマッチング基準40」は、サンプル中の偽の対応天体の確率を3%に抑えながら、ほぼすべての可能なX線源の対応天体を見つけます。[ 49 ]
太陽の表面、周囲、または近傍で検出されたすべてのX線源は、太陽の外層大気であるコロナにおけるプロセスに関連していると考えられる。
太陽X線天文学の分野では、コロナ加熱問題があります。太陽の光球 の有効温度は5,570 K [ 51 ]ですが、コロナの平均温度は100万～200万 Kです[ 52 ]。しかし、最も高温の領域は800万～2000万 Kです[ 52 ]。コロナの高温は、光球からの直接的な熱伝導以外の何かによって加熱されていることを示しています[ 53 ] 。
コロナを加熱するために必要なエネルギーは、光球の下の対流層の乱流運動によって供給されると考えられており、コロナ加熱を説明するために主に 2 つのメカニズムが提案されている。[ 52 ] 1 つ目は波動加熱で、対流層の乱流によって音波、重力波、または磁気流体力学的波が生成される。[ 52 ]これらの波は上方に伝わり、コロナで散逸し、そのエネルギーを熱の形で周囲のガスに放出する。[ 54 ]もう 1 つは磁気加熱で、光球の運動によって磁気エネルギーが継続的に蓄積され、磁気リコネクションによって大規模な太陽フレアや無数の同様の小規模な現象であるナノフレアの形で放出される。[ 55 ]
現在、波が効率的な加熱メカニズムであるかどうかは不明である。アルヴェーン波を除くすべての波は、コロナに到達する前に消散または屈折することがわかっている。[ 56 ]さらに、アルヴェーン波はコロナ内で容易に消散しない。そのため、現在の研究の焦点はフレア加熱メカニズムに移っている。[ 52 ]
コロナ質量放出（CME）は、主に電子と陽子（ヘリウム、酸素、鉄などのより重い元素の少量も含む）と、巻き込まれるコロナの閉じた磁場領域からなる放出プラズマです。さまざまな時間スケール（対流、差動回転、子午線循環）にわたるさまざまな光球運動に応じてこれらの閉じた磁気構造が進化すると、何らかの形でCMEが発生します。[ 57 ]プラズマ加熱（コンパクトな軟X線増光として観測される）などの小規模なエネルギーシグネチャは、差し迫ったCMEの兆候である可能性があります。
軟X線シグモイド（軟X線のS字型の強度）は、コロナ構造とCME生成の関連性の観測的証拠である。[ 57 ]「X線（およびその他の）波長におけるシグモイドを太陽大気中の磁気構造および電流系と関連付けることが、CMEとの関係を理解する鍵となる。」[ 57 ]
コロナ質量放出（CME）の最初の検出は、1971年12月1日に米国海軍研究所のR. TouseyがOSO 7を使用して行った。[ 58 ]コロナ過渡現象の以前の観測、あるいは日食中に目視で観測された現象は、現在では本質的に同じものとして理解されている。
おそらく「先史時代」のコロナ質量放出（CME）に起因する最大の地磁気擾乱は、1859年に初めて観測された太陽フレアと同時期に発生した。フレアはリチャード・クリストファー・キャリントンによって目視で観測され、地磁気嵐はキューガーデンの記録磁力計で観測された。同じ装置で、電離軟X線による地球の電離層の瞬間的な擾乱であるクロチェットも記録された。これは、レントゲンによるX線の発見やケネリーとヘヴィサイドによる電離層の認識よりも前の出来事であったため、当時は容易に理解できなかった。
マイクロクエーサーは、電波を放出するX線連星であり、しばしば分離可能な一対の電波ジェットを持つ、 クエーサーの小型版です。LSI +61°303は、周期的な電波放出連星系であり、ガンマ線源CG135+01でもあります。観測により、OB型超巨星に関連する、立ち上がり時間が非常に短い（数十分）短時間の爆発と、数時間程度の典型的な継続時間によって特徴付けられる、繰り返し発生するX線過渡現象の数が増加していることが明らかになっており、これにより、大質量X線連星の新しいクラスである超巨星高速X線過渡現象（SFXT）が定義されています。チャンドラによる観測では、メシエ87を取り囲む高温のX線放出ガスにループとリングが存在することが示されています。マグネターは、極めて強力な磁場を持つ中性子星の一種であり、その磁場の崩壊によって、特にX線やガンマ線といった大量の高エネルギー電磁波が放出される。
右の画像のシーケンスで示されているように、太陽活動周期中、太陽は時折、ほぼ X 線暗黒で、ほぼ X 線変光星になります。一方、ベテルギウスは常に X 線暗黒のようです。赤色巨星からはほとんど X 線が放出されません。スペクトル型 A7-F0 付近で X 線放射がかなり急激に始まり、スペクトル型 F 全体にわたって広範囲の光度が発達します。アルタイルはスペクトル型 A7V、ベガは A0V です。アルタイルの全 X 線光度は、ベガの X 線光度よりも少なくとも 1 桁大きいです。初期 F 星の外側の対流層は非常に浅く、A 型矮星には存在しないと予想されますが、内部からの音響フラックスは後期 A 星と初期 F 星で最大となり、3 つの主要な線に沿って A 型星の磁気活動の調査を促しています。化学的に特異なスペクトル型BpまたはApの恒星は、顕著な磁気電波源であるが、ほとんどのBp/Ap型恒星は未検出のままであり、初期にX線を放出すると報告されたもののうち、単独星である可能性が高いと特定できるものはごくわずかである。X線観測は、惑星が通過中に主星のコロナの一部を食する（X線暗黒の）惑星を検出する可能性を提供する。「このような方法は、木星のような惑星がかなり広いコロナ領域を食する可能性があるため、低質量星に対して特に有望である。」
X線観測では、惑星が恒星のコロナの一部を覆い隠す際に、（X線が暗い）惑星を検出できる可能性がある。「このような方法は、木星のような惑星がかなり広い範囲のコロナを覆い隠す可能性があるため、低質量星に対して特に有望である。」[ 3 ]
X線検出器の感度が向上するにつれて、通常はX線を放出しない惑星やその他の天体が、特定の条件下でX線を放出、蛍光発光、または反射することが観測されるようになった。
NASAのSwiftガンマ線バーストミッション衛星は、地球から6300万kmの距離まで接近するルリン彗星を観測していた。天文学者は初めて、彗星の紫外線とX線画像を同時に観測できるようになった。「太陽風（太陽から放出される高速の粒子流）が彗星の広範囲にわたる原子雲と相互作用します。これにより太陽風がX線を発し、SwiftのXRTがそれを捉えるのです」とゴダード宇宙飛行センターのステファン・イムラー氏は語った。電荷交換と呼ばれるこの相互作用により、ほとんどの彗星は地球から太陽までの距離の約3倍以内を通過する際にX線を放出する。ルリン彗星は非常に活発なため、その原子雲は特に高密度である。その結果、X線を放出する領域は彗星の太陽側まで大きく広がっている。[ 59 ]
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