X線天文学の歴史

X線天文学の歴史は、1920年代にアメリカ海軍の短波通信への関心から始まりました。その後すぐに地球の電離層の広範な研究が続きました。1927年までに、高高度でのX線と紫外線（UV）放射の検出への関心が高まり、研究者は理論研究とデータ収集を支援するためにゴダードのロケットを上層大気に打ち上げました。太陽の紫外線放射を検出できる機器を搭載した最初のロケット飛行が成功したのは1946年でした。X線による太陽研究は1949年に始まりました。1973年までに、太陽機器パッケージがスカイラブの軌道に乗り、重要な太陽データを提供しました。^[1]

1965年、ゴダード宇宙飛行センターのX線天文学プログラムは、一連の気球実験から始まりました。1970年代には高高度観測ロケット実験が続き、その後軌道上（衛星）観測所が続きました。^[2]

宇宙からのX線放射源の検出に成功した最初のロケット飛行は、 1962年にアメリカ科学技術研究所（AS&E）のグループによって打ち上げられました。 ^[3]

X線の波長は、それを放射する物体（源）に関する情報を明らかにする。^[4]

海軍研究所( NRL) は 1923 年に開設されました。1924年にE.O. ハルバート (1890-1982) ^{[5] が着任して以来、彼は}物理光学を研究しました。NRL は短波無線通信への関心から、電離層(地球の反射層)の特性に関する研究を行っていました。1920年代から 1930 年代にかけて、ハルバート (ハルバート?) は電離層に関する一連の数学的記述を作成しました。1927 年、ワシントンのカーネギー研究所で、ハルバート、グレゴリー ブライト、マール トゥーブは、ロバート ゴダードのロケットに上層大気の探査用の装備を装備する可能性を検討しました。1929 年、ハルバートはロケットに上層大気の探査用の機器を装備する実験プログラムを提案しました。この提案には、高高度での紫外線とX 線の検出が含まれていました。^[1]

ハーバート・フリードマンは1949年にX線太陽研究を開始し、すぐに「太陽X線スペクトルのエネルギーは... E層の電離のすべてを説明するのに十分である」と報告した。こうして、ハルバートの当初の疑問の1つである電波反射層の起源と動作は、宇宙研究で答えを見つけ始めた。^[1]

1930年代末には、光学的手法によるX線コロナの推定や、1949年にX線光子の検出によるより直接的な証拠の研究も行われました。^[6]

地球の大気は地上ではX線を遮るため、ヴィルヘルム・レントゲンの発見は最初の50年間は観測天文学に何の影響も与えなかった。X線天文学は、気球の高度をはるかに超えるロケットを使用できるようになって初めて可能になった。1948年、米国の研究者はドイツ製のV-2ロケットを使用して太陽X線の最初の記録を収集した。^[4]

NRLはロケット、衛星、スカイラブ、スペースラブ2に機器を搭載している^[1]

1960 年代、70 年代、80 年代、90 年代を通じて、X 線天文学の 60 年間で検出器の感度は大幅に向上しました。さらに、X 線を集束する能力も飛躍的に向上し、高品質の画像の生成が可能になりました。^{[引用が必要]}

最高エネルギーのX線とガンマ線による天体の研究は、1960年代初頭に始まった。それまでは、科学者たちは太陽がこれらの波長帯の強力な源であることしか知らなかった。地球の大気はほとんどのX線とガンマ線を吸収するため、科学的ペイロードを地球の大気圏外に打ち上げることができるロケット飛行が必要だった。宇宙のX線放射源の検出に成功した最初のロケット飛行は、1962年にアメリカ科学技術研究所（AS&E）のグループによって行われた。このプロジェクトの科学者チームには、リカルド・ジャコーニ、ハーバート・グルスキー、フランク・パオリーニ、ブルーノ・ロッシが含まれていた。彼らはロケット飛行に搭載された小型のX線検出器を使用し、さそり座に非常に明るい源を発見した。そのため、この源は後にScorpius X-1と名付けられた。^{[3] [7]}

1970年代には、ウフル、アリエル5、SAS-3、OSO-8、HEAO-1などの専用のX線天文衛星により、この科学分野が驚異的なペースで発展しました。科学者たちは、銀河系の恒星源からのX線は主に、通常の恒星との連星系の中性子星から来ているという仮説を立てました。これらの「X線連星」では、X線は通常の恒星から中性子星に降着と呼ばれるプロセスで移動する物質から発生します。連星系の性質により、天文学者は中性子星の質量を測定することができました。他のシステムについては、X線を放射する物体の推定質量は、中性子星としては大きすぎるため、ブラックホールが存在するという考えを裏付けました。他のシステムは、電波領域でパルサーが示すのと同じように、特徴的なX線パルスを示し、これにより中性子星の回転速度を決定することができました。

最後に、これらの銀河のX線源のいくつかは、非常に変動が激しいことがわかった。実際、いくつかの源は空に現れ、数週間明るく輝き、その後再び見えなくなる。このような源はX線過渡現象と呼ばれる。いくつかの銀河の内部領域もX線を放射していることがわかった。これらの活動銀河核からのX線放射は、銀河の中心にある非常に巨大なブラックホールの近くにある超相対論的ガスから発生すると考えられている。最後に、拡散X線放射が空全体に存在することがわかった。^[3]

X線天文学の研究は、1980年代から2000年代初頭にかけて活動していた多くの衛星のデータを使用して継続されました。HEAOプログラム、EXOSAT、ぎんが、RXTE、ROSAT、ASCA、およびガンマ線バースト（GRB）の最初の残光を検出したBeppoSAXです。これらの衛星からのデータは、これらの源の性質と、X線とガンマ線が放出されるメカニズムのさらなる理解に役立ち続けています。これらのメカニズムを理解することで、宇宙の基礎物理学に光が当てられます。X線とガンマ線の機器で空を観察することで、宇宙がどのように始まり、どのように進化したかなどの疑問に答えるための重要な情報を収集し、宇宙の最終的な運命についての洞察を得ることができます。^[3]

1965 年、フランク・マクドナルドの提案により、エリヒュー・ボルトは一連の気球実験でゴダードの X 線天文学プログラムを開始しました。初期の段階では、磁気圏電子に関する宇宙物理学の博士論文を終えたばかりのピーター・セルレミトスと、天体物理学の博士論文研究に興味を持っていたメリーランド大学の物理学大学院生、ギュンター・リーグラーが参加しました。

1965年から1972年にかけて、12回以上の気球実験（主にニューメキシコ州から）が行われました。その中には、オーストラリアで行われた最初の実験（1966年）も含まれており、その実験では、その後特定されたGX1+4、GX3+1、およびGX5-1の中間に位置する銀河中心に向かう領域から硬X線放射が（粗い角度分解能ではあるものの）発見されました。1968年の気球実験は、私たちの研究室で最近開発されたマルチアノードマルチレイヤーキセノンガス比例箱に基づいており、X線天文学にこのような高性能機器が初めて使用されたことを象徴しています。

気球高度の残留大気による軟X線の減衰のため、これらの初期の実験はエネルギーが約20 keV以上に限られていた。より低いエネルギーまでの観測は、一連の高高度探査ロケット実験によって開始された。この段階では、スティーブ・ホルトがすでにプログラムに参加していた。1972年にロケットで行われた、銀河系で最も若い超新星残骸であるカシオペア座Aの観測では、約7 keVの鉄K線放射であるX線スペクトル線が初めて検出された。^[2]

右の図は、1973 年に探査ロケットに搭載された、天の川銀河で最も明るい X 線連星源 3 つ(Her X-1 (1.7 日)、Cyg X-3 (0.2 日)、Cyg X-1 (5.6 日)) の露出で観測された生のカウント (20.48 ミリ秒ごと) の 15 秒サンプルを示しています。Her X-1 に関連する 1.24 秒のパルサー周期はデータからすぐにわかりますが、Cyg X-3 のレート プロファイルは、少なくとも表示されている露出の 15 秒間の間は、一定であるソースに予想されるカウントの統計的変動と完全に一致しています。一方、Cyg X-1 データは、このブラックホール候補の特徴である混沌とした「ショット ノイズ」動作を明確に示しており、この観測で初めて確認されたミリ秒単位の「バースト」サブ構造という追加機能の予備的な証拠も提供しています。この露出で Her X-1 について観測された平坦なスペクトルの約 24 keV での急激なカットオフは、中性子星の表面近くの高度に磁化されたプラズマに関連する放射伝達効果の初めての報告証拠となりました。この実験中に Cyg X-3 について観測された黒体スペクトル成分は、この放射が中性子星サイズのコンパクトな天体のすぐ近くから来ていることを示す強力な証拠となりました。

1年後、同じ機器でCyg X-3を観測したところ、この源の光学的に薄い熱スペクトルが得られ、X線連星からの強いスペクトル鉄K線放射の初めての証拠が得られました。^[2]

現在の RXTE ( Rossi X-ray Timing Explorer ) ミッションの大面積 PCA (比例計数管アレイ) は、私たちの観測ロケット プログラムの伝統を真に反映しています。RXTE は、成功裏に運用されてから 20 年目に入り、非常に貴重なデータを提供し続けています。Ariel-5 (1974-1980) に搭載されたゴダード宇宙望遠鏡の ASM (All-Sky Monitor) ピンホール X 線カメラは、イメージング比例計数管 (1 次元ではありますが) を使用した最初の X 線天文学実験であり、一時的な発生源といくつかの明るい天体の長期的な動作に関する情報を提供しました。Jean Swank は、X 線分光法の威力を示した、マルチアノード多層比例計数管に基づく最初の広帯域 (2-40 keV) 軌道観測所である OSO-8 実験 (1975-1978) の開始に合わせてプログラムに参加しました。例えば、鉄のK線放射は銀河団の普遍的な特徴であることが明らかになった。^[2]

HEAO-1 A2 全天宇宙 X 線実験 (1977-1979) は、宇宙 X 線背景の広帯域スペクトルと大規模構造に関する最も包括的な (現在でも最も決定的な) データと、最も明るい銀河系外源のよく使われる完全なサンプルを提供しました。この実験は、挑戦的な「スペクトル パラドックス」を提起しましたが、これは現在、進化 (深部調査による) とガンマ線帯域にまで及ぶ個々の源スペクトルに関する新しい結果によって解明されつつあります。HEAO-2 アインシュタイン天文台 (1978-1981) の斜入射望遠鏡の焦点にある SSS (固体分光計) は、望遠鏡の光学系によって制限される最大約 3 keV のエネルギーの X 線天文学に使用された最初の高スペクトル分解能非分散型分光計でした。

当研究室で開発された円錐フォイル光学系を使用することで、斜入射X線望遠鏡の応答が12 keVまで拡張され、重要な鉄Kバンドの放射を十分にカバーできるようになりました。1990年12月、コロンビア号のアストロ1シャトルミッション（STS-35）のBBXRT（広帯域X線望遠鏡）では、このような望遠鏡の焦点に冷却Si（Li）固体検出器が使用されました。これは、集束光学系を使用した最初の広帯域（0.3～12keV）X線観測所でした。

ゴダード宇宙飛行士が日本のX線天文学者と協力し、円錐フォイルX線光学系を日本とアメリカの共同ミッション「ASCA」（1993年～2000年）に使用しました。これは、CCD非分散型分光計を使用した初の広帯域画像観測装置でした。

当研究室（ウィスコンシン大学と共同）では、10 eV（FWHM）を超える分解能を持つ量子カロリメータの開発に成功し、固体非分散型分光計の性能を大幅に向上させました。このような分光計は、銀河系の高温星間物質からのスペクトル線を研究するための観測ロケット搭載実験で使用されており、2005年7月に打ち上げられた日米共同の軌道上X線観測衛星「すざく」でも重要な役割を果たす予定です。

このプログラムの重要な初期段階では、デール・アーボガスト、フランク・バーサ、シロ・カンクロ、ウペンドラ・デサイ、ヘンリー・ドゥーン、チャールズ・グラッサー、シド・ジョーンズ、フランク・シェイファーによる非常に献身的な技術サポートの恩恵を受けました。20名以上の大学院生（ほとんどがメリーランド大学カレッジパーク校出身）が、当校のX線天文学プログラムで博士論文研究を成功裏に遂行しました。これらの元学生のほぼ全員が、天体物理学に積極的に関わり続けています。^[2]

地球の大気圏上のX線源の探索は、1948年8月5日12時7分（GMT）に始まりました。アメリカ陸軍のV-2ミサイルは、ヘルメス計画の一環として、ホワイトサンズ実験場発射施設（LC）33から打ち上げられました。宇宙放射線、太陽放射線、温度、圧力、電離層、写真に関するアメリカ海軍研究所^[8]の実験装置を搭載していたほか、正常に機能する太陽X線試験検出器も搭載されていました。ミサイルは高度166kmに到達しました。

アメリカ海軍研究所（NRL）とミシガン大学通信部隊工学研究所（SCEL）の協力の一環として、もう1機のV-2（V-2 42構成）が1948年12月9日16:08 GMT（現地時間09:08）にホワイトサンズLC33から打ち上げられた。^[9]このミサイルは108.7kmの遠地点に到達し、大気圏（風、気圧、温度）、太陽X線と放射線、生物学実験を実施した。

1949年1月28日、NRLのX線検出器（ブロッサム）がV-2ロケットのノーズコーンに搭載され、ニューメキシコ州のホワイトサンズミサイル実験場から打ち上げられた。太陽からのX線が検出された。^[10]遠地点：60km。

2回目の共同実験（NRL/SCEL）では、V-2 UM-3構成を使用して、1949年4月11日22:05 GMTに打ち上げられました。実験には太陽X線検出（遠地点高度87.4km）が含まれていました。^[11]

NRL電離層1太陽X線、電離層、隕石ミッションは、1949年9月29日16時58分GMTにホワイトサンズからV-2ロケットを打ち上げ、高度151.1kmに到達した。^[12]

V-2 53構成を使用した太陽X線実験は、1950年2月17日18:01 GMTにホワイトサンズLC 33から打ち上げられ、高度148kmに到達した。^[13]

最後のV-2打ち上げ番号TF2/TF3は1952年8月22日07:33 GMTにホワイトサンズから打ち上げられ、高度78.2kmに達し、実験を行った。

• NRLの太陽X線、
• 国立衛生研究所（NIH）の宇宙放射線、および
• 航空研究開発司令部の空の明るさ。^[14]

エアロビーの最初の打ち上げ成功は、1952年5月5日13:44 GMTにホワイトサンズ試験場のLC35発射施設から行われた。^[15]これは、太陽X線と紫外線検出のためのNRL実験で127kmの遠地点に到達したエアロビーRTV-N-10構成であった。

1960年4月19日、海軍研究局のエアロビーHiは高度208kmから太陽のX線写真を撮影した。^[16]米国のIGYロケットの主力はエアロビーHiであり、これを改造・改良してエアロビー150が作られた。

1962 年 6 月 12 日に打ち上げられたAerobee 150 ロケットが、他の天体源 (Scorpius X-1) からの最初の X 線を検出しました。

ソ連は1959年6月21日、カプースチン・ヤールから、改良型V-2ロケットR-5V ^[17]を発射し、太陽X線を観測するためのロケット4機を連続して打ち上げた。1959年7月21日にR-2Aロケット1機、GMT午前2時と午後3時にR-11Aロケット2機を打ち上げた^{[18] 。}

英国のスカイラークは、おそらく多くの観測ロケット計画の中で最も成功したものでしょう。最初の打ち上げは1957年にオーストラリアのウーメラから行われ、441回目で最後の打ち上げは2005年5月2日にスウェーデンのエスレンジから行われました。打ち上げはオーストラリア、ヨーロッパ、南アメリカの場所から行われ、NASA、欧州宇宙研究機関（ESRO）、ドイツとスウェーデンの宇宙機関によって使用されました。^[19]スカイラークは、太陽コロナの最初の良質なX線画像を取得するために使用されました。^[20]

南半球の空の最初のX線調査は、スカイラークの打ち上げによって提供されました。^[20]また、1972年9月と10月には、月による掩蔽によってX線源GX3+1の光学的な対応物を見つけるために、高精度で使用されました。^[20]

フランスのヴェロニク号は、1964年4月14日^[21]にハマギラのLCブランディーヌから打ち上げられ、紫外線とX線の強度を測定する実験装置と、原子H（ライマンα）線からの紫外線強度を測定するFU110を搭載し、1964年11月4日に再び打ち上げられた。^[22]

太陽放射衛星計画（SOLRAD）は、1950年代後半に、特に太陽活動が活発な時期に地球に及ぼす太陽の影響を研究するために考案されました。^[23] Solrad 1号は、1960年6月22日、東部夏時間午前1時54分にケープカナベラルからソーエイブルに搭載されて打ち上げられました。 ^[24]世界初の軌道天文観測所であるSOLRAD I号は、電波のフェードアウトが太陽のX線放射によって引き起こされていることを突き止めました。^[23]

打ち上げに成功した8機の軌道上太陽観測衛星シリーズの最初のもの（OSO 1、1963年3月7日打ち上げ）は、紫外線、X線、ガンマ線領域の太陽電磁放射を測定することを主な使命としていました。

宇宙X線を検出した最初の米国の衛星は、1967年3月8日に打ち上げられた第三軌道型太陽観測衛星（OSO-3）でした。この衛星は主に太陽を観測することを目的としており、2年間の寿命中に非常に優れた観測成果を上げましたが、太陽源Sco X-1からのフレア現象を検出し、拡散宇宙X線背景を測定しました。

OSO 5は 1969 年 1 月 22 日に打ち上げられ、1975 年 7 月まで運用されました。これは、軌道上太陽観測衛星プログラムの一環として軌道に乗せられた 5 番目の衛星でした。このプログラムは、ほぼ同一の衛星を連続して打ち上げ、11 年の太陽周期全体をカバーすることを意図していました。円軌道の高度は 555 km、傾斜角は 33° でした。衛星の回転速度は 1.8 秒でした。データから、エネルギー範囲 14 ～ 200 keV にわたる拡散背景のスペクトルが生成されました。

OSO 6 は1969 年 8 月 9 日に打ち上げられました。^[25]軌道周期は約 95 分でした。^{[26]宇宙船の回転速度は 0.5 rps でした。搭載されていたのは、17° × 23° FWHM にコリメートされた 5.1 cm 2} NaI(Tl) シンチレータ付きの硬 X 線検出器 (27-189 keV)でした。システムには 4 つのエネルギー チャネル (27-49-75-118-189 keV に分かれています) がありました。検出器は太陽方向を ± 3.5° 以内で含む平面上で宇宙船とともに回転しました。データは 320 ms ごとに 5 回の間隔で 70 ms と 30 ms の積分を交互に実行して読み取られました。^[26]

TD-1Aは、遠地点545km、近地点533km、軌道傾斜角97.6°のほぼ円形の極太陽同期軌道に投入された。これはESRO初の3軸安定化衛星であり、1つの軸が±5°以内で太陽を向いていた。光軸は、太陽指向軸と軌道面に対して垂直に維持された。6か月ごとに全天球をスキャンし、衛星が1周するごとに大円をスキャンした。運用開始から2か月ほど経った頃、衛星のテープレコーダーが両方とも故障した。地上局のネットワークが構築され、衛星からのリアルタイムテレメトリが約60%の時間記録されるようになった。軌道上で6か月後、衛星は地球の後ろを通過するため、太陽電池パネルへの日光を遮る定期的な日食の期間に入った。衛星は日食期間が過ぎるまで 4 か月間休止状態に置かれ、その後システムが再びオンになり、さらに 6 か月間の観測が行われました。TD -1A は主に紫外線ミッションでしたが、宇宙 X 線とガンマ線検出器の両方を搭載していました。TD-1A は 1980 年 1 月 9 日に再突入しました。

OSO 7 は、円筒形の車輪に取り付けられたプラットフォームから、一連の UV および X 線望遠鏡を太陽に向けるように設計された太陽観測装置でした。宇宙の X 線源を観測するための検出器は、X 線比例計数管でした。硬 X 線望遠鏡は、7 - 550 keV のエネルギー範囲で動作しました。OSO 7 は、X 線全天調査を実行し、ほ座 X-1の 9 日周期を発見し、光学的に HMXRB であると特定されました。OSO 7 は、1971 年 9 月 29 日に打ち上げられ、1973 年 5 月 18 日まで運用されました。

科学技術の実験室であるスカイラブは、1973年5月14日にサターンVロケットによって地球の軌道に打ち上げられました。太陽の詳細なX線研究が行われました。S150実験では、微弱なX線源の調査が行われました。S150は、1973年7月28日にスカイラブの背後と下を短時間周回したサターン1BロケットのSIV-B上段に搭載されました。SIV-B段全体は、15秒ごとに約1°スキャンする一連の事前にプログラムされた操作を実行し、機器が空の選択された領域をスキャンできるようにしました。指向方向は、SIV-B段の慣性誘導システムと、実験の一部である2つの可視星センサーからの情報を組み合わせて、データ処理中に決定されました。銀河のX線源は、S150実験で観測されました。この装置は、1 台の大型比例計数管 (~1500 cm ² ) で構成され、細いワイヤの接地面によって電気的に分割された個別の信号収集領域と、コリメータ羽根を通して観測する装置です。コリメータは、天空に 3 つの交差する視野 (~2 × 20°) を定義し、これにより、約 30' まで源の位置を特定できました。装置の前面の窓は、厚さ 2 μm のプラスチック シートで構成されていました。計数ガスは、アルゴンとメタンの混合物でした。S150 実験のデータの分析により、軟 X 線背景は、多数の未分解の点源の累積効果として説明できないという強力な証拠が得られました。

スカイラブの太陽研究: 高度にイオン化された原子の紫外線およびX線太陽写真、太陽フレアおよび活動領域のX線分光、および下部太陽コロナのX線放射。

サリュート4号宇宙ステーションは1974年12月26日に打ち上げられました。軌道は355×343km、軌道周期は91.3分、傾斜角は51.6°でした。X線望遠鏡による観測は1975年1月15日に開始されました。

軌道上太陽観測衛星 ( OSO 8 ) は、1975 年 6 月 21 日に打ち上げられました。OSO 8 の主な目的は太陽を観測することでしたが、4 つの機器は、数ミリかに星雲よりも明るい他の天体 X 線源の観測に使用されました。かに星雲源の 0.001 (= 1 "mCrab") の感度です。OSO 8 は、1978 年 10 月 1 日に運用を終了しました。

以前にもいくつかのX線観測所がX線源の変動を研究する取り組みを開始していましたが、X線源のカタログがしっかりと確立されると、より広範な研究を開始できるようになりました。

プログノス6号は、太陽X線を研究するために、 2つのNaI(Tl)シンチレーター（2～511 keV、2.2～98 keV）と比例計数管（2.2～7 keV）を搭載していました。

宇宙試験計画宇宙船P78-1またはソルウィンドは、1979 年 2 月 24 日に打ち上げられ、1985 年 9 月 13 日に空軍の ASM-135 ASAT試験中に軌道上で撃墜されるまで運用を続けました。このプラットフォームは、太陽を指向する帆と回転する車輪セクションを備えた軌道太陽観測衛星 (OSO) タイプでした。P78-1 は、高度 600 km で正午から真夜中までの太陽同期軌道上を周回していました。96° の軌道傾斜角は、軌道のかなりの部分を高緯度で費やしたことを意味し、粒子背景によって検出器の動作が妨げられました。飛行中の経験から、南大西洋異常帯の外側の地磁気緯度 35° N から 35° S の間で良好なデータが得られました。これにより、機器のデューティ サイクルは 25 ～ 30% になります。テレメトリ データは軌道の約 40 ～ 50% で取得され、純データ リターンは 10 ～ 15% でした。このデータ レートは低いように見えますが、XMON データベースには 約 10 ^{8秒分の良好なデータが存在することを意味します。}

P78-1 X線モニター実験のデータは、 SAS-3、OSO-8、はくちょうに搭載された機器に匹敵する感度で源をモニタリングし、より長い観測時間と独自の時間範囲という利点を提供しました。P78-1データを使った調査に特に適した調査分野は次の5つです。

• 銀河系X線源における数十秒から数か月の時間スケールでの脈動、食、歳差、および固有の源変動の研究。
• 中性子星のパルスタイミング研究。
• 新たな過渡的発生源の特定と研究。
• X線バースト、ガンマ線バースト、その他の高速遷移現象の観測。
• HEAO-2や3などの他の衛星によって観測された物体のX線同時観測と、観測タイムラインにおける物体の観測のギャップの埋め合わせ。

1981年2月21日に打ち上げられたひのとり衛星は、1980年代の観測で太陽フレアの硬X線画像化の先駆けとなった。^[27]

天馬は、1983 年 2 月 20 日に打ち上げられた日本の 2 番目の X 線天文衛星でした。天馬は、比例計数管に比べてエネルギー分解能が 2 倍向上した GSFC 検出器を搭載し、多くの天体の鉄スペクトル領域で初めての高感度測定を行いました。エネルギー範囲: 0.1 ～ 60 keV、ガスシンチレータ比例計数管: 80 cm ²のユニット 10 台、FOV ~ 3° (FWHM)、2 ～ 60 keV、過渡源モニター: 2 ～ 10 keV。

ソ連のアストロン軌道ステーションは、主に紫外線およびX線天体物理学的観測のために設計された。1983年3月23日に軌道に投入された。衛星は高度に楕円形の軌道、約200,000 × 2,000 kmに投入された。この軌道では、4日のうち3.5日は地球から遠く離れた場所に機体が留まった。機体は90%の時間を地球の影と放射線帯の外側に置いた。アストロンに搭載された2番目の主要実験であるSKR-02Mは、X線分光計であり、2～25 keVのX線に感度があり、有効面積が0.17 m ²の比例計数管で構成されていた。視野は3° × 3° (FWHM) であった。データは10のエネルギーチャネルで遠隔測定可能であった。この機器は1983年4月3日にデータの取得を開始した。

スペースラボ1 は、1983 年 11 月 28 日から 12 月 8 日まで、スペース シャトル (STS-9) のペイロード ベイに搭載されて軌道上を周回した最初のスペースラボ ミッションでした。パレットには、2 ～ 30 keV の光子 (2 ～ 80 keV も可能) を測定する X 線分光計が搭載されていました。主な科学的目的は、宇宙源の詳細なスペクトル特性とその時間的変化を研究することでした。この機器は、約 180 cm ²の面積と 7 keV でのエネルギー分解能 9% のガス シンチレーション比例計数管 (GSPC) でした。検出器は 4.5° (FWHM) の FOV にコリメートされていました。エネルギー チャネルは 512 ありました。

スパルタン 1 号は、1985 年 6 月 20 日にスペース シャトル ディスカバリー号 (STS-51G) から展開され、45.5 時間後に回収されました。スパルタン プラットフォームに搭載された X 線検出器は、1 ～ 12 keV のエネルギー範囲に感度がありました。この機器は、狭くコリメートされた (5' × 3°) GSPC でターゲットをスキャンしました。2 セットの同一のカウンターがあり、それぞれ約 660 cm ^{2 の}有効面積がありました。カウントは 0.812 秒間、128 のエネルギー チャネルに蓄積されました。エネルギー分解能は 6 keV で 16% でした。2 日間の飛行中、スパルタン 1 号はペルセウス座銀河団と銀河中心領域を観測しました。

銀河は1987年2月5日に打ち上げられました。観測の主な機器は大面積比例計数管（LAC）でした。

欧州回収可能運搬船(EURECA) は、1992 年 7 月 31 日にスペースシャトル アトランティスによって打ち上げられ、高度 508 km の軌道に投入されました。1992 年 8 月 7 日に科学的ミッションを開始しました。EURECA は、1993 年 7 月 1 日にスペースシャトル エンデバーによって回収され、地球に帰還しました。搭載されていたのは、 WATCH (宇宙硬 X 線用広角望遠鏡) です。WATCH 機器は、6 ～ 150 keV の光子に感度があります。全視野は天球の 1/4 をカバーしました。11 か月の寿命の間、EURECA は太陽を追跡し、WATCH は徐々に全天をスキャンしました。約 24 個の既知の X 線源が監視され (一部は 100 日以上)、いくつかの新しいX 線トランジェントが発見されました。

拡散 X 線分光計 (DXS) STS-54パッケージは、拡散軟 X 線背景のスペクトルを取得するために、1993 年 1 月に付属ペイロードとして打ち上げられました。DXS は、0.15 ～ 0.28 keV (4.3 ～ 8.4 nm) のエネルギー帯域で、拡散軟 X 線背景の高解像度スペクトルを初めて取得しました。

全天調査が実施され分析されるか、各星座の最初の太陽系外 X 線源が確認されると、その星座は X-1 と指定されます (例: Scorpius X-1または Sco X-1)。公式の星座は88 個あります。最初の X 線源は一時的なものであることがよくあります。

X 線源の位置がより正確に特定されるにつれて、それらの多くは大マゼラン雲 (LMC) などの銀河系外領域に隔離されるようになりました。個別に識別できる源が多数ある場合、最初に特定された源が通常、銀河系外源 X-1 として指定されます (例: 01 時¹⁵分¹⁴秒^- 73^時42^分22^秒の HMXRB である小マゼラン雲 (SMC) X-1) 。

これらの初期の X 線源は現在でも研究されており、しばしば重要な結果を生み出しています。たとえば、Serpens X-1 などです。

2007 年 8 月 27 日現在、非対称鉄線幅の拡大に関する発見とそれが相対性理論に与える影響は、非常に興奮した話題となっている。非対称鉄線幅の拡大に関して、ミシガン大学のエドワード・カケットは次のようにコメントしている。「中性子星の表面のすぐ外側でガスが渦巻いているのが見える」。「そして、円盤の内側の部分は明らかに中性子星の表面より近くを周回できないので、これらの測定によって中性子星の直径の最大サイズがわかる。中性子星の直径は 18 マイルから 20.5 マイルより大きくなることはないが、これは他の種類の測定結果と一致する。」^[28]

「これまで多くのブラックホールからこのような非対称な線が観測されてきたが、中性子星もこの線を生成できることが初めて確認された。これは中性子星が物質を集積する方法がブラックホールとそれほど変わらないことを示しており、アインシュタインの理論を検証するための新たなツールとなる」とNASAゴダード宇宙飛行センターのトッド・ストロマイヤー氏は述べている。[ 28 ^]

「これは基礎物理学です」とメリーランド州グリーンベルトにあるNASAとメリーランド大学のスディップ・バタチャリヤは言う。「中性子星の中心にはクォーク物質のような珍しい種類の粒子や物質の状態があるかもしれませんが、それを研究室で作り出すのは不可能です。それを知る唯一の方法は中性子星を理解することです。」^[28]

XMM-ニュートンを使用して、バッタチャリヤとストロマイヤーは、中性子星と恒星の伴星を含むへび座X-1を観測しました。ミシガン大学のキャケットとジョン・ミラーは、バッタチャリヤとストロマイヤーとともに、すざくの優れたスペクトル機能を使用してへび座X-1を調査しました。すざくのデータは、へび座X-1の鉄線に関するXMM-ニュートンの結果を裏付けました。^[28]

X 線源のカタログは、発見の年代順、X 線フラックス測定による確認、初期検出、X 線源の種類など、さまざまな目的で作成されています。

最初に出版されたX線源カタログの一つ^[29]は、1966年に米国海軍研究所の研究者によって出版されたもので、35個のX線源が含まれていました。このうち1968年までに確認されたのは22個だけでした。 ^[30]天球上の星座ごとの個別のX線源の追加の天文カタログには、1969年12月1日時点で少なくとも文献にX線フラックスが発表されている59個の源が含まれています。^[31]

主要な天文衛星はそれぞれ、検出および観測されたX線源のカタログを持っていた。これらのカタログは、多くの場合、広域の天体調査の結果であった。多くのX線源の名前は、カタログの略語と天体の赤経（RA）および赤緯（Dec）の組み合わせから付けられている。たとえば、4U 0115+63、第4ウフルカタログ、RA=01時間15分、Dec=+63°、3S 1820-30はSAS-3カタログ、EXO 0748-676はExosatカタログのエントリ、HEAO 1はH、アリエル5は3A、銀河源はGS、一般的なX線源はXカタログにある。^[32]初期の衛星のうち、ベラシリーズのX線源はカタログ化されている。^[33]

ウフルX線衛星は広範囲にわたる観測を行い、少なくとも4つのカタログを作成しました。以前のカタログの名称が改良され、再リストされました。たとえば、1ASEまたは2ASE 1615+38は、2U 1615+38、3U 1615+38、4U 1615+3802のように順次表示されます。[ ^34]最初の運用から1年以上経った後、最初のカタログ（2U）が作成されました。^[34] 3番目のウフルカタログは1974年に発行されました。 ^[35] 4番目で最後のウフルカタログには、339個のソースが含まれていました。^[36]

MIT/OSO 7カタログには、以前のOSO衛星からの太陽系外源は含まれていないようですが、OSO 7検出器からの185個の源と3Uカタログからの源が含まれています。^[37]

3番目のアリエル5号SSIカタログ（3Aと指定）には、アリエル5号衛星に搭載されたレスター大学のスカイサーベイ機器（SSI）によって検出されたX線源のリストが含まれています。^[38]このカタログには、低緯度^[39]と高緯度^[40]の両方の銀河の緯度源が含まれており、HEAO 1、アインシュタイン、OSO 7、SAS 3、ウフル、およびそれ以前の主にロケットによる観測によって観測された源も含まれています。^[38] 2番目のアリエルカタログ（2Aと指定）には、1977年4月1日より前に観測された105個のX線源が含まれています。 ^[41] 2Aより前には、含まれていない可能性のあるいくつかの源が観測されました。^[42]

HEAO A-1 X線源カタログの842個の源は、HEAO 1衛星のNRL広域天体調査実験によって検出された。^[43]

1983年から1986年にかけてEXOSATがさまざまな観測点間を旋回していたとき、多数のX線源（1210）をスキャンしました。これにより、EXOSAT中エネルギー旋回サーベイカタログが作成されました。 ^[44] EXOSATに搭載されたガスシンチレーション比例計数管（GSPC）の使用により、約431の源からの鉄線のカタログが利用可能になりました。^[45]

銀河系内の高質量X線連星カタログ（第4版）には、114個のHMXBの源名、座標、所見図、X線光度、システムパラメータ、構成要素の恒星パラメータ、その他の特徴的な特性、および関連文献の包括的な選択が含まれています。^[46]高質量X線連星候補の約60％は、既知または疑わしいBe/X線連星であり、32％は超巨星/X線連星（SGXB）です。^[46]

ROSAT全天サーベイ（RASS ）でX線源として検出された、ブライトスターカタログ（BSC、HRカタログとしても知られる）に記載されているスペクトル型A、F、G、K、光度クラスIVおよびVのすべての主系列星と準巨星については、RASSDWARF - RASS AK矮星/準巨星カタログがあります。^[47] RASS源の総数は約150,000で、BSC 3054の後期型主系列星と準巨星のうち980がカタログに掲載されており、偶然の一致率は2.2％（980個中21.8個）です。^[47]

• Neupert, WM (1969). 「太陽からのX線」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 7 : 121–148. Bibcode :1969ARA&A...7..121N. doi :10.1146/annurev.aa.07.090169.001005.NASA天体物理学データシステム（ADS）データベースを通じてオンラインで利用可能

• Keller, CU (1995). 「太陽からのX線」. Experientia . 51 (7): 710–720. doi :10.1007/BF01941268. S2CID  23522259.

• 「ポピー衛星システムの歴史」（PDF）。国家偵察局。2006年8月14日。 2018年9月10日閲覧。