X線天文学

X 線天文学は、天体からのX 線観測と検出の研究を扱う天文学の観測分野です。X 線は地球の大気によって吸収されるため、X 線を検出する機器は気球、観測ロケット、衛星によって高高度に運ばれる必要があります。X 線天文学では、マウナ ケア天文台などの標準的な光学望遠鏡では見ることができないX 線放射を見ることができるタイプの宇宙望遠鏡を使用します。

X 線放射は、約 100 万ケルビン(K) から数億ケルビン (MK) の温度の非常に高温のガスを含む天体から発生すると予想されます。さらに、地球の熱圏の高い位置にあるイオン化ガスの E 層が維持されていることからも、強力な地球外 X 線源の存在が示唆されます。理論上、太陽や恒星が主要な X 線源になると予測されていましたが、地球の大気が地球外からの X 線の大部分を遮るため、これを検証する方法はありませんでした。機器パッケージを高高度に送る方法が開発されて初めて、これらの X 線源を研究できるようになりました。

太陽X線の存在は、20世紀半ばの初めに観測ロケットに改造されたV-2ロケットによって確認され、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使命となっている。 ^[1]最初の宇宙（太陽系外）X線源は、1962年に観測ロケットによって発見された。さそり座で発見された最初のX線源であるさそり座X-1（Sco X-1）と呼ばれるさそり座X - 1のX線放射は、その可視放射の10,000倍であるのに対し、太陽の放射はその約100万分の1である。さらに、X線のエネルギー出力は、すべての波長における太陽の総放射の100,000倍である。

それ以来、何千もの X ​​線源が発見されています。さらに、銀河団内の銀河間空間は、100 から 1000 メガケルビン (MK) の温度の高温で非常に希薄なガスで満たされています。高温ガスの総量は、目に見える銀河の総質量の 5 倍から 10 倍です。

1927年、アメリカ海軍研究所のEOハルバートとワシントンのカーネギー研究所のグレゴリー・ブライト、マール・A・トゥーブは、ロバート・H・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線の検出を含む上層大気の探査用の装備を装備する実験プログラムを提案した。」^[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、高度にイオン化された種の光学コロナ線から間接的に推測されました。^[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ます。^[4] 1940年代半ばには、電波観測により太陽の周りに電波コロナがあることが明らかになりました。^[3]

地球の大気圏上からのX線源の探索は、1948年8月5日12時7分（GMT）に始まった。アメリカ陸軍（旧ドイツ陸軍）のV-2ロケットがヘルメス計画の一環としてホワイトサンズ実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、多くの魅力的な天体の高画質画像を作成できるようになりました。

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ロケットによって達成されました。検出器がノーズコーンセクションに配置され、ロケットは大気圏のすぐ上の高度まで弾道飛行で打ち上げられました。太陽からのX線は、搭載された米国海軍研究所のブロッサム実験によって検出されました。 ^[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、太陽系外の源から放射された最初のX線を検出しました^{[7] [8]}（さそり座X-1）。^[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などのコンパクトな星であることがわかっています。ブラックホールに落ち込む物質はX線を放射する可能性がありますが、ブラックホール自体は放射しません。X線放射のエネルギー源は重力です。落下するガスと塵は、これらや他の天体の強い重力場によって加熱されます。 ^[10]さそり座X-1から始まるこの新しいX線天文学の分野での発見に基づき、リカルド・ジャコーニは2002年にノーベル物理学賞を受賞しました。 ^[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（ロケットが地球に落下するまでの大気圏上での飛行時間はわずか数分間）と、視野が限られていることです。米国から打ち上げられたロケットは南の空の天体を見ることができません。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天体を見ることができません。

天文学において、星間物質（またはISM ）は、星間空間に広がるガスと宇宙塵、つまり銀河内の恒星系の間に存在する物質である。星間空間を満たし、周囲の銀河間物質と滑らかに融合する。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（地球の基準では）混合物からなる。^[12]電磁放射の形で同じ体積を占めるエネルギーは、星間放射場である。

興味深いのは、X線を放射する10 ⁶ -10 ⁷ Kの恒星表面からのコロナ雲の噴出で構成される高温電離媒体（HIM）です。ISMは乱流であり、あらゆる空間スケールで構造に満ちています。星は、通常数パーセクの大きさの分子雲の大きな複合体の奥深くで生まれます。星は、その生涯と死の過程で、ISMと物理的に相互作用します。若い星団（周囲を巨大または超巨大HII領域に囲まれていることが多い）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、極超音速乱流を引き起こします。結果として生じる構造は、高温ガスの恒星風バブルとスーパーバブルです。太陽は現在、低密度の局所バブル内のより高密度の領域である局所星間雲を通過しています。

0.07～1keVのエネルギー範囲にわたる星間物質からの拡散X線放射のスペクトルを測定するために、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実験場からブラックブラント9号を打ち上げました^。[13]このミッションの主任研究者はウィスコンシン大学マディソン校のダン・マッカモン博士です。

気球飛行では、機器を海抜 40 km の高度まで運ぶことができ、その高度では地球の大気の 99.997% を超える。数分間でデータを収集するロケットとは異なり、気球はより長時間空中にとどまることができる。しかし、そのような高度でも、X 線スペクトルの多くは吸収される。35 keV (5,600 aJ) 未満のエネルギーの X 線は気球に到達できない。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、かに星雲の超新星残骸が硬 X 線 (15～60 keV) 源であることが発見された。これは、おそらく気球による個別の宇宙 X 線源からの X 線の検出が初めて行われた例である。^[14]

高エネルギー集束望遠鏡（HEFT）は、硬X線（20～100 keV）帯域の天体物理学的源を画像化する気球搭載実験です。^[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'です。斜入射X線望遠鏡を使用する代わりに、HEFTは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、ネストされた斜入射ミラーの反射率を10 keV以上に拡張します。HEFTは、 60 keVで最大半値全幅1.0 keVのエネルギー分解能を備えています。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。

高解像度ガンマ線・硬X線分光計（HIREGS）と呼ばれる気球実験では、太陽やその他の天体からのX線とガンマ線の放射を観測しました。^{[16] [17]この気球は1991年12月と1992年12月に}南極のマクマード基地から打ち上げられました。安定した風に乗って気球は毎回約2週間にわたって極周回飛行しました。^[18]

ロックーンは、ロケットと気球を組み合わせたもので、固体燃料ロケットであり、地上ですぐに点火されるのではなく、まずガスを充填した気球によって上層大気圏に運ばれる。そして、最高高度で気球から切り離されると、ロケットは自動的に点火される。これにより、ロケットはより多くの化学燃料を必要とする下層の厚い空気層を通過する必要がなくなり、より高い高度を達成した。

「ロックーン」の元々のコンセプトは、1949年3月1日のUSS ノートン・サウンドのエアロビーロケット発射航海中に、リー・ルイス中佐、G・ハルヴォルソン中佐、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ました。 ^[6]

1956年7月17日から7月27日まで、海軍研究所（NRL）の船上で、太陽の紫外線とX線の観測のために、サンクレメンテ島の南西約30° Nから約121.6°W、遠地点120kmでディーコンロケット8基を打ち上げました。^[19]

衛星が必要なのは、X線が地球の大気圏で吸収されるためで、X線を検出する機器は気球、探査ロケット、衛星によって高高度に運ばれなければならない。X線望遠鏡（XRT）は、屈折や大偏角反射ではなく、斜視反射に基づいて方向性や撮像能力が変化する。^{[20] [21]} これにより、可視光線や紫外線望遠鏡よりも視野がはるかに狭くなる。鏡はセラミックまたは金属箔で作ることができる。^[22]

天文学における最初のX線望遠鏡は太陽を観測するために使われた。太陽の最初のX線写真（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、太陽の最初のX線画像がエアロビーハイロケットのピンホールカメラで撮影された。^[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求められます。

• X線光子の到達位置を2次元で特定する能力と
• 妥当な検出効率。

X 線天文学検出器は、主にエネルギー検出を目的として設計および構成されており、通常は当時の技術に限定されたさまざまな手法を使用して、場合によっては波長検出を目的として設計および構成されています。

X 線検出器は、個々の X 線 (X 線電磁放射線の光子) 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)、または光子が検出される速度 (1 時間あたりのカウント数) をカウントして、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)のブラックホールを通り、超新星残骸、恒星、白色矮星を含む連星(激変星と超軟X線源)、中性子星、ブラックホール ( X線連星)などの銀河系物体に至るまで、さまざまな種類の天体からX線が放射、蛍光、反射される。太陽系のいくつかの天体もX線を放射しており、最も有名なのは月であるが、月のX線輝度のほとんどは太陽のX線が反射したものによる。観測される背景X線は、多くの未解明の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る。 X線連続スペクトルは、制動放射線、黒体放射、シンクロトロン放射、あるい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によって発生する可能性がある。^[24]

中質量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る連星系であり、もう一方の構成要素は中質量星である。^[25]

ヘルクレス座X-1は、おそらくロッシュローブオーバーフローにより、通常の恒星（HZヘルクレス座）から中性子星に物質が降着してできたものです。X-1は、高質量X線連星と低質量X線連星の境界線（約2  M☉ _）に位置しますが、大質量X線連星の原型となっています。^[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「ハード潮汐破壊イベント候補」の観測を報告し、この観測は「ハードべき乗則X線スペクトルを持つ非常に数少ない潮汐破壊イベント」の1つを表していると指摘した。^{[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。これらのそれぞれに注目すべき X 線源があります。天体物理学的モデリングにより、そのいくつかは銀河または銀河中心のブラックホールであると特定されています。パルサーもあります。X 線天体物理学によってすでにモデル化に成功している源と同様に、見かけの源による X 線の発生を理解しようと努めることは、太陽、宇宙全体、そしてこ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関係なく、観測と精度を処理するための天文学的な装置です。天文学は古くから存在しています。物理理論は時間とともに変化します。天体のX線源に関しては、X線天体物理学はX線の明るさの物理的な理由に焦点を当てる傾向がありますが、X線天文学はX線源の分類、発見順序、変動性、分解能、および他の星座の近くの源との関係に焦点を当てる傾向があります。

オリオン座とエリダヌス座には、オリオン-エリダヌス超泡、エリダヌス超泡、または単にエリダヌス超泡と呼ばれる軟X線「ホットスポット」が広がっており、Hα線を放射するフィラメントが絡み合った弧の25°領域となっている。軟X線は、超泡内部の高温ガス（T 約2～3 MK）から放射される。この明るい物体は、ガスと塵のフィラメントの「影」の背景となる。フィラメントは重ね合わせた等高線で示されており、IRASで測定された約30 Kの温度での塵からの100マイクロメートルの放射を表している。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、熱い泡を取り囲む中性ガスの殻の一部である可能性があります。その内部は、オリオン OB1 連星の熱い星からの紫外線(UV) と恒星風によって活性化されています。これらの星は、約 1200 光年の幅を持つスーパーバブルを活性化し、可視光線 (Hα) と X 線スペクトル部分で観測されます。

通常、観測天文学は地球の表面（ニュートリノ天文学の場合は地球の下）で行われるもの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が含まれます。観測者が地球の居心地の良い空間を離れるとすぐに、観測者は深宇宙探検家になります。^[29]エクスプローラー1号とエクスプローラー3号、およびシリーズの初期の衛星を除いて、 ^[30]通常、探査機が深宇宙探検家になる場合は、地球を離れるか、地球の周りを周回します。

衛星または宇宙探査機が深宇宙 X 線天文学者/探検家または「アストロノボット」/探検家として認定されるには、XRT または X 線検出器を搭載し、地球の軌道を離れるだけで十分です。

ユリシーズは1990年10月6日に打ち上げられ、1992年2月に「重力スリングショット」のために木星に到達した。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、火星の軌道を外れたガンマ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15～150keVの範囲で動作した。検出器は、プラスチック光管を介して光電子増倍管に取り付けられた厚さ23mm×直径51mm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) 宇宙船テレメトリ 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 レベルは通常、バックグラウンドより 8 シグマ上に設定され、感度は 10 ⁻⁶ erg/cm ² (1 nJ/m ² ) です。バースト トリガーが記録されると、機器は高解像度データの記録に切り替わり、低速テレメトリ読み出し用に 32 kbit メモリに記録します。バースト データは、2 つの検出器の合計からの 16 秒間の 8 ms 分解能カウント レートまたは 64 秒間の 32 ms カウント レートで構成されます。2 つの検出器の合計からの 16 チャネルのエネルギー スペクトルもありました (1、2、4、16、または 32 秒の積分で取得)。「待機」モード中、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 つの検出器の出力が合計されました。

ユリシーズ軟 X 線検出器は、厚さ 2.5 mm × 面積 0.5 cm 2 の Si 表面バリア検出器で構成されていました。100 ^mg /cm ^{2 の}ベリリウム箔の前面ウィンドウは、低エネルギー X 線を遮断し、75° (半角) の円錐状の FOV を定義しました。これらの検出器は受動的に冷却され、-35 ～ -55 °C の温度範囲で動作します。この検出器には 6 つのエネルギー チャネルがあり、5 ～ 20 keV の範囲をカバーします。

理論X線天文学は、天体に適用されたX線の発生、放出、検出の理論天体物理学と理論天体化学を扱う理論天文学の一分野です。

理論天体物理学と同様に、理論 X 線天文学では、可能性のある X 線源の挙動を近似する解析モデルや、観測データを近似する計算 数値シミュレーションなど、さまざまなツールが使用されます。潜在的な観測結果が利用可能になると、それを実験観測と比較できます。観測者は、モデルを反証するデータや、複数の代替モデルや矛盾するモデルの中から選択するのに役立つデータを探すことができます。

理論家は、新しいデータを考慮してモデルを生成または修正しようとします。矛盾がある場合、一般的には、データに適合させるためにモデルに最小限の修正を加えようとします。場合によっては、時間の経過とともに大量の矛盾したデータが発生すると、モデルが完全に放棄されることがあります。

理論家が研究する天文学の一分野である天体物理学、天体化学、天体測定学などの分野の話題のほとんどは、X 線と X 線源に関係しています。理論の始まりの多くは、X 線源が構築され研究される地球上の実験室で見つかります。

ダイナモ理論は、回転、対流、電気伝導性の流体が磁場を維持するために作用するプロセスを説明する。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使用される。恒星の磁場の一部が実際にダイナモによって誘導される場合、磁場の強度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線放射の可能性のある発生源を扱う天文学モデルを構築することができます。たとえば、さそり座X-1では、X線エネルギーが20keVまで増加するとX線スペクトルが急激に減少しますが、これは熱プラズマ機構によるものと考えられます。^[24]さらに、電波放射はなく、可視連続波は、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同じです。^[24]プラズマは、中心天体のコロナ雲またはエネルギー源が不明であるが近接連星の概念に関連している可能性がある一時的なプラズマである可能性があります。^[24]

かに星雲のX線スペクトルには、さそり座X-1とは大きく異なる3つの特徴がある。スペクトルがはるかに硬いこと、光源の直径が天文単位（AU）ではなく光年（lys）単位であること、電波と光学シンクロトロン放射が強いことである。^[24]その全体的なX線輝度は光学放射に匹敵し、非熱的プラズマのものである可能性がある。しかし、かに星雲は、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、そのエネルギー量は、未知の光源から得られる大きな可視光と電波部分の総エネルギー量の100倍である。^[24]

巨大な恒星が赤色巨星へと進化する「分割線」は、風分割線およびコロナ分割線とも一致している。^[32]これらの分割線を越えたX線放射の低下を説明するために、いくつかのモデルが提案されている。

1. 遷移領域の密度が低いため、コロナの放射が低くなる。
2. 高密度風によるコロナ放射の消滅、
3. 冷たいコロナループだけが安定し、
4. 磁場構造がオープントポロジーに変化し、磁気的に閉じ込められたプラズマが減少する、または
5. 磁気ダイナモ特性の変化により恒星磁場が消失し、赤色巨星の間に小規模な乱流生成磁場のみが残る。^[32]

高質量 X 線連星(HMXB) は、OB 超巨星の伴星と、通常は中性子星(NS) またはブラックホール(BH) などのコンパクト天体から構成されます。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の伴星を周回する HMXB です。SGXB は、降着パルサーの典型的な硬 X 線スペクトルを示し、ほとんどが隠蔽された HMXB として強い吸収を示します。X 線光度 ( L _{x ) は最大 10} ³⁶ erg·s ⁻¹ (10 ²⁹ワット)まで増加します。^{[引用が必要]}

古典的なSGXBと最近発見された超巨星高速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、カペラからのX線検出でした。^[34]その日のロケット飛行で、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、姿勢制御システムを簡単に較正しました。この期間中、0.2～1.6 keVの範囲のX線が、恒星センサーと共線に配置されたX線反射システムによって検出されました。^[34] X線光度L _x = 10 ³¹ erg·s ⁻¹（10 ²⁴ W）は、太陽のX線光度の4桁上です。^[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・ラッセル図の冷たい半分の星々の中に広く分布している。^[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 線放射の探索に使用されてきた。^[35] ANS搭載の実験は、カペラとシリウス(α CMa)からの X 線信号を発見することに成功した。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を使用し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、自由に流れる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XUVの高エネルギー放射線を放射していることが発見されました。1978年、αケンタウリが低活動コロナ源として特定されました。^[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・ラッセル図全体をほぼ網羅する広範囲の星に共通する特徴として認識されました。^[36]アインシュタインの初期調査により、重要な洞察が得られました。

• X線源は、ヘルツシュプルング・ラッセル図全体にわたって、また進化のほとんどの段階にわたって、あらゆるタイプの星に豊富に存在する。
• X線輝度と主系列に沿った分布は、長い間支持されてきた音響加熱理論とは一致しなかったが、現在では磁気コロナ加熱の影響として解釈されており、
• 他は似たような星でも、自転周期が異なるとX線出力に大きな違いが現れる。^[3]

UX Arietisの中解像度スペクトルに適合させるには、太陽より下の領域の存在が必要であった。^[3]

恒星X線天文学は、

• 磁気流体力学ダイナモにおける磁場、
• さまざまなプラズマ物理過程を通じて希薄な天体プラズマ中のエネルギーが放出され、
• 高エネルギー放射線と恒星環境との相互作用。^[3]

現在では、大質量コロナ主系列星は後期A型または初期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ます。^[3]

新しく形成された恒星は、主系列に到達する前の恒星進化の段階では前主系列星として知られています。この段階（年齢1000万年未満）の恒星は、恒星コロナでX線を生成します。しかし、そのX線放射は、同様の質量の主系列星の10 ³～ 10 ⁵倍強力です。^[37]

前主系列星の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再結合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「静止」X線放射に寄与している。^[40]前主系列星には大きな対流帯があり、それが今度は強力なダイナモを駆動し、強力な表面磁場を生成する。これが、X線放射の回転変調を示す主系列星とは異なり、飽和X線領域にあるこれらの星からの高X線放射につながる。その他のX線放射源には、降着ホットスポット^[41]やコリメートされた流出がある。^[42]

恒星の若さの指標としての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、多数の無関係なフィールド星とともに銀河面フィールドに投影されている。光学画像と赤外線画像だけでは、若い星団のメンバーとフィールド星の混在物を区別することは不可能であることが多い。X線放射は分子雲からの中程度の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]

顕著な外層対流層が存在しないことから、理論では初期のA型星には磁気ダイナモが存在しないと予測されている。^[3]スペクトル型O型とB型の初期の星では、不安定な風の中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するため、古典的なαωダイナモはもはや機能できず、完全な対流状態になる。^[3]分散型（またはα2型）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通じて系統的に変化するはずであり、スペクトル型dM5付近でX線特性に不連続が生じる可能性がある。^[3]しかし、観測はこの図を支持していないようだ。長期間検出された最も質量の少ないX線である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、さらに1桁高いレベルまでフレアを起こしている。^[3]他の後期M型矮星と比較すると、むしろ連続的な傾向が見られる。^[3]

ハービッグAe/Be星は前主系列星である。そのX線放射特性に関しては、

• 熱い星を彷彿とさせる、
• 他の人は、冷たい恒星のコロナ活動、特にフレアと非常に高い温度の存在を指摘しています。^[3]

これらの強力な放出の性質については、次のようなモデルで議論が続いています。

• 不安定な恒星風、
• 衝突する風、
• 磁気コロナ、
• ディスクコロナ、
• 風力磁気圏、
• 集積ショック、
• せん断発電機の動作、
• 未知の後期型伴星の存在。^[3]

FK Com 星はスペクトル型 K の巨星で、異常に速い自転と活発な活動の兆候がある。その X 線コロナは最も明るく ( L _X ≥ 10 ³² erg·s ⁻¹または 10 ²⁵ W)、最高 40 MK の卓越温度を持つ最も熱い星として知られている。^[3]しかし、現在広く信じられている仮説は、近接連星系の合体で伴星の軌道角運動量が主星に移されるというものである。^[3]

ポルックスはベータ星であるにもかかわらず、ふたご座で最も明るい星であり、全天で17番目に明るい星である。ポルックスは巨大なオレンジ色のK型星で、白い「双子」であるカストルと興味深い色のコントラストをなしている。ポルックスの周囲には高温で外側に磁気的に支えられたコロナが存在する証拠が見つかっており、この星はX線放射体であることが知られている。^[44]

チャンドラX線天文台による新しい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光年の馬蹄形の外側のリング、直径約3光月の熱い内核、そして直径1光月未満の熱い中心源で、この中心源にはこの現象の原動力となってい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、1,000年以上前に発生した別の大爆発の証拠を提供している。イータカリーナの周りのこれらの3つの構造は、物質が超音速でスーパースターから逃げることで発生する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、中心部の60 MKから馬蹄形の外側の構造の3 MKまでの範囲である。「チャンドラの画像には、星がどのようにしてこれほど高温で強力なX線を生成できるかという既存の考えに対する謎がいくつか含まれている」とミネソタ大学のクリス・デイビッドソン教授は述べている。^{[45]デイビッドソン教授は}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。 「最も一般的な理論では、X線は2つの星からのガス流が衝突して生成されるため、非常に近いため、私たちには点源のように見えます。しかし、より遠くに逃げる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拡張された高温物質は、あらゆる理論が満たすべき新しい条件を要求しています。」^[45]

アマチュア天文学者は、時には自分たちで作った装置を使って、様々な天体や現象を観測する。アメリカ空軍士官学校（USAFA）は、アメリカで唯一の学部生向け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を開発し続けている。^[46]アマチュアがX線天文学のペイロードを宇宙に打ち上げ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の観測ロケットに無料で搭載する機会もある。^[47]

アマチュアがX線天文学の実験を観察し報告するには、検出器を十分に高い位置に設置するためのアマチュア用ロケットや気球を建造するコストや、適切なX線検出器を建造するための適切な部品のコストなど、大きな制限があります。

X 線天文学では、主要なスペクトルプローブを使用して発生源を詳しく調べるため、多くの謎を解明する取り組みにおいて貴重なツールとなります。

磁場は恒星のいたるところに存在しますが、その理由は正確にはわかっていません。また、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ほど多様な仕組みも完全には理解されていません。^[3]たとえば、いくつかの恒星は磁場、つまり形成期から残った化石恒星磁場を持っているように見えますが、他の恒星は頻繁に新しい磁場を生成しているように見えます。

太陽系外の X 線源が初めて検出された場合、通常最初に尋ねられる質問は「その源は何か?」です。多くの場合、可視光線や電波などの他の波長で、一致する可能性のある物体を広範囲に探査します。検証された X 線の場所の多くには、まだ容易に識別できる源がありません。X 線天体測定は深刻な問題となり、より細か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、X線/X線の同定を行うことには、固有の困難があり、特に、気球やロケットによる位置決定因子の大きな不確実性、銀河中心に向かう混雑した領域での源の分離の悪さ、源の変動性、源の命名法の多様性などのハンディキャップがある場合、同定を行う上で困難が伴います。^[48]

星のX線源の対応物は、源の重心と星の位置との間の角度の分離を計算することによって特定できます。最大許容分離は、できるだけ多くの実際の一致を識別するための大きな値と、偽の一致の可能性を最小限に抑えるための小さな値との間の妥協点です。「採用された一致基準40」は、サンプル内の偽の一致の確率を3％に保ちながら、ほぼすべてのX線源の一致を見つけます。」^[49]

太陽やその周囲、あるいは太陽付近で検出されたすべてのX線源は、太陽の外部大気である コロナ内のプロセスに関連していると思われます。

太陽X線天文学の分野では、コロナ加熱の問題がある。太陽の光球の有効温度は5,570 Kである^[50]が、コロナの平均温度は1～2 × 10 ⁶ Kである^[51]。しかし、最も高温の領域は8～20 × 10 ⁶ Kである^[51] 。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る^{[52] 。}

コロナを加熱するの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2つの主なメカニズムが提案されている。^[51] 1つ目は波動加熱で、対流層の乱流によって音波、重力波、または磁気流体波が生成されます。^[51]これらの波は上方に移動してコロナで消散し、そのエネルギーを熱の形で周囲のガスに蓄積します。^[53]もう1つは磁気加熱で、磁気エネルギーが光球の運動によって継続的に蓄積され、磁気再結合を通じて大規模な太陽フレアや、同様の小規模なイベントであるナノフレアの形で放出されます。^[54]

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す。アルヴェ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ます。 ^[55]さらに、アルヴェン波はコロナ内で消散しにくいです。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行しています。^[51]

コロナ質量放出（CME）は、放出されたプラズマで、主に電子と陽子（ヘリウム、酸素、鉄などのより重い元素も少量含まれる）と、それを巻き込むコロナの閉じた磁場領域から構成されます。さまざまな時間スケール（対流、差動回転、子午線循環）での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ことで、何らかの形でCMEが発生します。^[56]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、CMEが迫っていることを示してい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生成の関係を観測的に表したものです。^[56]「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の磁気構造と電流システムに関連付けることが、CMEとの関係を理解する鍵となります。」^[56]

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. トゥージーがOSO 7を使用して行いました。^[57]以前のコロナ過渡現象の観測や日食中に視覚的に観察された現象は、現在では本質的に同じものであると理解されています。

おそらく「先史時代の」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一致しました。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視覚的に観測され、地磁気嵐はキュー・ガーデンの記録用磁力計で観測されました。同じ機器は、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を記録しました。これは、X 線の発見 (レントゲンによる) や電離層の認識(ケネリーとヘビサイドによる)より前のことであったため、当時は簡単に理解できませんでした。

マイクロクエーサーは、クエーサーの小型の親戚で、電波を放射するX線連星で、多くの場合、分解可能な一対の電波ジェットを持っています。LSI +61°303は、ガンマ線源CG135+01でもある周期的な電波放射連星系です。観測により、非常に速い立ち上がり時間（数十分）と典型的には数時間の継続時間を伴う短い爆発を特徴とする反復性X線トランジェントが増加していることが明らかになっています。これはOB超巨星に関連しており、そのため、超巨星高速X線トランジェント（SFXT）という新しいクラスの大質量X線連星を定義しています。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線放射ガスにループとリングが存在することを示し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、その崩壊によって大量の高エネルギー電磁放射線、特にX線とガンマ線が放出されます。

右の一連の画像に示されているように、太陽活動周期の間、太陽は時々ほぼ X 線暗くなり、ほぼ X 線変光星になります。一方、ベテルギウスは常に X 線暗くなっているようです。赤色巨星からはほとんど X 線が放射されません。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、スペクトルクラス F 全体にわたって広範囲の光度が発生します。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。早期 F 型星の外部対流層は非常に浅く、A 型矮星では存在しないと予想されますが、後期 A 型星と早期 F 型星では内部からの音響フラックスが最大になり、3 つの主要な線に沿った A 型星の磁気活動の調査が促されます。化学的に特異なスペクトル型 Bp または Ap の星は、顕著な磁気電波源ですが、Bp/Ap 星のほとんどは未検出のままであり、X 線を発していると初期に報告されたもののうち、おそらく単独の星として特定できるのはごくわずかです。X 線観測により、移動中に親星のコロナの一部を覆い隠す (X 線暗黒) 惑星を検出できる可能性があります。「このような方法は、低質量星に特に有望です。木星のような惑星は、かなり大きなコロナ領域を覆い隠す可能性があるからです。」

X線観測は、移動中に親星のコロナの一部を覆い隠す（X線暗黒）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大きなコロナ領域を覆う可能性があるため、低質量の星にとって特に有望です。」^[3]

X線検出器の感度が上がるにつれて、一部の惑星や通常はX線を発しない天体も、特定の条件下ではX線を発したり、蛍光を発したり、反射したりすることが観測されるようになりました。^[要出典]

NASA のスウィフトガンマ線バーストミッション衛星は、地球から 63 グラムまで接近したルリン彗星を監視していた。天文学者は初めて、彗星の紫外線と X 線画像を同時に見ることができる。「太陽から吹き出す高速で移動する粒子の流れである太陽風が、彗星のより広い原子雲と相互作用します。これにより太陽風が X 線で光り、それがスウィフトの XRT で観測されるのです」と、ゴダード宇宙飛行センターのステファン・イムラーは述べた。電荷交換と呼ばれるこの相互作用により、ほとんどの彗星は太陽から地球までの距離の約 3 倍以内を通過するときに X 線を発する。ルリンは非常に活発であるため、その原子雲は特に密である。その結果、X 線を発する領域は彗星の太陽のずっと遠くまで広がっている。^[58]

この記事の内容は、http://imagine.gsfc.nasa.gov/ (パブリック ドメイン) から改変および拡張されました。

• 既知の X 線 (およびその他の) 発生源はいくつありますか?
• 私のお気に入りの天体は、X 線、ガンマ線、または EUV 源ですか?
• WIKISKYのX線全天サーベイ
• オーディオ – ケイン/ゲイ (2009) 天文学キャスト – X線天文学