天体X線源

天体X線源は、X線を放射する物理的特性を持つ天体です。

いくつかの種類の天体物理学的物体はX線を放射します。それらには、銀河団、活動銀河核のブラックホール（AGN）、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）などの銀河物体が含まれます。太陽系のいくつかの天体はX線を放射しており、最も有名なのは月ですが、月のX線の明るさのほとんどは太陽のX線の反射によるものです。

さらに、宇宙の天体は天体 X 線源として議論されます。観測されるすべての天体 X 線源の起源は、期間の長さにかかわらず、 コロナ雲またはコロナ雲温度のガス内、その近く、またはそれと関連しています。

観測される背景X線は、多くの分解されていない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、磁気または通常のクーロン制動放射線、黒体放射、シンクロトロン放射、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から発生する可能性があります。^[1]

銀河団は、銀河群や個々の銀河などのより小さな物質の単位が合体して形成される。落下する物質（銀河、ガス、暗黒物質を含む）は、銀河団の重力ポテンシャル井戸に落下するにつれて運動エネルギーを得る。落下するガスは銀河団内の既存のガスと衝突し、衝撃波によって銀河団の大きさに応じて10 ⁷～ 10 ⁸ Kに加熱される。この非常に高温のガスは、熱制動放射によってX線を放射し、金属（天文学では、「金属」は水素とヘリウム以外のすべての元素を指すことが多い）からの輝線放射も放射する。銀河と暗黒物質は衝突せず、すぐにビリアル化されて銀河団のポテンシャル井戸内を周回する。

8σの統計的有意性 では、全質量の中心とバリオン質量ピークの中心の空間的なずれは、重力の法則の変更では説明できないことがわかった。^[2]

準恒星電波源(クエーサー) は、活動銀河核(AGN)を持つ非常にエネルギーの高い遠方の銀河です。QSO 0836+7107 は、膨大な量の電波エネルギーを放射する準恒星天体(QSO) です。この電波放射は、サイクロトロン放射またはシンクロトロン放射を生成する磁場に沿ってらせん状に回転 (したがって加速) する電子によって引き起こされます。これらの電子は、AGN の周囲のディスクまたはその中心にあるブラックホールから放射される可視光と相互作用することもできます。これらの光子は電子を加速し、コンプトン散乱および逆コンプトン散乱 によって X 線およびガンマ線を放射します。

コンプトンガンマ線観測所(CGRO) には、 20 keVから 8 MeV の範囲で検出するバーストおよび過渡的放射源実験 (BATSE) が搭載されています。QSO 0836+7107 または4C 71.07 は、BATSE によってソフトガンマ線およびハード X 線の発生源として検出されました。「BATSE が発見したのは、それがソフトガンマ線の発生源になる可能性があるということです」と McCollough は述べています。QSO 0836+7107 は、ソフトガンマ線で観測される最も暗く、最も遠い天体です。これは、コンプトンガンマ線観測所に搭載されている高エネルギーガンマ線実験望遠鏡(EGRET)によってすでにガンマ線で観測されています。^[3]

セイファート銀河は、高度に電離したガスからスペクトル線放射を生成する核を持つ銀河の一種である。^[4]活動銀河核（AGN）のサブクラスであり、超大質量ブラックホールを含むと考えられている。^[4]

以下の早期型銀河（NGC）は、高温のガスコロナによりX線が明るく観測されている：NGC 315、1316、1332、1395、2563、4374、4382、4406、4472、4594、4636、4649、および5128。^[5] X線放射は、高温ガス（0.5～1.5 keV）からの熱制動放射線として説明できる。^[5]

超高輝度X線源（ULX）は、 20  M _☉のブラックホールのエディントン限界である3 × 10 ³² Wを超える光度を持つ、点状の非核X線源です。^[6]多くのULXは大きな変動を示し、ブラックホール連星である可能性があります。中質量ブラックホール（IMBH）のクラスに分類されるためには、その光度、熱ディスク放射、変動の時間スケール、および周囲の輝線星雲がこれを示唆している必要があります。^[6]ただし、放射がビーム状になっているかエディントン限界を超える場合、ULXは恒星質量ブラックホールである可能性があります。^[6]近くの渦巻銀河NGC 1313には、X-1とX-2という2つのコンパクトなULXがあります。 X-1ではX線光度が最大3×10 ³³ Wまで増加し、エディントン限界を超え、高光度では恒星質量ブラックホールを示唆する急峻なべき乗則状態に入るが、X-2ではその逆の挙動を示し、IMBHの硬X線状態にあると思われる。^[6]

ブラックホールが放射線を発するのは、ブラックホールに落ち込む物質が重力エネルギーを失うため、事象の地平線に落ち込む前に放射線が放出される可能性があるからです。落ち込む物質には角運動量があるため、物質は直接ブラックホールに落ち込むことはできず、ブラックホールの周りを回転します。この物質はしばしば降着円盤を形成します。同様の明るい降着円盤は白色矮星や中性子星の周囲にも形成されますが、これらの場合、落ち込むガスは高密度の表面に高速で衝突するため、追加のエネルギーを放出します。中性子星の場合、落ち込む速度は光速のかなりの割合になることがあります。

一部の中性子星や白色矮星系では、星の磁場が十分に強く、降着円盤の形成を妨げます。円盤内の物質は摩擦により非常に高温になり、X 線を放射します。円盤内の物質はゆっくりと角運動量を失い、コンパクトな星に落ちていきます。中性子星や白色矮星では、物質が表面に衝突すると追加の X 線が生成されます。ブラックホールからの X 線放射は変動性があり、非常に短い時間スケールで明るさが変わります。明るさの変化から、ブラックホールのサイズに関する情報が得られます。

Ia 型超新星は、別の白色矮星または赤色巨星の周りを公転する白色矮星の爆発です。高密度の白色矮星は、伴星から供給されるガスを蓄積することができます。矮星が臨界質量 1.4  M _☉に達すると、熱核爆発が起こります。各 Ia 型は既知の明るさで輝くため、Ia 型は宇宙の距離を測定するための 「標準光源」として使用されます。

SN 2005ke は、X 線波長で検出された最初の Ia 型超新星であり、紫外線では予想よりもはるかに明るい。

ほ座X-1は脈動する食型の高質量X線連星（HMXB）系で、ウフル源4U 0900-40と超巨星HD 77581に関連している。中性子星のX線放射は、超巨星の伴星の恒星風からの物質の捕獲と集積によって引き起こされる。ほ座X-1は、典型的な分離型HMXBである。^[7]

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。^[8]

ヘラクレス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 Her）から中性子星に物質が降着してできている。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☉ _）^{に位置しているが、大質量X線連星の原型となっている。 [9]}

最初の太陽系外X線源は1962年6月12日に発見されました。 ^[10]この源はScorpius X-1と呼ばれ、天の川銀河の中心方向にあるさそり座で発見された最初のX線源です。Scorpius X-1は地球から約9,000光年離れており、20keV未満のエネルギーでは太陽に次いで空で最も強いX線源です。そのX線出力は2.3×10 ³¹ Wで、太陽の全光度の約60,000倍です。^[11] Scorpius X-1自体は中性子星です。このシステムは低質量X線連星（LMXB）に分類されており、中性子星はおよそ太陽の1.4倍の質量ですが、ドナー星はわずか0.42倍の質量です。^[12]

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。^[13] 1940年代半ばには、電波観測により太陽の周囲に電波コロナがあることが明らかになりました。 ^[13]ロケット飛行中に太陽からのX線光子を検出した後、T.バーナイトは「太陽コロナからの黒体放射の理論的推定では4Åより短い波長の放射は予想されませんが、太陽がこの放射源であると想定されています」と書いています。^[13]そしてもちろん、人々は日食中に散乱した可視光で太陽コロナを見ています。

中性子星とブラックホールはX線の典型的な点源であるが、すべての主系列星はX線を放射するのに十分な高温のコロナを持っている可能性が高い。^[14] A型またはF型の星はせいぜい薄い対流層しか持たないため、コロナ活動はほとんど発生しない。^[15]

太陽周期に関連した同様の変動は、太陽X線や紫外線、極端紫外線の放射量にも観測されている。自転は磁気ダイナモの主要な決定要因の1つだが、この点は太陽の観測では証明できなかった。太陽の磁気活動は実際には強く変調されているが（11年周期の磁気黒点のため）、この影響は自転周期に直接依存するわけではない。^[13]

太陽フレアは通常、太陽活動周期に従って発生する。CORONAS -Fは、第23太陽活動周期の極大期に合わせて2001年7月31日に打ち上げられた。2003年10月29日の太陽フレアでは、硬X線においてかなりの程度の直線偏光（E2 = 40–60 keVおよびE3 = 60–100 keVのチャンネルでは70%以上、E1 = 20–40 keVでは約50%のみ）が明らかに示されたが^[16] 、他の観測では一般的に上限のみが設定されている。

コロナループは、太陽の下部コロナと遷移領域の基本構造を形成します。これらの高度に構造化されたエレガントなループは、太陽体内のねじれた太陽磁束の直接的な結果です。コロナループの集団は太陽周期と直接結びついており、このため、コロナループの根元には太陽黒点が見られることがよくあります。コロナループは、太陽表面の活動領域と静穏領域の両方に存在します。ようこう軟X線望遠鏡（SXT）は、0.25～4.0 keVの範囲でX線を観測し、0.5～2秒の時間分解能で太陽の特徴を2.5秒角まで分解しました。SXTは2～4 MKの温度範囲のプラズマに敏感で、EUV波長で放射するTRACEコロナループから収集されたデータと比較するのに理想的な観測プラットフォームでした。 ^[17]

CORONAS-F に記録された軟X線（10～130nm）と極端紫外線（26～34nm）の太陽フレア放射の変動は、2001～2003年にCORONAS-Fによって観測されたほとんどのフレアにおいて、X線放射の1～10分前に紫外線放射があったことを示している。^[18]

中質量の星の中心核が収縮すると、エネルギーが放出され、星の外層が膨張します。これは、星が最終的に外層を吹き飛ばすまで続きます。星の中心核はそのまま残り、白色矮星になります。白色矮星は、惑星状星雲と呼ばれる物体内の膨張するガス殻に囲まれています。惑星状星雲は、中質量の星が赤色巨星から白色矮星に変化する様子を示しています。X 線画像では、高速恒星風によって圧縮され加熱された数百万度のガス雲が明らかになります。最終的に中心星が収縮して白色矮星になります。星が収縮して白色矮星になった後、約 10 億年間は表面温度が約 20,000 K の「白熱」状態になります。

PG 1658+441 は高温で孤立した磁性白色矮星で、最初にアインシュタインのIPC 観測で検出され、その後エクソサットのチャンネルマルチプライヤアレイ観測で特定されました。^[19]「この DA 白色矮星の広帯域スペクトルは、温度が 28,000 K 近くの均質で高重力の純粋な水素大気からの放射として説明できます。」^[19] PG 1658+441 のこれらの観測は、白色矮星の大気中のヘリウムの存在量と温度の相関関係を裏付けています。^[19]

超軟X線源（SSXS）は、0.09～2.5 keVの範囲の軟X線を放射します。超軟X線は、連星系から引き出された物質が白色矮星の表面で安定した核融合反応を起こすことで生成されると考えられています。^[20]核融合反応を維持するには、十分な量の物質の流れが必要です。

SSXS V Sgeの活動の解析により、約400日の周期で長い低状態のエピソードが発生することが明らかになったため、SSXS RX J0513.9-6951と同様の実際の質量移動変動がV Sgeでも発生している可能性があります。^[21]

HD 49798 は、RX J0648.0-4418 と連星系を形成する準矮星です。準矮星は可視光と紫外線の帯域で明るい天体です。この系の公転周期は正確にわかっています。X 線源の予想される日食と一致するようにタイミングを合わせた最近のXMM-Newton観測により、X 線源の質量 (少なくとも太陽質量の 1.2 倍) が正確に決定され、X 線源がまれな超大質量白色矮星であることが確認されました。^[22]

理論によれば、質量が太陽の約8%未満の天体は、その中心核で大規模な核融合を維持できない。 ^{[23]これは}赤色矮星と褐色矮星の境界線となる。惑星と褐色矮星の境界線となるのは、質量が太陽の約1%未満、つまり木星の10倍未満の天体である。これらの天体は重水素を融合できない。

強力な中心核エネルギー源がないため、褐色矮星の内部は急速に沸騰、つまり対流状態にある。ほとんどの褐色矮星が示す急速な自転と組み合わさると、対流により表面近くに強力で絡み合った磁場が発生する条件が整う。チャンドラが観測したLP 944-20 のフレアは、褐色矮星の表面下の乱流する磁化された高温物質に原因がある可能性がある。表面下のフレアは熱を大気に伝導し、電流が流れて稲妻のような X 線フレアを発生させる可能性がある。フレアが発生していない期間に LP 944-20 から X 線が放射されないことも重要な結果である。これは、褐色矮星によって生成される安定した X 線出力の最低観測限界を設定し、褐色矮星の表面温度が約 2500 °C 以下に冷えて電気的に中性になるとコロナが存在しなくなることを示している。

NASAのチャンドラX線観測衛星を使用して、科学者たちは多重星系内の低質量褐色矮星からのX線を検出した。^[24]褐色矮星が親星（太陽のような恒星TWA 5A）にこれほど近い位置でX線で解像されたのはこれが初めてである。^[24]「チャンドラのデータは、X線が約300万度の褐色矮星のコロナプラズマから発生していることを示しています」と東京の中央大学の坪井洋子氏は述べた。 ^[24]「この褐色矮星はX線光で現在の太陽と同じくらい明るいが、質量は太陽の50分の1である」と坪井氏は述べた。^[24]「したがって、この観測により、巨大な惑星でさえも若い頃には自らX線を放射している可能性があるという可能性が浮上しました！」^[24]

地球のオーロラの1000倍もの強さを誇る木星の極のオーロラを説明するには、約1000万ボルトの電位と1000万アンペアの電流（最も強力な雷の100倍）が必要だ。

地球では、オーロラは地球の磁場を乱す高エネルギー粒子の太陽嵐によって引き起こされます。図の後退した外観からもわかるように、太陽からの粒子の突風も木星の磁場を歪め、オーロラを生み出すことがあります。

土星のX線スペクトルは太陽のX線スペクトルと似ており、土星のX線放射は土星の大気による太陽X線の反射によるものであることを示しています。光学画像ははるかに明るく、X線では検出されなかった美​​しいリング構造を示しています。

検出されたX線の一部は、太陽以外の太陽系天体から発生し、蛍光によって生成されます。散乱した太陽X線は、追加の成分を提供します。

月のレントゲン衛星 (ROSAT) 画像では、ピクセルの明るさが X 線の強度に対応しています。明るい月の半球が X 線で輝いているのは、太陽から発生した X 線を再放射しているためです。背景の空は、ROSAT 画像では解像されていない、無数の遠くの強力な活動銀河のために部分的に X 線で輝いています。月の円盤の暗い側は、深宇宙から来るこの X 線背景放射を影に隠しています。いくつかの X 線は、影になっている月の半球から来ているように見えるだけです。そうではなく、それらは地球のジオコロナ、つまり軌道上の X 線観測所を取り囲む拡張大気から発生しています。測定された月の X 線光度は約 1.2 × 10 ⁵ W であり、月は地球外の既知の X 線源の中で最も弱いものの 1 つです。

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。^[25]これにより、太陽風が X 線で光り、それがスウィフトの XRT で観測されます」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 線放射領域は彗星の太陽のずっと遠くまで広がっている。^[26]

天球は88 の星座に分けられています。IAU星座は天空の領域です。これらのそれぞれに注目すべき X 線源があります。その中には銀河や銀河の中心にあるブラックホールがあります。パルサーもあります。天文 X 線源と同様に、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な影響を与えるかを理解するのに役立ちます。

欧州宇宙機関（ESA）の XMM-ニュートン軌道観測衛星 による観測により、アンドロメダ銀河に複数のX線源が検出されました。

うしかい座の3C 295 (Cl 1409+524) は、X 線望遠鏡で観測された最も遠い銀河団の 1 つです。この銀河団は、X 線を強く放射する 50 MK のガスの広大な雲で満たされています。チャンドラは、中心の銀河が強力で複雑な X 線源であることを観測しました。

きりん座の銀河団 MS 0735.6+7421 には、X 線を放射する高温ガスが充満しています。銀河団の中心にある大きな銀河の反対側には、直径がそれぞれ 60 万ライルの 2 つの巨大な空洞があります。これらの空洞は、電波を放射する非常に高エネルギーの電子でできた、両面が細長く磁化された泡で満たされています。

X線ランドマークNGC 4151は中程度の渦巻き セイファート銀河であり、その中心には巨大なブラックホールがある。^[27]

チャンドラのX線画像では、シリウスAとBはシリウスBの方が明るいことが示されています。[ ^28]一方、可視範囲ではシリウスAの方が明るいです。

カシオペアA SNRに関しては、恒星の爆発からの最初の光が地球に届いたのは約300年前だと考えられているが、起源となる超新星の目撃記録は歴史的に残っていない。これはおそらく、地球に届く前に星間塵が可視光線の放射を吸収したためだろう（ただし、1680年8月16日にジョン・フラムスティードによって6等星カシオペヤ座3番星として記録された可能性はある^[29]）。考えられる説明としては、起源となる恒星が異常に大質量で、以前に外層の多くを放出していたという考え方に傾いている。これらの外層が恒星を覆い、内側の恒星が崩壊したときに放出された光の多くを再吸収したと考えられる。

CTA 1はカシオペア座 にあるもう一つのSNR X線源である。CTA 1超新星残骸（4U 0000+72）のパルサーは、当初X線帯の放射線を放出していた（1970～1977年）。奇妙なことに、その後（2008年）観測されたときにはX線放射は検出されなかった。代わりにフェルミガンマ線宇宙望遠鏡がパルサーがガンマ線放射を放出していることを検出したが、これはこの種のものとしては初めてのことである。^[30]

イータカリーナの 周囲にある3つの構造は、超音速で超恒星から飛び出す物質によって生じた衝撃波を表していると考えられている。衝撃波で加熱されたガスの温度は、中心部では60MK、馬蹄形の外側構造では3MKである。「チャンドラの画像は、恒星がどのようにしてこれほど高温で強力なX線を生成できるのかという既存の考えに対する謎を解くものです」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。^[31]

アベル 400は銀河団であり、合体に向かって渦巻く 2 つの超大質量ブラックホール3C 75を持つ銀河 ( NGC 1128 ) が含まれています。

カメレオン複合体は、カメレオンI、カメレオンII、カメレオンIIIの暗黒雲を含む大規模な星形成領域（SFR）です。星座のほぼすべてを占め、あずまや、はえ座、りゅうこつ座と重なっています。X線源の平均密度は、1平方度あたり約1源です。^[32]

カメレオン I (Cha I) 雲はコロナ雲であり、約 160 パーセクの最も近い活発な星形成領域の一つです。 ^[33]他の星形成雲から比較的隔離されているため、古い前主系列 (PMS) の星がこの領域に流れ込んできた可能性は低いです。^[33]星の総数は 200～300 です。^[33] Cha I 雲はさらに北雲または領域と南雲または主雲に分けられます。

カメレオンII暗黒雲には約40個のX線源が含まれています。^[34]カメレオンIIの観測は1993年9月10日から17日まで行われました。^[34]スペクトル型K1の新しいWTTS候補源であるRXJ 1301.9-7706は、4U 1302–77に最も近いです。^[34]

「カメレオンIIIは現在、星形成活動​​が見られないようです。」^[35] ASCAによって観測されたHD 104237（スペクトル型A4e）は、カメレオンIII暗黒雲に位置し、全天で最も明るいハービッグAe/Be星です。^[36]

銀河団Abell 2142はX 線を放射し、かんむり座にあります。宇宙で最も質量の大きい天体の一つです。

チャンドラX線によるアンテナ銀河の分析から、ネオン、マグネシウム、シリコンが豊富に含まれた堆積物が発見されました。これらの元素は、居住可能な惑星の構成要素となるものです。撮影された雲には、太陽の16倍と24倍のマグネシウムとシリコンが含まれています。

PKS 1127-145 から発せられる X 線に現れるジェットは、高エネルギー電子ビームとマイクロ波光子の衝突によって生じたものと考えられます。

りゅう座の一部を撮影した ROSAT の画像では、りゅう座星雲 (軟 X 線影) が輪郭で示され、青黒く写っています。

Abell 2256 は 500 個以上の銀河からなる銀河団です。このROSAT画像の二重構造は、2 つの銀河団が合体していることを示しています。

オリオン座とエリダヌス座の間には、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、または単にエリダヌス バブルと呼ばれるソフト X 線「ホットスポット」が広がっており、これは Hα 放射フィラメントが絡み合った弧の 25° 領域です。

巨大な高温ガスの雲がヒドラA銀河団全体に広がっています。

Arp260 は、 RA 10 ^h 49 ^m 52.5 ^s Dec +32° 59′ 6″にあるこじん座 の X 線源です。

隣の画像にはオリオン座が写っています。画像の右側には、オリオン座の可視画像があります。左側には、X 線のみで見たオリオン座があります。ベテルギウスは、右側のオリオン座のベルトの 3 つの星の上に簡単に見えます。可視画像で最も明るい物体は満月で、X 線画像にも写っています。X 線の色は、各星からの X 線放射の温度を表しています。高温の星は青白く、低温の星は黄赤です。

ステファンの五つ子銀河は、激しい衝突が特徴で、注目を集めています。ステファンの五つ子銀河の 5 つのうち 4 つは物理的に結びつき、銀河の合体で終わる可能性が高い宇宙のダンスに関与しています。NGC 7318 B が銀河群のガスと衝突すると、天の川銀河よりも大きな衝撃波が銀河間の媒体全体に広がり、一部のガスを数百万度の温度まで加熱し、NASA のチャンドラ X線観測衛星で検出可能な X 線を放射します。NGC 7319にはタイプ 2セイファート核があります。

ペルセウス銀河団は宇宙で最も巨大な天体の一つで、数百万度のガスの広大な雲の中に何千もの銀河が含まれています。

ピクターAは、中心にブラックホールがあり、非常に高速で磁化されたガスを放出している可能性がある銀河です。画像の右側の明るい点はジェットの先端です。ジェットが銀河間空間の希薄なガスに突入すると、X線を放射します。ピクターAは、H 0517-456および3U 0510-44と指定されたX線源です。^[37]

プピス Aは直径約 10 光年の超新星残骸(SNR)です。この超新星は約 3700 年前に発生しました。

銀河系の中心 は1745–2900にあり、いて座A*に相当し、いて座A電波源（W24）のすぐ近くにあります。おそらく最初の銀河系X線源カタログ^[38]では、 2つのSgr X-1が提案されています：（1）1744–2312と（2）1755–2912ですが、（2）は不確かな同定です。源（1）はS11に相当するようです。^[39]

カートホイール銀河 の珍しい形状は、画像の左下にあるような小さな銀河との衝突によるものかもしれません。最新のスターバースト (圧縮波による星形成) は、直径が天の川銀河よりも大きいカートホイール銀河の縁を照らしています。挿入図に見られるように、銀河の縁には非常に多くのブラックホールがあります。

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。」^[40]

「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。[ 40 ^]

「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ゴダード宇宙飛行センター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ことは不可能です。それを知る唯一の方法は中性子星を理解することです。」^[40]

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。^[40]

M82 X-1は、おおぐま座 の09^時55^分50.01^秒+69° 40′ 46.0″にあります。2006 年 1 月にRossi X-ray Timing Explorerによって検出されました。

北緯10^時34^分00.00 12 月+57° 40' 00.00"のおおぐま座 には、天の川銀河内の中性水素ガスによる吸収がほとんどない視野があります。これはロックマン ホールとして知られています。この窓からは、超大質量ブラックホールを含む他の銀河からの何百もの X ​​線源を見ることができます。

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 線連星であり、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。SS 433は、観測された最もエキゾチックな星系の 1 つです。これは、主星がブラックホールまたは中性子星で、副星が後期A 型星である食連星です。 SS 433 は、SNR W50内にあります。副星から主星へ移動するジェット内の物質は、光速の 26% で移動します。 SS 433 のスペクトルは、ドップラー効果と相対性理論の影響を受けます。ドップラー効果を差し引くと、約 12,000 kps の速度に相当する残余赤方偏移があります。これは、地球から遠ざかるシステムの実際の速度を表すものではなく、むしろ、時間の遅れによるもので、静止した観測者には動いている時計がよりゆっくりと時を刻んでいるように見えます。この場合、ジェット内の相対的に動く励起原子はよりゆっくりと振動しているように見え、その放射は赤方偏移しているように見える。^[41]

LSI+61°303は周期的な電波放射連星系で、ガンマ線源CG135+01でもある。^[42] LSI+61°303は、周期26.5日の周期的な非熱的電波バーストを特徴とする変光星で、T eff が_約26,000 K、光度が約10 38 erg s −1の高速回転するB0 Ve星の周りを、おそらく中性子星であるコンパクトな物体が偏心軌道運動することで生じると考えられて^いる。^{[42]可視光および赤外線波長での測光観測でも、26. 5}日の変調が示されている。^{[42] 1996年時点で、} BeX線連星系には20ほどの星がありますが、X線バーストの輝度とスペクトルの硬さが他の連星系 (kT ≤ 1 keV) よりもはるかに高いのは、X Per と LSI+61°303 だけです (kT ≤ 1 keV)。しかし、LSI+61°303 は、強力な電波バースト放射によってさらに際立っています。^{[42] 「LSI+61°303 の電波特性は、} SS 433、Cyg X-3、Cir X-1などの「標準的な」高質量X線連星の電波特性に似ています。」^[42]

OB 型超巨星に付随する、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 線突発現象が増加しており、そのため、新しい種類の巨大 X 線連星である超巨星高速 X 線突発現象 (SFXT) が定義される。^[43] XTE J1739–302 は、その 1 つである。1997 年に発見され、わずか 1 日しか活動せず、X 線スペクトルが熱制動放射線(温度 ~20 keV) とよく一致し、降着パルサーのスペクトル特性に似ていることから、当初は異常に短い爆発を伴う特異な Be/X 線突発現象として分類された。^{[44] 2008 年 4 月 8 日には、} Swiftで新しいバーストが観測された。^[44]

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が示されています。これらのループとリングは、超大質量ブラックホールからジェット状に放出される物質の速度の変化によって生成されます。ループの分布は、600万年ごとに小規模な噴出が発生していることを示唆しています。

大規模な噴火によって生じたリングの 1 つは、ブラックホールの周囲に直径 85,000 光年広がる衝撃波です。観測されたその他の注目すべき特徴としては、長さが最大 ​​100,000 光年にも及ぶ細い X 線放射フィラメントや、7,000 万年前の大規模な噴火によって生じた高温ガス内の大きな空洞などがあります。

この銀河には、多波長放射、特に電波の強力な発生源である活動銀河核（AGN）も含まれています。^[45]

マグネターは中性子星の一種で、非常に強力な磁場を持ち、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る。マグネターに関する理論は1992年にロバート・ダンカンとクリストファー・トンプソンによって提唱されたが、マグネターからのものと考えられるガンマ線バーストが初めて記録されたのは1979年3月5日だった。^[46]これらの磁場は人工の磁石よりも数十万倍強力であり、^[47]地球を取り巻く磁場よりも数千兆倍強力である。 [48] 2003年現在、マグネターは宇宙でこれまでに検出された中で最も磁性の強い物体である。 [ ^{46 ]}

1979年3月5日、金星の大気圏に探査機を投下した後、太陽中心軌道上にあるベネラ11号とベネラ12号は、東部標準時午前10時51分にガンマ線放射の爆発に見舞われた。この衝突により、コーヌス実験の両探査機の放射線の測定値は、わずか1ミリ秒の間に、通常の1秒あたり100カウントから1秒あたり20万カウント以上に上昇した。^{[46]この巨大フレアは多数の宇宙船によって検出され、これらの検出結果から、惑星間ネットワークによって}大マゼラン雲のN-49 SNR内のSGR 0526-66に位置付けられました。^[49]そして、コヌスは1979年3月にもう一つの源を発見した。わし座の2万光年離れた位置にあるSGR 1900+14は、1979年とその後の数回の顕著なバーストを除いて、長期間にわたって低放射であった。

パルサーとマグネターの進化的関係はどのようなものでしょうか。天文学者は、マグネターがパルサーのまれな種類なのか、あるいは一部またはすべてのパルサーがライフサイクル中にマグネター段階を経るのかを知りたいと考えています。NASA のロッシ X 線タイミング エクスプローラー(RXTE) は、最も若い既知の脈動中性子星が癇癪を起こしたことを明らかにしました。崩壊した星は時折強力な X 線バーストを放出するため、天文学者は中性子星のライフサイクルを再考せざるを得なくなっています。

「我々は、あるタイプの中性子星が文字通り目の前で別のタイプに変化するのを見ている。これは、異なるタイプのパルサー間の長い間探し求められていたミッシングリンクである」とメリーランド州グリーンベルトにあるNASAゴダード宇宙飛行センターとメリーランド大学ボルチモア校のフォティス・ガブリルは言う。^[50]

PSR J1846-0258 は鷲座にあります。この星は、その高速回転 (3.1 s ⁻¹ ) とパルサーのようなスペクトルのため、通常のパルサーに分類されていました。RXTE は、2006 年 5 月 31 日に 4 つのマグネターのような X 線バーストを捉え、2006 年 7 月 27 日にも 1 つ捉えました。これらのイベントはいずれも 0.14 秒以上続きませんでしたが、いずれも少なくとも太陽 75,000 個分の衝撃を与えました。「通常のパルサーがマグネター バーストを起こすのが観測されたことはこれまでありませんでした」とガブリエルは述べています。^[50]

「若く高速回転するパルサーは、このような強力なバーストを発生させるのに十分な磁気エネルギーを持っていないと考えられていました」と、カナダのモントリオールにあるマギル大学に在籍し、現在はバンクーバーのブリティッシュコロンビア大学に所属するマージョリー・ゴンザレスは言う。「これはマグネターのように機能する通常のパルサーです。」^[50]

NASA のチャンドラ X 線観測衛星による観測では、この天体の X 線が明るくなり、バーストがパルサーからのものであったことが確認され、スペクトルが変化してマグネターに似たものになった。PSR J1846 の自転速度が減速しているという事実は、自転を制動する強力な磁場があることも意味している。推定される磁場は地球の磁場の何兆倍も強いが、一般的なマグネターの 10 ～ 100 倍弱い。マギル大学のビクトリア・カスピは、「PSR J1846 の実際の磁場は測定された量よりもはるかに強い可能性があり、パルサーとして分類される若い中性子星の多くは実際にはマグネターに変装している可能性があり、その磁場の真の強さは活動が活発化する数千年を経て初めて明らかになる」と指摘している。^[50]

太陽活動周期中、太陽のX線画像連続で示されるように、太陽はほぼX線暗く、ほぼX線変光星である。一方、ベテルギウスは常にX線暗くなっているようである。 ^[51]恒星表面全体からのX線フラックスは、T = 1 MKで30〜7000エルグs ^- 1cm ^-2、より高い温度で約1エルグs ^- 1cm - ²の表面フラックス限界に対応し、これは静穏時の太陽X線表面フラックスより5桁低い。^[51]

赤色超巨星ベテルギウスと同様に、赤色巨星からはほとんどX線が放射されない。^[13] X線不足の原因としては、

• 発電機の停止、
• 競合する風力発電による抑制、または
• 上にある厚い彩層による強い減衰。^[13]

目立つ明るい赤色巨星には、アルデバラン、アークトゥルス、ガンマ十字などがある。HR図では、主系列から赤色巨星へと移行する巨星の間に、明らかなX線「分割線」がある。南の三角座α星（α TrA / α Trianguli Australis）は、赤色巨星への進化的移行の「分割線」にあるハイブリッド星（両側の一部）であると思われる。^{[52] α TrAは、いくつかの}分割線モデルをテストするために役立つ可能性がある。

また、スペクトル型A7-F0付近では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達している。^[13]

数少ない後期 A 型または初期 F 型のコロナ放射体では、その弱いダイナモ作用では、その短い寿命の間に急速に回転する恒星を著しく減速させることが一般にできないため、これらのコロナは、彩層および遷移領域のフラックスと比較して X 線放射が著しく不足していることが顕著である。後者は、中期 A 型の恒星までかなり高いレベルで追跡できる。^[13]これらの大気が実際に音響的に加熱されて「膨張」する弱く冷たいコロナを駆動するかどうか、または磁気的に加熱されるかどうかにかかわらず、X 線不足と低いコロナ温度は、これらの恒星が、かなりの彩層があるにもかかわらず、より冷たい活動的な恒星に匹敵するほどの、かなり熱いコロナを維持できないことを明らかに証明している。^[13]

高温電離媒体（HIM）はコロナガスで構成されることもあり、温度範囲10 ⁶ – 10 ⁷ KでX線を放射します。若い星団（多くの場合、周囲に巨大または超巨大HII領域がある）からの恒星風と超新星によって作られた衝撃波は、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（恒星風バブルや高温ガスのスーパーバブルなど）は、X線衛星望遠鏡で観測できます。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。

空を背景に目立つ個別の発生源に加えて、拡散X線背景の優れた証拠があります。^[1]太陽からのX線放射の10年以上にわたる観測で、等方性X線背景フラックスの存在の証拠が1956年に得られました。^[53]この背景フラックスは、かなり広範囲のエネルギーにわたって一貫して観測されています。^[1]この拡散X線背景のスペクトルの初期の高エネルギー端は、レンジャー3号とレンジャー5号に搭載された機器によって取得されました。^{[1] X線フラックスは、約5 x 10 −4} eV/cm ³の全エネルギー密度に相当します。^[1] ROSAT軟X線拡散背景（SXRB）画像は、銀河面から極に向かって強度が全体的に増加していることを示しています。 0.1～0.3 keVの最低エネルギーでは、観測された軟X線背景（SXRB）のほぼすべてが約10 ⁶ Kのプラズマからの熱放射です。

軟X線背景と中性水素の分布を比較すると、天の川銀河のディスク内では超軟X線がこの中性水素によって吸収されることが一般的に認められています。

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。」^[13]

地球をX線で撮影した 最初の写真は、1996年3月に地球を周回する極軌道衛星によって撮影されました。太陽からの高エネルギーの荷電粒子がオーロラを引き起こし、地球の磁気圏内の電子にエネルギーを与えます。これらの電子は地球の磁場に沿って移動し、最終的に地球の電離層に衝突してX線放射を生み出します。

• 天文電波源