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X 線放射は多くの天体から発生します。これらの放射はパターンをもち、断続的に発生し、一時的な天文現象として発生します。X線天文学では、地球の大気圏上にX 線検出器を設置することで多くの発生源が発見されています。多くの星座で最初に発見される X 線源は、多くの場合、 X 線過渡現象です。これらの天体は、X 線放射のレベルが変化しています。NRLの天文学者ジョセフ・ラツィオ博士は次のように述べています。[1]「... 空は、X 線およびガンマ線の波長で放射する過渡現象の天体で満ちていることが知られています...」。反復する X 線過渡現象の数は増加しています。過渡現象として移動するという意味で、星座に属さない唯一の恒星 X 線源は太陽です。地球から見ると、太陽は黄道に沿って西から東へ移動し、1年かけて黄道十二星座とへびつかい座を通過します。
異常なX線トランジェント
SCP-06F6は、ハッブル宇宙望遠鏡の高性能探査カメラ広視野チャンネルによる銀河団CL1432.5+3332.8の探査中に、うしかい座[2]で2006年2月21日に発見された、種類不明の天体です。 [3]
欧州のX線衛星XMMニュートンは2006年8月初旬に、SCP 06F6の周囲に超新星の2桁も明るいX線の輝きを示す観測を行った[4] 。 [5]
新星か超新星か
ほとんどの天体X線一時的発生源は、単純で一貫した時間構造を持ちます。典型的には、新星や超新星のように、急激に明るくなった後に徐々に暗くなります。
GRO J0422+32 [6]は、1992年8月5日にコンプトンガンマ線観測衛星のBATSE装置によって発見されたX線新星およびブラックホール候補です。 [7] [8]爆発時には、光子エネルギーが約500 keVまで、かに星雲のガンマ線源よりも強力であることが観測されました。[9]
一時的なバイナリX線源
XTE J1650-500はアラ座 に位置する一時的な連星X線源である。連星周期は0.32日である。[10]
軟X線トランジェント
「ソフトX線トランジェント」は、ある種のコンパクト天体（おそらく中性子星）とある種の「通常の」低質量星（つまり、太陽の質量の何分の1かの質量を持つ星）から構成されています。これらの天体は、通常の星からコンパクト天体への質量の変動によって何らかの形で生成された、低エネルギーまたは「ソフト」X線放射のレベルが変化していることを示しています。実際には、コンパクト天体が通常の星を「飲み込み」、X線放射はこのプロセスがどのように起こるかを最もよく表しています。[11]
軟X線突発現象Cen X-4とApl X-1は、日本初のX線天文衛星「はくちょう」によって発見されました。
X線バースター
X 線バースターは、周期的かつ急激な光度増加(通常は 10 倍以上)を示すX 線連星の一種で、電磁スペクトルのX 線領域でピークに達します。これらの天体システムは、降着するコンパクトな天体(通常は中性子星、場合によってはブラックホール)と、伴う「ドナー」星で構成されます。ドナー星の質量に基づいて、システムを高質量 (太陽質量の10 倍以上) または低質量 (太陽質量の 1 倍未満) X 線連星に分類し、それぞれ LMXB と HMXB と略されます。X 線バースターは、他の X 線過渡現象源 ( X 線パルサーや軟 X 線過渡現象など) とは観測的に異なり、急激な立ち上がり時間 (1 - 10 秒) の後にスペクトル軟化 (黒体の冷却特性) を示します。個々のバーストは10 39-40エルグの積分フラックスを特徴とする。 [12]
ガンマ線バースター
ガンマ線バースト（GRB）は、ガンマ線の非常に明るい閃光であり、電磁放射線の中で最もエネルギーの高い形態である。GRB 970228は、 1997年2月28日02:58 UTCに検出されたGRBである。このイベント以前は、GRBはガンマ波長でのみ観測されていた。物理学者は何年もの間、これらのバーストの後に、電波、X線、さらには可視光などのより長い波長での長寿命の残光が続くと予想していた。これは、そのような残光が観測された最初のバーストであった。[13]
一時的なX線源が検出され、バースト後の数日間でべき乗法則の傾斜で減衰しました。このX線残光は、これまでに検出された最初のGRB残光でした。[14]
一時的なX線パルサー
いくつかのタイプのX線パルサーでは、伴星はBe星で、非常に高速で自転し、赤道の周りにガスの円盤を放出しているようです。これらの伴星を持つ中性子星の軌道は通常大きく、非常に楕円形です。中性子星がBe星周円盤の近くを通過するか、その中を通過すると、物質を捕らえて一時的にX線パルサーになります。Be星の周りの周円盤は、理由は不明ですが膨張したり収縮したりするため、これらは一時的なX線パルサーであり、断続的にしか観測されず、観測可能なX線脈動のエピソードの間隔は数か月から数年になることがよくあります。
SAX J1808.4-3658 は、断続的に発生するミリ秒単位のX 線パルサーです。さらに、コヒーレント X 線脈動に加えて、 X 線バースト振動や準周期振動も SAX J1808.4-3658 から観測されており、低質量 X 線連星のタイミング挙動を解釈するためのロゼッタストーンとなっています。
超巨星高速X線トランジェント（SFXT）
OB 型超巨星に付随する、非常に速い立ち上がり時間 (数十分程度) と通常数時間の持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おり、そのため、新しいクラスの巨大 X 線連星である超巨星高速 X 線トランジェント (SFXT) が定義されています。[15] XTE J1739–302 は、その 1 つです。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、最初は異常に短い爆発を伴う特異な Be/X 線トランジェントとして分類されました。[16] 2008 年 4 月 8 日には、 Swiftで新しいバーストが観測されました。[16]
X線トランジェントとしての太陽
静かな太陽は活動領域ほど活発ではないものの、動的なプロセスや一時的な現象（明るい点、ナノフレア、ジェット）が溢れています。[17]
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。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の発生を示唆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。[18]
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. タウジーが第7軌道太陽観測衛星（OSO 7）を使用して行いました。[19]コロナの過渡現象の以前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 から生じた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。
木星からの一時的なX線
地球のオーロラは一過性で太陽活動が活発なときにのみ発生するのに対し、木星のオーロラは恒久的ですが、その強さは日によって異なります。木星のオーロラは、磁極から約16°のところにある明るく狭い（幅1000km未満）円形の特徴である主オーバル、[20]、衛星オーロラスポット、その電離層と木星の電離層を結ぶ磁力線の足跡に対応する衛星オーロラスポット、および主オーバル内に位置する一過性の極放射の3つの主要な要素で構成されています。[20] [21]オーロラ放射は、電波からX線（最大3keV）まで、電磁スペクトルのほぼすべての部分で検出されました。
X線トランジェントの検出
Solwindの X 線モニター ( NRL-608 または XMON と指定) は、海軍研究所とロスアラモス国立研究所の共同研究で開発されました。このモニターは、2 つのコリメートされたアルゴン比例計数管で構成されていました。3 ～ 10 keV の機器帯域幅は、検出器ウィンドウの吸収 (ウィンドウは 0.254 mm のベリリウム) と上部レベル弁別器によって定義されました。有効ガス容積 (P-10 混合物) は 2.54 cm の深さで、10 keV まで良好な効率を提供しました。カウントは 2 つのエネルギー チャネルで記録されました。スラット コリメータは、各検出器の FOV を 3° x 30° (FWHM) で定義しました。FOV の長軸は互いに垂直でした。長軸はスキャン方向に対して 45 度傾斜しており、約 1 度で過渡イベントの位置特定が可能でした。
PHEBUS実験は、 100 keVから100 MeVの範囲の高エネルギー過渡現象を記録した。これは2つの独立した検出器とそれに関連する電子機器から構成されていた。各検出器は、直径78 mm、厚さ120 mmのビスマス結晶（BGO）で構成され、プラスチック製の反同時計数ジャケットで囲まれていた。2つの検出器は、4πステラジアンを観測するように宇宙船上に配置されていた。 バーストモードは、0.1～1.5 MeVのエネルギー範囲でのカウントレートが0.25秒または1.0秒のいずれかでバックグラウンドレベルを8σ（標準偏差）超えるとトリガーされた。エネルギー範囲には116のチャンネルがあった。[22]
グラナット国際天体物理観測所には、回転変調コリメータを使用して 6 ～ 180 keV の範囲の明るい光源を 0.5° 以内に特定できる4 台のWATCH装置も搭載されていました。これらを合わせると、装置の 3 つの視野は空の約 75% をカバーします。エネルギー分解能は 60 keV で 30% FWHMでした。静穏時には、2 つのエネルギー帯域 (6 ～ 15 keV と 15 ～ 180 keV) のカウント レートが、搭載コンピューターのメモリの空き状況に応じて 4、8、または 16 秒間蓄積されました。バーストまたは過渡的なイベント中は、カウント レートは36 秒あたり 1 秒の時間分解能で蓄積されました。[22]
コンプトンガンマ線観測所(CGRO) は、20 keV から 8 MeV の範囲を検出するバーストおよび過渡源実験 (BATSE) を搭載しています。
WIND は 1994 年 11 月 1 日に打ち上げられました。当初、この衛星は地球の周りを月スイングバイ軌道で周回していました。月の重力場を利用して、Wind の遠地点は地球の昼半球上に維持され、磁気圏の観測が行われました。ミッションの後半では、Wind 宇宙船は、太陽方向の太陽地球平衡点 (L1) 付近の、地球の上流の太陽風の特別な「ハロー」軌道に投入されました。衛星の自転周期は約 20 秒で、自転軸は黄道に垂直です。WIND には、15 keV - 10 MeV のエネルギー範囲をカバーし、エネルギー分解能は 2.0 keV @ 1.0 MeV (E/デルタ E = 500) の過渡ガンマ線分光計 (TGRS) が搭載されています。
3 番目の米国小型天文衛星 (SAS-3) は、 1975 年 5 月 7 日に打ち上げられ、3 つの主な科学的目的を掲げていました。1) 明るい X 線源の位置を 15 秒角の精度で特定する、2) エネルギー範囲 0.1 ～ 55 keV の選択された源を調査する、3) X 線新星、フレア、その他の一時的な現象を継続的に空で探す。これは、指向機能を備えた回転衛星でした。SAS 3 は、高磁気 WD 連星系 AM Her からの X 線を初めて発見し、アルゴルと HZ 43 からの X 線を発見し、ソフト X 線背景 (0.1 ～ 0.28 keV) を調査しました。
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向上した (2 倍) 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 keV - 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 度 (FWHM)、2 - 60 keV。過渡源モニター: 2 - 10 keV。
インド初の専用天文 衛星であるアストロサットは、2010年半ばにPSLVに搭載されて打ち上げられる予定であり、 [23] 他の科学的焦点に加えて、X線天空の新たな突発現象の監視も行う予定である。
参照
参考文献
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外部リンク
- HETE-2: 高エネルギー過渡探査機
- BATSE: バーストおよび過渡ソースエクスプローラー