Astrophysikalische Röntgenquelle - Astrophysical X-ray source
Astrophysikalische Röntgenquellen sind astronomische Objekte mit physikalischen Eigenschaften, die zur Emission von Röntgenstrahlen führen .
Es gibt eine Reihe von astrophysikalischen Objekten, die Röntgenstrahlen emittieren, von Galaxienhaufen über Schwarze Löcher in aktiven galaktischen Kernen (AGN) bis hin zu galaktischen Objekten wie Supernova-Überresten , Sternen und Doppelsternen, die einen Weißen Zwerg enthalten ( kataklysmisch veränderliche Sterne). und superweiche Röntgenquellen ), Neutronenstern oder Schwarzes Loch ( Röntgen-Binärdateien ). Einige Körper des Sonnensystems emittieren Röntgenstrahlen, wobei der Mond am bemerkenswertesten ist , obwohl der größte Teil der Röntgenhelligkeit des Mondes von reflektierten Sonnenröntgenstrahlen stammt. Es wird angenommen, dass eine Kombination vieler unaufgelöster Röntgenquellen den beobachteten Röntgenhintergrund erzeugt . Das Röntgenkontinuum kann aus Bremsstrahlung , entweder magnetischem oder gewöhnlichem Coulomb, Schwarzkörperstrahlung , Synchrotronstrahlung , inverser Comptonstreuung niederenergetischer Photonen durch relativistische Elektronen, Knock-on-Kollisionen schneller Protonen mit atomaren Elektronen und atomarer Rekombination entstehen , mit oder ohne zusätzliche Elektronenübergänge.
Darüber hinaus werden Himmelskörper im Weltraum als himmlische Röntgenquellen diskutiert. Der Ursprung aller beobachteten astronomischen Röntgenquellen liegt in, in der Nähe von oder in Verbindung mit einer koronalen Wolke oder einem Gas bei koronalen Wolkentemperaturen für einen noch so langen oder kurzen Zeitraum.
Galaxienhaufen
Galaxienhaufen entstehen durch die Verschmelzung kleinerer Materieeinheiten, wie beispielsweise Galaxiengruppen oder einzelne Galaxien. Das einfallende Material (das Galaxien, Gas und enthält dunkle Materie ) gewinnt kinetischer Energie , wie es in den Cluster Gravitations fällt Wannenpotential . Die einfallGas kollidiert mit Gas bereits in dem Cluster und Schock erhitzt zwischen 10 7 und 10 8 K von der Größe des Clusters abhängig. Dieses sehr heiße Gas emittiert Röntgenstrahlen durch thermische Bremsstrahlung und Linienemission von Metallen (in der Astronomie bedeutet "Metalle" oft alle Elemente außer Wasserstoff und Helium ). Die Galaxien und die Dunkle Materie sind kollisionsfrei und werden schnell virialisiert und kreisen in der Potentialmulde des Haufens .
Bei einer statistischen Signifikanz von 8σ zeigte sich, dass der räumliche Versatz des Zentrums der Gesamtmasse vom Zentrum der baryonischen Massenpeaks nicht mit einer Änderung des Gravitationskraftgesetzes erklärt werden kann.
Quasare
Eine quasistellare Radioquelle ( Quasar ) ist eine sehr energiereiche und weit entfernte Galaxie mit einem aktiven galaktischen Kern (AGN). QSO 0836+7107 ist ein Q uasi- S tellar O bject (QSO), das verblüffende Mengen an Radioenergie aussendet. Diese Radioemission wird durch Elektronen verursacht, die sich spiralförmig entlang magnetischer Felder bewegen (somit beschleunigen), und Zyklotron- oder Synchrotronstrahlung erzeugen . Diese Elektronen können auch mit sichtbarem Licht interagieren, das von der Scheibe um das AGN oder das Schwarze Loch in seinem Zentrum emittiert wird. Diese Photonen beschleunigen die Elektronen, die dann über Compton- und inverse Compton- Streuung Röntgen- und Gammastrahlung emittieren .
An Bord des Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) befindet sich das Burst and Transient Source Experiment (BATSE), das im Bereich von 20 keV bis 8 MeV detektiert . QSO 0836+7107 oder 4C 71.07 wurde von BATSE als Quelle für weiche Gammastrahlen und harte Röntgenstrahlen entdeckt. "Was BATSE herausgefunden hat, ist, dass es eine weiche Gammastrahlenquelle sein kann", sagte McCollough. QSO 0836+7107 ist das schwächste und am weitesten entfernte Objekt, das in weichen Gammastrahlen beobachtet werden kann. Es wurde bereits vom Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) an Bord des Compton Gamma Ray Observatory in Gammastrahlen beobachtet .
Seyfert-Galaxien
Seyfert-Galaxien sind eine Klasse von Galaxien mit Kernen, die Spektrallinienemission von hochionisiertem Gas erzeugen . Sie sind eine Unterklasse der aktiven galaktischen Kerne (AGN), und es wird angenommen, dass sie supermassereiche Schwarze Löcher enthalten .
Röntgenhelle Galaxien
Die folgenden Galaxien des frühen Typs (NGCs) wurden aufgrund heißer gasförmiger Koronae als röntgenhell beobachtet: 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 und 5128 Die Röntgenemission kann als thermische Bremsstrahlung aus heißem Gas (0.5–1.5 keV) erklärt werden.
Ultralumineszenz-Röntgenquellen
Ultraluminöse Röntgenquellen (ULXs) sind punktförmige, nichtnukleare Röntgenquellen mit Leuchtkräften oberhalb der Eddington-Grenze von 3 × 10 32 W für ein 20 M großes Schwarzes Loch. Viele ULXs zeigen eine starke Variabilität und können Binärdateien von Schwarzen Löchern sein. Um in die Klasse der Schwarzen Löcher mittlerer Masse (IMBHs) zu fallen, müssen ihre Leuchtkraft, thermische Scheibenemissionen, Variationszeitskalen und umgebende Emissionsliniennebel dies nahelegen. Wenn die Emission jedoch ausgestrahlt wird oder die Eddington-Grenze überschreitet, kann die ULX ein Schwarzes Loch mit stellarer Masse sein. Die nahe Spiralgalaxie NGC 1313 hat zwei kompakte ULXs, X-1 und X-2. Für X-1 steigt die Röntgenleuchtkraft auf maximal 3 × 10 33 W an, überschreitet die Eddington-Grenze und geht bei hohen Leuchtdichten in einen steilen Potenzgesetzzustand über, der eher auf ein Schwarzes Loch mit Sternmasse hindeutet, während X-2 hat das entgegengesetzte Verhalten und scheint sich im harten Röntgenzustand einer IMBH zu befinden.
Schwarze Löcher
Schwarze Löcher geben Strahlung ab, weil Materie, die in sie fällt, an Gravitationsenergie verliert, was zur Emission von Strahlung führen kann, bevor die Materie in den Ereignishorizont fällt . Die einfallende Materie hat einen Drehimpuls , das heißt, das Material kann nicht direkt einfallen, sondern dreht sich um das Schwarze Loch. Dieses Material bildet oft eine Akkretionsscheibe . Ähnliche leuchtende Akkretionsscheiben können sich auch um Weiße Zwerge und Neutronensterne bilden, aber in diesen setzt das einfallende Gas zusätzliche Energie frei, wenn es mit hoher Geschwindigkeit gegen die hochdichte Oberfläche prallt . Im Fall eines Neutronensterns kann die Einfallsgeschwindigkeit einen beträchtlichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit betragen.
In einigen Neutronenstern- oder Weißen-Zwerg-Systemen ist das Magnetfeld des Sterns stark genug, um die Bildung einer Akkretionsscheibe zu verhindern. Das Material in der Scheibe wird durch Reibung sehr heiß und sendet Röntgenstrahlen aus. Das Material in der Scheibe verliert langsam seinen Drehimpuls und fällt in den kompakten Stern. Bei Neutronensternen und Weißen Zwergen werden zusätzliche Röntgenstrahlen erzeugt, wenn das Material auf ihre Oberflächen trifft. Die Röntgenemission von Schwarzen Löchern ist variabel und variiert in der Leuchtkraft in sehr kurzen Zeitskalen. Die Variation der Leuchtkraft kann Aufschluss über die Größe des Schwarzen Lochs geben.
Supernova-Überreste (SNR)
Eine Supernova vom Typ Ia ist eine Explosion eines Weißen Zwergs im Orbit um einen anderen Weißen Zwerg oder einen Roten Riesenstern . Der dichte Weiße Zwerg kann vom Gefährten gespendetes Gas ansammeln. Erreicht der Zwerg die kritische Masse von 1,4 M ☉ , kommt es zu einer thermonuklearen Explosion. Da jeder Typ Ia mit einer bekannten Leuchtkraft leuchtet, werden Typ Ia "Standardkerzen" genannt und von Astronomen verwendet, um Entfernungen im Universum zu messen.
SN 2005ke ist die erste Supernova vom Typ Ia, die in Röntgenwellenlängen nachgewiesen wurde, und sie ist im Ultraviolett viel heller als erwartet.
Röntgenstrahlung von Sternen
Vela X-1
Vela X-1 ist ein pulsierendes, verdunkelndes massereiches Röntgen-Binärsystem (HMXB), das mit der Uhuru- Quelle 4U 0900-40 und dem Überriesenstern HD 77581 verbunden ist. Die Röntgenemission des Neutronensterns wird durch die Einfangen und Anhäufen von Materie aus dem Sternenwind des überriesen Gefährten. Vela X-1 ist der prototypische freistehende HMXB.
Herkules X-1
Ein Röntgendoppelsternsystem mittlerer Masse (IMXB) ist ein Doppelsternsystem, bei dem eine der Komponenten ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch ist. Die andere Komponente ist ein Stern mittlerer Masse.
Hercules X-1 besteht aus einem Neutronenstern, der Materie von einem normalen Stern (HZ Her) ansammelt, wahrscheinlich aufgrund eines Roche-Keulenüberlaufs . X-1 ist der Prototyp für die massereichen Röntgen-Binärdateien, obwohl es an der Grenze, ~2 M ☉ , zwischen massereichen Röntgenstrahlen-Binärdateien liegt.
Skorpion X-1
Die erste extrasolare Röntgenquelle wurde am 12. Juni 1962 entdeckt. Diese Quelle heißt Scorpius X-1 , die erste Röntgenquelle, die im Sternbild Skorpion gefunden wurde und sich in Richtung des Zentrums der Milchstraße befindet . Scorpius X-1 ist etwa 9.000 ly von der Erde entfernt und nach der Sonne die stärkste Röntgenquelle am Himmel bei Energien unter 20 keV. Seine Röntgenleistung beträgt 2,3 × 10 31 W, etwa das 60.000-fache der Gesamtleuchtkraft der Sonne. Scorpius X-1 selbst ist ein Neutronenstern. Dieses System wird als massearmes Röntgen-Binärsystem (LMXB) klassifiziert; der Neutronenstern hat ungefähr 1,4 Sonnenmassen , während der Donorstern nur 0,42 Sonnenmassen hat.
Sonne
In den späten 1930er Jahren wurde die Anwesenheit eines sehr heißen, schwachen Gases, das die Sonne umgibt, indirekt aus optischen Koronallinien hoch ionisierter Spezies abgeleitet. Mitte der 1940er Jahre ergaben Radiobeobachtungen eine Radiokorona um die Sonne. Nachdem T. Burnight während eines Raketenflugs Röntgenphotonen von der Sonne entdeckt hatte, schrieb er: "Die Sonne wird als Quelle dieser Strahlung angenommen, obwohl eine Strahlung mit einer Wellenlänge von weniger als 4 Å nach theoretischen Schätzungen von . nicht zu erwarten wäre Schwarzkörperstrahlung von der Sonnenkorona." Und natürlich haben die Menschen die Sonnenkorona bei Sonnenfinsternissen im sichtbaren Streulicht gesehen.
Während Neutronensterne und Schwarze Löcher die Quintessenz der Punktquellen von Röntgenstrahlen sind, haben alle Hauptreihensterne wahrscheinlich heiße Koronae, um Röntgenstrahlen auszusenden. Sterne vom A- oder F-Typ haben allenfalls dünne Konvektionszonen und produzieren daher wenig koronale Aktivität.
Ähnliche Sonnenzyklus -bezogene Variationen sind in dem Flussmittel der Sonnen Röntgen- und UV oder EUV - Strahlung beobachtet. Die Rotation ist eine der Hauptdeterminanten des magnetischen Dynamos, aber dieser Punkt konnte durch Beobachtung der Sonne nicht nachgewiesen werden: Die magnetische Aktivität der Sonne ist tatsächlich stark moduliert (aufgrund des 11-jährigen magnetischen Fleckzyklus), aber dieser Effekt ist es nicht direkt abhängig von der Rotationsdauer.
Sonneneruptionen folgen normalerweise dem Sonnenzyklus. CORONAS-F wurde am 31. Juli 2001 zeitgleich mit dem Maximum des 23. Sonnenzyklus gestartet. Die Sonneneruption vom 29. Oktober 2003 zeigte offenbar einen signifikanten Grad an linearer Polarisation (> 70% in den Kanälen E2 = 40–60 keV und E3 = 60–100 keV, aber nur etwa 50% in E1 = 20–40 keV) im harten Röntgenstrahlen, aber andere Beobachtungen haben im Allgemeinen nur obere Grenzen gesetzt.
Koronale Schleifen bilden die Grundstruktur der unteren Korona und der Übergangsregion der Sonne. Diese hochstrukturierten und eleganten Schleifen sind eine direkte Folge des verdrillten solaren magnetischen Flusses innerhalb des Sonnenkörpers. Die Population der koronalen Schleifen kann direkt mit dem Sonnenzyklus in Verbindung gebracht werden , aus diesem Grund werden koronale Schleifen oft mit Sonnenflecken an ihren Fußpunkten gefunden. Koronale Schleifen bevölkern sowohl aktive als auch ruhige Regionen der Sonnenoberfläche. Das Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT) beobachtete Röntgenstrahlen im Bereich von 0,25–4,0 keV und löste Sonnenmerkmale auf 2,5 Bogensekunden mit einer zeitlichen Auflösung von 0,5–2 Sekunden auf. SXT war im Temperaturbereich von 2–4 MK gegenüber Plasma empfindlich, was es zu einer idealen Beobachtungsplattform für den Vergleich mit Daten macht, die von TRACE- Koronalschleifen mit Strahlung in den EUV-Wellenlängen gesammelt wurden .
Variationen der Emission von Sonneneruptionen in weichen Röntgenstrahlen (10–130 nm) und EUV (26–34 nm), die an Bord von CORONAS-F aufgezeichnet wurden, zeigen für die meisten von CORONAS-F in den Jahren 2001–2003 beobachteten Fackeln UV-Strahlung vor Röntgenstrahlung Emission um 1–10 min.
Weiße Zwerge
Wenn sich der Kern eines Sterns mittlerer Masse zusammenzieht, wird Energie freigesetzt, die die Hülle des Sterns ausdehnt. Dies geht so lange, bis der Stern schließlich seine äußeren Schichten abbläst. Der Kern des Sterns bleibt intakt und wird zum Weißen Zwerg . Der Weiße Zwerg ist von einer expandierenden Gashülle in einem Objekt umgeben, das als planetarischer Nebel bekannt ist. Planetarische Nebel scheinen den Übergang eines Sterns mittlerer Masse vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg zu markieren . Röntgenbilder zeigen Gaswolken von mehreren Millionen Grad, die durch den schnellen Sternwind komprimiert und erhitzt wurden. Schließlich kollabiert der Zentralstern zu einem Weißen Zwerg. Ungefähr eine Milliarde Jahre lang, nachdem ein Stern zu einem Weißen Zwerg zusammengebrochen ist, ist er "weiß" heiß mit Oberflächentemperaturen von ~20.000 K.
Röntgenemission wurde von PG 1658+441, einem heißen, isolierten, magnetischen Weißen Zwerg nachgewiesen, der zuerst in einer Einstein- IPC-Beobachtung entdeckt und später in einer Exosat-Kanalmultiplikator- Array-Beobachtung identifiziert wurde . "Das Breitbandspektrum dieses DA Weißen Zwergs kann als Emission aus einer homogenen, hochgravierten, reinen Wasserstoffatmosphäre mit einer Temperatur nahe 28.000 K erklärt werden." Diese Beobachtungen von PG 1658+441 unterstützen eine Korrelation zwischen Temperatur und Heliumhäufigkeit in Atmosphären von Weißen Zwergen.
Eine superweiche Röntgenquelle (SSXS) strahlt weiche Röntgenstrahlen im Bereich von 0,09 bis 2,5 keV aus . Es wird angenommen, dass superweiche Röntgenstrahlen durch stetige Kernfusion auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs erzeugt werden, die von einem binären Begleiter gezogen wurde . Dies erfordert einen ausreichend hohen Materialfluss, um die Fusion aufrechtzuerhalten.
In V Sge können reale Massentransfervariationen auftreten, ähnlich wie bei SSXS RX J0513.9-6951, wie durch die Analyse der Aktivität von SSXS V Sge gezeigt wurde, wo Episoden von langen niedrigen Zuständen in einem Zyklus von ~400 Tagen auftreten.
RX J0648.0-4418 ist ein Röntgenpulsator im Krebsnebel . HD 49798 ist ein kleiner Zwergstern, der mit RX J0648.0-4418 ein Doppelsternsystem bildet. Der Subzwergstern ist ein helles Objekt im optischen und im UV-Band. Die Umlaufzeit des Systems ist genau bekannt. Jüngste XMM-Newton- Beobachtungen, die zeitlich mit der erwarteten Sonnenfinsternis der Röntgenquelle zusammenfallen, ermöglichten eine genaue Bestimmung der Masse der Röntgenquelle (mindestens 1,2 Sonnenmassen), wodurch die Röntgenquelle als seltene, ultra - massiver weißer Zwerg.
Braune Zwerge
Der Theorie zufolge kann ein Objekt mit einer Masse von weniger als etwa 8 % der Sonnenmasse in seinem Kern keine nennenswerte Kernfusion aufrechterhalten . Dies markiert die Trennlinie zwischen Roten Zwergsternen und Braunen Zwergen . Die Trennlinie zwischen Planeten und Braunen Zwergen tritt bei Objekten auf, deren Masse unter etwa 1% der Sonnenmasse oder der 10-fachen Masse des Jupiter liegt . Diese Objekte können Deuterium nicht verschmelzen.
LP 944-20
Ohne starke zentrale Kernenergiequelle befindet sich das Innere eines Braunen Zwergs in einem schnell kochenden oder konvektiven Zustand. In Kombination mit der schnellen Rotation, die die meisten Braunen Zwerge aufweisen, schafft Konvektion die Bedingungen für die Entwicklung eines starken, verworrenen Magnetfelds in der Nähe der Oberfläche. Der von Chandra von LP 944-20 beobachtete Flare könnte seinen Ursprung in dem turbulenten magnetisierten heißen Material unter der Oberfläche des Braunen Zwergs haben. Ein Flare unter der Oberfläche könnte Wärme an die Atmosphäre leiten, elektrische Ströme fließen lassen und einen Röntgenstrahl wie ein Blitzschlag erzeugen . Das Fehlen von Röntgenstrahlen von LP 944-20 während der Nicht-Flaring-Phase ist ebenfalls ein signifikantes Ergebnis. Es setzt die niedrigste Beobachtungsgrenze für die konstante Röntgenleistung eines Braunen Zwergs und zeigt, dass die Korona aufhört zu existieren, wenn die Oberflächentemperatur eines Braunen Zwergs unter etwa 2500 °C abkühlt und elektrisch neutral wird.
TWA 5B
Mit dem Chandra-Röntgenobservatorium der NASA haben Wissenschaftler Röntgenstrahlen von einem Braunen Zwerg mit geringer Masse in einem Mehrsternsystem entdeckt. Dies ist das erste Mal, dass ein Brauner Zwerg so nah an seinen Elternsternen (Sonnenähnliche Sterne TWA 5A) in Röntgenstrahlen aufgelöst wurde. "Unsere Chandra-Daten zeigen, dass die Röntgenstrahlen aus dem etwa 3 Millionen Grad Celsius heißen koronalen Plasma des Braunen Zwergs stammen", sagte Yohko Tsuboi von der Chuo University in Tokio. "Dieser Braune Zwerg ist im Röntgenlicht heute so hell wie die Sonne, dabei ist er fünfzigmal weniger massiv als die Sonne", sagte Tsuboi. „Diese Beobachtung lässt also die Möglichkeit aufkommen, dass selbst massereiche Planeten in ihrer Jugend selbst Röntgenstrahlen aussenden!“
Röntgenreflexion
Elektrische Potentiale von etwa 10 Millionen Volt und Ströme von 10 Millionen Ampere – hundertmal größer als die stärksten Blitze – werden benötigt, um die Polarlichter an den Jupiterpolen zu erklären, die tausendmal stärker sind als die auf der Erde.
Auf der Erde werden Polarlichter durch Sonnenstürme aus energetischen Teilchen ausgelöst, die das Erdmagnetfeld stören. Wie das nach hinten gerichtete Erscheinungsbild in der Abbildung zeigt, verzerren auch Teilchenstöße der Sonne das Magnetfeld des Jupiter und erzeugen gelegentlich Polarlichter.
Das Röntgenspektrum des Saturn ähnelt dem der Röntgenstrahlen der Sonne, was darauf hindeutet, dass die Röntgenstrahlung des Saturn auf die Reflexion von Sonnenröntgenstrahlen durch die Saturnatmosphäre zurückzuführen ist. Das optische Bild ist viel heller und zeigt die schönen Ringstrukturen, die im Röntgen nicht erkannt wurden.
Röntgenfluoreszenz
Einige der nachgewiesenen Röntgenstrahlen, die von anderen Körpern des Sonnensystems als der Sonne stammen, werden durch Fluoreszenz erzeugt . Gestreute Sonnenröntgenstrahlen liefern eine zusätzliche Komponente.
Im Röntgensatellit (ROSAT)-Bild des Mondes entspricht die Pixelhelligkeit der Röntgenintensität. Die helle Mondhalbkugel leuchtet in Röntgenstrahlen, weil sie von der Sonne stammende Röntgenstrahlen wieder aussendet. Der Hintergrundhimmel hat ein Röntgenlicht, das teilweise auf die Myriaden entfernter, mächtiger aktiver Galaxien zurückzuführen ist, die im ROSAT-Bild unaufgelöst sind. Die dunkle Seite der Mondscheibe beschattet diese Röntgenhintergrundstrahlung, die aus dem Weltraum kommt. Einige wenige Röntgenstrahlen scheinen nur von der abgeschatteten Mondhemisphäre zu kommen. Stattdessen stammen sie aus der Geokorona der Erde oder der erweiterten Atmosphäre, die das umkreisende Röntgenobservatorium umgibt. Die gemessene Röntgenleuchtkraft des Mondes von ~1,2 × 10 5 W macht den Mond zu einer der schwächsten bekannten nicht-terrestrischen Röntgenquellen.
Kometenerkennung
Der Satellit Swift Gamma-Ray Burst Mission der NASA überwachte den Kometen Lulin, als er sich der Erde auf 63 gm näherte. Zum ersten Mal können Astronomen gleichzeitig UV- und Röntgenbilder eines Kometen sehen. „Der Sonnenwind – ein sich schnell bewegender Teilchenstrom der Sonne – interagiert mit der breiteren Atomwolke des Kometen. Dadurch leuchtet der Sonnenwind mit Röntgenstrahlen auf, und genau das sieht das XRT von Swift“, sagt Stefan Immler, des Goddard Space Flight Center. Diese Wechselwirkung, die als Ladungsaustausch bezeichnet wird, führt zu Röntgenstrahlen von den meisten Kometen, wenn sie sich in etwa der dreifachen Entfernung der Erde von der Sonne bewegen. Da Lulin so aktiv ist, ist seine Atomwolke besonders dicht. Als Ergebnis erstreckt sich der Röntgenstrahlen emittierende Bereich weit sonnenwärts des Kometen.
Himmlische Röntgenquellen
Die Himmelssphäre ist in 88 Sternbilder unterteilt. Die IAU- Konstellationen sind Bereiche des Himmels. Jeder von ihnen enthält bemerkenswerte Röntgenquellen. Einige von ihnen sind Galaxien oder Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien. Einige sind Pulsare . Wie bei den astronomischen Röntgenquellen hilft das Bemühen, die Erzeugung von Röntgenstrahlen durch die scheinbare Quelle zu verstehen, um die Sonne, das Universum als Ganzes und ihre Auswirkungen auf uns auf der Erde zu verstehen .
Andromeda
In der Andromeda-Galaxie wurden mithilfe von Beobachtungen des XMM-Newton- Observatoriums der ESA mehrere Röntgenquellen entdeckt .
Bootes
3C 295 (Cl 1409+524) in Boötes ist einer der am weitesten von Röntgenteleskopen beobachteten Galaxienhaufen . Der Haufen ist mit einer riesigen Wolke aus 50 MK-Gas gefüllt, die stark in Röntgenstrahlen strahlt. Chandra beobachtete, dass die Zentralgalaxie eine starke, komplexe Quelle von Röntgenstrahlen ist.
Kamelopardalis
Heißes Röntgenstrahlen emittierendes Gas durchdringt den Galaxienhaufen MS 0735.6+7421 in Camelopardus. Zwei riesige Hohlräume mit jeweils 600.000 Lyr Durchmesser erscheinen auf gegenüberliegenden Seiten einer großen Galaxie im Zentrum des Haufens. Diese Hohlräume sind mit einer zweiseitigen, länglichen, magnetisierten Blase aus extrem energiereichen Elektronen gefüllt, die Radiowellen aussenden.
Canes Venatici
Das Röntgen-Wahrzeichen NGC 4151 , eine mittlere Seyfert-Spiralgalaxie, hat in ihrem Kern ein massereiches Schwarzes Loch.
Canis major
Ein Chandra -Röntgenbild von Sirius A und B zeigt, dass Sirius B heller ist als Sirius A. Während im visuellen Bereich Sirius A heller ist.
Kassiopeia
In Bezug auf Cassiopea A SNR wird angenommen, dass das erste Licht der Sternexplosion die Erde vor etwa 300 Jahren erreichte, aber es gibt keine historischen Aufzeichnungen über Sichtungen der Vorläufer-Supernova, wahrscheinlich aufgrund von interstellarem Staub , der Strahlung optischer Wellenlänge absorbiert, bevor er die Erde erreicht (obwohl es ist möglich, dass er am 16. August 1680 von John Flamsteed als Stern sechster Größe ( Cassiopeiae ) aufgenommen wurde. Mögliche Erklärungen deuten darauf hin, dass der Quellstern ungewöhnlich massiv war und zuvor einen Großteil seiner äußeren Schichten ausgestoßen hatte. Diese äußeren Schichten hätten den Stern verhüllt und einen Großteil des Lichts resorbiert, das beim Zusammenbruch des inneren Sterns freigesetzt wurde.
CTA 1 ist eine weitere SNR-Röntgenquelle in Cassiopeia . Ein Pulsar im Supernova- Überrest von CTA 1 (4U 0000+72) emittiert zunächst Strahlung in den Röntgenbändern (1970–1977). Seltsamerweise wurde bei der Beobachtung zu einem späteren Zeitpunkt (2008) keine Röntgenstrahlung nachgewiesen. Stattdessen entdeckte das Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop , dass der Pulsar Gammastrahlung aussendete, die erste seiner Art.
Carina
Es wird angenommen, dass drei Strukturen um Eta Carinae Stoßwellen darstellen, die von Materie erzeugt werden, die mit Überschallgeschwindigkeit vom Superstar wegrauscht. Die Temperatur des schockerhitzten Gases reicht von 60 MK in den mittleren Bereichen bis 3 MK an der hufeisenförmigen Außenstruktur. "Das Chandra-Bild enthält einige Rätsel für bestehende Ideen, wie ein Stern so heiße und intensive Röntgenstrahlen erzeugen kann", sagt Prof. Kris Davidson von der University of Minnesota .
Cetus
Abell 400 ist ein Galaxienhaufen, der eine Galaxie ( NGC 1128 ) mit zwei supermassiven Schwarzen Löchern 3C 75 enthält, die sich spiralförmig in Richtung Verschmelzung bewegen.
Chamäleon
Der Chamaeleon- Komplex ist eine große Sternentstehungsregion (SFR), die die dunklen Wolken Chamaeleon I, Chamaeleon II und Chamaeleon III umfasst. Es nimmt fast die gesamte Konstellation ein und überschneidet sich mit Apus , Musca und Carina . Die mittlere Dichte von Röntgenquellen beträgt etwa eine Quelle pro Quadratgrad.
Chamaeleon I dunkle Wolke
Die Chamaeleon I (Cha I) Wolke ist eine koronale Wolke und eine der nächsten aktiven Sternentstehungsregionen bei ~160 pc. Es ist relativ isoliert von anderen Sternentstehungswolken, daher ist es unwahrscheinlich, dass ältere Prä-Hauptreihen (PMS)-Sterne in das Feld abgedriftet sind. Die gesamte Sternenpopulation beträgt 200-300. Die Cha I-Wolke wird weiter in die Nordwolke oder -region und die Südwolke oder Hauptwolke unterteilt.
Chamaeleon II dunkle Wolke
Die dunkle Wolke von Chamaeleon II enthält etwa 40 Röntgenquellen. Die Beobachtung in Chamaeleon II wurde vom 10. bis 17. September 1993 durchgeführt. Quelle RXJ 1301.9-7706, ein neuer WTTS-Kandidat des Spektraltyps K1, ist 4U 1302–77 am nächsten.
Chamaeleon III dunkle Wolke
"Chamaeleon III scheint keine aktuelle Sternentstehungsaktivität zu haben." HD 104237 ( Spektraltyp A4e), beobachtet von ASCA , befindet sich in der dunklen Wolke von Chamaeleon III und ist der hellste Herbig Ae/Be-Stern am Himmel.
Corona Borealis
Der Galaxienhaufen Abell 2142 sendet Röntgenstrahlen aus und befindet sich in Corona Borealis . Es ist eines der massivsten Objekte im Universum.
Corvus
Bei der Chandra-Röntgenanalyse der Antennengalaxien wurden reiche Ablagerungen von Neon, Magnesium und Silizium entdeckt. Diese Elemente gehören zu denen, die die Bausteine für bewohnbare Planeten bilden. Die abgebildeten Wolken enthalten Magnesium und Silizium mit dem 16- bzw. 24-fachen der Sonnenhäufigkeit .
Krater
Der in den Röntgenstrahlen von PKS 1127-145 gezeigte Jet ist wahrscheinlich auf die Kollision eines Strahls hochenergetischer Elektronen mit Mikrowellenphotonen zurückzuführen.
Draco
Der Draconebel (ein weicher Röntgenschatten) ist durch Konturen umrissen und in der Aufnahme von ROSAT eines Teils des Sternbildes Draco blau-schwarz.
Abell 2256 ist ein Galaxienhaufen mit mehr als 500 Galaxien. Die Doppelstruktur dieses ROSAT- Bildes zeigt die Verschmelzung zweier Cluster.
Eridanus
Innerhalb der Sternbilder Orion und Eridanus und über sie erstreckt sich ein weicher Röntgen-"Hot Spot", bekannt als Orion-Eridanus Superbubble , Eridanus Soft X-ray Enhancement oder einfach Eridanus Bubble , ein 25° Bereich ineinandergreifender Bögen von Hα-emittierende Filamente.
Hydra
Eine große Wolke aus heißem Gas erstreckt sich über den Galaxienhaufen Hydra A.
Löwe minderjährig
Arp260 ist eine Röntgenquelle in Leo Minor bei RA 10 h 49 m 52,5 s Dez +32° 59′ 6″.
Orion
In den nebenstehenden Bildern ist das Sternbild Orion zu sehen . Auf der rechten Seite der Bilder befindet sich das visuelle Bild der Konstellation. Auf der linken Seite ist Orion, wie er nur in Röntgenbildern zu sehen ist. Beteigeuze ist rechts über den drei Sternen des Orionsgürtels gut zu sehen. Das hellste Objekt im visuellen Bild ist der Vollmond, der auch im Röntgenbild zu sehen ist. Die Röntgenfarben repräsentieren die Temperatur der Röntgenstrahlung jedes Sterns: heiße Sterne sind blau-weiß und kühlere Sterne sind gelb-rot.
Pegasus
Stephans Quintett ist wegen ihrer heftigen Kollisionen interessant. Vier der fünf Galaxien in Stephans Quintett bilden eine physische Assoziation und sind in einen kosmischen Tanz verwickelt, der höchstwahrscheinlich mit der Verschmelzung der Galaxien enden wird. Wenn NGC 7318 B mit Gas in der Gruppe kollidiert, breitet sich eine riesige Stoßwelle, die größer als die Milchstraße ist, im gesamten Medium zwischen den Galaxien aus und erwärmt einen Teil des Gases auf Temperaturen von Millionen von Grad, wo sie Röntgenstrahlen aussenden, die mit der NASA Chandra . nachweisbar sind Röntgenobservatorium . NGC 7319 hat einen Seyfert- Kern vom Typ 2 .
Perseus
Der Perseus-Galaxienhaufen ist eines der massereichsten Objekte im Universum und enthält Tausende von Galaxien, die in eine riesige Wolke aus Gas von mehreren Millionen Grad eingetaucht sind.
Bild
Bild A ist eine Galaxie, deren Zentrum möglicherweise ein Schwarzes Loch hat, das mit extrem hoher Geschwindigkeit magnetisiertes Gas emittiert hat. Der helle Fleck rechts im Bild ist der Kopf des Jets. Während es in das dünne Gas des intergalaktischen Raums pflügt, sendet es Röntgenstrahlen aus. Pictor A ist eine Röntgenquelle mit der Bezeichnung H 0517-456 und 3U 0510-44.
Welpen
Puppis A ist ein Supernova-Überrest (SNR) mit einem Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren. Die Supernova ereignete sich vor etwa 3700 Jahren.
Schütze
Das Galaktische Zentrum befindet sich bei 1745-2900, was Schütze A* entspricht , sehr nahe der Radioquelle Schütze A (W24). Im wahrscheinlich ersten Katalog galaktischer Röntgenquellen werden zwei Sgr X-1 vorgeschlagen: (1) bei 1744–2312 und (2) bei 1755–2912, wobei (2) eine unsichere Identifizierung ist. Quelle (1) scheint S11 zu entsprechen.
Bildhauer
Die ungewöhnliche Form der Cartwheel-Galaxie könnte auf eine Kollision mit einer kleineren Galaxie zurückzuführen sein, wie sie unten links im Bild zu sehen ist. Der jüngste Starburst (Sternenbildung durch Kompressionswellen) hat den Cartwheel-Rand beleuchtet, der einen größeren Durchmesser als die Milchstraße hat. Am Rand der Galaxie gibt es eine außergewöhnlich große Anzahl von Schwarzen Löchern, wie im Einschub zu sehen ist.
Schlangen
Seit dem 27. August 2007 sind Entdeckungen über die asymmetrische Verbreiterung der Eisenlinie und ihre Auswirkungen auf die Relativität ein Thema großer Aufregung. In Bezug auf die Verbreiterung der asymmetrischen Eisenlinie kommentierte Edward Cackett von der University of Michigan : "Wir sehen, wie das Gas knapp außerhalb der Oberfläche des Neutronensterns herumwirbelt." „Und da der innere Teil der Scheibe offensichtlich nicht näher als die Oberfläche des Neutronensterns kreisen kann, geben uns diese Messungen eine maximale Größe des Durchmessers des Neutronensterns. Die Neutronensterne können nicht größer als 18 bis 30,5 Meilen im Durchmesser sein die mit anderen Arten von Messungen übereinstimmen."
„Wir haben diese asymmetrischen Linien von vielen Schwarzen Löchern gesehen, aber dies ist die erste Bestätigung, dass Neutronensterne sie auch produzieren können uns ein neues Werkzeug Einsteinsche Theorie“zu sondieren, sagt Tod Strohmayer von NASA ‚s Goddard Space Flight Center .
"Das ist grundlegende Physik", sagt Sudip Bhattacharyya, ebenfalls vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland , und der University of Maryland . „In den Zentren von Neutronensternen könnte es exotische Arten von Teilchen oder Materiezuständen wie Quark-Materie geben, aber es ist unmöglich, sie im Labor zu erzeugen. Der einzige Weg, das herauszufinden, besteht darin, Neutronensterne zu verstehen.“
Mit XMM-Newton beobachteten Bhattacharyya und Strohmayer Serpens X-1, das einen Neutronenstern und einen stellaren Begleiter enthält. Cackett und Jon Miller von der University of Michigan nutzten zusammen mit Bhattacharyya und Strohmayer Suzakus hervorragende spektrale Fähigkeiten, um Serpens X-1 zu vermessen. Die Suzaku-Daten bestätigten das XMM-Newton-Ergebnis bezüglich der Eisenlinie in Serpens X-1.
Ursa Major
M82 X-1 befindet sich im Sternbild Ursa Major um 09 h 55 m 50.01 s +69° 40′ 46.0″. Es wurde im Januar 2006 vom Rossi X-ray Timing Explorer entdeckt .
In Ursa Major bei RA 10 h 34 m 00.00 Dez +57° 40' 00.00" ist ein Sichtfeld, das innerhalb der Milchstraße fast frei von Absorption durch neutrales Wasserstoffgas ist. Es ist als Lockman-Loch bekannt . Hunderte von X- Strahlenquellen von anderen Galaxien, einige davon supermassereiche Schwarze Löcher, sind durch dieses Fenster zu sehen.
Exotische Röntgenquellen
Mikroquasar
Ein Mikroquasar ist ein kleinerer Cousin eines Quasars , der ein radioemittierendes Röntgen-Binärsystem mit einem oft auflösbaren Paar von Radiojets ist. SS 433 ist eines der exotischsten beobachteten Sternensysteme . Es ist ein verdunkelndes Doppelsternsystem, wobei der Primärstern entweder ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern ist und der Sekundärstern ein Stern vom späten A-Typ ist . SS 433 liegt innerhalb des SNR W50 . Das Material im Strahl, das sich vom Sekundär- zum Primärstrahl bewegt, tut dies mit 26% der Lichtgeschwindigkeit. Das Spektrum von SS 433 wird durch Doppler-Verschiebungen und durch Relativität beeinflusst : Wenn die Effekte der Doppler-Verschiebung abgezogen werden, verbleibt eine Restrotverschiebung, die einer Geschwindigkeit von etwa 12.000 kps entspricht. Dies stellt keine tatsächliche Geschwindigkeit des Systems weg von der Erde dar; es ist vielmehr auf die Zeitdilatation zurückzuführen , die bewegte Uhren für stationäre Beobachter so erscheinen lässt, als würden sie langsamer ticken. In diesem Fall scheinen die relativistisch bewegten angeregten Atome in den Jets langsamer zu schwingen und ihre Strahlung daher rotverschoben.
Seien Sie Röntgen-Binärdateien
LSI+61°303 ist ein periodisches, radioemittierendes Binärsystem, das auch die Gammastrahlenquelle CG135+01 ist. LSI+61°303 ist eine variable Radioquelle, die durch periodische, nichtthermische Radioausbrüche mit einer Periode von 26,5 d gekennzeichnet ist, die auf die exzentrische Bahnbewegung eines kompakten Objekts, wahrscheinlich eines Neutronensterns, um einen schnell rotierenden B0-Ve-Stern zurückzuführen sind. mit einem T eff ~26.000 K und einer Leuchtkraft von ~10 38 erg s −1 . Photometrische Beobachtungen bei optischen und infraroten Wellenlängen zeigen ebenfalls eine 26,5 d Modulation. Von den etwa 20 Mitgliedern des Be-Röntgen-Binärsystems haben ab 1996 nur X Per und LSI + 61 ° 303 Röntgenausbrüche mit viel höherer Leuchtkraft und einem härteren Spektrum (kT ~ 10–20 keV) vs. (kT 1 keV); LSI+61°303 zeichnet sich jedoch weiterhin durch seine starke, ausbrechende Funkstrahlung aus. "Die Funkeigenschaften von LSI+61°303 ähneln denen der "Standard"-Röntgen-Binärdateien mit hoher Masse wie SS 433 , Cyg X-3 und Cir X-1 .
Superriesige schnelle Röntgentransienten (SFXTs)
Es gibt eine wachsende Zahl wiederkehrender Röntgentransienten , die durch kurze Ausbrüche mit sehr schnellen Anstiegszeiten (zehn Minuten) und typischen Dauern von wenigen Stunden gekennzeichnet sind, die mit OB- Überriesen in Verbindung gebracht werden und somit eine neue Klasse massiver Röntgenstrahlung definieren Binärdateien: Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs). XTE J1739-302 ist eine davon. 1997 entdeckt, nur einen Tag aktiv, mit einem Röntgenspektrum, das mit einer thermischen Bremsstrahlung (Temperatur von ∼20 keV) gut ausgestattet ist und den spektralen Eigenschaften von Akkretionspulsaren ähnelt, wurde es zunächst als eigentümliches Be/X- Strahlentransient mit einem ungewöhnlich kurzen Ausbruch. Ein neuer Burst wurde am 8. April 2008 mit Swift beobachtet .
Messier 87
Beobachtungen von Chandra weisen auf das Vorhandensein von Schleifen und Ringen in dem heißen Röntgenstrahlen emittierenden Gas hin, das Messier 87 umgibt . Diese Schleifen und Ringe werden durch Variationen in der Geschwindigkeit erzeugt, mit der Material aus dem supermassiven Schwarzen Loch in Jets ausgestoßen wird . Die Verteilung der Schleifen deutet darauf hin, dass alle sechs Millionen Jahre kleinere Eruptionen auftreten.
Einer der Ringe, der durch eine große Eruption verursacht wurde, ist eine Stoßwelle mit einem Durchmesser von 85.000 Lichtjahren um das Schwarze Loch. Andere bemerkenswerte Merkmale, die beobachtet wurden, sind schmale Röntgenstrahlen emittierende Filamente mit einer Länge von bis zu 100.000 Lichtjahren und ein großer Hohlraum im heißen Gas, der durch eine große Eruption vor 70 Millionen Jahren verursacht wurde.
Die Galaxie enthält auch einen bemerkenswerten aktiven galaktischen Kern (AGN), der eine starke Quelle für Multiwellenlängenstrahlung, insbesondere Radiowellen, ist .
Magnetare
Ein Magnetar ist eine Art Neutronenstern mit einem extrem starken Magnetfeld, dessen Zerfall die Emission großer Mengen hochenergetischer elektromagnetischer Strahlung , insbesondere Röntgen- und Gammastrahlen, antreibt . Die Theorie zu diesen Objekten wurde 1992 von Robert Duncan und Christopher Thompson vorgeschlagen , aber der erste aufgezeichnete Ausbruch von Gammastrahlen, von dem angenommen wird, dass er von einem Magnetar stammte, stammte vom 5. März 1979. Diese Magnetfelder sind Hunderttausende Mal stärker als jeder Mensch -gemachter Magnet und Billiarden Mal stärker als das Feld, das die Erde umgibt . Seit 2003 sind sie die magnetischsten Objekte, die jemals im Universum entdeckt wurden.
Am 5. März 1979, nachdem sie Sonden in die Atmosphäre der Venus abgeworfen hatten , wurden Venera 11 und Venera 12 in heliozentrischen Umlaufbahnen um 10:51 Uhr EST von einer Gammastrahlung getroffen. Dieser Kontakt erhöhte die Strahlungsmesswerte beider Sonden Konus-Experimente von normalen 100 Zählungen pro Sekunde auf über 200.000 Zählungen pro Sekunde in nur einem Bruchteil einer Millisekunde. Diese Riesenfackel wurde von zahlreichen Raumfahrzeugen entdeckt und mit diesen Entdeckungen vom interplanetaren Netzwerk auf SGR 0526-66 innerhalb des N-49 SNR der Großen Magellanschen Wolke lokalisiert . Und Konus entdeckte im März 1979 eine weitere Quelle: SGR 1900+14 , das sich 20.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Aquila befindet, hatte eine lange Periode geringer Emissionen, mit Ausnahme des signifikanten Ausbruchs im Jahr 1979 und ein paar danach.
Wie ist die evolutionäre Beziehung zwischen Pulsaren und Magnetaren? Astronomen möchten wissen, ob Magnetare eine seltene Klasse von Pulsaren darstellen oder ob einige oder alle Pulsare während ihres Lebenszyklus eine Magnetarphase durchlaufen. Der Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) der NASA hat enthüllt, dass der jüngste bekannte pulsierende Neutronenstern einen Wutanfall hatte. Der kollabierte Stern entfesselt gelegentlich starke Röntgenstrahlen, die Astronomen zwingen, den Lebenszyklus von Neutronensternen zu überdenken.
„Wir beobachten, wie sich eine Art von Neutronenstern buchstäblich in eine andere verwandelt, direkt vor unseren Augen. Dies ist eine lange gesuchte fehlende Verbindung zwischen verschiedenen Arten von Pulsaren“, sagt Fotis Gavriil vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland, und Universität von Maryland, Baltimore.
PSR J1846-0258 befindet sich im Sternbild Aquila. Er wurde wegen seines schnellen Spins (3,1 s −1 ) und seines pulsarähnlichen Spektrums als normaler Pulsar eingestuft . RXTE fing am 31. Mai 2006 vier magnetarähnliche Röntgenblitze ein und einen weiteren am 27. Juli 2006. Obwohl keines dieser Ereignisse länger als 0,14 Sekunden dauerte, packten sie alle mindestens 75.000 Sonnen. „Noch nie wurde beobachtet, dass ein regelmäßiger Pulsar Magnetarausbrüche erzeugt“, sagt Gavriil.
„Man dachte nicht, dass junge, sich schnell drehende Pulsare genug magnetische Energie haben, um solch starke Ausbrüche zu erzeugen“, sagt Marjorie Gonzalez, früher von der McGill University in Montreal, Kanada, jetzt an der University of British Columbia in Vancouver. "Hier ist ein normaler Pulsar, der sich wie ein Magnetar verhält."
Die Beobachtungen des Chandra-Röntgenobservatoriums der NASA zeigten, dass sich das Objekt in den Röntgenstrahlen aufgehellt hatte, was bestätigte, dass die Ausbrüche vom Pulsar stammten und dass sich sein Spektrum verändert hatte, um magnetarähnlicher zu werden. Die Tatsache, dass sich die Spinrate des PSR J1846 verlangsamt, bedeutet auch, dass ein starkes Magnetfeld die Rotation bremst. Das implizierte Magnetfeld ist Billionen Mal stärker als das Erdfeld, aber 10 bis 100 Mal schwächer als ein typischer Magnetar. Victoria Kaspi von der McGill University bemerkt: "Das tatsächliche Magnetfeld von PSR J1846 könnte viel stärker sein als die gemessene Menge, was darauf hindeutet, dass viele junge Neutronensterne, die als Pulsare klassifiziert werden, tatsächlich verkleidete Magnetare sein könnten und dass die wahre Stärke ihres Magnetfelds sich nur selbst offenbart." über Tausende von Jahren, während ihre Aktivität zunimmt."
Röntgendunkle Sterne
Während des Sonnenzyklus, wie in der Folge von Bildern der Sonne in Röntgenstrahlen gezeigt , ist die Sonne fast röntgendunkler, fast eine Röntgenvariable. Beteigeuze hingegen scheint immer röntgendunkel zu sein. Der Röntgenfluss von der gesamten Sternoberfläche entspricht einer Oberflächenflussgrenze, die von 30–7000 ergs s −1 cm −2 bei T=1 MK bis ~1 erg s −1 cm −2 bei höheren Temperaturen reicht, fünf Größenordnungen unter dem ruhigen Röntgenoberflächenfluss der Sonne.
Wie der Rote Überriese Beteigeuze werden von Roten Riesen kaum Röntgenstrahlen emittiert . Die Ursache des Röntgenmangels kann sein:
- eine Abschaltung des Dynamos ,
- eine Unterdrückung durch konkurrierende Windproduktion , oder
- starke Abschwächung durch eine darüberliegende dicke Chromosphäre .
Prominente leuchtend rote Riesen sind Aldebaran , Arcturus und Gamma Crucis . Es gibt eine offensichtliche Röntgen-"Trennlinie" im HR-Diagramm zwischen den Riesensternen, wenn sie sich von der Hauptreihe zu Roten Riesen kreuzen . Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) scheint ein Hybridstern (Teile beider Seiten) in der "Trennlinie" des evolutionären Übergangs zum Roten Riesen zu sein. α TrA kann zum Testen der verschiedenen Dividing Line-Modelle dienen .
Es gibt auch einen ziemlich abrupten Beginn der Röntgenemission um den Spektraltyp A7-F0, wobei sich ein großer Helligkeitsbereich über die Spektralklasse F hinweg entwickelt.
Bei den wenigen echten koronalen Strahlern des späten A- oder frühen F-Typs ist ihr schwacher Dynamobetrieb in der Regel nicht in der Lage, den schnell drehenden Stern während ihrer kurzen Lebensdauer erheblich zu bremsen, so dass diese Koronae durch ihr im Vergleich gravierendes Defizit an Röntgenemission auffallen auf Chromosphären- und Übergangsbereichsflüsse; letztere können auf recht hohen Niveaus bis zu Sternen vom Typ mittlerer A verfolgt werden. Ob diese Atmosphären tatsächlich akustisch erwärmt werden und eine „expandierende“, schwache und kühle Korona antreiben oder ob sie magnetisch erwärmt werden, das Röntgendefizit und die niedrigen koronalen Temperaturen belegen eindeutig die Unfähigkeit dieser Sterne, eine erhebliche, heiße Coronae in irgendeiner Weise mit kühleren aktiven Sternen vergleichbar, ungeachtet ihrer nennenswerten Chromosphären.
Interstellares Röntgenmedium
Das heiße ionisierte Medium (HIM), manchmal bestehend aus koronalem Gas, sendet im Temperaturbereich 10 6 – 10 7 K Röntgenstrahlen aus. Stellare Winde von jungen Sternhaufen (oft von riesigen oder überriesen HII-Regionen umgeben) und von Supernovae erzeugte Stoßwellen injizieren enorme Energiemengen in ihre Umgebung, was zu Hyperschallturbulenzen führt. Die resultierenden Strukturen – unterschiedlicher Größe – können mit Röntgensatellitenteleskopen beobachtet werden, beispielsweise stellare Windblasen und Superblasen aus heißem Gas. Die Sonne reist derzeit durch die Lokale Interstellare Wolke , eine dichtere Region in der Lokalen Blase geringer Dichte .
Diffuser Röntgenhintergrund
Neben diskreten Quellen, die sich vom Himmel abheben, gibt es gute Hinweise auf einen diffusen Röntgenhintergrund. Während mehr als einem Jahrzehnt Beobachtungen der Röntgenstrahlung der Sonne wurden 1956 Beweise für die Existenz eines isotropen Röntgenhintergrundflusses erhalten. Dieser Hintergrundfluss wird ziemlich konsistent über einen weiten Energiebereich beobachtet. Das frühe hochenergetische Ende des Spektrums für diesen diffusen Röntgenhintergrund wurde mit Instrumenten an Bord von Ranger 3 und Ranger 5 erhalten . Der Röntgenfluss entspricht einer Gesamtenergiedichte von ca. 5 x 10 –4 eV/cm 3 . Das ROSAT-Bild mit weichem Röntgen-Diffushintergrund (SXRB) zeigt die allgemeine Zunahme der Intensität von der galaktischen Ebene zu den Polen. Bei den niedrigsten Energien, 0,1 – 0,3 keV, ist fast der gesamte beobachtete weiche Röntgenhintergrund (SXRB) thermische Emission von ~10 6 K Plasma.
Beim Vergleich des weichen Röntgenhintergrunds mit der Verteilung von neutralem Wasserstoff ist man sich allgemein einig, dass innerhalb der Milchstraßenscheibe superweiche Röntgenstrahlen von diesem neutralen Wasserstoff absorbiert werden.
Röntgendunkle Planeten
Röntgenbeobachtungen bieten die Möglichkeit, (röntgendunkle) Planeten zu erkennen, während sie während der Fahrt einen Teil der Korona ihres Muttersterns verfinstern. "Solche Methoden sind besonders für massearme Sterne vielversprechend, da ein Jupiter-ähnlicher Planet einen ziemlich bedeutenden koronalen Bereich verdunkeln könnte."
Erde
Das erste Röntgenbild der Erde wurde im März 1996 mit dem umkreisenden Polarsatelliten aufgenommen . Energiegeladene Teilchen von der Sonne verursachen Aurora und energetisieren Elektronen in der Magnetosphäre der Erde . Diese Elektronen bewegen sich entlang des Erdmagnetfeldes und treffen schließlich auf die Ionosphäre der Erde , wodurch die Röntgenstrahlung erzeugt wird.