Source de rayons X astrophysique - Astrophysical X-ray source
Les sources de rayons X astrophysiques sont des objets astronomiques dont les propriétés physiques entraînent l'émission de rayons X .
Il existe un certain nombre de types d'objets astrophysiques qui émettent des rayons X, des amas de galaxies , à travers les trous noirs dans les noyaux galactiques actifs (AGN) aux objets galactiques tels que les restes de supernova , les étoiles et les étoiles binaires contenant une naine blanche ( étoiles variables cataclysmiques et sources de rayons X super doux ), étoile à neutrons ou trou noir ( binaires à rayons X ). Certains corps du système solaire émettent des rayons X, le plus notable étant la Lune , bien que la majeure partie de la luminosité des rayons X de la Lune provienne des rayons X solaires réfléchis. On pense qu'une combinaison de nombreuses sources de rayons X non résolues produit le fond de rayons X observé . Le continuum des rayons X peut provenir du bremsstrahlung , soit du Coulomb magnétique, soit du Coulomb ordinaire, du rayonnement du corps noir , du rayonnement synchrotron , de la diffusion Compton inverse des photons de basse énergie par des électrons relativistes, des collisions de protons rapides avec des électrons atomiques et de la recombinaison atomique. , avec ou sans transitions électroniques supplémentaires.
De plus, les entités célestes dans l'espace sont considérées comme des sources de rayons X célestes. L'origine de toutes les sources de rayons X astronomiques observées se trouve dans, à proximité ou associée à un nuage ou à un gaz coronal à des températures de nuage coronal pour une période aussi longue ou brève.
Amas de galaxies
Les amas de galaxies sont formés par la fusion d'unités de matière plus petites, telles que des groupes de galaxies ou des galaxies individuelles. Le matériau en chute (qui contient des galaxies, du gaz et de la matière noire ) acquiert de l'énergie cinétique lorsqu'il tombe dans le puits de potentiel gravitationnel de l'amas . Le gaz entrant entre en collision avec le gaz déjà présent dans l'amas et est chauffé par choc entre 10 7 et 10 8 K selon la taille de l'amas. Ce gaz très chaud émet des rayons X par émission de bremsstrahlung thermique et par émission linéaire de métaux (en astronomie, « métaux » désigne souvent tous les éléments sauf l' hydrogène et l' hélium ). Les galaxies et la matière noire sont sans collision et deviennent rapidement virialisées , orbitant bien dans le potentiel de l'amas .
À une signification statistique de 8σ, il a été constaté que le décalage spatial du centre de la masse totale par rapport au centre des pics de masse baryonique ne peut pas être expliqué par une altération de la loi de la force gravitationnelle.
Quasars
En lumière visible, 4C 71.07 est moins qu'impressionnant, juste un point de lumière lointain. C'est en radio et en rayons X – et maintenant, en rayons gamma – que cet objet brille vraiment. 4C 71.07 est sa désignation dans le 4e catalogue des sources radio de l'Université de Cambridge. 4C 71,07 a un décalage vers le rouge de z=2,17, ce qui le place à environ 11 milliards d'années dans un univers vieux de 12 à 15 milliards d'années (en utilisant z=1 comme 5 milliards d'années-lumière).
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Une radio-source quasi-stellaire ( quasar ) est une galaxie très énergétique et distante avec un noyau galactique actif (AGN). QSO 0836 + 7107 est un Q uasi- S tellar O bjet (QSO) qui émet déroutant quantités d'énergie radio. Cette émission radio est causée par la spirale des électrons (et donc leur accélération) le long des champs magnétiques produisant un rayonnement cyclotron ou synchrotron . Ces électrons peuvent également interagir avec la lumière visible émise par le disque autour de l'AGN ou le trou noir en son centre. Ces photons accélèrent les électrons, qui émettent ensuite des rayonnements X et gamma via Compton et la diffusion Compton inverse .
À bord du Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) se trouve le Burst and Transient Source Experiment (BATSE) qui détecte dans la plage de 20 keV à 8 MeV . QSO 0836+7107 ou 4C 71.07 a été détecté par BATSE comme source de rayons gamma mous et de rayons X durs. "Ce que BATSE a découvert, c'est qu'il peut s'agir d'une source de rayons gamma doux", a déclaré McCollough. QSO 0836+7107 est l'objet le plus faible et le plus éloigné observé dans les rayons gamma mous. Il a déjà été observé dans les rayons gamma par le télescope énergétique d'expérimentation des rayons gamma (EGRET) également à bord de l' observatoire des rayons gamma de Compton .
galaxies Seyfert
Les galaxies de Seyfert sont une classe de galaxies avec des noyaux qui produisent une émission de raie spectrale à partir de gaz hautement ionisé . Ils sont une sous-classe de noyaux galactiques actifs (AGN) et on pense qu'ils contiennent des trous noirs supermassifs .
Galaxies lumineuses aux rayons X
Les galaxies de type précoce (NGC) suivantes ont été observées comme brillantes aux rayons X en raison des couronnes gazeuses chaudes : 315, 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 et 5128 L'émission de rayons X peut être expliquée comme un bremsstrahlung thermique à partir de gaz chaud (0,5–1,5 keV).
Sources de rayons X ultralumineuses
Ultralumineuses sources de rayons X (ULXs) sont ponctuelle, non nucléaires sources de rayons X avec des luminosités supérieures à la limite Eddington de 3 × 10 32 W pour une 20 M de trou noir. De nombreux ULX présentent une forte variabilité et peuvent être des binaires de trous noirs. Pour entrer dans la classe des trous noirs de masse intermédiaire (IMBH), leurs luminosités, émissions de disques thermiques, échelles de temps de variation et nébuleuses à raies d'émission environnantes doivent le suggérer. Cependant, lorsque l'émission est rayonnée ou dépasse la limite d'Eddington, l'ULX peut être un trou noir de masse stellaire. La galaxie spirale voisine NGC 1313 possède deux ULX compacts, X-1 et X-2. Pour X-1, la luminosité des rayons X augmente jusqu'à un maximum de 3 × 10 33 W, dépassant la limite d'Eddington, et entre dans un état de loi de puissance abrupte à des luminosités élevées plus indicatif d'un trou noir de masse stellaire, alors que X-2 a le comportement opposé et semble être dans l'état de rayons X dur d'un IMBH.
Trous noirs
Les trous noirs émettent des radiations parce que la matière qui y tombe perd de l'énergie gravitationnelle, ce qui peut entraîner l'émission de radiations avant que la matière ne tombe dans l' horizon des événements . La matière qui tombe a un moment angulaire , ce qui signifie que le matériau ne peut pas tomber directement, mais tourne autour du trou noir. Ce matériau forme souvent un disque d'accrétion . Des disques d'accrétion lumineux similaires peuvent également se former autour des naines blanches et des étoiles à neutrons, mais dans celles-ci, le gaz qui tombe libère de l'énergie supplémentaire lorsqu'il heurte la surface à haute densité à grande vitesse. Dans le cas d'une étoile à neutrons, la vitesse de chute peut être une fraction importante de la vitesse de la lumière.
Dans certains systèmes d'étoiles à neutrons ou de naines blanches, le champ magnétique de l'étoile est suffisamment fort pour empêcher la formation d'un disque d'accrétion. Le matériau du disque devient très chaud à cause du frottement et émet des rayons X. Le matériau dans le disque perd lentement son moment angulaire et tombe dans l'étoile compacte. Dans les étoiles à neutrons et les naines blanches, des rayons X supplémentaires sont générés lorsque le matériau frappe leurs surfaces. L'émission de rayons X des trous noirs est variable, variant en luminosité sur des échelles de temps très courtes. La variation de luminosité peut fournir des informations sur la taille du trou noir.
Restes de supernova (SNR)
La supernova 2005ke, qui a été détectée en 2005, est une supernova de type Ia, une importante explosion de "bougie standard" utilisée par les astronomes pour mesurer les distances dans l'univers. On voit ici l'explosion des longueurs d'onde optiques, ultraviolettes et des rayons X. Il s'agit de la première image radiographique d'un type Ia, et elle a fourni des preuves d'observation que le type Ia est l'explosion d'une naine blanche en orbite autour d'une étoile géante rouge.
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Une supernova de type Ia est une explosion d'une naine blanche en orbite autour d'une autre naine blanche ou d'une étoile géante rouge . La naine blanche dense peut accumuler le gaz donné par le compagnon. Lorsque le nain atteint la masse critique de 1,4 M ☉ , une explosion thermonucléaire s'ensuit. Comme chaque type Ia brille avec une luminosité connue, les types Ia sont appelés "bougies standard" et sont utilisés par les astronomes pour mesurer les distances dans l'univers.
SN 2005ke est la première supernova de type Ia détectée dans les longueurs d'onde des rayons X, et elle est beaucoup plus lumineuse dans l' ultraviolet que prévu.
Émission de rayons X des étoiles
Vela X-1
Vela X-1 est un système binaire à rayons X à haute masse (HMXB) pulsé et à éclipse , associé à la source Uhuru 4U 0900-40 et à l' étoile supergéante HD 77581. L'émission de rayons X de l'étoile à neutrons est causée par la capture et accrétion de matière du vent stellaire du compagnon supergéant. Vela X-1 est le prototype HMXB détaché.
Hercule X-1
Un binaire à rayons X de masse intermédiaire (IMXB) est un système stellaire binaire dont l'un des composants est une étoile à neutrons ou un trou noir. L'autre composant est une étoile de masse intermédiaire.
Hercules X-1 est composé d'une étoile à neutrons accrétant de la matière provenant d'une étoile normale (HZ Her) probablement en raison du débordement du lobe de Roche . X-1 est le prototype pour les massifs binaires à rayons X bien qu'il tombe sur la frontière, ~ 2 M ☉ , entre haute et binaires X de faible masse.
Scorpion X-1
La première source de rayons X extrasolaire a été découverte le 12 juin 1962. Cette source est appelée Scorpius X-1 , la première source de rayons X trouvée dans la constellation du Scorpion , située en direction du centre de la Voie lactée . Scorpius X-1 se trouve à environ 9 000 al de la Terre et, après le Soleil, est la source de rayons X la plus puissante dans le ciel à des énergies inférieures à 20 keV. Sa sortie de rayons X est de 2,3 × 10 31 W, soit environ 60 000 fois la luminosité totale du Soleil. Scorpius X-1 lui-même est une étoile à neutrons. Ce système est classé comme un binaire à rayons X de faible masse (LMXB); l'étoile à neutrons a environ 1,4 masse solaire , tandis que l'étoile donneuse n'a que 0,42 masse solaire.
soleil
À la fin des années 1930, la présence d'un gaz très chaud et ténu entourant le Soleil a été indirectement déduite des raies optiques coronales d'espèces hautement ionisées. Au milieu des années 1940, des observations radio ont révélé une couronne radio autour du Soleil. Après avoir détecté des photons de rayons X du Soleil au cours d'un vol de fusée, T. Burnight a écrit : rayonnement du corps noir de la couronne solaire." Et, bien sûr, les gens ont vu la couronne solaire en lumière visible diffusée lors des éclipses solaires.
Alors que les étoiles à neutrons et les trous noirs sont les sources ponctuelles par excellence de rayons X, toutes les étoiles de la séquence principale sont susceptibles d'avoir des couronnes suffisamment chaudes pour émettre des rayons X. Les étoiles de type A ou F ont au plus des zones de convection minces et produisent donc peu d'activité coronale.
Des variations similaires liées au cycle solaire sont observées dans le flux de rayons X solaires et de rayonnement UV ou EUV. La rotation est l'un des principaux déterminants de la dynamo magnétique, mais ce point n'a pas pu être démontré en observant le Soleil : l'activité magnétique du Soleil est en effet fortement modulée (en raison du cycle de tache magnétique de 11 ans), mais cet effet n'est pas directement dépendant de la période de rotation.
Les éruptions solaires suivent généralement le cycle solaire. CORONAS-F a été lancé le 31 juillet 2001 pour coïncider avec le maximum du 23e cycle solaire. L'éruption solaire du 29 octobre 2003 a apparemment montré un degré significatif de polarisation linéaire (> 70 % dans les canaux E2 = 40-60 keV et E3 = 60-100 keV, mais seulement environ 50 % dans E1 = 20-40 keV) Les rayons X, mais d'autres observations n'ont généralement fixé que des limites supérieures.
Les boucles coronales forment la structure de base de la couronne inférieure et de la région de transition du Soleil. Ces boucles très structurées et élégantes sont une conséquence directe du flux magnétique solaire tordu au sein du corps solaire. La population de boucles coronales peut être directement liée au cycle solaire , c'est pour cette raison que les boucles coronales sont souvent trouvées avec des taches solaires à leurs pieds. Les boucles coronales peuplent les régions actives et calmes de la surface solaire. Le télescope à rayons X doux Yohkoh (SXT) a observé des rayons X dans la plage de 0,25 à 4,0 keV , résolvant les caractéristiques solaires à 2,5 secondes d'arc avec une résolution temporelle de 0,5 à 2 secondes. SXT était sensible au plasma dans la plage de température de 2 à 4 MK, ce qui en fait une plate-forme d'observation idéale pour comparer avec les données collectées à partir des boucles coronales TRACE rayonnant dans les longueurs d'onde EUV.
Les variations de l'émission des éruptions solaires dans les rayons X mous (10-130 nm) et EUV (26-34 nm) enregistrées à bord de CORONAS-F démontrent pour la plupart des éruptions observées par CORONAS-F en 2001-2003 le rayonnement UV a précédé les rayons X émission de 1 à 10 min.
naines blanches
Lorsque le noyau d'une étoile de masse moyenne se contracte, cela provoque une libération d'énergie qui agrandit l'enveloppe de l'étoile. Cela continue jusqu'à ce que l'étoile souffle enfin ses couches externes. Le noyau de l'étoile reste intact et devient une naine blanche . La naine blanche est entourée d'une enveloppe de gaz en expansion dans un objet connu sous le nom de nébuleuse planétaire. La nébuleuse planétaire semble marquer la transition d'une étoile de masse moyenne de géante rouge à naine blanche. Les images aux rayons X révèlent des nuages de gaz de plusieurs millions de degrés qui ont été comprimés et chauffés par le vent stellaire rapide. Finalement, l'étoile centrale s'effondre pour former une naine blanche. Pendant environ un milliard d'années après qu'une étoile s'effondre pour former une naine blanche, elle est "blanche" chaude avec des températures de surface d'environ 20 000 K.
Une émission de rayons X a été détectée à partir de PG 1658+441, une naine blanche magnétique chaude, isolée, détectée pour la première fois dans une observation IPC d' Einstein et plus tard identifiée dans une observation de réseau multiplicateur de canaux Exosat . "Le spectre à large bande de cette naine blanche DA peut s'expliquer par l'émission d'une atmosphère d'hydrogène pur homogène, à haute gravité et à une température proche de 28 000 K." Ces observations de PG 1658+441 soutiennent une corrélation entre la température et l'abondance d'hélium dans les atmosphères de naines blanches.
Une source de rayons X super mous (SSXS) émet des rayons X mous dans la plage de 0,09 à 2,5 keV . On pense que les rayons X super mous sont produits par fusion nucléaire stable sur la surface d'une naine blanche de matériau extrait d'un compagnon binaire . Cela nécessite un flux de matière suffisamment élevé pour maintenir la fusion.
Des variations de transfert de masse réelles peuvent se produire dans V Sge similaires à SSXS RX J0513.9-6951, comme le révèle l'analyse de l'activité du SSXS V Sge où des épisodes de longs états bas se produisent dans un cycle d'environ 400 jours.
RX J0648.0-4418 est un pulsateur à rayons X dans la nébuleuse du Crabe . HD 49798 est une étoile subnaine qui forme un système binaire avec RX J0648.0-4418. L'étoile subnaine est un objet brillant dans les bandes optiques et UV. La période orbitale du système est connue avec précision. Les récentes observations XMM-Newton programmées pour coïncider avec l'éclipse attendue de la source de rayons X ont permis une détermination précise de la masse de la source de rayons X (au moins 1,2 masse solaire), établissant la source de rayons X comme une source de rayons X rare, ultra -naine blanche massive.
naines brunes
Selon la théorie, un objet dont la masse est inférieure à environ 8% de la masse du Soleil ne peut pas supporter une fusion nucléaire significative dans son noyau. Cela marque la ligne de démarcation entre les étoiles naines rouges et les naines brunes . La ligne de démarcation entre les planètes et les naines brunes se produit avec des objets dont la masse est inférieure à environ 1% de la masse du Soleil, soit 10 fois la masse de Jupiter . Ces objets ne peuvent pas fusionner le deutérium.
LP 944-20
Sans source d'énergie nucléaire centrale puissante, l'intérieur d'une naine brune est dans un état d'ébullition rapide ou convectif. Lorsqu'elle est combinée à la rotation rapide que présentent la plupart des naines brunes, la convection crée des conditions pour le développement d'un champ magnétique puissant et enchevêtré près de la surface. L'éruption observée par Chandra depuis LP 944-20 pourrait avoir son origine dans la matière chaude magnétisée turbulente sous la surface de la naine brune. Une éruption souterraine pourrait conduire la chaleur vers l'atmosphère, permettant aux courants électriques de circuler et de produire une éruption de rayons X, comme un coup de foudre . L'absence de rayons X du LP 944-20 pendant la période sans torchage est également un résultat significatif. Il fixe la limite d'observation la plus basse sur la puissance constante des rayons X produite par une étoile naine brune et montre que les couronnes cessent d'exister lorsque la température de surface d'une naine brune se refroidit en dessous d'environ 2500 ° C et devient électriquement neutre.
TWA 5B
À l'aide de l' observatoire à rayons X Chandra de la NASA , les scientifiques ont détecté les rayons X d'une naine brune de faible masse dans un système à étoiles multiples. C'est la première fois qu'une naine brune aussi proche de ses étoiles mères (étoiles semblables au Soleil TWA 5A) est résolue aux rayons X. "Nos données Chandra montrent que les rayons X proviennent du plasma coronal de la naine brune qui est d'environ 3 millions de degrés Celsius", a déclaré Yohko Tsuboi de l'Université Chuo à Tokyo. "Cette naine brune est aussi brillante que le Soleil aujourd'hui en lumière des rayons X, alors qu'elle est cinquante fois moins massive que le Soleil", a déclaré Tsuboi. "Cette observation soulève donc la possibilité que même des planètes massives puissent émettre elles-mêmes des rayons X pendant leur jeunesse!"
Réflexion aux rayons X
Jupiter montre une émission de rayons X intense associée à des aurores dans ses régions polaires (image radiographique de l'observatoire Chandra à gauche). Le schéma ci-joint illustre comment l'activité aurorale inhabituellement fréquente et spectaculaire de Jupiter est produite. Le champ magnétique puissant et à rotation rapide de Jupiter (lignes bleu clair) génère de puissants champs électriques dans l'espace autour de la planète. Les particules chargées (points blancs), piégées dans le champ magnétique de Jupiter, sont continuellement accélérées (particules d'or) dans l'atmosphère au-dessus des régions polaires, de sorte que les aurores sont presque toujours actives sur Jupiter. Période d'observation : 17h, 24-26 février 2003.
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Des potentiels électriques d'environ 10 millions de volts et des courants de 10 millions d'ampères – cent fois supérieurs aux éclairs les plus puissants – sont nécessaires pour expliquer les aurores aux pôles de Jupiter, mille fois plus puissantes que celles de la Terre.
Sur Terre, les aurores sont déclenchées par des tempêtes solaires de particules énergétiques, qui perturbent le champ magnétique terrestre. Comme le montre l'apparence en flèche de l'illustration, les rafales de particules du Soleil déforment également le champ magnétique de Jupiter et produisent parfois des aurores.
Le spectre des rayons X de Saturne est similaire à celui des rayons X du Soleil, ce qui indique que le rayonnement X de Saturne est dû à la réflexion des rayons X solaires par l'atmosphère de Saturne. L'image optique est beaucoup plus lumineuse et montre les belles structures annulaires, qui n'ont pas été détectées dans les rayons X.
Fluorescence aux rayons X
Certains des rayons X détectés, provenant de corps du système solaire autres que le Soleil, sont produits par fluorescence . Les rayons X solaires diffusés fournissent une composante supplémentaire.
Dans l'image Röntgensatellit (ROSAT) de la Lune, la luminosité des pixels correspond à l'intensité des rayons X. L'hémisphère lunaire brillant brille dans les rayons X car il réémet des rayons X provenant du soleil. Le fond du ciel a une lueur de rayons X en partie due à la myriade de galaxies actives lointaines et puissantes, non résolues dans l'image ROSAT. Le côté obscur du disque de la Lune masque ce rayonnement de fond de rayons X provenant de l'espace lointain. Quelques rayons X ne semblent provenir que de l'hémisphère lunaire ombragé. Au lieu de cela, ils proviennent de la géocouronne terrestre ou de l'atmosphère étendue qui entoure l'observatoire de rayons X en orbite. La luminosité mesurée des rayons X lunaires d'environ 1,2 × 10 5 W fait de la Lune l'une des sources de rayons X non terrestres les plus faibles connues.
Détection de comètes
Le satellite de la mission Swift Gamma-Ray Burst de la NASA surveillait la comète Lulin alors qu'elle se rapprochait de 63 Gm de la Terre. Pour la première fois, les astronomes peuvent voir simultanément des images UV et X d'une comète. "Le vent solaire - un flux rapide de particules du soleil - interagit avec le nuage d'atomes plus large de la comète. Cela provoque l'éclairage du vent solaire avec des rayons X, et c'est ce que le XRT de Swift voit", a déclaré Stefan Immler, du Centre de vol spatial Goddard. Cette interaction, appelée échange de charges, produit des rayons X de la plupart des comètes lorsqu'elles passent à environ trois fois la distance de la Terre au soleil. Parce que Lulin est si actif, son nuage atomique est particulièrement dense. En conséquence, la région émettrice de rayons X s'étend loin vers le soleil de la comète.
Sources de rayons X célestes
La sphère céleste a été divisée en 88 constellations. Les constellations de l' IAU sont des zones du ciel. Chacun d'eux contient des sources de rayons X remarquables. Certains d'entre eux sont des galaxies ou des trous noirs au centre des galaxies. Certains sont des pulsars . Comme pour les sources de rayons X astronomiques , s'efforcer de comprendre la génération de rayons X par la source apparente aide à comprendre le Soleil, l' univers dans son ensemble et comment ceux-ci nous affectent sur Terre.
Andromède
De multiples sources de rayons X ont été détectées dans la galaxie d'Andromède, grâce aux observations de l' observatoire en orbite XMM-Newton de l' ESA .
Boötes
3C 295 (Cl 1409 + 524) dans Boötes est l' un des plus éloignés des amas de galaxies observées par les télescopes à rayons X . L'amas est rempli d'un vaste nuage de gaz de 50 MK qui rayonne fortement en rayons X. Chandra a observé que la galaxie centrale est une source puissante et complexe de rayons X.
Camelopardalis
Un gaz chaud émetteur de rayons X imprègne l'amas de galaxies MS 0735.6+7421 à Camelopardus. Deux vastes cavités - chacune de 600 000 lyres de diamètre apparaissent sur les côtés opposés d'une grande galaxie au centre de l'amas. Ces cavités sont remplies d'une bulle magnétisée allongée à deux faces d'électrons de très haute énergie qui émettent des ondes radio.
Cannes Venatici
Le point de repère aux rayons X NGC 4151 , une galaxie spirale intermédiaire de Seyfert a un trou noir massif dans son noyau.
Canis Majeur
Une image aux rayons X Chandra de Sirius A et B montre que Sirius B est plus lumineux que Sirius A. Alors que dans la gamme visuelle, Sirius A est le plus lumineux.
Cassiopée
En ce qui concerne Cassiopea A SNR , on pense que la première lumière de l'explosion stellaire a atteint la Terre il y a environ 300 ans, mais il n'y a aucun enregistrement historique d'observations de la supernova progénitrice, probablement en raison de la poussière interstellaire absorbant le rayonnement de longueur d'onde optique avant qu'elle n'atteigne la Terre (bien que il est possible qu'elle ait été enregistrée comme une étoile de sixième magnitude 3 Cassiopée par John Flamsteed le 16 août 1680). Les explications possibles penchent vers l'idée que l'étoile source était exceptionnellement massive et avait déjà éjecté une grande partie de ses couches externes. Ces couches externes auraient masqué l'étoile et réabsorbé une grande partie de la lumière libérée lors de l'effondrement de l'étoile interne.
CTA 1 est une autre source de rayons X SNR à Cassiopée . Un pulsar dans le reste de la supernova CTA 1 (4U 0000+72) a initialement émis un rayonnement dans les bandes de rayons X (1970-1977). Curieusement, lorsqu'il a été observé plus tard (2008), les rayons X n'ont pas été détectés. Au lieu de cela, le télescope spatial à rayons gamma Fermi a détecté que le pulsar émettait un rayonnement gamma, le premier du genre.
Carina
On pense que trois structures autour d' Eta Carinae représentent des ondes de choc produites par la matière s'éloignant de la superstar à des vitesses supersoniques. La température du gaz chauffé par choc varie de 60 MK dans les régions centrales à 3 MK sur la structure extérieure en forme de fer à cheval. "L'image Chandra contient des énigmes sur les idées existantes sur la façon dont une étoile peut produire des rayons X aussi chauds et intenses", explique le professeur Kris Davidson de l' Université du Minnesota .
Cetus
Abell 400 est un amas de galaxies, contenant une galaxie ( NGC 1128 ) avec deux trous noirs supermassifs 3C 75 en spirale vers la fusion.
caméléon
Le complexe Chamaeleon est une grande région de formation d'étoiles (SFR) qui comprend les nuages sombres Chamaeleon I, Chamaeleon II et Chamaeleon III. Il occupe presque toute la constellation et chevauche Apus , Musca et Carina . La densité moyenne des sources de rayons X est d'environ une source par degré carré.
Camaeleon I nuage sombre
Le nuage Chamaeleon I (Cha I) est un nuage coronal et l'une des régions de formation d'étoiles actives les plus proches à environ 160 pc. Il est relativement isolé des autres nuages de formation d'étoiles, il est donc peu probable que des étoiles plus anciennes de la séquence pré-principale (PMS) aient dérivé dans le champ. La population stellaire totale est de 200 à 300. Le nuage Cha I est ensuite divisé en nuage ou région nord et nuage sud ou nuage principal.
Nuage sombre Chamaeleon II
Le nuage noir de Chamaeleon II contient une quarantaine de sources de rayons X. L'observation dans Chamaeleon II a été réalisée du 10 au 17 septembre 1993. La source RXJ 1301.9-7706, un nouveau candidat WTTS de type spectral K1, est la plus proche de 4U 1302-77.
Nuage sombre Chamaeleon III
"Chamaeleon III semble être dépourvu d'activité actuelle de formation d'étoiles." HD 104237 ( type spectral A4e) observée par ASCA , située dans le nuage sombre Chamaeleon III, est l'étoile Herbig Ae/Be la plus brillante du ciel.
Couronne Boréale
L' amas de galaxies Abell 2142 émet des rayons X et se trouve dans la couronne boréale . C'est l'un des objets les plus massifs de l'univers.
Corvus
À partir de l'analyse aux rayons X de Chandra des Antennae Galaxies, de riches gisements de néon, de magnésium et de silicium ont été découverts. Ces éléments font partie de ceux qui forment les éléments constitutifs des planètes habitables. Les nuages imagés contiennent du magnésium et du silicium à respectivement 16 et 24 fois l'abondance dans le Soleil .
Cratère
Le jet exposé dans les rayons X provenant du PKS 1127-145 est probablement dû à la collision d'un faisceau d'électrons de haute énergie avec des photons micro-ondes.
Drago
La nébuleuse Draco (une ombre douce aux rayons X) est délimitée par des contours et est bleu-noir dans l'image par ROSAT d'une partie de la constellation Draco.
Abell 2256 est un amas de galaxies de plus de 500 galaxies. La double structure de cette image ROSAT montre la fusion de deux clusters.
Éridan
Au sein des constellations d'Orion et d'Eridan et s'étendant à travers elles se trouve un "point chaud" de rayons X doux connu sous le nom de Superbulle d'Orion-Eridanus , d' Amélioration des rayons X doux d'Eridan ou simplement de Bulle d'Eridan , une zone de 25 ° d'arcs imbriqués de Filaments émettant du Hα.
Hydre
Un grand nuage de gaz chaud s'étend dans tout l'amas de galaxies Hydra A.
Lion mineur
Arp260 est une source de rayons X en Lion Minor à RA 10 h 49 m 52,5 s Dec +32° 59′ 6″.
Orion
Dans les images adjacentes se trouvent la constellation d' Orion . Sur le côté droit des images se trouve l'image visuelle de la constellation. Sur la gauche se trouve Orion tel qu'on le voit uniquement aux rayons X. Bételgeuse est facilement visible au-dessus des trois étoiles de la ceinture d'Orion à droite. L'objet le plus brillant dans l'image visuelle est la pleine lune, qui est également dans l'image radiographique. Les couleurs des rayons X représentent la température de l'émission de rayons X de chaque étoile : les étoiles chaudes sont bleu-blanc et les étoiles plus froides sont jaune-rouge.
Pégase
Le Quintette de Stephan est intéressant en raison de leurs collisions violentes. Quatre des cinq galaxies du Quintette de Stephan forment une association physique et sont impliquées dans une danse cosmique qui se terminera très probablement avec la fusion des galaxies. Alors que NGC 7318 B entre en collision avec le gaz du groupe, une énorme onde de choc plus grande que la Voie lactée se propage dans le milieu entre les galaxies, chauffant une partie du gaz à des températures de millions de degrés où ils émettent des rayons X détectables avec le NASA Chandra Observatoire à rayons X . NGC 7319 possède un noyau Seyfert de type 2 .
Persée
L'amas de galaxies de Persée est l'un des objets les plus massifs de l'univers, contenant des milliers de galaxies immergées dans un vaste nuage de gaz de plusieurs millions de degrés.
Pictor
Pictor A est une galaxie qui peut avoir un trou noir en son centre qui a émis du gaz magnétisé à une vitesse extrêmement élevée. Le point lumineux à droite de l'image est la tête du jet. En plongeant dans le gaz ténu de l'espace intergalactique, il émet des rayons X. L'image A est une source de rayons X désignée H 0517-456 et 3U 0510-44.
Puppis
Puppis A est un vestige de supernova (SNR) d'environ 10 années-lumière de diamètre. La supernova s'est produite il y a environ 3700 ans.
Sagittaire
Le Centre Galactique est situé à 1745-2900 ce qui correspond au Sagittaire A* , très proche de la source radio Sagittaire A (W24). Dans probablement le premier catalogue de sources de rayons X galactiques, deux Sgr X-1 sont suggérés : (1) à 1744-2312 et (2) à 1755-2912, notant que (2) est une identification incertaine. La source (1) semble correspondre à S11.
Sculpteur
La forme inhabituelle de la Cartwheel Galaxy peut être due à une collision avec une galaxie plus petite comme celles en bas à gauche de l'image. L'éclatement d'étoiles le plus récent (formation d'étoiles due aux ondes de compression) a illuminé le rebord de la roue de charrette, qui a un diamètre plus grand que la Voie lactée. Il y a un nombre exceptionnellement grand de trous noirs dans le pourtour de la galaxie, comme on peut le voir dans l'encart.
Serpents
Depuis le 27 août 2007, les découvertes concernant l'élargissement asymétrique de la raie du fer et leurs implications pour la relativité ont suscité beaucoup d'enthousiasme. En ce qui concerne l'élargissement asymétrique de la ligne de fer, Edward Cackett de l' Université du Michigan a commenté : « Nous voyons le gaz fouetter juste à l'extérieur de la surface de l'étoile à neutrons ». « Et puisque la partie interne du disque ne peut évidemment pas orbiter plus près que la surface de l'étoile à neutrons, ces mesures nous donnent une taille maximale du diamètre de l'étoile à neutrons. qui concordent avec d'autres types de mesures."
"Nous avons vu ces lignes asymétriques de nombreux trous noirs, mais c'est la première confirmation que les étoiles à neutrons peuvent également les produire. Cela montre que la façon dont les étoiles à neutrons accumulent de la matière n'est pas très différente de celle des trous noirs, et cela donne nous un nouvel outil pour sonder la théorie d'Einstein », dit Tod Strohmayer de la NASA de Goddard Space Flight Center .
"C'est de la physique fondamentale", déclare Sudip Bhattacharyya également du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland , et de l' Université du Maryland . "Il pourrait y avoir des types exotiques de particules ou d'états de la matière, comme la matière des quarks, dans les centres des étoiles à neutrons, mais il est impossible de les créer en laboratoire. La seule façon de le savoir est de comprendre les étoiles à neutrons."
À l'aide de XMM-Newton , Bhattacharyya et Strohmayer ont observé Serpens X-1, qui contient une étoile à neutrons et un compagnon stellaire. Cackett et Jon Miller de l' Université du Michigan , ainsi que Bhattacharyya et Strohmayer, ont utilisé les superbes capacités spectrales de Suzaku pour étudier Serpens X-1. Les données de Suzaku ont confirmé le résultat XMM-Newton concernant la ligne de fer dans Serpens X-1.
la Grande Ourse
Mosaïque Chandra des sources de rayons X dans le trou Lockman . Code couleur : Énergie (rouge 0,4-2keV, vert 2-8keV, bleu 4-8keV). L'image est d'environ 50 minutes d'arc par côté.
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M82 X-1 est dans la constellation de la Grande Ourse à 09 h 55 m 50,01 s +69° 40′ 46,0″. Il a été détecté en janvier 2006 par le Rossi X-ray Timing Explorer .
Dans Ursa Major à RA 10 h 34 m 00.00 Dec +57° 40' 00.00" est un champ de vision qui est presque exempt d'absorption par l'hydrogène gazeux neutre dans la Voie lactée. Il est connu sous le nom de Lockman Hole . Des centaines de X- des sources de rayons d'autres galaxies, dont certaines sont des trous noirs supermassifs, peuvent être vues à travers cette fenêtre.
Sources de rayons X exotiques
Microquasar
Un microquasar est un cousin plus petit d'un quasar qui est un binaire radio-émetteur de rayons X , avec une paire de jets radio souvent résoluble. SS 433 est l'un des systèmes stellaires les plus exotiques observés. Il est un binaire à éclipses avec le primaire , soit un trou noir ou une étoile neutron et le secondaire est un retard étoile de type A . SS 433 se trouve dans SNR W50 . Le matériau dans le jet voyageant du secondaire au primaire le fait à 26% de la vitesse de la lumière. Le spectre de SS 433 est affecté par les décalages Doppler et par la relativité : lorsqu'on soustrait les effets du décalage Doppler, il existe un décalage vers le rouge résiduel qui correspond à une vitesse d'environ 12 000 kps. Cela ne représente pas une vitesse réelle du système loin de la Terre ; c'est plutôt dû à la dilatation du temps , qui fait que les horloges en mouvement semblent fonctionner plus lentement pour les observateurs stationnaires. Dans ce cas, les atomes excités en mouvement relativiste dans les jets semblent vibrer plus lentement et leur rayonnement apparaît donc décalé vers le rouge.
Soyez des binaires à rayons X
LSI+61°303 est un système binaire périodique émetteur radio qui est également la source de rayons gamma, CG135+01. LSI+61°303 est une source radio variable caractérisée par des sursauts radio non thermiques périodiques d'une période de 26,5 d, attribués au mouvement orbital excentrique d'un objet compact, probablement une étoile à neutrons, autour d'une étoile B0 Ve en rotation rapide, avec un T eff ~26 000 K et une luminosité de ~10 38 erg s -1 . Les observations photométriques aux longueurs d'onde optiques et infrarouges montrent également une modulation de 26,5 d. Sur la vingtaine de membres des systèmes binaires à rayons X Be , à partir de 1996, seuls X Per et LSI+61°303 ont des explosions de rayons X d'une luminosité beaucoup plus élevée et d'un spectre plus dur (kT ~ 10-20 keV) par rapport. (kT 1 keV); cependant, LSI+61°303 se distingue encore par son émission radio puissante et éclatante. "Les propriétés radio de LSI+61°303 sont similaires à celles des binaires "standard" à rayons X de masse élevée tels que SS 433 , Cyg X-3 et Cir X-1 . "
Transitoires à rayons X rapides supergéants (SFXT)
Il existe un nombre croissant de transitoires radiographiques récurrents , caractérisés par des explosions courtes avec des temps de montée très rapides (des dizaines de minutes) et des durées typiques de quelques heures qui sont associés aux supergéantes OB et définissent ainsi une nouvelle classe de rayons X massifs. binaires : Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT). XTE J1739-302 est l'un d'entre eux. Découvert en 1997, ne restant actif qu'un jour, avec un spectre de rayons X bien équipé d'un bremsstrahlung thermique (température de ∼20 keV), ressemblant aux propriétés spectrales des pulsars accréteurs, il a d'abord été classé comme un Be/X- particulier. transitoire de rayon avec une explosion inhabituellement courte. Un nouveau sursaut a été observé le 8 avril 2008 avec Swift .
Messier 87
Les observations faites par Chandra indiquent la présence de boucles et d'anneaux dans le gaz chaud émetteur de rayons X qui entoure Messier 87 . Ces boucles et anneaux sont générés par les variations de la vitesse à laquelle le matériau est éjecté du trou noir supermassif dans les jets. La distribution des boucles suggère que des éruptions mineures se produisent tous les six millions d'années.
L'un des anneaux, provoqué par une éruption majeure, est une onde de choc de 85 000 années-lumière de diamètre autour du trou noir. D'autres caractéristiques remarquables observées incluent des filaments étroits émettant des rayons X jusqu'à 100 000 années-lumière de long et une grande cavité dans le gaz chaud causée par une éruption majeure il y a 70 millions d'années.
La galaxie contient également un noyau galactique actif notable (AGN) qui est une forte source de rayonnement à plusieurs longueurs d'onde, en particulier d' ondes radio .
Magnétars
Un magnétar est un type d'étoile à neutrons avec un champ magnétique extrêmement puissant, dont la désintégration alimente l'émission de grandes quantités de rayonnement électromagnétique de haute énergie , en particulier les rayons X et les rayons gamma . La théorie concernant ces objets a été proposée par Robert Duncan et Christopher Thompson en 1992, mais le premier sursaut de rayons gamma que l'on pense provenir d'un magnétar date du 5 mars 1979. Ces champs magnétiques sont des centaines de milliers de fois plus puissants que n'importe quel homme. -fait un aimant, et des milliards de fois plus puissant que le champ entourant la Terre . En 2003, ce sont les objets les plus magnétiques jamais détectés dans l'univers.
Le 5 mars 1979, après avoir largué des sondes dans l'atmosphère de Vénus , Venera 11 et Venera 12 , alors qu'elles étaient sur des orbites héliocentriques, ont été touchées à 10 h 51 HNE par une explosion de rayons gamma. Ce contact a fait passer les lectures de rayonnement sur les deux sondes des expériences Konus d'un nombre normal de 100 coups par seconde à plus de 200 000 coups par seconde, en seulement une fraction de milliseconde. Cette éruption géante a été détectée par de nombreux engins spatiaux et avec ces détections a été localisée par le réseau interplanétaire à SGR 0526-66 à l'intérieur du N-49 SNR du Grand Nuage de Magellan . Et, Konus a détecté une autre source en mars 1979 : SGR 1900+14 , situé à 20 000 années-lumière dans la constellation de l' Aquila, a connu une longue période de faibles émissions, à l'exception du sursaut significatif en 1979, et quelques après.
Quelle est la relation évolutive entre les pulsars et les magnétars ? Les astronomes aimeraient savoir si les magnétars représentent une classe rare de pulsars, ou si certains ou tous les pulsars passent par une phase magnétar au cours de leur cycle de vie. Le Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA a révélé que la plus jeune étoile à neutrons pulsée connue a fait une crise de colère. L'étoile effondrée déclenche occasionnellement de puissantes rafales de rayons X, qui obligent les astronomes à repenser le cycle de vie des étoiles à neutrons.
"Nous observons un type d'étoile à neutrons se transformer littéralement en un autre sous nos yeux. Il s'agit d'un chaînon manquant longtemps recherché entre différents types de pulsars", déclare Fotis Gavriil du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland, et le Université du Maryland, Baltimore.
PSR J1846-0258 se trouve dans la constellation de l'Aquila. Il avait été classé comme un pulsar normal en raison de son spin rapide (3,1 s −1 ) et de son spectre de type pulsar. RXTE a capté quatre sursauts de rayons X de type magnétar le 31 mai 2006, et un autre le 27 juillet 2006. Bien qu'aucun de ces événements n'ait duré plus de 0,14 seconde, ils ont tous emballé au moins 75 000 Soleils. « Jamais auparavant un pulsar régulier n'avait produit des sursauts magnétar », dit Gavriil.
"On pensait que les jeunes pulsars à rotation rapide n'avaient pas assez d'énergie magnétique pour générer des sursauts aussi puissants", explique Marjorie Gonzalez, anciennement de l'Université McGill à Montréal, au Canada, maintenant basée à l'Université de la Colombie-Britannique à Vancouver. "Voici un pulsar normal qui agit comme un magnétar."
Les observations de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA ont montré que l'objet s'était éclairé aux rayons X, confirmant que les sursauts provenaient du pulsar et que son spectre avait changé pour devenir plus semblable à un magnétar. Le fait que la vitesse de rotation du PSR J1846 décélère signifie également qu'il a un fort champ magnétique qui freine la rotation. Le champ magnétique impliqué est des milliards de fois plus fort que le champ terrestre, mais il est 10 à 100 fois plus faible qu'un magnétar typique. Victoria Kaspi de l'Université McGill note : « Le champ magnétique réel du PSR J1846 pourrait être beaucoup plus fort que la quantité mesurée, ce qui suggère que de nombreuses jeunes étoiles à neutrons classées comme pulsars pourraient en fait être des magnétars déguisés, et que la véritable force de leur champ magnétique ne fait que se révéler sur des milliers d'années au fur et à mesure de leur montée en puissance."
étoiles noires aux rayons X
Pendant le cycle solaire, comme le montre la séquence d'images du Soleil en rayons X , le Soleil est presque sombre aux rayons X, presque une variable de rayons X. Bételgeuse , en revanche, semble toujours être sombre aux rayons X. Le flux de rayons X de toute la surface stellaire correspond à une limite de flux de surface qui varie de 30 à 7000 ergs s −1 cm −2 à T=1 MK, à ~1 erg s −1 cm −2 à des températures plus élevées, cinq ordres de grandeur au-dessous du flux de surface des rayons X du Soleil.
Comme la supergéante rouge Bételgeuse, pratiquement aucun rayon X n'est émis par les géantes rouges . La cause de la déficience en rayons X peut impliquer
- un arrêt de la dynamo ,
- une suppression par la production éolienne concurrente , ou
- forte atténuation par une chromosphère épaisse sus-jacente .
Les géantes rouge vif les plus connues sont Aldebaran , Arcturus et Gamma Crucis . Il y a une "ligne de division" apparente aux rayons X dans le diagramme HR entre les étoiles géantes lorsqu'elles traversent la séquence principale pour devenir des géantes rouges. Alpha Trianguli Australis (α TrA / α Trianguli Australis) semble être une étoile hybride (parties des deux côtés) dans la "ligne de division" de la transition évolutive vers la géante rouge. α TrA peut servir à tester les différents modèles de Dividing Line .
Il y a aussi un début assez brutal d'émission de rayons X autour du type spectral A7-F0, avec une large gamme de luminosités se développant à travers la classe spectrale F.
Dans les quelques véritables émetteurs coronaux de type A tardif ou précoce de type F, leur faible fonctionnement dynamo n'est généralement pas capable de freiner considérablement l'étoile en rotation rapide pendant leur courte durée de vie, de sorte que ces couronnes se distinguent par leur grave déficit d'émission de rayons X par rapport à aux flux chromosphériques et des régions de transition ; ces dernières peuvent être suivies jusqu'à des étoiles de type A à des niveaux assez élevés. Que ces atmosphères soient ou non chauffées acoustiquement et entraînent une couronne "en expansion", faible et froide ou qu'elles soient chauffées magnétiquement, le déficit en rayons X et les basses températures coronales attestent clairement de l'incapacité de ces étoiles à maintenir couronnes en aucune façon comparables aux étoiles actives plus froides, malgré leurs chromosphères appréciables.
Milieu interstellaire aux rayons X
Le milieu chaud ionisé (HIM), parfois constitué de gaz coronal , dans la plage de température 10 6 – 10 7 K émet des rayons X. Les vents stellaires provenant de jeunes amas d'étoiles (souvent entourés de régions HII géantes ou supergéantes ) et les ondes de choc créées par les supernovae injectent d'énormes quantités d'énergie dans leur environnement, ce qui conduit à des turbulences hypersoniques. Les structures résultantes - de tailles variables - peuvent être observées, telles que des bulles de vent stellaires et des superbulles de gaz chaud, par des télescopes satellites à rayons X. Le Soleil voyage actuellement à travers le nuage interstellaire local , une région plus dense de la bulle locale de faible densité .
Fond diffus de rayons X
En plus des sources discrètes qui se détachent du ciel, il existe de bonnes preuves d'un fond diffus de rayons X. Pendant plus d'une décennie d'observations de l'émission de rayons X du Soleil, la preuve de l'existence d'un flux de fond de rayons X isotrope a été obtenue en 1956. Ce flux de fond est assez régulièrement observé sur une large gamme d'énergies. La fin du spectre à haute énergie précoce pour ce fond diffus de rayons X a été obtenue par des instruments à bord des Ranger 3 et Ranger 5 . Le flux de rayons X correspond à une densité d'énergie totale d'environ 5 x 10 -4 eV/cm 3 . L'image de fond diffus à rayons X doux de ROSAT (SXRB) montre l'augmentation générale de l'intensité du plan galactique aux pôles. Aux énergies les plus basses, 0,1 à 0,3 keV, la quasi-totalité du fond de rayons X mous observé (SXRB) est une émission thermique d'environ 10 6 K de plasma.
En comparant le fond des rayons X mous avec la distribution de l'hydrogène neutre, il est généralement admis qu'au sein du disque de la Voie lactée, les rayons X super mous sont absorbés par cet hydrogène neutre.
planètes sombres aux rayons X
Les observations aux rayons X offrent la possibilité de détecter des planètes (aux rayons X sombres) lorsqu'elles éclipsent une partie de la couronne de leur étoile mère pendant leur transit. « De telles méthodes sont particulièrement prometteuses pour les étoiles de faible masse, car une planète semblable à Jupiter pourrait éclipser une zone coronale assez importante. »
Terre
Cette image composite contient la première image de la Terre en rayons X, prise en mars 1996, avec le satellite Polar en orbite . La zone d'émission de rayons X la plus brillante est rouge. De tels rayons X ne sont pas dangereux car ils sont absorbés par les parties inférieures de l' atmosphère terrestre .
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Dans cet échantillon d'images de 2004, des arcs de rayons X brillants de faible énergie (0,1 à 10 keV) sont générés pendant l'activité aurorale. Les images sont superposées à une image simulée de la Terre. Le code couleur des arcs de rayons X représente la luminosité, la luminosité maximale étant indiquée en rouge. La distance du pôle Nord au cercle noir est de 3 340 km (2 080 mi). Dates d'observation : 10 points entre le 16 décembre 2003 et le 13 avril 2004. Instrument : HRC.
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La première image de la Terre en rayons X a été prise en mars 1996, avec le satellite Polar en orbite . Les particules énergétiquement chargées du Soleil provoquent des aurores et dynamisent les électrons de la magnétosphère terrestre . Ces électrons se déplacent le long du champ magnétique terrestre et finissent par heurter l' ionosphère terrestre , produisant l'émission de rayons X.