Астрофизический источник рентгеновского излучения

Астрофизические источники рентгеновского излучения — это астрономические объекты с физическими свойствами, которые приводят к излучению рентгеновских лучей .

Некоторые типы астрофизических объектов излучают рентгеновские лучи. К ним относятся скопления галактик , черные дыры в активных ядрах галактик (АЯГ), галактические объекты, такие как остатки сверхновых , звезды и двойные звезды, содержащие белого карлика ( катаклизмические переменные звезды и источники сверхмягкого рентгеновского излучения ), нейтронную звезду или черную дыру ( Рентгеновские двойные системы ). Некоторые тела Солнечной системы излучают рентгеновские лучи, наиболее заметным из которых является Луна , хотя большая часть рентгеновской яркости Луны возникает из-за отраженных солнечных рентгеновских лучей.

Кроме того, небесные объекты в космосе рассматриваются как небесные источники рентгеновского излучения. Источник всех наблюдаемых астрономических источников рентгеновского излучения или газе , вблизи него или связан с ним находится в корональном облаке при температурах коронального облака в течение любого длительного или короткого периода времени.

создается сочетанием множества неразрешенных источников рентгеновского излучения Считается, что наблюдаемый рентгеновский фон . Рентгеновский континуум может возникать в результате тормозного излучения , магнитного или обычного кулоновского излучения, излучения черного тела , синхротронного излучения , обратного комптоновского рассеяния фотонов с более низкой энергией на релятивистских электронах, столкновений быстрых протонов с атомными электронами и атомной рекомбинации. , с дополнительными электронными переходами или без них. ^{[ 1 ]}

Скопления галактик

Скопления галактик образуются в результате слияния более мелких единиц материи, таких как группы галактик или отдельные галактики. Падающее вещество (которое содержит галактики, газ и темную материю ) приобретает кинетическую энергию , падая в гравитационную потенциальную яму скопления . Падающий газ сталкивается с газом, уже находящимся в скоплении, и подвергается ударному нагреву до 10 ⁷ и 10 ⁸ K в зависимости от размера кластера. Этот очень горячий газ излучает рентгеновские лучи за счет теплового тормозного излучения и линейного излучения металлов (в астрономии под «металлами» часто подразумеваются все элементы, кроме водорода и гелия ). Галактики и темная материя не сталкиваются друг с другом и быстро вириализируются скопления , вращаясь в потенциальной яме .

При статистической значимости 8σ было обнаружено, что пространственное смещение центра полной массы от центра пиков барионной массы не может быть объяснено изменением закона гравитационных сил. ^{[ 2 ]}

Квазары

Вид на 4C 71.07 по наблюдениям в рамках эксперимента со всплесками и переходными источниками. Это помогло убедить учёных, что они изучают данные квазара, а не какого-то другого источника по соседству.

В видимом свете 4C 71.07 выглядит не слишком впечатляюще: это всего лишь отдаленное пятнышко света. Именно в радио и рентгеновских лучах – а теперь и в гамма-лучах – этот объект действительно светится. 4C 71.07 — это его обозначение в Четвертом Кембриджском обзоре радиоисточников. Ее красное смещение z=2,17 означает, что она находится примерно в 11 миллиардах лет от нас во Вселенной возрастом от 12 до 15 миллиардов лет (если использовать z=1, то это 5 миллиардов световых лет).

Квазизвездный радиоисточник ( квазар ) — очень энергичная и далекая галактика с активным галактическим ядром (АЯГ). 7107 — квазизвездный (QSO) , + QSO 0836 объект излучающий поразительное количество радиоэнергии. Это радиоизлучение вызвано электронами, движущимися по спирали (таким образом, ускоряясь) вдоль магнитных полей, создавая циклотронное или синхротронное излучение . Эти электроны также могут взаимодействовать с видимым светом, излучаемым диском вокруг АЯГ или черной дырой в его центре. Эти фотоны ускоряют электроны, которые затем испускают рентгеновское и гамма-излучение посредством комптоновского и обратного комптоновского рассеяния.

На борту Комптонской гамма-обсерватории (CGRO) находится эксперимент по всплескам и переходным источникам (BATSE), который обнаруживает энергию в диапазоне от 20 кэВ до 8 МэВ . QSO 0836+7107 или 4C 71.07 было обнаружено BATSE как источник мягкого гамма-излучения и жесткого рентгеновского излучения. «Что BATSE обнаружил, так это то, что он может быть источником мягкого гамма-излучения», — сказал Макколлоу. QSO 0836+7107 — самый слабый и самый далекий объект, наблюдаемый в мягких гамма-лучах. Оно уже наблюдалось в гамма-лучах с помощью Энергетического экспериментального гамма-телескопа (EGRET), также находящегося на борту Комптонской гамма-обсерватории . ^{[ 3 ]}

Сейфертовские галактики

Сейфертовские галактики — это класс галактик с ядрами, которые производят излучение спектральных линий сильно ионизированного газа. ^{[ 4 ]} Они представляют собой подкласс активных галактических ядер (АЯГ) и, как полагают, содержат сверхмассивные черные дыры . ^{[ 4 ]}

Рентгеновские яркие галактики

Следующие галактики раннего типа (NGC) оказались яркими в рентгеновских лучах из-за горячих газовых корон: NGC 315 , 1316, 1332, 1395, 2563, 4374, 4382, 4406, 4472, 4594, 4636, 4649 и 5128. ^{[ 5 ]} Рентгеновское излучение можно объяснить термическим тормозным излучением горячего газа (0,5–1,5 кэВ). ^{[ 5 ]}

Сверхъяркие источники рентгеновского излучения

Сверхяркие источники рентгеновского излучения (ULX) представляют собой точечные неядерные источники рентгеновского излучения со светимостью выше предела Эддингтона 3 × 10. ³² W для черной дыры размером 20 M _☉ . ^{[ 6 ]} Многие ULX демонстрируют сильную изменчивость и могут быть двойными черными дырами. Чтобы попасть в класс черных дыр промежуточной массы (ЧДД), их светимость, тепловое излучение диска, временные масштабы изменений и окружающие эмиссионные линии туманности должны предполагать это. ^{[ 6 ]} Однако, когда излучение излучается или превышает предел Эддингтона, ULX может оказаться черной дырой звездной массы. ^{[ 6 ]} Близкая спиральная галактика NGC 1313 имеет две компактные ULX: X-1 и X-2. Для X-1 рентгеновская светимость возрастает максимум до 3 × 10 ³³ W, превышающий предел Эддингтона, и переходит в крутое степенное состояние при высоких светимостях, что более указывает на черную дыру звездной массы, тогда как X-2 ведет себя противоположное и, по-видимому, находится в жестком рентгеновском состоянии IMBH. . ^{[ 6 ]}

Черные дыры

Черные дыры испускают излучение, потому что вещество, попадающее в них, теряет гравитационную энергию, что может привести к испусканию излучения до того, как вещество попадет в горизонт событий . Падающее вещество имеет угловой момент , что означает, что вещество не может упасть напрямую, а вращается вокруг черной дыры. Этот материал часто образует аккреционный диск . Подобные светящиеся аккреционные диски также могут образовываться вокруг белых карликов и нейтронных звезд, но в них падающий газ высвобождает дополнительную энергию, поскольку он высокой плотностью с большой скоростью ударяется о поверхность с . В случае нейтронной звезды скорость падения может составлять значительную часть скорости света.

В некоторых системах нейтронных звезд или белых карликов магнитное поле звезды достаточно сильное, чтобы предотвратить образование аккреционного диска. Материал диска сильно нагревается из-за трения и испускает рентгеновские лучи. Материал диска медленно теряет свой угловой момент и падает в компактную звезду. В нейтронных звездах и белых карликах дополнительные рентгеновские лучи генерируются, когда материал попадает на их поверхность. Рентгеновское излучение черных дыр непостоянно, его светимость меняется в очень короткие промежутки времени. Изменение светимости может предоставить информацию о размере черной дыры.

Остатки сверхновых (SNR)

Рентгеновское изображение SN 1572 типа Ia остатка , сделанное рентгеновской обсерваторией Чандра.

Сверхновая типа Ia — это взрыв белого карлика на орбите вокруг другого белого карлика или звезды красного гиганта . Плотный белый карлик может накапливать газ, подаренный спутником. Когда карлик достигает критической массы 1,4 M _☉ , происходит термоядерный взрыв. Поскольку каждый тип Ia светится известной яркостью, тип Ia используется как « стандартные свечи » для измерения расстояний во Вселенной.

SN 2005ke — первая сверхновая типа Ia, обнаруженная в рентгеновском диапазоне, и в ультрафиолете она намного ярче , чем ожидалось.

Рентгеновское излучение звезд

Парусный спорт Х-1

Vela X-1 — это пульсирующая затменная рентгеновская двойная система большой массы (HMXB), связанная с источником Ухуру 4U 0900-40 и звездой -сверхгигантом HD 77581. Рентгеновское излучение нейтронной звезды вызвано захват и аккреция материи из звездного ветра спутника-сверхгиганта. Vela X-1 — это прототип отдельно стоящего HMXB. ^{[ 7 ]}

Геркулес Х-1

( Рентгеновская двойная система промежуточной массы IMXB) — это двойная звездная система, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент — звезда промежуточной массы. ^{[ 8 ]}

Геркулес X-1 состоит из нейтронной звезды, аккрецирующей вещество из нормальной звезды (HZ Her), вероятно, из-за переполнения полости Роша . X-1 является прототипом массивных рентгеновских двойных систем, хотя и находится на границе ~ 2 M _☉ между рентгеновскими двойными с большой и малой массой. ^{[ 9 ]}

Скорпиус Х-1

Первый внесолнечный источник рентгеновского излучения был обнаружен 12 июня 1962 года. ^{[ 10 ]} Этот источник называется Скорпиус X-1 , первый источник рентгеновского излучения, обнаруженный в созвездии Скорпиона , расположенном в направлении центра Млечного Пути . Скорпион X-1 находится примерно в 9000 милях от Земли и после Солнца является самым сильным источником рентгеновского излучения на небе с энергией ниже 20 кэВ. Его рентгеновский выход составляет 2,3 × 10 ³¹ W, что примерно в 60 000 раз превышает общую светимость Солнца. ^{[ 11 ]} Сам Скорпион X-1 является нейтронной звездой. Эта система классифицируется как рентгеновская двойная система малой массы (LMXB); масса нейтронной звезды составляет примерно 1,4 солнечной массы , а масса звезды-донора составляет всего 0,42 солнечной массы. ^{[ 12 ]}

Солнце

В конце 1930-х годов наличие очень горячего и разреженного газа, окружающего Солнце, было косвенно сделано по оптическим корональным линиям высокоионизированных частиц. ^{[ 13 ]} В середине 1940-х годов радионаблюдения выявили радиокорону вокруг Солнца. ^{[ 13 ]} Обнаружив рентгеновские фотоны Солнца во время полета ракеты, Т. Бернайт писал: «Источником этого излучения считается Солнце, хотя из теоретических оценок не следует ожидать излучения с длиной волны короче 4 Å. излучение черного тела солнечной короны». ^{[ 13 ]} И, конечно же, люди видели солнечную корону в рассеянном видимом свете во время солнечных затмений.

Хотя нейтронные звезды и черные дыры являются типичными точечными источниками рентгеновского излучения, все звезды главной последовательности, вероятно, будут иметь достаточно горячие короны, чтобы испускать рентгеновские лучи. ^{[ 14 ]} Звезды A- или F-типа имеют не более тонкие зоны конвекции и, следовательно, производят небольшую корональную активность. ^{[ 15 ]}

Аналогичные изменения, связанные с солнечным циклом , наблюдаются в потоке солнечного рентгеновского и УФ- или ЭУФ-излучения. Вращение является одним из основных факторов, определяющих магнитное динамо, но этот факт нельзя продемонстрировать, наблюдая за Солнцем: магнитная активность Солнца на самом деле сильно модулируется (из-за 11-летнего цикла магнитных пятен), но этот эффект не является напрямую зависит от периода вращения. ^{[ 13 ]}

Солнечные вспышки обычно следуют за солнечным циклом. КОРОНАС-Ф был запущен 31 июля 2001 года, что совпало с максимумом 23-го солнечного цикла. Солнечная вспышка 29 октября 2003 г., по-видимому, продемонстрировала значительную степень линейной поляризации (>70% в каналах E2 = 40–60 кэВ и E3 = 60–100 кэВ, но лишь около 50% в E1 = 20–40 кэВ) в жестких рентген, ^{[ 16 ]} но другие наблюдения обычно устанавливают только верхние пределы.

Это трехслойный композит в искусственных цветах, полученный обсерваторией TRACE : синий, зеленый и красный каналы показывают длину волны 17,1 нм, 19,5 нм и 28,4 нм соответственно. Эти фильтры TRACE наиболее чувствительны к излучению плазмы с температурой 1, 1,5 и 2 миллиона градусов, таким образом показывая всю корону и детали корональных петель в нижней части солнечной атмосферы.

Корональные петли образуют основную структуру нижней короны и переходной области Солнца. Эти хорошо структурированные и элегантные петли являются прямым следствием искривленного солнечного магнитного потока внутри солнечного тела. Популяция корональных петель может быть напрямую связана с солнечным циклом , именно по этой причине корональные петли часто встречаются с солнечными пятнами у их подножия. Корональные петли населяют как активные, так и спокойные области солнечной поверхности. Телескоп Йоко мягкого рентгеновского излучения (SXT) наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ , разрешая особенности Солнца до 2,5 угловых секунд с временным разрешением 0,5–2 секунды. SXT был чувствителен к плазме в диапазоне температур 2–4 МК, что делало его идеальной наблюдательной платформой для сравнения с данными, собранными с TRACE, излучающих в длинах волн EUV. корональных петель ^{[ 17 ]}

Вариации излучения солнечных вспышек в мягких рентгеновских лучах (10–130 нм) и EUV (26–34 нм), зарегистрированные на борту КОРОНАС-Ф, демонстрируют, что для большинства вспышек, наблюдавшихся на КОРОНАС-Ф в 2001–2003 гг., УФ-излучение предшествовало рентгеновскому. выброс на 1–10 мин. ^{[ 18 ]}

Белые карлики

Когда ядро звезды средней массы сжимается, это вызывает высвобождение энергии, которая заставляет оболочку звезды расширяться. Это продолжается до тех пор, пока звезда наконец не снесет свои внешние слои. Ядро звезды остается нетронутым и становится белым карликом . Белый карлик окружен расширяющейся газовой оболочкой в объекте, известном как планетарная туманность. Планетарная туманность, похоже, отмечает переход звезды средней массы из красного гиганта в белого карлика. Рентгеновские изображения показывают облака газа с температурой в несколько миллионов градусов, которые были сжаты и нагреты быстрым звездным ветром. В конце концов центральная звезда коллапсирует, образуя белого карлика. В течение примерно миллиарда лет после коллапса звезды с образованием белого карлика она «раскалена добела» с температурой поверхности около 20 000 К.

Рентгеновское излучение было обнаружено у PG 1658+441, горячего изолированного магнитного белого карлика, впервые обнаруженного в наблюдениях Einstein IPC, а затем идентифицированного в наблюдениях с матрицей канальных умножителей Exosat . ^{[ 19 ]} «Широкополосный спектр этого белого карлика DA можно объяснить как излучение однородной высокогравитационной атмосферы чистого водорода с температурой около 28 000 К». ^{[ 19 ]} Эти наблюдения PG 1658+441 подтверждают корреляцию между температурой и содержанием гелия в атмосферах белых карликов. ^{[ 19 ]}

Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSXS) излучает мягкое рентгеновское излучение в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ . Считается, что сверхмягкие рентгеновские лучи производятся в результате устойчивого ядерного синтеза на поверхности белого карлика материала, извлеченного из бинарного компаньона . ^{[ 20 ]} Для этого требуется поток материала, достаточно высокий для поддержания плавления.

Реальные изменения массопереноса могут происходить в V Sge, аналогично SSXS RX J0513.9-6951, как показал анализ активности SSXS V Sge, где эпизоды длительных низких состояний происходят в цикле ~ 400 дней. ^{[ 21 ]}

HD 49798 — субкарликовая звезда, образующая двойную систему с RX J0648.0-4418. Субкарликовая звезда — яркий объект в оптическом и УФ-диапазонах. Орбитальный период системы точно известен. Недавние наблюдения XMM-Newton, приуроченные к ожидаемому затмению источника рентгеновского излучения, позволили точно определить массу источника рентгеновского излучения (не менее 1,2 массы Солнца), установив источник рентгеновского излучения как редкий, ультра - массивный белый карлик. ^{[ 22 ]}

Коричневые карлики

Согласно теории, объект, масса которого составляет менее 8% массы Солнца, не может поддерживать значительный ядерный синтез в своем ядре. ^{[ 23 ]} Это отмечает разделительную линию между красными карликами и коричневыми карликами . Разделительная линия между планетами и коричневыми карликами проходит по объектам, масса которых составляет менее 1% массы Солнца, или в 10 раз больше массы Юпитера . Эти объекты не могут синтезировать дейтерий.

ЛП 944-20

Из-за отсутствия мощного центрального источника ядерной энергии внутренняя часть коричневого карлика находится в состоянии быстрого кипения или конвекции. В сочетании с быстрым вращением, которое демонстрирует большинство коричневых карликов, конвекция создает условия для развития сильного запутанного магнитного поля вблизи поверхности. Вспышка, наблюдаемая Чандрой из LP 944-20, могла возникнуть в турбулентном намагниченном горячем материале под поверхностью коричневого карлика. Подземная вспышка может передавать тепло в атмосферу, позволяя течь электрическим токам и вызывать рентгеновскую вспышку, подобную удару молнии . Существенным результатом также является отсутствие рентгеновских лучей от LP 944-20 в невспышечный период. Он устанавливает самый низкий наблюдательный предел постоянной мощности рентгеновского излучения, производимого звездой коричневого карлика, и показывает, что короны перестают существовать, когда температура поверхности коричневого карлика падает ниже примерно 2500 ° C и становится электрически нейтральной.

СВВ 5Б

НАСА Используя рентгеновскую обсерваторию «Чандра» , ученые обнаружили рентгеновские лучи от маломассивного коричневого карлика в многозвездной системе. ^{[ 24 ]} Это первый случай, когда коричневый карлик так близко к своей родительской звезде (звездам типа Солнца TWA 5A) был обнаружен в рентгеновских лучах. ^{[ 24 ]} «Наши данные «Чандры» показывают, что рентгеновские лучи исходят из корональной плазмы коричневого карлика, температура которой составляет около 3 миллионов градусов Цельсия», — сказал Йоко Цубои из Университета Тюо в Токио. ^{[ 24 ]} «Этот коричневый карлик сегодня такой же яркий, как Солнце в рентгеновском свете, но при этом он в пятьдесят раз менее массивен, чем Солнце», — сказал Цубои. ^{[ 24 ]} «Таким образом, это наблюдение повышает вероятность того, что даже массивные планеты могут сами излучать рентгеновские лучи в молодости!» ^{[ 24 ]}

Рентгеновское отражение

Для объяснения полярных сияний на полюсах Юпитера, которые в тысячу раз мощнее, чем на Земле, необходимы электрические потенциалы около 10 миллионов вольт и токи в 10 миллионов ампер – в сто раз превышающие мощность самых мощных молний.

На Земле полярные сияния вызываются солнечными бурями энергичных частиц, которые нарушают магнитное поле Земли. Как показано на иллюстрации, порывы частиц Солнца также искажают магнитное поле Юпитера и иногда вызывают полярные сияния.

Рентгеновский спектр Сатурна аналогичен спектру рентгеновских лучей Солнца, что указывает на то, что рентгеновское излучение Сатурна возникает из-за отражения солнечных рентгеновских лучей атмосферой Сатурна. Оптическое изображение намного ярче и показывает красивые кольцевые структуры, которые не были обнаружены в рентгеновских лучах.

Рентгеновская флуоресценция

Некоторые из обнаруженных рентгеновских лучей, исходящих от тел Солнечной системы, отличных от Солнца, производятся посредством флуоресценции . Рассеянные солнечные рентгеновские лучи являются дополнительным компонентом.

На изображении Луны, полученном Röntgensatellit (ROSAT), яркость пикселей соответствует интенсивности рентгеновского излучения. Яркое полушарие Луны светится рентгеновскими лучами, потому что оно повторно излучает рентгеновские лучи, исходящие от Солнца. Фоновое небо имеет рентгеновское свечение отчасти из-за множества далеких мощных активных галактик, неразрешенных на снимке ROSAT. Темная сторона диска Луны затеняет это рентгеновское фоновое излучение, исходящее из глубокого космоса. Кажется, что лишь несколько рентгеновских лучей исходят из затененного лунного полушария. Вместо этого они возникают в геокороне Земли или расширенной атмосфере, окружающей орбитальную рентгеновскую обсерваторию. Измеренная рентгеновская светимость Луны ~1,2 × 10 ⁵ W делает Луну одним из самых слабых известных внеземных источников рентгеновского излучения.

Обнаружение комет

Спутник НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission следил за кометой Люлин , когда она приближалась к Земле на расстоянии 63 Гм. Впервые астрономы могут увидеть одновременные ультрафиолетовые и рентгеновские изображения кометы. «Солнечный ветер – быстро движущийся поток частиц от Солнца – взаимодействует с более широким облаком атомов кометы. ^{[ 25 ]} Это заставляет солнечный ветер освещаться рентгеновскими лучами, и это то, что видит XRT Свифта», — сказал Стефан Иммлер из Центра космических полетов Годдарда. Это взаимодействие, называемое перезарядкой, приводит к появлению рентгеновских лучей от большинства комет, когда они проходят мимо. на расстоянии, примерно в три раза превышающем расстояние Земли от Солнца. Поскольку Лулин настолько активен, его атомное облако особенно плотное. В результате область рентгеновского излучения простирается далеко к Солнцу. ^{[ 26 ]}

Небесные источники рентгеновского излучения

Небесная сфера разделена на 88 созвездий. Созвездия МАС — это области неба. Каждый из них содержит замечательные источники рентгеновского излучения. Некоторые из них представляют собой галактики или черные дыры в центрах галактик. Некоторые из них являются пульсарами . Как и в случае с астрономическими источниками рентгеновского излучения , стремление понять генерацию рентгеновских лучей видимым источником помогает понять Солнце, Вселенную в целом и то, как они влияют на нас на Земле.

Андромеда

Множественные источники рентгеновского излучения были обнаружены в Галактике Андромеды с помощью наблюдений ЕКА орбитальной обсерватории XMM-Newton .

Волопас

3C 295 (Cl 1409+524) в Волопасе — одно из самых далеких скоплений галактик , наблюдаемых рентгеновскими телескопами . Скопление заполнено огромным облаком газа с плотностью 50 МК, который сильно излучает рентгеновские лучи. Чандра заметила, что центральная галактика является сильным и сложным источником рентгеновского излучения.

камелопардалис

Горячий газ, излучающий рентгеновские лучи, пронизывает скопление галактик MS 0735.6+7421 в Камелопарде. Две обширные полости – каждая диаметром 600 000 лир появляются на противоположных сторонах большой галактики в центре скопления. Эти полости заполнены двусторонним удлиненным намагниченным пузырем из электронов чрезвычайно высокой энергии, излучающих радиоволны.

Венетические собаки

Рентгеновская достопримечательность NGC 4151 , промежуточная спиральная сейфертовская галактика, имеет в ядре массивную черную дыру. ^{[ 27 ]}

Майор Дог

, Рентгеновское изображение Сириуса А и В, сделанное Чандрой показывает, что Сириус Б более яркий, чем Сириус А. ^{[ 28 ]} Тогда как в визуальном диапазоне Сириус А более яркий.

Кассиопея

Что касается Кассиопеи A SNR , считается, что первый свет от звездного взрыва достиг Земли примерно 300 лет назад, но нет никаких исторических записей о каких-либо наблюдениях прародительницы сверхновой, вероятно, из-за того, что межзвездная пыль поглощала излучение оптической длины до того, как оно достигло Земли (хотя возможно, что она была записана как звезда шестой величины 3 Кассиопеи. 16 Джоном Флемстидом августа 1680 года ^{[ 29 ]}). Возможные объяснения склоняются к идее о том, что звезда-источник была необычно массивной и ранее выбросила большую часть своих внешних слоев. Эти внешние слои должны были скрыть звезду и поглотить большую часть света, выделившегося при коллапсе внутренней звезды.

CTA 1 — еще один источник рентгеновского излучения SNR в Кассиопее . Пульсар в остатке сверхновой CTA 1 (4U 0000+72) первоначально излучал излучение в рентгеновских диапазонах (1970–1977 гг.). Как ни странно, при его наблюдении в более позднее время (2008 г.) рентгеновское излучение не было обнаружено. Вместо этого космический гамма-телескоп Ферми обнаружил, что пульсар испускает гамма-излучение, первое в своем роде. ^{[ 30 ]}

Карина

, классифицируемая как пекулярная звезда , Эта Киля демонстрирует в центре суперзвезду, как видно на этом снимке с Чандры . Новое рентгеновское наблюдение показывает три различные структуры: внешнее кольцо в форме подковы диаметром около 2 световых лет, горячее внутреннее ядро диаметром около 3 световых месяцев и горячий центральный источник диаметром менее 1 светового месяца. в котором может быть суперзвезда, которая управляет всем шоу. Внешнее кольцо является свидетельством еще одного крупного взрыва, произошедшего более 1000 лет назад.

Считается, что три структуры вокруг Эта Киля представляют собой ударные волны, создаваемые веществом, уносящимся от суперзвезды на сверхзвуковых скоростях. Температура ударно-нагретого газа колеблется от 60 МК в центральных областях до 3 МК на подковообразной внешней структуре. «Изображение Чандры содержит некоторые загадки для существующих представлений о том, как звезда может производить такое горячее и интенсивное рентгеновское излучение», — говорит профессор Крис Дэвидсон из Университета Миннесоты . ^{[ 31 ]}

Кит

Abell 400 — скопление галактик, содержащее галактику ( NGC 1128 ) с двумя сверхмассивными черными дырами 3C 75, движущимися по спирали к слиянию.

Хамелеон

Комплекс Хамелеон представляет собой большую область звездообразования (SFR), включающую темные облака Хамелеон I, Хамелеон II и Хамелеон III. Оно занимает почти все созвездие и пересекается с Апусом , Мушкой и Килем . Средняя плотность источников рентгеновского излучения составляет около одного источника на квадратный градус. ^{[ 32 ]}

Хамелеон I темное облако

Облако Хамелеон I (Cha I) — корональное облако и одна из ближайших активных областей звездообразования на расстоянии ~160 пк. ^{[ 33 ]} Оно относительно изолировано от других облаков, в которых формируются звезды, поэтому маловероятно, что более старые звезды до главной последовательности (PMS) дрейфовали в это поле. ^{[ 33 ]} Общее звездное население составляет 200–300 человек. ^{[ 33 ]} Облако Ча I делится на северное облако или регион и южное облако или главное облако.

Хамелеон II темное облако

Темное облако Хамелеон II содержит около 40 источников рентгеновского излучения. ^{[ 34 ]} Наблюдение в Хамелеоне II проводилось с 10 по 17 сентября 1993 года. ^{[ 34 ]} Источник RXJ 1301.9-7706, новый кандидат WTTS спектрального класса K1, наиболее близок к 4U 1302–77. ^{[ 34 ]}

Хамелеон III темное облако

«Хамелеон III, похоже, лишен текущей активности звездообразования». ^{[ 35 ]} HD 104237 ( спектральный класс A4e), наблюдаемая ASCA , расположена в темном облаке Хамелеон III и является самой яркой звездой Хербига Ae/Be на небе. ^{[ 36 ]}

Северная Корона

Abell Скопление галактик 2142 излучает рентгеновские лучи и находится в Северной короне . Это один из самых массивных объектов во Вселенной.

Ворона

В результате рентгеновского анализа Антенн Галактики с помощью Чандры были обнаружены богатые месторождения неона, магния и кремния. Эти элементы входят в число тех, которые образуют строительные блоки для обитаемых планет. Изображенные облака содержат магния и кремния в 16 и 24 раза больше, чем на Солнце соответственно .

Кратер

Джет, видимый в рентгеновских лучах, исходящих от ПКС 1127-145, вероятно, вызван столкновением пучка высокоэнергетических электронов с микроволновыми фотонами.

Драко

Туманность Дракон (мягкая рентгеновская тень) очерчена контурами и имеет сине-черный цвет на изображении ROSAT части созвездия Дракона.

Abell 2256 — скопление галактик, состоящее из более чем 500 галактик. Двойная структура этого изображения ROSAT показывает слияние двух кластеров.

Эридан

Внутри созвездий Ориона и Эридана, через них простирается мягкая рентгеновская «горячая точка», известная как « Сверхпузырь Ориона-Эридана» , «Усиление мягкого рентгеновского излучения Эридана » или просто « Пузырь Эридана» , область 25°, состоящая из переплетающихся дуг Hα-излучающие нити.

Гидра

Большое облако горячего газа простирается по всему скоплению галактик Гидра А.

Лев Минор

Arp260 — источник рентгеновского излучения в Малом Льве в RA 10. ^час 49 ^м 52.5 ^с Декабрь +32° 59′ 6″.

Орион

На соседних изображениях — созвездие Ориона . В правой части изображений находится визуальное изображение созвездия. Слева — Орион, видимый только в рентгеновских лучах. Бетельгейзе хорошо видна над тремя звездами пояса Ориона справа. Самый яркий объект на визуальном изображении — полная луна, которая есть и на рентгеновском снимке. Цвета рентгеновских лучей представляют температуру рентгеновского излучения каждой звезды: горячие звезды — сине-белые, а более холодные — желто-красные.

Пегас

Квинтет Стефана интересен своими жестокими коллизиями. Четыре из пяти галактик в Квинтете Стефана образуют физическую ассоциацию и участвуют в космическом танце, который, скорее всего, закончится слиянием галактик. Когда NGC 7318 B сталкивается с газом в группе, огромная ударная волна, размером больше, чем Млечный Путь, распространяется по среде между галактиками, нагревая часть газа до температур в миллионы градусов, где они испускают рентгеновские лучи, которые можно обнаружить с помощью НАСА « Чандра». Рентгеновская обсерватория . NGC 7319 ядро 2-го типа имеет сейфертовское .

Персей

Скопление галактик Персея — один из самых массивных объектов во Вселенной, содержащий тысячи галактик, погруженных в огромное облако газа с температурой в несколько миллионов градусов.

Художник

Пиктор А — галактика, в центре которой может быть черная дыра, испускающая намагниченный газ с чрезвычайно высокой скоростью. Яркое пятно справа на изображении — это головная часть самолета. Врезаясь в разреженный газ межгалактического пространства, он испускает рентгеновские лучи. Изображение A — источник рентгеновского излучения, обозначенный H 0517-456 и 3U 0510-44. ^{[ 37 ]}

В какашках

Корма А — остаток сверхновой (SNR) диаметром около 10 световых лет. Сверхновая произошла примерно 3700 лет назад.

Стрелец

Галактический центр находится в координатах 17:45–29:00, что соответствует Стрельцу A* , очень близко к радиоисточнику Стрельца A (W24). Вероятно, это первый каталог галактических источников рентгеновского излучения. ^{[ 38 ]} предлагаются два Sgr X-1: (1) в 17:44–23:12 и (2) в 17:55–29:12, при этом отмечается, что (2) является неопределенной идентификацией. Источник (1), по-видимому, соответствует S11. ^{[ 39 ]}

Скульптор

Необычная форма галактики «Колесо телеги» может быть связана с столкновением с меньшей галактикой, например, с той, что изображена в левом нижнем углу изображения. Самый последний звездный взрыв (образование звезд из-за волн сжатия) осветил край колеса телеги, диаметр которого больше Млечного Пути. Как видно на вставке, на краю галактики находится исключительно большое количество черных дыр.

Змея

По состоянию на 27 августа 2007 года открытия, касающиеся асимметричного уширения линий железа и их значения для теории относительности, стали темой большого волнения. Что касается асимметричного расширения линии железа, Эдвард Кэкетт из Мичиганского университета прокомментировал: «Мы видим, как газ вращается недалеко от поверхности нейтронной звезды». «А поскольку внутренняя часть диска, очевидно, не может вращаться ближе, чем поверхность нейтронной звезды, эти измерения дают нам максимальный размер диаметра нейтронной звезды. Нейтронные звезды могут иметь диаметр не более 18–20,5 миль», — результаты которые согласуются с другими типами измерений». ^{[ 40 ]}

«Мы видели эти асимметричные линии от многих черных дыр, но это первое подтверждение того, что нейтронные звезды также могут их производить. «Мы — новый инструмент для исследования теории Эйнштейна», — говорит Тод Стромайер из Годдарда НАСА имени Центра космических полетов . ^{[ 40 ]}

«Это фундаментальная физика», — говорит Судип Бхаттачарья, также работающий в Центре космических полетов имени Годдарда НАСА в Гринбелте, штат Мэриленд , и в Университете Мэриленда . «В центрах нейтронных звезд могут существовать экзотические виды частиц или состояний материи, такие как кварковая материя, но их невозможно создать в лаборатории. Единственный способ это выяснить — понять нейтронные звезды». ^{[ 40 ]}

Используя XMM-Newton , Бхаттачарья и Стромайер наблюдали Змею X-1, которая содержит нейтронную звезду и звездного компаньона. Кэкетт и Джон Миллер из Мичиганского университета вместе с Бхаттачарьей и Стромайером использовали . превосходные спектральные возможности Сузаку для исследования Змеи X-1 Данные Сузаку подтвердили результат XMM-Newton относительно линии железа в Змее X-1. ^{[ 40 ]}

Большая Медведица

M82 X-1 находится в созвездии Большой Медведицы в 09. ^час 55 ^м 50.01 ^с +69° 40’ 46,0″. Он был обнаружен в январе 2006 года с помощью Rossi X-ray Timing Explorer .

В Большой Медведице в RA 10 ^час 34 ^м 00.00 декабря +57° 40' 00.00" — это поле зрения, которое почти не поглощается нейтральным газообразным водородом в пределах Млечного Пути. Оно известно как дыра Локмана . Сотни источников рентгеновского излучения из других галактик, некоторые из них сверхмассивные черные дыры можно увидеть через это окно.

Экзотические источники рентгеновского излучения

Микроквазар

SS 433 - возможный источник ULX-излучения

Микроквазар с — это меньший родственник квазара , который представляет собой радиоизлучающую рентгеновскую двойную систему часто разрешимой парой радиоджетов. SS 433 — одна из самых экзотических наблюдаемых звездных систем . Это затменная двойная система , главная из которой — черная дыра или нейтронная звезда, а вторичная — поздняя звезда А-типа . SS 433 находится в пределах SNR W50 . Материал в струе, перемещающийся от вторичной обмотки к первичной, делает это со скоростью 26% скорости света. На спектр SS 433 влияют доплеровские сдвиги и теория относительности : если вычесть эффекты доплеровского сдвига, остается остаточное красное смещение, соответствующее скорости около 12 000 килосекунд в секунду. Это не отражает фактическую скорость движения системы от Земли; скорее, это происходит из-за замедления времени , из-за которого движущиеся часы кажутся неподвижным наблюдателям тикающими медленнее. В этом случае релятивистски движущиеся возбужденные атомы в струях колеблются медленнее, и их излучение, таким образом, оказывается смещенным в красную сторону. ^{[ 41 ]}

Будьте рентгеновскими двойными системами

LSI+61°303 — периодическая двойная радиоизлучающая система, которая также является источником гамма-излучения CG135+01. ^{[ 42 ]} LSI+61°303 — переменный радиоисточник, характеризующийся периодическими нетепловыми радиовспышками с периодом 26,5 суток, приписываемыми эксцентричному орбитальному движению компактного объекта, вероятно, нейтронной звезды, вокруг быстро вращающейся звезды B0 Ve. с Тэф _~ 26000 К и светимостью ~10 ³⁸ очень с ⁻¹. ^{[ 42 ]} Фотометрические наблюдения в оптическом и инфракрасном диапазонах волн также показывают модуляцию 26,5 d. ^{[ 42 ]} Из примерно 20 членов рентгеновских двойных систем Be по состоянию на 1996 год только X Per и LSI+61°303 имеют рентгеновские вспышки гораздо более высокой светимости и более жесткого спектра (кТ ~ 10–20 кэВ) по сравнению с (кТ ≤ 1 кэВ); однако LSI+61°303 отличается сильным всплеском радиоизлучения. ^{[ 42 ]} «Радиосвойства LSI+61°303 аналогичны свойствам «стандартных» рентгеновских двойных систем большой массы, таких как SS 433 , Cyg X-3 и Cir X-1 ». ^{[ 42 ]}

Сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT)

Растет число повторяющихся рентгеновских транзиентов , характеризующихся короткими вспышками с очень быстрым временем нарастания (десятки минут) и типичной продолжительностью в несколько часов, которые связаны с OB- сверхгигантами и, следовательно, определяют новый класс массивных рентгеновских транзиентов. двойные системы: сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты (SFXT). ^{[ 43 ]} XTE J1739–302 — один из них. Обнаруженный в 1997 году, остававшийся активным всего один день, с рентгеновским спектром, хорошо сочетающимся с тепловым тормозным излучением (температура ~ 20 кэВ), напоминающим спектральные свойства аккрецирующих пульсаров, он сначала был классифицирован как пекулярный Be/X- лучевой транзиент с необычно короткой вспышкой. ^{[ 44 ]} Новый всплеск наблюдался 8 апреля 2008 года со Swift . ^{[ 44 ]}

Мессье 87

Наблюдения, сделанные Чандрой, указывают на наличие петель и колец в горячем излучающем рентгеновские лучи газе, окружающем Мессье 87 . Эти петли и кольца создаются изменениями в скорости выбрасывания материала из сверхмассивной черной дыры в струях. Распределение петель предполагает, что незначительные извержения происходят каждые шесть миллионов лет.

Одно из колец, вызванное крупным извержением, представляет собой ударную волну диаметром 85 000 световых лет вокруг черной дыры. Среди других наблюдаемых замечательных особенностей - узкие нити рентгеновского излучения длиной до 100 000 световых лет и большая полость в горячем газе, образовавшаяся в результате крупного извержения 70 миллионов лет назад.

Галактика также содержит заметное активное галактическое ядро (АЯГ), которое является мощным источником многоволнового излучения, особенно радиоволн . ^{[ 45 ]}

Магнетары

Магнетар — это тип нейтронной звезды с чрезвычайно мощным магнитным полем, распад которого приводит к испусканию обильного количества высокоэнергетического электромагнитного излучения , особенно рентгеновских и гамма-лучей . Теория относительно этих объектов была предложена Робертом Дунканом и Кристофером Томпсоном в 1992 году, но первый зарегистрированный всплеск гамма-лучей, предположительно исходивший от магнетара, произошел 5 марта 1979 года. ^{[ 46 ]} Эти магнитные поля в сотни тысяч раз сильнее любого искусственного магнита. ^{[ 47 ]} и в квадриллионы раз мощнее поля, окружающего Землю . ^{[ 48 ]} По состоянию на 2003 год это самые магнитные объекты, когда-либо обнаруженные во Вселенной. ^{[ 46 ]}

5 марта 1979 года, после сброса зондов в атмосферу Венеры , «Венера-11» и «Венера-12» , находясь на гелиоцентрических орбитах, в 10:51 по восточному стандартному времени подверглись взрыву гамма-излучения. Этот контакт увеличил показания радиации на обоих зондах, в которых экспериментировал Конус, с нормальных 100 импульсов в секунду до более чем 200 000 импульсов в секунду, всего за долю миллисекунды. ^{[ 46 ]} Эта гигантская вспышка была обнаружена многочисленными космическими аппаратами и с помощью этих обнаружений была локализована межпланетной сетью на SGR 0526-66 внутри SNR N-49 Большого Магелланова Облака . ^{[ 49 ]} А в марте 1979 года Конус обнаружил еще один источник: SGR 1900+14 , расположенная на расстоянии 20 000 световых лет от нас в созвездии Орла , имела длительный период низких выбросов, за исключением значительного всплеска в 1979 году и пары позже.

Какова эволюционная связь между пульсарами и магнетарами? Астрономы хотели бы знать, представляют ли магнетары редкий класс пульсаров, или некоторые или все пульсары проходят фазу магнетара в течение своего жизненного цикла. НАСА Рентгеновский прибор Rossi Timing Explorer (RXTE) обнаружил, что самая молодая из известных пульсирующих нейтронных звезд закатила истерику. Коллапсирующая звезда время от времени испускает мощные вспышки рентгеновского излучения, которые заставляют астрономов переосмыслить жизненный цикл нейтронных звезд.

«Мы наблюдаем, как один тип нейтронной звезды буквально на наших глазах превращается в другой. Это давно искомое недостающее звено между различными типами пульсаров», — говорит Фотис Гавриил из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в Гринбелте, штат Мэриленд, и Университет Мэриленда, Балтимор. ^{[ 50 ]}

На изображении Чандры изображена сверхновая Кес 75 с молодым нормальным пульсаром, нейтронной звездой PSR J1846-0258 в центре синей области вверху.

PSR J1846-0258 находится в созвездии Орла. Его классифицировали как нормальный пульсар из-за его быстрого вращения (3,1 с). ⁻¹) и пульсароподобный спектр. RXTE зафиксировал четыре рентгеновских всплеска, похожих на магнетар, 31 мая 2006 г. и еще один 27 июля 2006 г. Хотя ни одно из этих событий не длилось дольше 0,14 секунды, все они собрали как минимум 75 000 Солнц. «Никогда раньше не наблюдалось, чтобы обычный пульсар производил всплески магнетаров», — говорит Гавриил. ^{[ 50 ]}

«Считалось, что молодые, быстро вращающиеся пульсары не обладают достаточной магнитной энергией для генерации таких мощных всплесков», — говорит Марджори Гонсалес, ранее работавшая в Университете Макгилла в Монреале, Канада, а сейчас базирующаяся в Университете Британской Колумбии в Ванкувере. «Вот обычный пульсар, который действует как магнетар». ^{[ 50 ]}

На этих изображениях «Чандры» показан PSR J1846-0258 в Кес 75 в октябре 2000 г. (слева) и июне 2006 г. (справа). Пульсар стал ярче в рентгеновских лучах после мощных вспышек в начале 2006 года.

Наблюдения рентгеновской обсерватории НАСА «Чандра» показали, что объект стал ярче в рентгеновских лучах, подтверждая, что вспышки исходили от пульсара, и что его спектр изменился и стал более похожим на магнетар. Тот факт, что скорость вращения PSR J1846 замедляется, также означает, что у него есть сильное магнитное поле, тормозящее вращение. Предполагаемое магнитное поле в триллионы раз сильнее, чем поле Земли, но в 10–100 раз слабее, чем у типичного магнетара. Виктория Каспи из Университета Макгилла отмечает: «Фактическое магнитное поле PSR J1846 может быть намного сильнее измеренной величины, что позволяет предположить, что многие молодые нейтронные звезды, классифицируемые как пульсары, на самом деле могут быть замаскированными магнетарами, и что истинная сила их магнитного поля проявляется только на протяжении тысячелетий по мере того, как они наращивают свою активность». ^{[ 50 ]}

Рентгеновские темные звезды

Во время солнечного цикла, как показано на последовательности изображений Солнца в рентгеновских лучах , Солнце почти рентгеновско-темное, почти рентгеновская переменная. Бетельгейзе , с другой стороны, кажется всегда темной в рентгеновских лучах. ^{[ 51 ]} Поток рентгеновского излучения со всей поверхности звезды соответствует пределу поверхностного потока в пределах 30–7000 эргс. ⁻¹ см ⁻² при Т=1 МК - до ~1 эрг с ⁻¹ см ⁻² при более высоких температурах — на пять порядков ниже спокойного поверхностного потока рентгеновского излучения Солнца. ^{[ 51 ]}

Как и красный сверхгигант практически не излучают рентгеновские лучи Бетельгейзе, красные гиганты . ^{[ 13 ]} Причина дефицита рентгеновского излучения может заключаться в

выключение динамо-машины ,
подавление конкурирующим производством энергии ветра или
сильное ослабление вышележащей толстой хромосферой . ^{[ 13 ]}

Выдающиеся ярко-красные гиганты включают Альдебаран , Арктур и Гамму Креста . существует очевидная рентгеновская «разделительная линия», На диаграмме HR между звездами-гигантами когда они пересекают главную последовательность и становятся красными гигантами. Альфа Южного Треугольника (α TrA/α Trianguli Australis) представляется гибридной звездой (части обеих сторон) на «разделительной линии» эволюционного перехода к красному гиганту. ^{[ 52 ]} α TrA может служить для тестирования нескольких моделей разделительной линии .

Также наблюдается довольно резкое начало рентгеновского излучения в районе спектрального класса A7-F0, при этом в спектральном классе F развивается широкий диапазон светимостей. ^{[ 13 ]}

В немногих настоящих корональных излучателях позднего A- или раннего F-типа их слабая динамо-работа, как правило, не способна значительно затормозить быстро вращающуюся звезду в течение их короткого времени жизни, так что эти короны бросаются в глаза по серьезному дефициту рентгеновского излучения по сравнению с потокам хромосферы и переходной области; последние можно проследить до звезд среднего типа А на довольно высоких уровнях. ^{[ 13 ]} Независимо от того, действительно ли эти атмосферы нагреваются акустически и создают «расширяющуюся», слабую и холодную корону, или же они нагреваются магнитно, дефицит рентгеновского излучения и низкие температуры короны ясно свидетельствуют о неспособности этих звезд поддерживать значительную горячую температуру. короны никоим образом не сравнимы с более холодными активными звездами, несмотря на их заметные хромосферы. ^{[ 13 ]}

Рентгеновская межзвездная среда

Горячая ионизированная среда (HIM), иногда состоящая из коронального газа, в диапазоне температур 10 ⁶ – 10 ⁷ К излучает рентгеновские лучи. Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, вводят огромное количество энергии в свое окружение, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Образующиеся в результате структуры разных размеров, такие как пузыри звездного ветра и суперпузыри горячего газа, можно наблюдать с помощью спутниковых рентгеновских телескопов. В настоящее время Солнце движется через Местное межзвездное облако с низкой плотностью , более плотную область в Местном пузыре .

Диффузный рентгеновский фон

Помимо дискретных источников, выделяющихся на фоне неба, имеются убедительные доказательства диффузного рентгеновского фона. ^{[ 1 ]} За более чем десятилетние наблюдения рентгеновского излучения Солнца в 1956 г. были получены доказательства существования изотропного фонового потока рентгеновского излучения. ^{[ 53 ]} Этот фоновый поток достаточно стабильно наблюдается в широком диапазоне энергий. ^{[ 1 ]} Ранний высокоэнергетический конец спектра этого диффузного рентгеновского фона был получен приборами на борту «Рейнджер-3» и «Рейнджер-5» . ^{[ 1 ]} Поток рентгеновского излучения соответствует полной плотности энергии около 5 x 10 ⁻⁴ эВ/см ³. ^{[ 1 ]} Изображение мягкого рентгеновского диффузного фона (SXRB) ROSAT показывает общее увеличение интенсивности от плоскости Галактики к полюсам. При самых низких энергиях 0,1 – 0,3 кэВ почти весь наблюдаемый фон мягкого рентгеновского излучения (SXRB) представляет собой тепловое излучение от ~10 кэВ. ⁶ К плазма.

Сравнивая мягкий рентгеновский фон с распределением нейтрального водорода, можно прийти к выводу, что внутри диска Млечного Пути сверхмягкие рентгеновские лучи поглощаются этим нейтральным водородом.

Рентгеновские темные планеты

Рентгеновские наблюдения дают возможность обнаружить (рентгеновские темные) планеты, когда они затмевают часть короны своей родительской звезды во время пути. «Такие методы особенно многообещающи для звезд малой массы, поскольку планета типа Юпитера может затмить довольно значительную площадь короны». ^{[ 13 ]}

Земля

Первый снимок Земли в рентгеновских лучах был сделан в марте 1996 года с помощью орбитального спутника «Полар ». Энергетически заряженные частицы Солнца вызывают полярное сияние Земли и заряжают электроны в магнитосфере . Эти электроны движутся вдоль магнитного поля Земли и в конечном итоге ударяются о ионосферу Земли , вызывая рентгеновское излучение.

См. также

Астрономический радиоисточник

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Моррисон П. (1967). «Внесолнечные источники рентгеновского излучения». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 5 (1): 325–50. Бибкод : 1967ARA&A...5..325M . дои : 10.1146/annurev.aa.05.090167.001545 .
^ Клоу Д; и др. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи». Астрофиз Дж . 648 (2): L109–L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Бибкод : 2006ApJ...648L.109C . дои : 10.1086/508162 . S2CID 2897407 .
^ Дулинг Д. «BATSE обнаружил самый далекий квазар, который когда-либо наблюдался в мягких гамма-лучах. Открытие позволит лучше понять формирование галактик» .
^ Перейти обратно: ^а ^б Спарк, Лос-Анджелес ; Галлахер, Дж.С. III (2007). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-67186-6 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Форман В., Джонс С., Такер В. (июнь 1985 г.). «Горячие короны вокруг галактик раннего типа» . Астрофиз. Дж . 293 (6): 102–19. Бибкод : 1985ApJ...293..102F . дои : 10.1086/163218 . S2CID 122426629 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Фэн Х, Каарет П (2006). «Переходы спектральных состояний сверхярких источников рентгеновского излучения X-1 и X-2 в NGC 1313». Астрофиз Дж . 650 (1): L75–L78. arXiv : astro-ph/0608066 . Бибкод : 2006ApJ...650L..75F . дои : 10.1086/508613 . S2CID 17728755 .
^ Моше К.В., Лидал Д.А., Акияма С., Плева Т. (2007). «Гидродинамическое и спектральное моделирование ветров HMXB». Prog Theor Phys Suppl . 169 : 196–199. arXiv : 0704.0237 . Бибкод : 2007ПТПС.169..196М . дои : 10.1143/PTPS.169.196 . S2CID 17149878 .
^ Подсядловски П., Раппапорт С., Пфаль Э. (2001). «Эволюционные бинарные последовательности рентгеновских двойных систем малой и средней массы». Астрофизический журнал . 565 (2): 1107–1133. arXiv : astro-ph/0107261 . Бибкод : 2002ApJ...565.1107P . дои : 10.1086/324686 . S2CID 16381236 .
^ Приедгорский В.К., Холт С.С. (1987). «Длительные циклы космических источников рентгеновского излучения». Космические науки преп . 45 (3–4): 291. Бибкод : 1987ССРв...45..291П . дои : 10.1007/BF00171997 . S2CID 120443194 .
^ Джаккони Р. (2003). «Нобелевская лекция: Рассвет рентгеновской астрономии» . Ред. Мод Физ . 75 (3): 995. Бибкод : 2003РвМП...75..995Г . дои : 10.1103/RevModPhys.75.995 .
^ СК Антиохос; и др. (1999). «Динамическое образование конденсатов протуберанцев». Астрофиз Дж . 512 (2): 985. arXiv : astro-ph/9808199 . Бибкод : 1999ApJ...512..985A . дои : 10.1086/306804 . S2CID 1207793 .
^ Стигс, Д.; Касарес, Дж (2002). «Раскрыт массовый донор Скорпиуса X-1». Астрофиз Дж . 568 (1): 273. arXiv : astro-ph/0107343 . Бибкод : 2002ApJ...568..273S . дои : 10.1086/339224 . S2CID 14136652 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Astron Astrophys Rev. 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G . дои : 10.1007/s00159-004-0023-2 . S2CID 119509015 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 года.
^ Гулд Р.Дж., Бербидж Г.Р. (1965). «Космические фотоны и нейтрино высоких энергий». Анналы астрофизики . 28 : 171. Бибкод : 1965АнАп...28..171Г .
^ Книгге С., Гиллиланд Р.Л., Дибол А., Зурек Д.Р., Шара М.М., Лонг К.С. (2006). «Синяя отставшая двойная система с тремя прародителями в ядре шарового скопления?». Астрофиз Дж . 641 (1): 281–287. arXiv : astro-ph/0511645 . Бибкод : 2006ApJ...641..281K . дои : 10.1086/500311 . S2CID 11072226 .
^ Житник И.А.; Логачев ЭТО; Богомолов А.В.; Денисов ЭТО; Каваносян С.С.; Кузнецов С.Н.; Морозов О.В.; Мягкова И.Н.; Свертилав С.И.; Игнатий А.П.; Опарин С.Н.; Перцов А.А.; Тиндо ИП (2006). «Поляризационные, временные и спектральные параметры жесткого рентгеновского излучения солнечной вспышки, измеренные прибором СПР-Н на борту спутника КОРОНАС-Ф». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 93. Бибкод : 2006SoSyR..40...93Z . дои : 10.1134/S003809460602002X . S2CID 120983201 .
^ Ашванден MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йоко до TRACE, В: Магнитная связь солнечной атмосферы». 188 : 1. {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )
^ Нусинов А.А., Казачевская ТВ (2006). «Крайнее ультрафиолетовое и рентгеновское излучение солнечных вспышек, наблюдавшееся с космического корабля КОРОНАС-Ф в 2001–2003 годах». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 111. Бибкод : 2006SoSyR..40..111N . дои : 10.1134/S0038094606020043 . S2CID 122895766 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Правдо С.Х., Маршалл Ф.Е., Уайт Н.Э., Джомми П. (1986). «Рентгеновские лучи магнитного белого карлика PG 1658+441» . Астрофиз Дж . 300 : 819. Бибкод : 1986ApJ...300..819P . дои : 10.1086/163859 .
^ «Институт внеземной физики Макса Планка: источники сверхмягкого рентгеновского излучения - обнаружены с помощью ROSAT» .
^ Саймон В., Маттей Дж. А. (2002). Активность источника сверхмягкого рентгеновского излучения V Sge . Материалы конференции AIP. Том. 637. с. 333. Бибкод : 2002AIPC..637..333S . дои : 10.1063/1.1518226 .
^ «XMM-Ньютон взвешивает редкого белого карлика и находит его тяжеловесом» . 2009.
^ «Коричневые карлики» .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и «Рентгеновские лучи короны коричневого карлика» . 14 апреля 2003 г. Архивировано из оригинала 30 декабря 2010 г. Проверено 16 ноября 2009 г.
^ Крейвенс, Т.Э., Комета Хьякутакэ, источник рентгеновского излучения: перенос заряда тяжелых ионов солнечного ветра, Geophys. Рез. Письма., 24, 105, 1997.
^ Редди Ф. «Быстрые шпионы НАСА за кометой Лулина» .
^ «Информационный центр сайта Хаббла: Фейерверк возле черной дыры в ядре сейфертовской галактики NGC 4151» .
^ «Собачья звезда Сириус и ее крошечный спутник» . Служба новостей Хаббла. 13 декабря 2005 г. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 г. Проверено 4 августа 2006 г.
^ Хьюз Д.В. (1980). «Видел ли Флемстид сверхновую Кассиопею А?» . Природа . 285 (5761): 132. Бибкод : 1980Natur.285..132H . дои : 10.1038/285132a0 . S2CID 4257241 .
^ Аткинсон Н. (17 октября 2008 г.). «Вселенная сегодня: телескоп Ферми сделал первое большое открытие: гамма-пульсар» .
^ «Чандра делает рентгеновский снимок рецидивиста» . Архивировано из оригинала 24 июля 2009 года . Проверено 12 июля 2017 г.
^ Алькала Дж.М.; Крауттер Дж; Шмитт ДжХММ; Ковино Э; Вичманн Р; Мундт Р. (ноябрь 1995 г.). «Исследование области звездообразования Хамелеон по данным обзора всего неба ROSAT. I. Рентгеновские наблюдения и оптическая идентификация». Астрон. Астрофизика . 114 (11): 109–34. Бибкод : 1995A&AS..114..109A .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Фейгельсон Э.Д., Лоусон В.А. (октябрь 2004 г.). «Рентгеновская перепись молодых звезд в Северном облаке Хамелеон I». Астрофиз. Дж . 614 (10): 267–83. arXiv : astro-ph/0406529 . Бибкод : 2004ApJ...614..267F . дои : 10.1086/423613 . S2CID 14535693 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Алькала Х.М.; Ковино Э; Стерзик М.Ф.; Шмитт ДжХММ; Крауттер Дж; Нойхаузер Р. (март 2000 г.). «Наблюдение с помощью ROSAT темного облака Хамелеон II». Астрон. Астрофизика . 355 (3): 629–38. Бибкод : 2000A&A...355..629A .
^ Ямаути С., Хамагути К., Кояма К., Мураками Х. (октябрь 1998 г.). «Наблюдения ASCA за темным облаком Хамелеон II» . Опубл. Астрон. Соц. Япония 50 (10): 465–74. Бибкод : 1998PASJ...50..465Y . дои : 10.1093/пасж/50.5.465 .
^ Хамагути К., Ямаути С., Кояма К. (2005). «Рентгеновское исследование молодых звезд промежуточной массы Herbig Ae/Be звезд». Астрофиз Дж . 618 (1): 260. arXiv : astro-ph/0406489v1 . Бибкод : 2005ApJ...618..360H . дои : 10.1086/423192 . S2CID 119356104 .
^ Вуд К.С., Микинс Дж.Ф., Йентис DJ, Сматерс Х.В., МакНатт Д.П., Блич Р.Д. (декабрь 1984 г.). «Каталог рентгеновских источников HEAO A-1». Астрофиз. J. Приложение. Сер . 56 (12): 507–649. Бибкод : 1984ApJS...56..507W . дои : 10.1086/190992 .
^ Уэллетт Г.А. (1967). «Разработка каталога галактических источников рентгеновского излучения». Астрон Дж . 72 : 597. Бибкод : 1967AJ.....72..597O . дои : 10.1086/110278 .
^ Гурски Х., Горенштейн П., Джаккони Р. (1967). «Распределение галактических источников рентгеновского излучения от Скорпиона до Лебедя» . Астрофиз Дж . 150 : Л75. Бибкод : 1967ApJ...150L..75G . дои : 10.1086/180097 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Гибб М., Бхаттачарья С., Стромайер Т., Кэкетт Э., Миллер Дж. «Астрономы разрабатывают новый метод исследования экзотической материи» .
^ Маргон Б. (1984). «Наблюдения за SS 433». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 22 (1): 507. Бибкод : 1984ARA&A..22..507M . дои : 10.1146/annurev.aa.22.090184.002451 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Тейлор А.Р., Янг Дж., Перакаула М., Кенни Х.Т., Грегори ПК (1996). «Рентгеновская вспышка от радиоизлучающей рентгеновской двойной системы LSI+61°303». Астрон Астрофиз . 305 : 817. Бибкод : 1996A&A...305..817T .
^ Негеруэла, И.; Смит, Д.М.; Рейг, П.; Чатый, С.; Торрехон, JM (2006). «Сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы: новый класс рентгеновских двойных систем большой массы, представленный INTEGRAL». В Уилсоне, А. (ред.). Труды Рентгеновской Вселенной 2005 . Специальные публикации ЕКА. Том. 604. Европейское космическое агентство . п. 165. arXiv : astro-ph/0511088 . Бибкод : 2006ESASP.604..165N .
^ Перейти обратно: ^а ^б Сидоли Л (2008). «Механизмы переходных вспышек». 37-я научная ассамблея Коспар . 37 : 2892. arXiv : 0809.3157 . Бибкод : 2008cosp...37.2892S .
^ Бааде В., Минковский Р. (1954). «Об идентификации радиоисточников». Астрофиз Дж . 119 : 215. Бибкод : 1954ApJ...119..215B . дои : 10.1086/145813 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Кувелиоту С., Дункан Р.К., Томпсон С. (2003). «Магнетарс» (PDF) . Sci Am . 288 (2): 34–41. Бибкод : 2003SciAm.288b..34K . doi : 10.1038/scientificamerican0203-34 . ПМИД 12561456 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 июня 2007 года.
^ «Пользовательская программа HLD в Дрезденской лаборатории сильных магнитных полей» . Проверено 4 февраля 2009 г.
^ Нэй Р. «Самый яркий взрыв» . Архивировано из оригинала 5 октября 2008 года . Проверено 17 декабря 2007 г.
^ Мазец Е.П., Аптекар Р.Л., Клайн Т.Л., Фредерикс Д.Д., Гольдстен Дж.О., Голенецкий С.В., Херли К., фон Киенлин А., Пальшин В.Д. (2008). «Гигантская вспышка мягкого гамма-ретранслятора в галактике Андромеды, M31». Астрофиз Дж . 680 (1): 545–549. arXiv : 0712.1502 . Бибкод : 2008ApJ...680..545M . дои : 10.1086/587955 . S2CID 119284256 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Найе Р. (2008). «Мощные взрывы указывают на недостающее звено нейтронной звезды» .
^ Перейти обратно: ^а ^б Поссон-Браун П., Кашьяп В.Л., Пиз Д.О., Дрейк Дж.Дж. (2006). «Темный сверхгигант: пределы Чандры рентгеновских лучей от Бетельгейзе». arXiv : astro-ph/0606387 .
^ Кашьяп В., Рознер Р., Харнден Ф.Р. младший, Маджио А., Микела Г., Скиортино С. (1994). «Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT за альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae». Астрофиз Дж . 431 : 402. Бибкод : 1994ApJ...431..402K . дои : 10.1086/174494 .
^ Куппериан Дж. Э. младший; Фридман Х (1958). «Программа экспериментальных исследований США на МГГ до 1.7.58». Отчет IGY о ракетах, сер. (1): 201.

[Morrison-1] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Моррисон П. (1967). «Внесолнечные источники рентгеновского излучения». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 5 (1): 325–50. Бибкод : 1967ARA&A...5..325M . дои : 10.1146/annurev.aa.05.090167.001545 .

[Clowe-2] Клоу Д; и др. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи». Астрофиз Дж . 648 (2): L109–L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Бибкод : 2006ApJ...648L.109C . дои : 10.1086/508162 . S2CID 2897407 .

[Dooling-3] Дулинг Д. «BATSE обнаружил самый далекий квазар, который когда-либо наблюдался в мягких гамма-лучах. Открытие позволит лучше понять формирование галактик» .

[Sparke-4] Перейти обратно: ^а ^б Спарк, Лос-Анджелес ; Галлахер, Дж.С. III (2007). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-67186-6 .

[Forman85-5] Перейти обратно: ^а ^б Форман В., Джонс С., Такер В. (июнь 1985 г.). «Горячие короны вокруг галактик раннего типа» . Астрофиз. Дж . 293 (6): 102–19. Бибкод : 1985ApJ...293..102F . дои : 10.1086/163218 . S2CID 122426629 .

[Feng-6] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Фэн Х, Каарет П (2006). «Переходы спектральных состояний сверхярких источников рентгеновского излучения X-1 и X-2 в NGC 1313». Астрофиз Дж . 650 (1): L75–L78. arXiv : astro-ph/0608066 . Бибкод : 2006ApJ...650L..75F . дои : 10.1086/508613 . S2CID 17728755 .

[Mauche-7] Моше К.В., Лидал Д.А., Акияма С., Плева Т. (2007). «Гидродинамическое и спектральное моделирование ветров HMXB». Prog Theor Phys Suppl . 169 : 196–199. arXiv : 0704.0237 . Бибкод : 2007ПТПС.169..196М . дои : 10.1143/PTPS.169.196 . S2CID 17149878 .

[Podsiadlowski-8] Подсядловски П., Раппапорт С., Пфаль Э. (2001). «Эволюционные бинарные последовательности рентгеновских двойных систем малой и средней массы». Астрофизический журнал . 565 (2): 1107–1133. arXiv : astro-ph/0107261 . Бибкод : 2002ApJ...565.1107P . дои : 10.1086/324686 . S2CID 16381236 .

[Priedhorsky-9] Приедгорский В.К., Холт С.С. (1987). «Длительные циклы космических источников рентгеновского излучения». Космические науки преп . 45 (3–4): 291. Бибкод : 1987ССРв...45..291П . дои : 10.1007/BF00171997 . S2CID 120443194 .

[Giacconi-10] Джаккони Р. (2003). «Нобелевская лекция: Рассвет рентгеновской астрономии» . Ред. Мод Физ . 75 (3): 995. Бибкод : 2003РвМП...75..995Г . дои : 10.1103/RevModPhys.75.995 .

[11] СК Антиохос; и др. (1999). «Динамическое образование конденсатов протуберанцев». Астрофиз Дж . 512 (2): 985. arXiv : astro-ph/9808199 . Бибкод : 1999ApJ...512..985A . дои : 10.1086/306804 . S2CID 1207793 .

[12] Стигс, Д.; Касарес, Дж (2002). «Раскрыт массовый донор Скорпиуса X-1». Астрофиз Дж . 568 (1): 273. arXiv : astro-ph/0107343 . Бибкод : 2002ApJ...568..273S . дои : 10.1086/339224 . S2CID 14136652 .

[Gudel-13] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Astron Astrophys Rev. 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G . дои : 10.1007/s00159-004-0023-2 . S2CID 119509015 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 года.

[Gould-14] Гулд Р.Дж., Бербидж Г.Р. (1965). «Космические фотоны и нейтрино высоких энергий». Анналы астрофизики . 28 : 171. Бибкод : 1965АнАп...28..171Г .

[Knigge-15] Книгге С., Гиллиланд Р.Л., Дибол А., Зурек Д.Р., Шара М.М., Лонг К.С. (2006). «Синяя отставшая двойная система с тремя прародителями в ядре шарового скопления?». Астрофиз Дж . 641 (1): 281–287. arXiv : astro-ph/0511645 . Бибкод : 2006ApJ...641..281K . дои : 10.1086/500311 . S2CID 11072226 .

[Zhitnik-16] Житник И.А.; Логачев ЭТО; Богомолов А.В.; Денисов ЭТО; Каваносян С.С.; Кузнецов С.Н.; Морозов О.В.; Мягкова И.Н.; Свертилав С.И.; Игнатий А.П.; Опарин С.Н.; Перцов А.А.; Тиндо ИП (2006). «Поляризационные, временные и спектральные параметры жесткого рентгеновского излучения солнечной вспышки, измеренные прибором СПР-Н на борту спутника КОРОНАС-Ф». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 93. Бибкод : 2006SoSyR..40...93Z . дои : 10.1134/S003809460602002X . S2CID 120983201 .

[Aschwanden-17] Ашванден MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йоко до TRACE, В: Магнитная связь солнечной атмосферы». 188 : 1. {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )

[Nusinov-18] Нусинов А.А., Казачевская ТВ (2006). «Крайнее ультрафиолетовое и рентгеновское излучение солнечных вспышек, наблюдавшееся с космического корабля КОРОНАС-Ф в 2001–2003 годах». Исследования Солнечной системы . 40 (2): 111. Бибкод : 2006SoSyR..40..111N . дои : 10.1134/S0038094606020043 . S2CID 122895766 .

[Pravdo-19] Перейти обратно: ^а ^б ^с Правдо С.Х., Маршалл Ф.Е., Уайт Н.Э., Джомми П. (1986). «Рентгеновские лучи магнитного белого карлика PG 1658+441» . Астрофиз Дж . 300 : 819. Бибкод : 1986ApJ...300..819P . дои : 10.1086/163859 .

[maxplanck-20] «Институт внеземной физики Макса Планка: источники сверхмягкого рентгеновского излучения - обнаружены с помощью ROSAT» .

[Simon-21] Саймон В., Маттей Дж. А. (2002). Активность источника сверхмягкого рентгеновского излучения V Sge . Материалы конференции AIP. Том. 637. с. 333. Бибкод : 2002AIPC..637..333S . дои : 10.1063/1.1518226 .

[Mereghetti-22] «XMM-Ньютон взвешивает редкого белого карлика и находит его тяжеловесом» . 2009.

[browndwarf-23] «Коричневые карлики» .

[Williams-24] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и «Рентгеновские лучи короны коричневого карлика» . 14 апреля 2003 г. Архивировано из оригинала 30 декабря 2010 г. Проверено 16 ноября 2009 г.

[Cravens-25] Крейвенс, Т.Э., Комета Хьякутакэ, источник рентгеновского излучения: перенос заряда тяжелых ионов солнечного ветра, Geophys. Рез. Письма., 24, 105, 1997.

[Reddy-26] Редди Ф. «Быстрые шпионы НАСА за кометой Лулина» .

[newscenter4151-27] «Информационный центр сайта Хаббла: Фейерверк возле черной дыры в ядре сейфертовской галактики NGC 4151» .

[DogStar-28] «Собачья звезда Сириус и ее крошечный спутник» . Служба новостей Хаббла. 13 декабря 2005 г. Архивировано из оригинала 12 июля 2006 г. Проверено 4 августа 2006 г.

[Hughes-29] Хьюз Д.В. (1980). «Видел ли Флемстид сверхновую Кассиопею А?» . Природа . 285 (5761): 132. Бибкод : 1980Natur.285..132H . дои : 10.1038/285132a0 . S2CID 4257241 .

[Atkinson-30] Аткинсон Н. (17 октября 2008 г.). «Вселенная сегодня: телескоп Ферми сделал первое большое открытие: гамма-пульсар» .

[Horack-31] «Чандра делает рентгеновский снимок рецидивиста» . Архивировано из оригинала 24 июля 2009 года . Проверено 12 июля 2017 г.

[Alcala-32] Алькала Дж.М.; Крауттер Дж; Шмитт ДжХММ; Ковино Э; Вичманн Р; Мундт Р. (ноябрь 1995 г.). «Исследование области звездообразования Хамелеон по данным обзора всего неба ROSAT. I. Рентгеновские наблюдения и оптическая идентификация». Астрон. Астрофизика . 114 (11): 109–34. Бибкод : 1995A&AS..114..109A .

[Feigelson2004-33] Перейти обратно: ^а ^б ^с Фейгельсон Э.Д., Лоусон В.А. (октябрь 2004 г.). «Рентгеновская перепись молодых звезд в Северном облаке Хамелеон I». Астрофиз. Дж . 614 (10): 267–83. arXiv : astro-ph/0406529 . Бибкод : 2004ApJ...614..267F . дои : 10.1086/423613 . S2CID 14535693 .

[Alcala2000-34] Перейти обратно: ^а ^б ^с Алькала Х.М.; Ковино Э; Стерзик М.Ф.; Шмитт ДжХММ; Крауттер Дж; Нойхаузер Р. (март 2000 г.). «Наблюдение с помощью ROSAT темного облака Хамелеон II». Астрон. Астрофизика . 355 (3): 629–38. Бибкод : 2000A&A...355..629A .

[Yamauchi-35] Ямаути С., Хамагути К., Кояма К., Мураками Х. (октябрь 1998 г.). «Наблюдения ASCA за темным облаком Хамелеон II» . Опубл. Астрон. Соц. Япония 50 (10): 465–74. Бибкод : 1998PASJ...50..465Y . дои : 10.1093/пасж/50.5.465 .

[Hamaguchi-36] Хамагути К., Ямаути С., Кояма К. (2005). «Рентгеновское исследование молодых звезд промежуточной массы Herbig Ae/Be звезд». Астрофиз Дж . 618 (1): 260. arXiv : astro-ph/0406489v1 . Бибкод : 2005ApJ...618..360H . дои : 10.1086/423192 . S2CID 119356104 .

[Wood-37] Вуд К.С., Микинс Дж.Ф., Йентис DJ, Сматерс Х.В., МакНатт Д.П., Блич Р.Д. (декабрь 1984 г.). «Каталог рентгеновских источников HEAO A-1». Астрофиз. J. Приложение. Сер . 56 (12): 507–649. Бибкод : 1984ApJS...56..507W . дои : 10.1086/190992 .

[Ouellette-38] Уэллетт Г.А. (1967). «Разработка каталога галактических источников рентгеновского излучения». Астрон Дж . 72 : 597. Бибкод : 1967AJ.....72..597O . дои : 10.1086/110278 .

[Gursky-39] Гурски Х., Горенштейн П., Джаккони Р. (1967). «Распределение галактических источников рентгеновского излучения от Скорпиона до Лебедя» . Астрофиз Дж . 150 : Л75. Бибкод : 1967ApJ...150L..75G . дои : 10.1086/180097 .

[Cackett-40] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Гибб М., Бхаттачарья С., Стромайер Т., Кэкетт Э., Миллер Дж. «Астрономы разрабатывают новый метод исследования экзотической материи» .

[Margon-41] Маргон Б. (1984). «Наблюдения за SS 433». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 22 (1): 507. Бибкод : 1984ARA&A..22..507M . дои : 10.1146/annurev.aa.22.090184.002451 .

[Taylor-42] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Тейлор А.Р., Янг Дж., Перакаула М., Кенни Х.Т., Грегори ПК (1996). «Рентгеновская вспышка от радиоизлучающей рентгеновской двойной системы LSI+61°303». Астрон Астрофиз . 305 : 817. Бибкод : 1996A&A...305..817T .

[Negueruela-43] Негеруэла, И.; Смит, Д.М.; Рейг, П.; Чатый, С.; Торрехон, JM (2006). «Сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные процессы: новый класс рентгеновских двойных систем большой массы, представленный INTEGRAL». В Уилсоне, А. (ред.). Труды Рентгеновской Вселенной 2005 . Специальные публикации ЕКА. Том. 604. Европейское космическое агентство . п. 165. arXiv : astro-ph/0511088 . Бибкод : 2006ESASP.604..165N .

[Sidoli-44] Перейти обратно: ^а ^б Сидоли Л (2008). «Механизмы переходных вспышек». 37-я научная ассамблея Коспар . 37 : 2892. arXiv : 0809.3157 . Бибкод : 2008cosp...37.2892S .

[Baade-45] Бааде В., Минковский Р. (1954). «Об идентификации радиоисточников». Астрофиз Дж . 119 : 215. Бибкод : 1954ApJ...119..215B . дои : 10.1086/145813 .

[Kouveliotou-46] Перейти обратно: ^а ^б ^с Кувелиоту С., Дункан Р.К., Томпсон С. (2003). «Магнетарс» (PDF) . Sci Am . 288 (2): 34–41. Бибкод : 2003SciAm.288b..34K . doi : 10.1038/scientificamerican0203-34 . ПМИД 12561456 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 июня 2007 года.

[Dreasen-47] «Пользовательская программа HLD в Дрезденской лаборатории сильных магнитных полей» . Проверено 4 февраля 2009 г.

[Naye-48] Нэй Р. «Самый яркий взрыв» . Архивировано из оригинала 5 октября 2008 года . Проверено 17 декабря 2007 г.

[Mazets-49] Мазец Е.П., Аптекар Р.Л., Клайн Т.Л., Фредерикс Д.Д., Гольдстен Дж.О., Голенецкий С.В., Херли К., фон Киенлин А., Пальшин В.Д. (2008). «Гигантская вспышка мягкого гамма-ретранслятора в галактике Андромеды, M31». Астрофиз Дж . 680 (1): 545–549. arXiv : 0712.1502 . Бибкод : 2008ApJ...680..545M . дои : 10.1086/587955 . S2CID 119284256 .

[Naeye-50] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Найе Р. (2008). «Мощные взрывы указывают на недостающее звено нейтронной звезды» .

[Posson-51] Перейти обратно: ^а ^б Поссон-Браун П., Кашьяп В.Л., Пиз Д.О., Дрейк Дж.Дж. (2006). «Темный сверхгигант: пределы Чандры рентгеновских лучей от Бетельгейзе». arXiv : astro-ph/0606387 .

[Kashyap-52] Кашьяп В., Рознер Р., Харнден Ф.Р. младший, Маджио А., Микела Г., Скиортино С. (1994). «Рентгеновское излучение гибридных звезд: наблюдения ROSAT за альфа Trianguli Australis и IOTA Aurigae». Астрофиз Дж . 431 : 402. Бибкод : 1994ApJ...431..402K . дои : 10.1086/174494 .

[Kupperian-53] Куппериан Дж. Э. младший; Фридман Х (1958). «Программа экспериментальных исследований США на МГГ до 1.7.58». Отчет IGY о ракетах, сер. (1): 201.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]