엑스선천문학
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
엑스선 천문학은 엑스선 관측을 통해 우주를 연구하는 분야이다. 1940년대부터 시작되어 로켓, 기구, 인공위성을 이용한 관측이 이루어졌으며, 특히 1962년 에어로비 150 로켓을 통해 태양계 외부 천체에서 최초의 엑스선이 감지되었다. 엑스선은 지구 대기에 흡수되므로, 엑스선 관측은 주로 인공위성을 통해 이루어진다. 주요 엑스선 관측 위성으로는 XMM-뉴턴, 찬드라, NuSTAR 등이 있으며, 율리시스호와 같은 우주 탐사선도 활용되었다. 엑스선 검출기는 엑스선 광자의 에너지, 파장, 발생 빈도 등을 측정하며, 마이크로칼로리미터와 초전도 전이 온도 센서(TES)가 대표적이다. 엑스선은 은하단, 활동 은하핵(AGN), 초신성 잔해, 별, 쌍성계 등 다양한 천체에서 방출되며, 태양계 천체 중 달도 태양 엑스선을 반사하여 빛난다. 엑스선 천문학은 별의 자기장, 외계 엑스선원 천체측정, 태양 코로나 가열 문제, 코로나 질량 방출(CME) 등 다양한 연구 과제를 다루고 있다.
더 읽어볼만한 페이지
- 엑스선천문학 - NGC 4151
NGC 4151은 중심부의 거대한 블랙홀과 주변 가스의 상호작용으로 엑스선을 방출하는 은하이며, 엑스선 방출은 주변 가스의 성질 변화와 별 형성 활동에 영향을 미친다. - 엑스선천문학 - 초연엑스선원
초연 X선원(SSXS)은 수십 eV의 흑체 온도와 1038 erg/s 미만의 전볼로미터 발광도를 가지며, 백색 왜성에 강착되는 항성 표면 핵융합으로 엄청난 연 X선 플럭스를 생성하는 천체이다. - 엑스선 - 전자현미경
전자현미경은 전자선을 이용하여 광학 현미경의 분해능 한계를 넘어선 고배율 이미지를 얻는 현미경으로, 투과 전자 현미경, 주사 전자 현미경, 주사 투과 전자 현미경 등 다양한 종류가 있으며, 생물학, 재료공학 등 여러 분야에서 활용되지만 시료 준비, 장비 및 유지 비용, 진공 환경 등의 단점도 존재한다. - 엑스선 - 엑스선 회절
엑스선 회절은 X선을 결정에 쪼여 나타나는 회절 현상을 통해 물질의 구조를 분석하는 기술로, X선 발생부, 시료실, 검출부로 구성된 X선 회절기를 사용하며, 단결정 및 분말 시료의 구조 분석에 활용된다. - 플라스마 물리학 - 이온 빔
이온 빔은 전하를 띤 입자들의 좁은 흐름으로, 전류 밀도와 에너지로 측정되며, 격자형 또는 격자 없는 이온 소스를 통해 생성되어 다양한 과학 및 기술 분야에서 활용된다. - 플라스마 물리학 - 형광등
형광등은 저압 기체 방전을 이용해 빛을 내는 조명 기구이며, 수은 증기 방전으로 자외선을 발생시켜 형광 물질을 통해 가시광선으로 변환하는 원리를 사용하고, 백열등보다 에너지 효율이 높지만 수은 사용 등의 단점이 있으며, LED 조명으로의 전환으로 생산 및 사용이 감소하는 추세이다.
| 엑스선천문학 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 설명 | X선을 사용하여 천체를 연구하는 천문학 분야이다. |
| 파장 | 약 0.01 ~ 10 나노미터 |
| 에너지 | 약 0.12 ~ 120 keV |
| 역사 | |
| 초기 관측 | 1940년대 후반, 대기권 밖에서 태양 X선 관측 시작 |
| 로켓 관측 | 1962년, 리카르도 자코니의 로켓 실험에서 최초의 외계 X선원 전갈자리 X-1 발견 |
| 위성 관측 | 1970년, NASA의 UHURU 위성이 전천 X선 지도를 제작, 많은 새로운 X선원 발견 |
| 주요 위성 | 아인슈타인 관측선 (HEAO-2) 찬드라 X선 관측선 XMM-뉴턴 로시 X선 타이밍 탐사선 (RXTE) 아스코 스자쿠 INTEGRAL Swift 감마선 폭발 미션 |
| 관측 대상 | |
| 주요 대상 | X선 쌍성 초신성 잔해 활동 은하 핵 은하단 |
| 기타 대상 | 태양 코로나 항성 코로나 블레이자 퀘이사 백색 왜성 중성자별 블랙홀 |
| 기술적 고려 사항 | |
| 대기 흡수 | 지구 대기가 X선을 흡수하므로, X선 관측은 반드시 대기권 밖에서 수행해야 함. |
| 망원경 기술 | X선은 굴절되지 않고 흡수되기 때문에, 특수한 반사경 (예: 월터 망원경)을 사용하여 X선을 모아야 함. |
| 중요성 | |
| 높은 에너지 현상 연구 | X선 천문학은 우주에서 일어나는 높은 에너지 현상 (예: 블랙홀 주변의 강착, 초신성 폭발)을 연구하는 데 필수적임. |
| 우주 진화 연구 | 은하단 연구를 통해 우주의 진화 과정을 밝히는 데 기여함. |
| 관련 분야 | |
| 관련 분야 | 감마선 천문학 자외선 천문학 전파 천문학 적외선 천문학 가시광선 천문학 |
2. 엑스선 천문학의 역사
미국 해군 연구소(US Naval Research Laboratory)의 E.O. 헐버트와 카네기 연구소(Carnegie Institution of Washington)의 그레고리 브라이트(Gregory Breit)와 멀 A. 투브(Merle A. Tuve)는 1927년에 로버트 H. 고다드(Robert H. Goddard)의 로켓에 장비를 장착하여 고층 대기를 탐사하는 가능성을 탐구했다.[2] 1930년대 후반, 태양을 둘러싼 매우 뜨겁고 희박한 가스의 존재는 고도로 이온화된 종의 광학 코로나 선으로부터 간접적으로 추론되었다.[34] 1940년대 중반에는 전파 관측을 통해 태양 주변의 전파 코로나가 밝혀졌다.[34]
파장이 짧은 전자파인 X선은 지구 대기에 의해 흡수된다. 따라서 X선 관측은 대기권 밖에서 이루어져야 한다. 이를 위해 로켓, 기구, 인공위성 등을 이용하여 엑스선 검출기를 높은 고도로 올려 보내 관측을 수행한다.
1948년 8월 5일 12:07 GMT에 헤르메스 계획(Project Hermes)의 일환으로 미국 육군(구 독일군)의 V-2 로켓이 화이트 샌즈 시험장(White Sands Proving Grounds)에서 발사되면서 지구 대기 상공에서 X선원을 찾는 것이 시작되었다. 최초의 태양 X선은 T. Burnight에 의해 기록되었다.[4]
1960년대, 70년대, 80년대 및 90년대에 걸쳐, X선 천문학 60년 동안 검출기의 감도가 크게 증가했다. 또한, X선을 초점 맞추는 능력이 엄청나게 발전하여 많은 매혹적인 천체의 고품질 이미지를 생성할 수 있게 되었다.
3. 엑스선 관측 방법
초기에는 로켓을 이용하여 엑스선 관측을 시도했다. 1948년 8월 5일, 미국 육군은 헤르메스 계획의 일환으로 V-2 로켓을 화이트 샌즈 시험장에서 발사하여, T. Burnight가 최초로 태양 X선을 기록했다.[4] 1962년 6월 19일(UTC)에는 에어로비 150 로켓이 발사되어 태양계 외부 천체인 전갈자리 X-1에서 방출되는 X선을 최초로 감지했다.[6][7][8] 현재는 전갈자리 X-1과 같은 X선원이 중성자별이나 블랙홀과 같은 컴팩트 별이라는 사실이 알려져 있다.[9]
기구를 이용한 관측은 로켓보다 더 오랜 시간 동안 관측이 가능하다는 장점이 있다. 1964년 7월 21일, 게 성운 초신성 잔해는 미국 텍사스주 팔레스타인에서 발사된 기구에 실린 섬광 계수기에 의해 경 X선(15–60 keV)원으로 발견되었다.[13]
하지만, 로켓과 기구 관측은 지속 시간과 관측 가능 범위에 제한이 있었다. 이러한 단점을 극복하기 위해 인공위성을 이용한 엑스선 관측이 널리 사용되고 있다. 인공위성은 지구 대기권 밖에서 장기간 안정적으로 엑스선 관측을 수행할 수 있다.
1969년에 미국에 의해 발사된 Vela-5B 위성은 X선 검출기를 10년 이상 계속 작동했다. 현재 가동 중인 X선 관측 위성으로는 유럽 우주국(ESA)의 XMM-뉴턴과 미국 항공우주국(NASA)의 찬드라, NuSTAR 등이 있다. 국제 우주 정거장 일본 실험동 키보에는 전천을 지속적으로 관측하는 전천 X선 감시 장치(MAXI)가 설치되어 있다.
3. 1. 로켓 관측
X선은 지구 대기에 흡수되기 때문에 대기권 밖에서 관측해야 한다. 초기 X선 천문학 연구는 엑스선 검출기를 로켓 노즈콘에 탑재하여 대기권 밖으로 발사하는 방식으로 이루어졌다. 1949년 미국 뉴멕시코주 화이트 샌즈 미사일 시험장에서 발사된 V2로켓에 탑재된 해군 연구소(NRL)의 관측 장비를 통해 태양 X선이 처음으로 검출되었다.[5] 1962년 6월에는 에어로비 150 로켓을 통해 다른 천체(전갈자리 X-1)에서 방출되는 X선이 최초로 검출되었다.[6][7][8]
로켓 관측은 비행 시간이 매우 짧고(로켓이 지구로 떨어지기 전 대기권 위에서 불과 몇 분) 시야가 제한적이라는 단점이 있다. 예를 들어 미국에서 발사된 로켓은 남쪽 하늘의 천체를 관측할 수 없고, 호주에서 발사된 로켓은 북쪽 하늘의 천체를 관측할 수 없다.
로켓과 풍선을 결합한 로쿤은 고체 연료 로켓을 가스로 채워진 풍선에 매달아 상층 대기권으로 운반한 후, 최고 고도에서 풍선과 분리하여 자동 점화시키는 방식이다. 이를 통해 로켓이 더 높은 고도에 도달할 수 있었다.[5]
3. 2. 기구 관측
기구 비행은 관측 장비를 해수면 위 약 35km 고도까지 운반할 수 있는데, 이곳은 지구 대기의 대부분을 포함하는 고도보다 높다. 로켓은 데이터를 수 분 동안만 수집하지만, 기구는 훨씬 더 오랫동안 관측 장비를 공중에 머물게 할 수 있다. 그러나 이러한 고도에서도 X선 스펙트럼의 많은 부분이 여전히 흡수된다. 35 keV (5600aJ) 미만의 에너지를 가진 X선은 기구에 도달할 수 없다.[13]
1964년 7월 21일, 게 성운 초신성 잔해는 미국 텍사스주, 팔레스타인에서 발사된 기구에 실린 섬광 계수기에 의해 경 X선(15–60 keV)원으로 발견되었다. 이는 아마도 개별 우주 X선원에서 X선을 감지한 최초의 기구 기반 탐지였을 것이다.[13]
고에너지 집속 망원경(HEFT)은 경 X선(20–100 keV) 대역에서 천체 물체를 이미지화하기 위한 풍선 탑재 실험이다.[14] 2005년 5월 미국 뉴멕시코주 포트 섬너에서 첫 비행이 이루어졌다. HEFT는 사선 입사 X선 망원경을 사용하는 대신, 중첩된 사선 입사 거울의 반사율을 10 keV 이상으로 확장하기 위해 새로운 텅스텐-실리콘 다층 코팅을 사용한다. HEFT는 2005년 5월 25시간의 풍선 비행을 위해 발사되었으며, 타우 X-1(게 성운)을 관측했다.
고해상도 감마선 및 경 X선 분광기(HIREGS)는 태양 및 기타 천체에서 방출되는 X선 및 감마선을 관측하기 위한 풍선 탑재 실험이다.[15][16] 이 장비는 1991년 12월과 1992년에 남극 맥머도 기지에서 발사되었으며, 안정적인 바람은 약 2주 동안 지속되는 극지방 비행으로 풍선을 운반했다.[17]
최근에 진행된 기구 실험에는 캘리포니아 대학교 샌디에이고와 캘리포니아 대학교 버클리의 공동 팀이 진행한 고해상도 감마선경X선분광계(HIREGS) 프로젝트가 있다. 이 계획에서 기구는 남극에서 발사되어 편서풍을 타고 2개월 이상 남극 상공을 회전 비행하면서 관측을 수행했다. 이 외에 진행된 기구 실험으로는 나고야 대학과 고다드 우주 비행 센터의 InFOCuS, 오사카 대학, 나고야 대학, 우주항공연구개발기구(JAXA)의 SUMIT, 마셜 우주 비행 센터의 HERO, 컬럼비아 대학교, 캘리포니아 공과대학교(Caltech), 로렌스 리버모어 국립 연구소(LLNL), 덴마크 연구소(DSRI)의 HEFT 등이 있다.
3. 3. 인공위성 관측
엑스선은 파장이 매우 짧은 전자파로 지구 대기에 흡수되기 때문에, 엑스선 관측은 지구 대기권 밖에서 이루어져야 한다. 이를 위해 엑스선 검출기를 인공위성에 탑재하여 관측하는 방식이 널리 사용된다.
현재 운용 중인 주요 엑스선 관측 위성은 다음과 같다:
국제 우주 정거장(ISS)의 일본 실험동 키보에는 전천 X선 감시 장치(MAXI)가 설치되어 있어, 변광 천체나 돌발 천체를 지속적으로 관측하고 있다.
과거 엑스선 관측에 활용되었던 위성들은 다음과 같다:
4. 엑스선 검출기
엑스선은 지구 대기에 흡수되기 때문에, 엑스선을 감지하는 기기는 풍선, 사운딩 로켓, 인공위성을 통해 높은 고도로 올려야 한다. 엑스선 망원경(XRT)은 굴절이나 큰 편향 반사가 아닌, 스쳐보기 각도 반사에 기반하여 다양한 방향성 또는 영상 능력을 가진다.[19][20] 이 때문에 가시광선이나 자외선 망원경보다 훨씬 좁은 시야를 갖는다. 거울은 세라믹 또는 금속 포일로 만들 수 있다.[21]
최초의 엑스선 망원경은 태양을 관측하는 데 사용되었다. 1963년 로켓 탑재 망원경을 사용하여 태양의 최초 엑스선 사진(스쳐 입사 망원경으로 촬영)이 찍혔고, 1960년 4월 19일에는 핀홀 카메라를 사용한 Aerobee-Hi 로켓을 이용하여 태양의 최초 엑스선 이미지가 촬영되었다.[22]
태양계 외 엑스선 천문학에 엑스선 거울을 활용하려면 2차원에서 엑스선 광자의 도착 위치를 결정하는 능력과 합리적인 검출 효율이 동시에 필요하다. 엑스선 천문학 검출기는 주로 당시 기술에 한정된 다양한 기술을 사용하여 에너지 및 때로는 파장 감지를 위해 설계되고 구성되었다.
엑스선 검출기는 개별 엑스선(엑스선 전자기 복사 광자)을 수집하고, 수집된 광자의 수(강도), 에너지(0.12 ~ 120 keV), 파장(약 0.008–8 nm), 또는 광자가 감지되는 속도(시간당 횟수)를 측정하여 엑스선을 방출하는 물체에 대한 정보를 제공한다.
4. 1. 마이크로칼로리미터
마이크로칼로리미터는 광자를 한 번에 1개씩 검출하는 장치이다. X선 광자를 흡수하면 흡수체의 온도가 미세하게 상승하는 것을 이용하여 X선의 에너지를 구한다. 블랙홀과 같은 강한 X선원에서도 천체에서 도달하는 X선 광자는 그리 많지 않기 때문에, 이 장치는 천문학의 용도에 적합하다. 자세한 내용은 [http://wisp11.physics.wisc.edu/xray/xr_microcalorimeters.htm 외부 링크] 및 칼로리미터 항목을 참고할 수 있다.4. 2. 초전도 전이 온도 센서 (TES)
초전도 전이 온도 센서(Transition Edge Sensor, TES)는 차세대 마이크로칼로리미터이다. 기본적으로 금속을 초전도에서 상전도로 전이하는 아슬아슬한 온도에서 냉각해 두고, X선 광자를 흡수하여 온도가 상승하면 초전도 상태가 깨져 상전도로 전이하는 현상을 이용하여 X선을 검출한다. 전이 온도는 보통 절대 온도로 수 K라는 극저온이다.5. 우주의 엑스선원
다양한 종류의 천체가 엑스선을 방출한다. X선은 지구 대기에 흡수되지만, 로켓이나 인공위성을 이용한 관측 기술이 발전하면서 우주 엑스선 관측이 가능해졌다.[59] 초기에는 관측 가능한 엑스선 강도와 검출기 방향 제어에 한계가 있어, 엑스선 천체의 위치 결정 정확도가 낮아 광학 천체와의 동일시(同定)가 어려웠다.[59]
현재까지 알려진 엑스선 천체로는 태양 외에 초신성 잔해 (게 성운 등), 외은하 (M87 등), 항성 형태의 엑스터 (전갈자리 X-1 등)가 있다.[59] 대부분의 은하계 내 엑스선 천체는 은하면 부근에 분포하며, 엑스터를 제외한 엑스선 천체는 대부분 전파 천체이기도 하다.[59]
1962년 6월 19일 (UTC), 에어로비 150 로켓 발사를 통해 태양계 외부 천체에서 방출되는 최초의 엑스선 (전갈자리 X-1)이 감지되었다.[6][7][8] 현재는 전갈자리 X-1과 같은 엑스선원이 중성자별이나 블랙홀과 같은 밀집성이라는 사실이 알려져 있다. 블랙홀 자체는 엑스선을 방출하지 않지만, 블랙홀로 떨어지는 물질은 강한 중력장에 의해 가열되어 엑스선을 방출한다.[9] 이러한 발견을 바탕으로 리카르도 지아코니는 2002년 노벨 물리학상을 수상했다.[10]
성간 물질 (ISM)은 은하 내 항성계 사이를 채우는 가스와 우주 먼지를 의미하며, 극도로 희석된 이온, 원자, 분자, 먼지 입자, 우주선, 자기장 등으로 구성된다.[11] 106-107 K의 별 표면에서 방출되는 코로나 구름에서 엑스선을 방출하는 뜨거운 이온화된 매질(HIM)이 주목받고 있다. ISM은 난류이며, 별은 분자 구름 내부 깊숙이에서 탄생한다. 항성풍과 초신성에 의해 생성된 충격파는 주변 환경에 에너지를 주입하여 초음속 난류를 유발하고, 그 결과 뜨거운 가스의 항성풍 거품과 초거품이 생성된다.
오리온-에리다누스 초거대 거품은 에리다누스자리와 오리온자리에 걸쳐 있는 연 X선 "핫 스팟"으로, 초거대 거품 내부의 뜨거운 가스(T ~ 2°C–3°C)에 의해 연 X선이 방출된다.
천구는 88개의 별자리로 나뉘며, 각 별자리는 주목할 만한 엑스선원을 포함한다. 이러한 엑스선원에는 은하, 은하 중심의 블랙홀, 펄서 등이 있다.
5. 1. 은하단
은하단은 은하, 가스, 다크 매터로 구성된 거대한 천체이다. 은하단의 물질은 은하단의 중력 포텐셜 우물에 떨어지며 운동 에너지를 얻는다. 중심부의 가스는 이미 은하단 내에 있는 가스와 충돌하고, 그 충격파에 의해 107~108 K까지 가열된다. 가열 정도는 은하단의 크기에 따라 달라진다. 이 초고온의 가스에서 열 제동 복사에 의해 X선이 방출되며, 그것과 섞여 가스 속의 중원소에 의한 선 스펙트럼이 보인다.[23] 은하단 내의 은하끼리나 다크 매터는 충돌 확률이 거의 없는 비충돌계가 되기 때문에, 곧 비리얼 평형에 도달하여 은하단의 포텐셜 우물 안을 궤도 운동하게 된다.5. 2. 활동 은하핵 (AGN)
블랙홀은 X선을 방출한다. 이는 블랙홀에 떨어지는 물질이 중력 에너지를 얻어 사건의 지평선에 삼켜지기 전에 그 에너지를 X선으로 방출하기 때문이다. 블랙홀에 떨어지는 물질은 각운동량을 가지고 있어 직접 떨어지지 않고 블랙홀 주위를 회전한다. 이 때문에 블랙홀 주위에는 강착 원반이 형성되기도 한다. 강착 원반의 물질은 마찰로 인해 매우 뜨거워져 X선을 방출하면서 천천히 각운동량을 잃고 중심 천체로 떨어진다.[23] 블랙홀에서 나오는 X선은 매우 짧은 시간 규모로 변광하며, 이러한 광도 변화를 통해 블랙홀의 크기에 대한 정보를 얻을 수 있다.5. 3. 초신성 잔해
초신성 잔해는 별이 폭발한 후 남은 잔해이다. 게 성운은 대표적인 초신성 잔해로, 폭발한 별의 잔해를 보여준다.[59] 초신성 잔해에서는 충격파에 의해 가열된 가스에서 X선이 방출된다.
5. 4. 별
헤르츠스프룽-러셀 도표의 차가운 부분에 있는 별들은 코로나 구름 내에 항성을 가지고 있는 경우가 많다.[34] 스카이랩과 코페르니쿠스에 탑재된 기기를 사용한 실험을 통해 별 코로나에서 나오는 ~0.14–0.284 keV 에너지 범위의 연 X선 방출을 탐색했다.[35] ANS에 탑재된 실험을 통해 카펠라와 시리우스 (α CMa)에서 X선 신호를 찾는 데 성공했으며, 향상된 태양형 코로나에서 X선 방출이 처음으로 제안되었다.[35]
1977년 프록시마 센타우리가 XUV에서 고에너지 방출을 하는 것으로 밝혀졌다. 1978년에는 α Cen이 낮은 활동성을 보이는 코로나원으로 확인되었다.[36] 아인슈타인 관측소의 가동으로 X선 방출은 본질적으로 전체 헤르츠스프룽-러셀 도표를 포괄하는 광범위한 별들의 특징으로 인식되었다.[36]
별 X선 천문학은 자기유체역학 다이너모의 자기장, 다양한 플라즈마 물리학적 과정을 통한 희박한 천체 플라즈마에서의 에너지 방출, 별 환경과의 고에너지 방사선의 상호 작용 등에 대한 이해를 높이는 데 기여한다.[34]
다이나모 이론은 회전하고 대류하며 전기를 띠는 유체가 자기장을 유지하기 위해 작용하는 과정을 설명한다. 이 이론은 천체 물체에서 비정상적으로 오래 지속되는 자기장의 존재를 설명하는 데 사용된다. 일부 별의 자기장이 실제로 다이나모에 의해 유도된다면, 자기장의 세기는 회전율과 관련될 수 있다.[30]
주계열전 별은 별의 진화 단계에서 주계열성에 도달하기 전 단계를 말한다. 이 단계에 있는 별들(나이 <1000만 년)은 별의 코로나에서 X선을 생성하는데, 이들의 X선 방출은 질량이 비슷한 주계열성의 경우보다 103에서 105배 더 강하다.[37]
주계열전 별의 X선 방출은 주로 별의 코로나에서 일어나는 자기 재결합 플레어에 의해 생성되며, 많은 작은 플레어들이 이러한 별들로부터의 "정온" X선 방출에 기여한다.[40] 주계열전 별은 큰 대류 영역을 가지고 있으며, 이는 다시 강력한 다이너모를 구동하여 강한 표면 자기장을 생성한다. 이것은 X선 방출의 회전 변조를 보이는 주계열성과 달리, 포화된 X선 영역에 있는 이러한 별들로부터 높은 X선 방출을 유발한다. X선 방출의 다른 원인으로는 강착 핫스팟[41]과 준선형 유출[42]이 있다.
쌍둥이자리에서 폴룩스는 베타(β)로 지정되었음에도 불구하고 가장 밝은 별이며, 하늘에서 17번째로 밝은 별이다. 폴룩스는 거대한 주황색 K형 별로, 흰색 "쌍둥이"인 카스토르와 흥미로운 색상 대비를 이룬다. 폴룩스 주변에서 뜨겁고 자기적으로 지지되는 외부 코로나가 발견되었으며, 이 별은 X선 방출체로 알려져 있다.[44]
5. 5. 쌍성계
백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등의 밀집성을 포함하는 쌍성계에서는 X선이 방출된다. 강착 원반, 물질 강착, 자기장 등의 상호작용으로 다양한 X선 현상이 발생한다. 블랙홀로 떨어지는 물질은 X선을 방출할 수 있지만, 블랙홀 자체는 X선을 방출하지 않는다.[9] X선 방출의 에너지원은 중력으로, 유입되는 가스와 먼지는 이러한 천체와 다른 천체의 강한 중력장에 의해 가열된다.[9]
중간 질량 X선 쌍성 (IMXB)은 구성 요소 중 하나가 중성자별 또는 블랙홀인 쌍성계이다.[24] 허큘리스 X-1은 로슈엽 오버플로로 인해 정상적인 별(HZ Herculis)에서 물질을 강착하는 중성자별로 구성되어 있다. X-1은 거대 질량 X선 쌍성의 전형이지만, 질량이 로 고질량과 저질량 X선 쌍성의 경계에 속한다.[25]
고질량 X선 쌍성 (HMXB)은 OB 초거성 동반성과 조밀한 천체, 대개 중성자별 (NS) 또는 블랙홀 (BH)로 구성된다. 초거성 X선 쌍성 (SGXB)은 조밀한 천체가 며칠 (3–15일)의 궤도 주기를 가지며 원형 (또는 약간 찌그러진) 궤도를 가진 질량 큰 동반성을 공전하는 HMXB이다. SGXB는 강착 펄서의 전형적인 경 X선 스펙트럼을 보이며 대부분은 가려진 HMXB로 강한 흡수를 보인다. X선 광도 (''L''x)는 최대 1036 erg·s−1 (1029 와트)까지 증가한다.
고전적인 SGXB와 최근에 발견된 초거성 급속 X선 과도현상 (SFXT) 사이에서 관측된 서로 다른 시간적 행동을 유발하는 메커니즘은 여전히 논쟁 중이다.
마이크로퀘이사는 라디오를 방출하는 엑스선 쌍성인 퀘이사의 작은 사촌으로, 종종 분해 가능한 한 쌍의 라디오 제트가 있다.
LSI+61°303은 주기적인 라디오 방출 쌍성 시스템으로 감마선원 CG135+01이기도 하다.
관측 결과, 짧은 폭발과 매우 빠른 상승 시간(수십 분)과 몇 시간의 전형적인 지속 시간을 특징으로 하며 OB 초거성과 관련되어 새로운 종류의 대규모 엑스선 쌍성인 초거성 급속 엑스선 과도 현상(SFXT)이 정의되는 재발성 엑스선 과도 현상의 수가 증가하고 있다.
5. 6. 태양계 천체
은하단, 활동 은하핵(AGN)의 블랙홀, 초신성 잔해, 별, 백색 왜성을 포함하는 쌍성계(대격변 변광성 및 초연성 X선원), 중성자별 또는 블랙홀(X선 쌍성) 등 다양한 천체가 X선을 방출하거나 형광을 내거나 반사한다. 태양계 천체 중에서는 달이 X선을 방출하는 것으로 가장 잘 알려져 있는데, 달의 X선 밝기는 대부분 반사된 태양 X선에 의한 것이다.[23] 관측된 X선 배경은 미해결 X선 소스들이 합쳐져 생성된 것으로 추정된다.
미국 항공우주국(NASA)의 스위프트 감마선 폭발 탐사선 위성은 혜성 루린이 지구에 약 63Gm까지 접근했을 때 관측했다. 천문학자들은 처음으로 혜성의 자외선 및 X선 이미지를 동시에 확보했다. 고다드 우주 비행 센터의 스테판 임러는 "태양에서 나오는 빠른 입자 흐름인 태양풍이 혜성의 넓은 원자 구름과 상호작용하면서 태양풍이 X선으로 빛나게 되고, 스위프트의 X선 망원경(XRT)이 이를 감지한다"고 설명했다.[58] 이러한 상호작용은 전하 교환이라고 불리며, 대부분의 혜성이 태양에서 지구까지 거리의 약 3배 이내로 접근할 때 X선을 발생시킨다. 루린은 활동성이 매우 강해 원자 구름의 밀도가 특히 높았고, 그 결과 X선 방출 영역이 혜성보다 태양 쪽으로 훨씬 더 멀리 뻗어 있었다.[58]
X선 관측은 X선 암흑 행성이 모항성 앞을 통과할 때 모항성 코로나의 일부를 가리는 현상을 통해 행성을 감지할 수 있는 가능성을 제시한다. "이러한 방법은 목성형 행성이 넓은 코로나 영역을 가릴 수 있기 때문에 질량이 작은 별에서 특히 유용하다."[34] X선 검출 기술이 발전하면서, 일부 행성과 같이 일반적으로 X선을 방출하지 않는 천체들도 특정 조건에서 X선을 방출, 형광, 반사하는 현상이 관측되고 있다.
5. 7. 엑스선 암흑별
별의 진화에서 거성이 적색 거성이 되면서 나타나는 풍속 및 코로나 분할선은 분할선과 일치한다.[31] 이러한 분할선을 경계로 X선 방출이 감소하는 현상을 설명하기 위해 여러 모델이 제안되었다.[31]태양 주기 동안, 태양은 때때로 거의 X선을 방출하지 않는, 즉 X선 변광성이 거의 없는 상태가 된다. 반면, 베텔게우스는 항상 X선 암흑 상태인 것으로 관측된다. 적색 거성은 거의 X선을 방출하지 않는다. 스펙트럼 유형 A7-F0 부근에서 X선 방출이 다소 급격하게 시작되며, F형 별 전체에 걸쳐 넓은 범위의 광도가 나타난다. 알타이르 (A7V)의 총 X선 광도는 베가 (A0V)의 X선 광도보다 최소 한 자릿수 이상 크다. 초기 F형 별의 외부 대류층은 매우 얕고, A형 왜성에는 아예 존재하지 않을 것으로 예상되지만, 내부에서 발생하는 음향 플럭스는 늦은 A형 별과 초기 F형 별에서 최대가 되므로, 이는 A형 별의 자기 활동에 대한 조사를 유발한다.
6. 엑스선 천문학의 주요 연구 과제
X선 천문학은 주요 스펙트럼 탐침을 사용하여 천체를 관찰함으로써, 여러 우주의 수수께끼를 이해하는 데 중요한 도구로 활용된다.
- '''별의 자기장''': 다이나모 이론은 회전하고 대류하며 전기를 띠는 유체가 자기장을 유지하는 과정을 설명하며, 천체에서 오랫동안 지속되는 자기장의 존재를 설명하는 데 사용된다. 별 엑스선 천문학은 자기유체역학 다이너모의 자기장, 희박한 천체 플라스마에서의 에너지 방출, 별 환경과 고에너지 방사선의 상호 작용 등에 대한 이해를 넓히는 데 기여하고 있다.[34] 그러나 별 사이의 자기장 원인과 별 환경에서 작용하는 플라스마 물리 메커니즘은 아직 완전히 밝혀지지 않았다.[34]
- '''외계 엑스선원 천체측정''': 국제천문연맹(IAU)은 천구를 88개의 별자리로 나누었으며, 각 별자리에는 은하, 블랙홀, 펄서 등 주목할 만한 X선원들이 포함되어 있다. X선 천체물리학은 X선 밝기의 물리적 원인을, X선 천문학은 발견 순서, 변동성, 분해능, 인근 천체와의 관계 등에 초점을 맞춘다. 엑스선 천체측정은 정밀한 각 분해능과 복사 휘도 측정을 통해 X선원과 별을 동일시하는 데 어려움을 해결하고자 한다.[49]
- '''태양 코로나 가열 문제''': 태양의 광구 온도는 5,570,000[50]이지만, 코로나는 평균 ~이며, 가장 뜨거운 지역은 ~이다.[51] 이는 코로나가 광구로부터의 직접적인 열전도 외에 다른 요인에 의해 가열됨을 의미한다.[52] 코로나 가열에는 광구 아래 대류대에서 발생하는 난류 운동에 의한 파동 가열과, 광구 움직임에 의해 축적된 자기 에너지가 자기 재결합을 통해 방출되는 자기장 가열, 두 가지 주요 메커니즘이 제안되었다.[51] 현재는 플레어 가열 메커니즘에 대한 연구가 활발히 진행 중이다.[51]
- '''코로나 질량 방출 (CME)''': 코로나 질량 방출(CME)은 전자와 양성자가 주성분인 플라스마 방출 현상으로, 헬륨, 산소, 철 등 무거운 원소도 포함된다.[56] CME는 갇힌 코로나 폐쇄형 자기장 영역을 포함하며, 이러한 자기 구조는 대류, 차등 자전, 자오선 순환 등 광구 운동에 의해 진화한다.[56] 소규모 에너지 신호(플라스마 가열 등)는 임박한 CME를 나타낼 수 있다. 연 X선 시그모이드(S자형 연 X선 강도)는 코로나 구조와 CME 생성 사이의 연결을 보여주는 관찰적 징후이다.[56] 1971년 12월 1일, OSO 7을 통해 최초로 CME가 탐지되었다.[57]
- '''기타 연구 과제''':
- 마이크로퀘이사: 라디오를 방출하는 엑스선 이중성인 퀘이사의 작은 형태로, 분해 가능한 한 쌍의 라디오 제트를 갖는 경우가 많다.
- 초거성 급속 엑스선 과도 현상(SFXT): OB 초거성과 관련된 새로운 종류의 대규모 엑스선 이중성으로, 짧은 폭발, 빠른 상승 시간, 몇 시간의 지속 시간을 특징으로 한다.
- 찬드라 관측 결과 메시에 87을 둘러싼 뜨거운 엑스선 방출 가스에 루프와 링이 존재함이 밝혀졌다.
- '''마그네타''': 극도로 강한 자기장을 가진 중성자성으로, 붕괴 시 다량의 고에너지 전자기 방사선(특히 엑스선과 감마선)을 방출한다.
- X선 관측은 (X선 암흑) 행성이 통과하는 동안 모항성의 코로나 일부를 가리면서 행성을 감지할 수 있는 가능성을 제공한다.[34]
6. 1. 별의 자기장
다이나모 이론은 회전하고 대류하며 전기를 띠는 유체가 자기장을 유지하기 위해 작용하는 과정을 설명한다. 이 이론은 천체 물체에서 비정상적으로 오래 지속되는 자기장의 존재를 설명하는 데 사용된다. 일부 별의 자기장이 실제로 다이나모에 의해 유도된다면, 자기장의 세기는 회전율과 관련될 수 있다.[30]별의 코로나 내의 별들은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 차가운 부분에 있는 별들 사이에서 흔하게 발견된다.[34]
별 엑스선 천문학은 다음 사항에 대한 더 깊은 이해에 기여하고 있다.
별들 사이에는 자기장이 널리 존재하지만, 그 원인과 별 환경에서 작용하는 다양한 플라스마 물리 메커니즘은 아직 완전히 이해되지 않고 있다.[34]
6. 2. 외계 엑스선원 천체측정
국제천문연맹(IAU)은 천구를 88개의 별자리로 나누었으며, 각 별자리는 하늘의 영역을 나타낸다. 이 별자리들에는 주목할 만한 X선원들이 포함되어 있는데, 이들은 은하, 은하 중심의 블랙홀, 펄서 등으로 확인되었다. X선 천체물리학은 X선 밝기의 물리적 원인을, X선 천문학은 발견 순서, 변동성, 분해능, 인근 천체와의 관계 등에 초점을 맞춘다.외계 X선원이 처음 발견되면, 그 정체를 밝히기 위해 다른 파장 영역에서의 탐색이 이루어진다. 하지만, X선 위치는 확인되었으나, 이에 대응하는 천체를 쉽게 식별하기 어려운 경우가 많다. 엑스선 천체측정은 정밀한 각 분해능과 복사 휘도 측정을 통해 이러한 식별의 어려움을 해결하고자 한다.
X선원과 별을 동일시하기 위해서는 원천 중심점과 별의 위치 사이의 각도 분리를 계산한다. 이때 허용되는 최대 각도 분리는 가능한 많은 실제 일치를 찾아내면서도, 동시에 거짓 일치의 가능성을 최소화하는 값으로 결정된다.[49]
6. 3. 태양 코로나 가열 문제
태양의 광구는 5,570,000[50]의 유효 온도를 갖지만, 코로나는 평균 ~의 온도를 갖는다.[51] 가장 뜨거운 지역은 ~이다.[51] 코로나의 높은 온도는 광구로부터의 직접적인 열전도 외에 다른 요인에 의해 가열된다는 것을 보여준다.[52]코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 광구 아래의 대류대에서 발생하는 난류 운동에 의해 제공된다고 생각되며, 코로나 가열을 설명하기 위해 두 가지 주요 메커니즘이 제안되었다.[51] 첫 번째는 파동 가열로, 음파, 중력파 또는 자기유체역학파가 대류대에서 발생하는 난류에 의해 생성된다.[51] 이 파동들은 위쪽으로 이동하여 코로나에서 소멸되며, 주변 가스에 열 형태로 에너지를 전달한다.[53] 다른 하나는 자기장 가열로, 광구의 움직임에 의해 자기 에너지가 지속적으로 축적되어 대규모 태양 플레어 및 수많은 유사하지만 더 작은 현상인 나노플레어 형태로 자기 재결합을 통해 방출된다.[54]
현재 파동이 효율적인 가열 메커니즘인지 여부는 불분명하다. 알벤파를 제외한 모든 파동은 코로나에 도달하기 전에 소멸되거나 굴절되는 것으로 밝혀졌다.[55] 또한 알벤파는 코로나에서 쉽게 소멸되지 않는다. 따라서 현재 연구는 플레어 가열 메커니즘에 집중되어 있다.[51]
6. 4. 코로나 질량 방출 (CME)
코로나 질량 방출(CME)은 주로 전자와 양성자로 구성된 플라스마 방출이며, 갇힌 코로나 폐쇄형 자기장 영역을 포함한다. 여기에는 헬륨, 산소, 철과 같은 소량의 무거운 원소도 포함된다.[56] 이러한 폐쇄형 자기 구조는 대류, 차등 자전, 자오선 순환과 같은 다양한 광구 운동에 의해 진화하며, 이는 CME로 이어진다.[56] 플라스마 가열(소형 연 X선 밝기 증가로 관찰됨)과 같은 소규모 에너지 신호는 임박한 CME를 나타낼 수 있다.연 X선 시그모이드(S자형 연 X선 강도)는 코로나 구조와 CME 생성 사이의 연결을 보여주는 관찰적 징후이다.[56] X선(및 기타 파장)에서의 시그모이드를 태양 대기의 자기 구조 및 전류 시스템과 연관시키는 것이 CME와의 관계를 이해하는 핵심이다.[56]
CME의 최초 탐지는 1971년 12월 1일 미국 해군 연구소의 R. Tousey가 OSO 7을 사용하여 수행했다.[57] '''코로나 과도 현상''' 또는 일식 동안 육안으로 관찰된 현상에 대한 이전 관찰은 이제 본질적으로 동일한 것으로 이해된다.
"선사 시대" CME에서 비롯된 것으로 추정되는 가장 큰 지자기 섭동은 1859년 최초로 관찰된 태양 플레어와 일치했다. 이 플레어는 리처드 크리스토퍼 캐링턴에 의해 육안으로 관찰되었고, 지자기 폭풍은 큐 가든스의 기록 자기 기록 장치로 관찰되었다. 동일한 기기는 연 X선에 의한 지구 전리층의 순간적인 섭동인 '''크로셰'''를 기록했다. 이는 당시 X선의 발견(뢴트겐)과 전리층의 인식(케넬리 및 헤비사이드)보다 앞서 있었기 때문에 쉽게 이해할 수 없었다.
6. 5. 기타 연구 과제
마이크로퀘이사는 라디오를 방출하는 엑스선 이중성인 퀘이사의 작은 사촌으로, 종종 분해 가능한 한 쌍의 라디오 제트가 있다. LSI+61°303은 주기적인 라디오 방출 이중성 시스템이자 감마선원 CG135+01이다.OB 초거성과 관련된 새로운 종류의 대규모 엑스선 이중성인 초거성 급속 엑스선 과도 현상(SFXT)은 짧은 폭발, 매우 빠른 상승 시간(수십 분), 몇 시간의 전형적인 지속 시간을 특징으로 하는 재발성 엑스선 과도 현상의 증가로 정의된다.
찬드라 관측 결과 메시에 87을 둘러싼 뜨거운 엑스선 방출 가스에 루프와 링이 존재함이 밝혀졌다. '''마그네타'''는 극도로 강력한 자기장을 가진 중성자성의 일종으로, 붕괴 시 다량의 고에너지 전자기 방사선(특히 엑스선과 감마선)을 방출한다.
X선 관측은 (X선 암흑) 행성이 통과하는 동안 모항성의 코로나 일부를 가리면서 감지할 수 있는 가능성을 제공한다. "이러한 방법은 목성형 행성이 상당히 많은 코로나 영역을 가릴 수 있기 때문에 질량이 작은 별에 특히 유망하다."[34]
참조
[1]
서적
Significant Achievements in Solar Physics 1958-1964
NASA
1966
[2]
웹사이트
Spacelab 2 NRL Looks at the Sun
https://web.archive.[...]
2009-10-29
[3]
논문
Zur Frage der Deutung der Linien im Spektrum der Sonnenkorona
1939
[4]
논문
X-rays from the Sun
1995
[5]
웹사이트
Chronology – Quarter 1 1949
https://web.archive.[...]
[6]
간행물
EVIDENCE FOR X RAYS FROM SOURCES OUTSIDE THE SOLAR SYSTEM
https://journals.aps[...]
1962-12-01
[7]
서적
Significant Achievements in Space Astronomy 1958–1964
https://ntrs.nasa.go[...]
NASA
1966
[8]
논문
Nobel Lecture: The dawn of x-ray astronomy
2003
[9]
웹사이트
Scorpius X-1
https://www.britanni[...]
2019-01-04
[10]
웹사이트
Riccardo Giacconi
https://www.nobelpri[...]
2019-01-04
[11]
서적
Physical Processes in the Interstellar Medium
Wiley
1978
[12]
웹사이트
36.223 UH MCCAMMON/UNIVERSITY OF WISCONSIN
https://web.archive.[...]
[13]
웹사이트
A Brief History of High-Energy Astronomy: 1960–1964
http://heasarc.gsfc.[...]
[14]
논문
Development of the High-Energy Focusing Telescope (HEFT) balloon experiment
https://authors.libr[...]
2000
[15]
웹사이트
HIREGS
http://sprg.ssl.berk[...]
[16]
논문
Solar energetic ion and electron limits from High-Resolution Gamma-ray and Hard X-ray Spectrometer (HIREGS) Observations
[17]
서적
X-ray and Gamma-ray Observations of Solar Flares
UMI Company
[18]
웹사이트
Chronology – Quarter 3 1956
https://web.archive.[...]
[19]
웹사이트
SWIFT X-ray mirrors
http://swift.sonoma.[...]
[20]
웹사이트
Chandra X-ray focusing mirrors
http://chandra.harva[...]
[21]
웹사이트
X-ray optics
http://astrophysics.[...]
[22]
논문
Interpretation of X-Ray Photograph of the Sun
1963-01
[23]
논문
Extrasolar X-ray Sources
1967
[24]
논문
Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries
2001
[25]
논문
Long-term cycles in cosmic X-ray sources
1987
[26]
뉴스
ATel #13895: ASASSN-20hx is a Hard Tidal Disruption Event Candidate
http://www.astronome[...]
2020-07-25
[27]
뉴스
Atel #13893: Classification of ASASSN-20hx as a Tidal Disruption Event Candidate
http://www.astronome[...]
2020-07-24
[28]
논문
Concept study on Deep Space Orbit Transfer Vehicle
2007-12
[29]
웹사이트
Explorer Series of Spacecraft
https://history.nasa[...]
[30]
논문
White dwarfs in the 1990s
1999
[31]
논문
X-ray emission on hybrid stars: ROSAT observations of alpha Trianguli Australis and IOTA Aurigae
1994
[32]
논문
Discovery of an eccentric 30 day period in the supergiant X-ray binary SAX J1818.6–1703 with INTEGRAL
2009
[33]
논문
Evidence for X-ray emission from Capella
1975
[34]
논문
X-ray astronomy of stellar coronae
https://web.archive.[...]
2004
[35]
논문
Detection of X-ray emission from stellar coronae with ANS
1975
[36]
웹사이트
Coronal Evolution of Solar-Like Stars in Star-Forming Regions and the Solar Neighborhood
http://www.astro.phy[...]
[37]
논문
The Origin of T Tauri X-Ray Emission: New Insights from the Chandra Orion Ultradeep Project
[38]
논문
Observations of X-ray emission from T Tauri stars
[39]
논문
Einstein observations of the Rho Ophiuchi dark cloud - an X-ray Christmas tree
[40]
논문
High-Energy Processes in Young Stellar Objects
[41]
논문
Discovery of Extended X-Ray Emission from the Planetary Nebula NGC 7027 by the Chandra X-Ray Observatory
[42]
논문
Discovery of X-rays from the protostellar outflow object HH2
[43]
논문
Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project
[44]
논문
Confirmation of the planet hypothesis for the long-period radial velocity variations of β Geminorum
2006
[45]
웹사이트
Chandra Takes X-ray Image of Repeat Offender
https://science.nasa[...]
1999-10-08
[46]
웹사이트
World's first astronautics department celebrates 50 years
http://www.af.mil/ne[...]
2008
[47]
웹사이트
AFRL Signs EPA to Educate and Inspire Future Aerospace Professionals
http://www.wpafb.af.[...]
[48]
논문
A comment on X-ray source identifications
1974
[49]
논문
Nearby Young Solar Analogs. I. Catalog and Stellar Characteristics
1998-11
[50]
논문
Red Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)
2009
[51]
논문
Heating of the solar and stellar coronae: a review
2007
[52]
서적
Space Weather (Geophysical Monograph)
http://www-ssc.igpp.[...]
American Geophysical Union
2001
[53]
논문
Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona
1947
[54]
논문
Nanoflares and the solar X-ray corona
1988
[55]
논문
Coronal heating by stochastic magnetic pumping
1981
[56]
논문
The pre-CME Sun
2006
[57]
웹사이트
R.A.Howard, A Historical Perspective on Coronal Mass Ejections
http://hesperia.gsfc[...]
[58]
웹사이트
NASA's Swift Spies Comet Lulin
http://www.nasa.gov/[...]
[59]
문서
X선 천체
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com