Röntgenallikas

Allikas: Vikipeedia
Mine navigeerimisribale Mine otsikasti

Röntgenallikas on kosmoses paiknev objekt, mis kiirgab röntgenikiirgust, mis eristub kosmose üldisest röntgenikiirguse foonist.

On teada tuhandeid röntgenallikaid. Enamik neist paikneb Linnutee galaktikas või selle läheduses.

Üldiselt tuleb röntgenikiirgus laetud osakestelt, peamiselt suure energiaga elektronidelt, mis on kas kuumenenud rohkem kui miljoni kraadini või elektromagnetvälja toimel kiirenenud.

Röntgenallikaid uurib röntgenastronoomia.

Kosmilisi röntgenallikaid saab avastada ainult väljastpoolt Maa atmosfääri, sest atmosfäär ei lase röntgenikiirgust läbi.

Aastal 1999 lennutati üles NASA suure lahutusvõimega Chandra röntgenobservatoorium ja ESA hea spektromeetriga XMM.

Röntgenallikaid on uurinud NASA, ESA (Exosat), Jaapan, Saksamaa ja Itaalia.

Röntgenallikad Galaktikas ja lähedastes galaktikates[muuda | muuda lähteteksti]

Enamik teadaolevaid röntgenallikaid Galaktikas on kompaktseid objekte sisaldavad kaksiktähed, supernoova jäänukid või tavalised tähed (peajada tähed või punased hiiud).

Väiksemate objektide röntgenikiirgusel on suured ajalised variatsioonid, mille perioodid ulatuvad millisekunditest ööpäevade ja nädalateni.

Aastal 1970 hakati taeva röntgenikiirgust uurima USA tehiskaaslase UHURU abil. Leiti hulk röntgenallikaid, eriti Galaktika kettas ja eriti selle keskmes.

Tähed[muuda | muuda lähteteksti]

Tuhandete peajada tähtede (sealhulgas Päikese) ja punaste hiidude kroonis ning paljude valgete kääbuste fotosfääris on väga kõrge temperatuur ja magnetväli annab elektronidele suure kiirenduse. Tavaliste tähtede röntgenikiirgus on nõrk ning moodustab vaid väikese osa nende elektromagnetkiirgusest.

Päikese fotosfääri temperatuur on kõigest umbes 5800 kelvinit, mistõttu sealt nimetamisväärset röntgenikiirgust ei tule, seevastu Päikese krooni temperatuur on keskmiselt 2 miljonit kraadi, mis on piisav röntgenikiirguse tekkeks.

Noored suure massiga tähtede kroonid on väga tugevad röntgenallikad. Need paiknevad enamasti udukogudes, mistõttu need udukogud on ise röntgenallikad.

Esimese röntgenallikana avastati 1948. või 1949. aastal Päike, mille kroon kiirgab röntgenikiirgust. Röntgenikiirgus avastati atmosfääri ülakihtidesse saadetud detektori abil.

Aastal 1962 avastati 6 minutit väljaspool atmosfääri viibinud raketi abil esimese röntgenallikana väljaspool Päikesesüsteemi Scorpius X-1. Riccardo Giacconi sai selle avastuse eest Nobeli füüsikaauhinna. Esialgu avastatigi peamiselt seda sorti röntgenallikaid.

Aastatel 1978–1981 töötas esimene röntgenteleskoobiga tehiskaaslane HEAO-2 ehk Einstein observatoorium, mis leidis üle 150 tavalise tähe, mis kiirgavad röntgenikiirgust.

Supernoova jäänukid[muuda | muuda lähteteksti]

Supernoova jäänukite röntgenikiirgus on tugevam kui tähtedel. See tuleb enamasti supernoova plahvatuses väljapaisatud gaasidest, mis on suhteliselt jahedad, kuid koguvad kiirusega mitu tuhat kilomeetrit sekundis liikudes tähtedevahelist gaasi, mis lööklaine tõttu kuumeneb umbes 10 miljoni kraadini, millest piisab röntgenikiirguse kiirgamiseks.

Haruldastel juhtudel, nagu näiteks Krabi udu puhul, tekitab röntgenikiirgust supernoova jäänuki keskel oleva pulsari väga kiirete elektronide sünkrotronkiirgus.

Röntgenkaksiktähed[muuda | muuda lähteteksti]

Röntgenkaksiktähtede röntgenikiirus on tugevam kui supernoova jäänukite oma. Tegu on kaksiktähtedega, milles üks taevakeha on kompaktne objekt (neutrontäht, valge kääbus või must auk). Galaktikas lähtub tugev röntgenikiirgus kõige sagedamini niisugustest allikatest.

Kompaktne objekt omandab tugeva gravitatsiooni tõttu teiselt tähelt ainet. Tegu on miljonite kraadideni kuumenenud gaasidega, mis langevad neutrontähte või musta auku. Need gaasid (tavaliselt vesinik ja heelium) ei lange mitte otse, vaid moodustavad akretsiooniketta, mis objekti ümber pöörleb. Sisehõõrdumise (viskoossuse) tõttu kuumeneb gaas niivõrd, et see hakkab kiirgama röntgenikiirgust, mis toob kaasa ketta pidurdumise ja selle seesmise osa langemise kesksesse objekti.

Niisuguste röntgenallikate seas on Scorpius X-1, mis on stabiilsete rahulike röntgenallikate seas tugevaim. Selle röntgenikiirgus on optilisest kiirgusest 10 000 korda tugevam ning Päikese kogu elektromagnetkiirgusest 100 000 või 1000 korda tugevam.

Röntgenpulsarite puhul suundub gaas neutrontähe poolustele ning kiirgus väljub väga korrapärase perioodiga impulssidena.

Bursterite puhul hoiab neutrontähe magnetväli gaasi üleval, kuni kuhjunud gaas murrab ajutiselt läbi ning langev gaas saadab välja äkilise röntgenikiirguse sööstu.

Kui teise tähe orbiit on piklik ja gaas kandub üle aeg-ajalt, kui tähed on lähestikku, siis kiirgub ka röntgenikiirgus aeg-ajalt.

Neutrontäheks peetakse röntgenkaksiktähe kompaktset objekti juhul, kui selle massi hinnang ei ületa kolme Päikese massi; vastasel juhul peetakse seda mustaks auguks. Musta augu kandidaatide seas on Cygnus X-1 (9 Päikese massi) ja LMC X-3 (7 Päikese massi).

Röntgenkaksiktähti on otsitud ka teistest galaktikatest, sealhulgas Andromeeda galaktikast.

Kauged röntgenallikad[muuda | muuda lähteteksti]

Teadaolevad kauged röntgenallikad on peamiselt raadiogalaktikad, kvasarid ja galaktikaparved.

Röntgenikiirguse päritolu üle konkreetses röntgenallikas võib aidata otsustada samast allikast lähtuv gammakiirgus.

Aktiivsed galaktikatuumad[muuda | muuda lähteteksti]

Aktiivsete galaktikatuumade (raadiogalaktikate ja Seyferti galaktikate tuumades ning kvasarite) keskmetes tekib musta augu ligitõmmatavas gaasis röntgenikiirgus arvatavasti samal põhjusel nagu kaksiktähtedes: miljardi Päikese massiga musta auku ümbritseva kuumade gaaside akretsiooniketta kiirgusena.

Nende allikate kiirguse intensiivsus on muutlik, näiteks kvasari OX 169 puhul perioodiga alla kahe tunni, mis viitab sellele, et allika läbimõõt ei ületa vahemaad, mille valgus läbib kahe tunniga.

Galaktikaparved[muuda | muuda lähteteksti]

Galaktikaparvede röntgenikiirgus lähtub oletatavasti supernoovade plahvatustest pärinevast ning galaktikate gravitatsiooni tõttu parves püsivast umbes 100 miljoni kraadise temperatuuriga gaasist galaktikatevahelises ruumis. See gaas püsib parves galaktikate gravitatsiooni tõttu.

Galaktikaparved näitavad oma barüonmassi peamiselt röntgenikiirguse kaudu.

Röntgenikiirguse hajus foon[muuda | muuda lähteteksti]

Hajus röntgentaust, mis lähtub suurtelt kaugustelt igas suunas, avastati 1962. Aastal 2000 leiti, et see lähtub paljudest allikatest, peamiselt aktiivsetest galaktikatest.