एक्स-रे क्षणिक: Difference between revisions
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[[एक्स-रे]] उत्सर्जन कई खगोलीय पिंडों से होता है। इन उत्सर्जनों का एक [[ नमूना ]] हो सकता है, आंतरायिकता से हो सकता है, या [[क्षणिक खगोलीय घटना|टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी]] के रूप में हो सकता है। [[एक्स-रे खगोल विज्ञान|एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी]] में पृथ्वी के वायुमंडल के ऊपर [[एक्स-रे खगोल विज्ञान डिटेक्टर|एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी संसूचक]] लगाकर कई स्रोतों की खोज की गई है। | [[एक्स-रे]] उत्सर्जन कई खगोलीय पिंडों से होता है। इन उत्सर्जनों का एक [[ नमूना ]] हो सकता है, आंतरायिकता से हो सकता है, या [[क्षणिक खगोलीय घटना|टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी]] के रूप में हो सकता है। [[एक्स-रे खगोल विज्ञान|एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी]] में पृथ्वी के वायुमंडल के ऊपर [[एक्स-रे खगोल विज्ञान डिटेक्टर|एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी संसूचक]] लगाकर कई स्रोतों की खोज की गई है। अधिकांशतः, कई [[तारामंडल]] में खोजा गया पहला एक्स-रे स्रोत एक्स-रे क्षणिक होता है। ये वस्तुएँ एक्स-रे उत्सर्जन के बदलते स्तरों को दर्शाती हैं। [[अमेरिकी नौसेना अनुसंधान प्रयोगशाला]] के खगोलशास्त्री डॉ. जोसफ लाज़ियो ने कहा:<ref name=Lazio>{{ cite web |author=Lazio J |title=खगोलविदों ने शक्तिशाली फटने वाले रेडियो स्रोत डिस्कवरी पॉइंट्स को खगोलीय पिंडों की नई श्रेणी का पता लगाया|url=http://www.nrao.edu/pr/2005/newsource/ }}</ref> ... आकाश को एक्स- और गामा-किरण तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जित होने वाली क्षणिक वस्तुओं से भरा हुआ माना जाता है, ...। आवर्तक एक्स-रे क्षणजीवी की संख्या बढ़ रही है। क्षणिक के रूप में प्रगामी करने के अर्थ में, एकमात्र तारकीय एक्स-रे स्रोत जो किसी तारामंडल से संबंधित नहीं है, वह सूर्य है। जैसा कि पृथ्वी से देखा गया है, सूर्य [[क्रांतिवृत्त|सूर्यपथ]] के साथ-साथ पश्चिम से पूर्व की ओर बढ़ता है, एक वर्ष के दौरान [[राशि]] चक्र के बारह नक्षत्रों और सर्पधारी तारामंडल के माध्यम से गुजरता है। | ||
== एक्सोटिक एक्स-रे ट्रांजिस्टर == | == एक्सोटिक एक्स-रे ट्रांजिस्टर == | ||
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== [[ नया | नोवा]] या [[सुपरनोवा]] == | == [[ नया | नोवा]] या [[सुपरनोवा]] == | ||
अधिकांश खगोलीय एक्स-रे क्षणिक स्रोतों में सरल और सुसंगत समय संरचनाएं होती हैं; | अधिकांश खगोलीय एक्स-रे क्षणिक स्रोतों में सरल और सुसंगत समय संरचनाएं होती हैं; सामान्यतः एक तेजी से चमकना जिसके बाद धीरे-धीरे लुप्त होती है, जैसा कि नोवा या सुपरनोवा में होता है। | ||
[[जीआरओ जे0422+32]]<ref name=SIMBAD>{{ cite web |title=GRO+J0422 |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=GRO+J0422 }}</ref> एक्स-रे नोवा और कृष्ण विवर ([[ब्लैक होल|ब्लैक होल)]] प्रार्थक है जिसे 5 अगस्त 1992 को [[कॉम्पटन गामा रे वेधशाला]] उपग्रह पर बर्स्ट एंड ट्रांसिएंट सोर्स एक्सपेरिमेंट ([[BATSE|बाटसे)]] उपकरण द्वारा खोजा गया था।<ref name=Harmon>{{cite journal |author=Harmon A|display-authors=etal |date=1992 |journal=IAU Circular |volume=5584}}</ref><ref name=Paciesas>{{ cite journal |author=Paciesas W|display-authors=etal |date=1992 |journal=IAU Circular |volume=5594 }}</ref> बर्स्ट के दौरान, यह लगभग 500 [[ कीव |किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट]] की फोटॉन ऊर्जा के लिए [[ केकड़ा नीहारिका |कर्क नीहारिका]] गामा-किरण स्रोत से अधिक मजबूत देखा गया था।<ref name=Ling>{{ cite journal |doi=10.1086/345602 |author=Ling JC |author2=Wheaton WA |title=BATSE Soft γ-Ray Observations of GROJ0422+32 |journal=Astrophys J |volume=584 |issue=1 |pages=399–413 |date=2003 |bibcode=2003ApJ...584..399L|arxiv = astro-ph/0210673 |s2cid=118954541 }}</ref> | [[जीआरओ जे0422+32]]<ref name=SIMBAD>{{ cite web |title=GRO+J0422 |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=GRO+J0422 }}</ref> एक्स-रे नोवा और कृष्ण विवर ([[ब्लैक होल|ब्लैक होल)]] प्रार्थक है जिसे 5 अगस्त 1992 को [[कॉम्पटन गामा रे वेधशाला]] उपग्रह पर बर्स्ट एंड ट्रांसिएंट सोर्स एक्सपेरिमेंट ([[BATSE|बाटसे)]] उपकरण द्वारा खोजा गया था।<ref name=Harmon>{{cite journal |author=Harmon A|display-authors=etal |date=1992 |journal=IAU Circular |volume=5584}}</ref><ref name=Paciesas>{{ cite journal |author=Paciesas W|display-authors=etal |date=1992 |journal=IAU Circular |volume=5594 }}</ref> बर्स्ट के दौरान, यह लगभग 500 [[ कीव |किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट]] की फोटॉन ऊर्जा के लिए [[ केकड़ा नीहारिका |कर्क नीहारिका]] गामा-किरण स्रोत से अधिक मजबूत देखा गया था।<ref name=Ling>{{ cite journal |doi=10.1086/345602 |author=Ling JC |author2=Wheaton WA |title=BATSE Soft γ-Ray Observations of GROJ0422+32 |journal=Astrophys J |volume=584 |issue=1 |pages=399–413 |date=2003 |bibcode=2003ApJ...584..399L|arxiv = astro-ph/0210673 |s2cid=118954541 }}</ref> | ||
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[[XTE J1650-500|एक्सटीई जे1650-500]] एक क्षणिक युग्मक एक्स-रे स्रोत है जो नक्षत्र [[आरा (नक्षत्र)|आरा (नक्षत्र) तारामंडल]] में स्थित है। युग्मक अवधि 0.32 डी है।<ref name=Orosz>{{ cite journal |doi=10.1086/424892 |author=Orosz JA |display-authors=etal |date=2004 |title=Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650−500 |journal=Astrophys J |volume=616 |issue=1 |pages=376–382 |bibcode=2004ApJ...616..376O|arxiv = astro-ph/0404343 |s2cid=13933140 }}</ref> | [[XTE J1650-500|एक्सटीई जे1650-500]] एक क्षणिक युग्मक एक्स-रे स्रोत है जो नक्षत्र [[आरा (नक्षत्र)|आरा (नक्षत्र) तारामंडल]] में स्थित है। युग्मक अवधि 0.32 डी है।<ref name=Orosz>{{ cite journal |doi=10.1086/424892 |author=Orosz JA |display-authors=etal |date=2004 |title=Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650−500 |journal=Astrophys J |volume=616 |issue=1 |pages=376–382 |bibcode=2004ApJ...616..376O|arxiv = astro-ph/0404343 |s2cid=13933140 }}</ref> | ||
== [[शीतल एक्स-रे क्षणिक|शिथिल एक्स-रे क्षणिक]] == | == [[शीतल एक्स-रे क्षणिक|शिथिल एक्स-रे क्षणिक]] == | ||
शिथिल एक्स-रे क्षणिक कुछ प्रकार के सघन वस्तु (शायद न्यूट्रॉन तारा) और कुछ प्रकार के सामान्य, कम-द्रव्यमान तारा ( | शिथिल एक्स-रे क्षणिक कुछ प्रकार के सघन वस्तु (शायद न्यूट्रॉन तारा) और कुछ प्रकार के सामान्य, कम-द्रव्यमान तारा (अर्थात सूर्य के द्रव्यमान के कुछ अंश के द्रव्यमान वाला तारा) से बने होते हैं। ये वस्तुएँ निम्न-ऊर्जा, या शिथिल, एक्स-रे उत्सर्जन के बदलते स्तरों को दिखाती हैं, जो शायद सामान्य तारे से सघन वस्तु तक द्रव्यमान के चर हस्तांतरण द्वारा किसी तरह उत्पन्न होती हैं। प्रभाव में सघन वस्तु सामान्य तारे को निगल जाती है, और एक्स-रे उत्सर्जन इस प्रक्रिया को कैसे होता है इसका सबसे अच्छा दृश्य प्रदान कर सकता है।<ref name="Corcoran">{{cite web |author=Corcoran MF |title=अक्विला एक्स-1 का पतन|date=October 2001 |url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/archive/compact_objects/sax_aqlx1.html }}</ref> | ||
[[जापान]] के पहले एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी [[उपग्रह]] [[सफेद कागज|हकुचो]] द्वारा शिथिल एक्स-रे क्षणिक सेन एक्स-4 और एपल एक्स-1 की खोज की गई थी। | [[जापान]] के पहले एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी [[उपग्रह]] [[सफेद कागज|हकुचो]] द्वारा शिथिल एक्स-रे क्षणिक सेन एक्स-4 और एपल एक्स-1 की खोज की गई थी। | ||
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==एक्स-रे बर्स्टर == | ==एक्स-रे बर्स्टर == | ||
[[एक्स-रे विस्फोटक|एक्स-रे बर्स्टर]] [[एक्स-रे बाइनरी|एक्स-रे युग्मक]] का एक वर्ग है | एक्स-रे युग्मक सितारे [[विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम]] के एक्स-रे प्रणाली में [[चमक|तेजस्विता]] में आवधिक और तेजी से वृद्धि ( | [[एक्स-रे विस्फोटक|एक्स-रे बर्स्टर]] [[एक्स-रे बाइनरी|एक्स-रे युग्मक]] का एक वर्ग है | एक्स-रे युग्मक सितारे [[विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम]] के एक्स-रे प्रणाली में [[चमक|तेजस्विता]] में आवधिक और तेजी से वृद्धि (सामान्यतः 10 या अधिक का एक कारक) प्रदर्शित करते हैं। ये खगोलभौतिक प्रणालियां [[अभिवृद्धि (खगोल भौतिकी)]] [[कॉम्पैक्ट वस्तु|सघन वस्तु]] से बनी हैं, सामान्यतः [[न्यूट्रॉन स्टार|न्यूट्रॉन तारा]] या कभी-कभी ब्लैक होल, और एक सहयोगी 'डोनर' तारा; दाता तारे के द्रव्यमान का उपयोग प्रणाली को या तो उच्च द्रव्यमान (10 [[सौर द्रव्यमान]] से ऊपर) या कम द्रव्यमान (1 सौर द्रव्यमान से कम) एक्स-रे युग्मक के रूप में वर्गीकृत करने के लिए किया जाता है, जिसे क्रमशः एलएमएक्सबी और एचएमएक्सबी के रूप में संक्षिप्त किया जाता है। एक्स-रे बर्स्टर अन्य एक्स-रे क्षणिक स्रोतों (जैसे [[एक्स-रे पल्सर]] और सॉफ्ट एक्स-रे ट्रांज़िएंट्स) से भिन्न रूप से भिन्न होते हैं, एक तेज वृद्धि समय (1 - 10 सेकंड) दिखाते हैं, जिसके बाद वर्णक्रमीय मृदुलन (शीतलन [[ काला शरीर |कृष्णिका]] की गुण) होती है। अलग-अलग बर्स्ट की विशेषता 10<sup>39-40</sup> अर्ग के एकीकृत प्रवाह से होती है।<ref name=Lewin>{{ cite journal |doi=10.1007/BF00196124 |author=Lewin WHG |author2=van Paradijs J |author3=Taam RE | title=एक्स-रे फटना|journal=Space Sci Rev |volume=62 |issue=3–4 |pages=223–389 |date=1993 |bibcode=1993SSRv...62..223L |s2cid=125504322 }}</ref> | ||
==गामा-किरण बर्स्टर == | ==गामा-किरण बर्स्टर == | ||
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== क्षणिक एक्स-रे पल्सर == | == क्षणिक एक्स-रे पल्सर == | ||
कुछ प्रकार के एक्स-रे पल्सर के लिए, बीई तारा सहयोगी तारा है जो बहुत तेज़ी से घूमता है और स्पष्ट रूप से अपने भूमध्य रेखा के चारों ओर गैस की चक्रिका बहाता है। इन सहयोगी के साथ न्यूट्रॉन तारे की कक्षाएँ | कुछ प्रकार के एक्स-रे पल्सर के लिए, बीई तारा सहयोगी तारा है जो बहुत तेज़ी से घूमता है और स्पष्ट रूप से अपने भूमध्य रेखा के चारों ओर गैस की चक्रिका बहाता है। इन सहयोगी के साथ न्यूट्रॉन तारे की कक्षाएँ सामान्यतः आकार में बड़ी और बहुत अण्डाकार होती हैं। जब न्यूट्रॉन तारा बीई सर्कमस्टेलर चक्रिका के पास या उसके माध्यम से गुजरता है, तो यह सामग्री पर कब्जा कर लेगा और अस्थायी रूप से एक्स-रे पल्सर बन जाता है। [[स्टार बनो|बीई तारा]] के चारों ओर सर्कमस्टेलर चक्रिका अज्ञात कारणों से फैलती और सिकुड़ती है, इसलिए ये क्षणिक एक्स-रे पल्सर हैं जो केवल आंतरायिकता से अधिकांशतः प्रेक्षण योग्य एक्स-रे स्पंदन के एपिसोड के बीच महीनों से वर्षों तक देखे जाते हैं। | ||
एसएएक्स जे1808.4-3658 क्षणिक, संवर्धित मिलीसेकंड एक्स-रे पल्सर है जो आंतरायिक है। इसके | एसएएक्स जे1808.4-3658 क्षणिक, संवर्धित मिलीसेकंड एक्स-रे पल्सर है जो आंतरायिक है। इसके अतिरिक्त, एक्स-रे बर्स्ट दोलन और अर्ध-आवधिक दोलनों के अतिरिक्त अविरुद्ध एक्स-रे स्पंदनों को एसएएक्स जे1808.4-3658 से देखे गए हैं, से देखा गया है, जो इसे [[लो-मास एक्स-रे बाइनरी|लो-मास एक्स-रे युग्मक]] के समय व्यवहार की व्याख्या के लिए रोसेटा स्टोन बनाता है। | ||
== [[ महादानव | | == [[ महादानव | सुपरजिएन्ट]] फास्ट एक्स-रे ट्रांज़िएंट्स (एसएफएक्सटी) == | ||
बहुत तेजी से उठने वाले समय (~ दसियों मिनट) और कुछ घंटों की सामान्य अवधि के साथ छोटे बर्स्ट की विशेषता वाले आवर्तक एक्स-रे संक्रमणों की संख्या बढ़ रही है, जो ओबी महादानव तारा से जुड़े हैं और इसलिए बड़े पैमाने पर एक्स- रे बायनेरिज़ की नई श्रेणी को परिभाषित करते हैं : सुपरजायंट फास्ट एक्स-रे ट्रांजिएंट्स (एसएफएफटी)।<ref name=Negueruela>{{cite journal |author=Negueruela I|author2=Smith DM|author3=Reig P|author4=Chaty S|author5=Torrejon JM |title=Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL |date=2006 |volume=604 |issue=165 |pages=165|journal=ESA Spec.Publ. |arxiv=astro-ph/0511088 |bibcode = 2006ESASP.604..165N }}</ref> एक्सटीई जे1739–302 इनमें से एक है। 1997 में खोजा गया, केवल एक दिन सक्रिय रहा, एक्स-रे स्पेक्ट्रम के साथ अच्छी तरह से थर्मल [[ब्रेकिंग विकिरण|अवमंदक विकिरण]] (∼ 20 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट का तापमान) के साथ फिट किया गया, पल्सर को बढ़ाने के वर्णक्रमीय गुणों के समान, इसे पहली बार अजीबोगरीब बीई/एक्स-रे क्षणिक असामान्य रूप से कम प्रकोप के साथ के रूप में वर्गीकृत किया गया था। <ref name=Sidoli>{{ Cite journal |author=Sidoli L |title=क्षणिक विस्फोट तंत्र|journal=37Th Cospar Scientific Assembly |volume=37 |pages=2892 |date=2008 |arxiv=0809.3157 |bibcode=2008cosp...37.2892S }}</ref> 8 अप्रैल 2008 को [[स्विफ्ट गामा-रे बर्स्ट मिशन]] के साथ नोवा बर्स्ट देखा गया था।<ref name=Sidoli/> | बहुत तेजी से उठने वाले समय (~ दसियों मिनट) और कुछ घंटों की सामान्य अवधि के साथ छोटे बर्स्ट की विशेषता वाले आवर्तक एक्स-रे संक्रमणों की संख्या बढ़ रही है, जो ओबी महादानव तारा से जुड़े हैं और इसलिए बड़े पैमाने पर एक्स- रे बायनेरिज़ की नई श्रेणी को परिभाषित करते हैं : सुपरजायंट फास्ट एक्स-रे ट्रांजिएंट्स (एसएफएफटी)।<ref name=Negueruela>{{cite journal |author=Negueruela I|author2=Smith DM|author3=Reig P|author4=Chaty S|author5=Torrejon JM |title=Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL |date=2006 |volume=604 |issue=165 |pages=165|journal=ESA Spec.Publ. |arxiv=astro-ph/0511088 |bibcode = 2006ESASP.604..165N }}</ref> एक्सटीई जे1739–302 इनमें से एक है। 1997 में खोजा गया, केवल एक दिन सक्रिय रहा, एक्स-रे स्पेक्ट्रम के साथ अच्छी तरह से थर्मल [[ब्रेकिंग विकिरण|अवमंदक विकिरण]] (∼ 20 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट का तापमान) के साथ फिट किया गया, पल्सर को बढ़ाने के वर्णक्रमीय गुणों के समान, इसे पहली बार अजीबोगरीब बीई/एक्स-रे क्षणिक असामान्य रूप से कम प्रकोप के साथ के रूप में वर्गीकृत किया गया था। <ref name=Sidoli>{{ Cite journal |author=Sidoli L |title=क्षणिक विस्फोट तंत्र|journal=37Th Cospar Scientific Assembly |volume=37 |pages=2892 |date=2008 |arxiv=0809.3157 |bibcode=2008cosp...37.2892S }}</ref> 8 अप्रैल 2008 को [[स्विफ्ट गामा-रे बर्स्ट मिशन]] के साथ नोवा बर्स्ट देखा गया था।<ref name=Sidoli/> | ||
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'''<big>एक्स-रे क्षणिक के रूप में सूर्य</big>''' | '''<big>एक्स-रे क्षणिक के रूप में सूर्य</big>''' | ||
मन्द सूर्य, | मन्द सूर्य, चूंकि सक्रिय क्षेत्रों की तुलना में कम सक्रिय है, [[गतिकी (यांत्रिकी)]] प्रक्रियाओं और टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी घटनाओं (उज्ज्वल बिंदु, नैनोफ्लेयर्सऔर जेट) से भरा हुआ है।<ref name=Aschwanden>{{cite book |author=Aschwanden MJ |title = सौर कोरोना की भौतिकी। प्रस्तावना|publisher= Praxis Publishing Ltd. |date=2004 |isbn=3-540-22321-5 }}</ref> | ||
[[कोरोनल मास इजेक्शन]] (सीएमई) मुख्य रूप से [[इलेक्ट्रॉन]] और [[प्रोटॉन]] (हीलियम, ऑक्सीजन और लोहे जैसे भारी तत्वों की थोड़ी मात्रा के | [[कोरोनल मास इजेक्शन]] (सीएमई) मुख्य रूप से [[इलेक्ट्रॉन]] और [[प्रोटॉन]] (हीलियम, ऑक्सीजन और लोहे जैसे भारी तत्वों की थोड़ी मात्रा के अतिरिक्त) से युक्त उत्सर्जित प्लाज्मा है, साथ ही प्रवेश करने वाले कोरोनल बंद [[चुंबकीय क्षेत्र]] हैं। छोटे पैमाने पर ऊर्जावान संकेत जैसे प्लाज्मा तापन (सघन सॉफ्ट एक्स-रे ब्राइटनिंग के रूप में मनाया गया) आसन्न सीएमई का संकेत हो सकता है। सॉफ्ट एक्स-रे सिग्मॉइड (शिथिल एक्स-रे की एस-आकार की तीव्रता) कोरोनल संरचना और सीएमई उत्पादन के बीच संबंध का अवलोकन संबंधी अभिव्यक्ति है।<ref name="Gopalswamy">{{cite journal |display-authors=5|author=Gopalswamy N|author2=Mikic Z|author3=Maia D|author4=Alexander D|author5=Cremades H|author6=Kaufmann P|author7=Tripathi D|author8=Wang YM |title=प्री-सीएमई सन|journal=Space Sci Rev |date=2006 |volume=123 |issue=1–3 |pages=303–39 |url=http://cdaw.gsfc.nasa.gov/publications/gopal2006/SSSI.pdf |doi=10.1007/s11214-006-9020-2 |bibcode = 2006SSRv..123..303G |s2cid=119043472}}{{dead link|date=June 2021|bot=medic}}{{cbignore|bot=medic}} </ref> | ||
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) का पहला पता 1 दिसंबर 1971 को यूएस नेवल रिसर्च लेबोरेटरी के आर. टूसी द्वारा 7वीं ऑर्बिटिंग सोलर ऑब्जर्वेटरी ([[बहुत 7|ओएसओ 7]]) का उपयोग करके लगाया गया था।<ref name="Howard">{{cite web |title=आरए हॉवर्ड, ए हिस्टोरिकल पर्सपेक्टिव ऑन कोरोनल मास इजेक्शन्स|url=http://hesperia.gsfc.nasa.gov/summerschool/lectures/vourlidas/AV_intro2CMEs/additional%20material/corona_history.pdf }}</ref> पहले [[सौर ग्रहण]] के दौरान कोरोनल क्षणिक या यहां तक कि दृश्य रूप से देखी गई घटनाओं की टिप्पणियों को अब अनिवार्य रूप से एक ही चीज़ के रूप में समझा जाता है। | कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) का पहला पता 1 दिसंबर 1971 को यूएस नेवल रिसर्च लेबोरेटरी के आर. टूसी द्वारा 7वीं ऑर्बिटिंग सोलर ऑब्जर्वेटरी ([[बहुत 7|ओएसओ 7]]) का उपयोग करके लगाया गया था।<ref name="Howard">{{cite web |title=आरए हॉवर्ड, ए हिस्टोरिकल पर्सपेक्टिव ऑन कोरोनल मास इजेक्शन्स|url=http://hesperia.gsfc.nasa.gov/summerschool/lectures/vourlidas/AV_intro2CMEs/additional%20material/corona_history.pdf }}</ref> पहले [[सौर ग्रहण]] के दौरान कोरोनल क्षणिक या यहां तक कि दृश्य रूप से देखी गई घटनाओं की टिप्पणियों को अब अनिवार्य रूप से एक ही चीज़ के रूप में समझा जाता है। | ||
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== बृहस्पति से क्षणिक एक्स-रे == | == बृहस्पति से क्षणिक एक्स-रे == | ||
[[File:Jupiter.Aurora.HST.mod.jpg|thumb|400 पीएक्स का उत्तरी उरोरा, मुख्य अरोरा अंडाकार, ध्रुवीय उत्सर्जन, और [[बृहस्पति]] के प्राकृतिक उपग्रहों के साथ बातचीत से उत्पन्न धब्बे दिखा रहा है]]पृथ्वी के अरोरा के विपरीत, जो क्षणिक होते हैं और केवल उच्च सौर गतिविधि के समय होते हैं, बृहस्पति के अरोरा स्थायी होते हैं, | [[File:Jupiter.Aurora.HST.mod.jpg|thumb|400 पीएक्स का उत्तरी उरोरा, मुख्य अरोरा अंडाकार, ध्रुवीय उत्सर्जन, और [[बृहस्पति]] के प्राकृतिक उपग्रहों के साथ बातचीत से उत्पन्न धब्बे दिखा रहा है]]पृथ्वी के अरोरा के विपरीत, जो क्षणिक होते हैं और केवल उच्च सौर गतिविधि के समय होते हैं, बृहस्पति के अरोरा स्थायी होते हैं, चूंकि उनकी तीव्रता दिन-प्रतिदिन बदलती रहती है। उनमें तीन मुख्य घटक होते हैं: मुख्य अंडाकार, जो चुंबकीय ध्रुवों से लगभग 16° पर स्थित तेज़, संकीर्ण (<1000 किमी चौड़ाई) गोलाकार विशेषताएं हैं;<ref name=Palier/>उपग्रह ऑरोरल स्पॉट, जो बृहस्पति के आयनमंडल के साथ उनके आयनमंडल को जोड़ने वाली चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चरणचिन्ह और मुख्य अंडाकार के भीतर स्थित क्षणिक ध्रुवीय उत्सर्जन के अनुरूप हैं।<ref name=Palier>{{cite journal |author=Palier L |title=उच्च अक्षांश जोवियन ऑरोरा की संरचना के बारे में अधिक जानकारी|journal=Planet. Space Sci. |volume=49 |issue=10–11 |pages=1159–73 |date=2001 |bibcode=2001P&SS...49.1159P |doi= 10.1016/S0032-0633(01)00023-X }}</ref><ref name=Bhardwaj>{{cite journal| doi = 10.1029/1998RG000046| last1 = Bhardwaj| first1 = Anil| last2 = Gladstone| first2 = G. Randall| year = 2000| title = विशाल ग्रहों का अरोरल उत्सर्जन| journal = [[Reviews of Geophysics]]| volume = 38| issue = 3| pages = 295–353| bibcode = 2000RvGeo..38..295B| url = http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf| doi-access = free}}</ref> रेडियो तरंगों से एक्स-रे (3 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट तक) विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के लगभग सभी हिस्सों में ऑरोरल उत्सर्जन का पता चला था। | ||
== एक्स-रे क्षणजीवी संसूचन == | == एक्स-रे क्षणजीवी संसूचन == | ||
[[P78-1|पी78-1]] का एक्स-रे मॉनिटर, नामित एनआरएल-608 या एक्समोन, [[नौसेना अनुसंधान प्रयोगशाला]] और [[लॉस अलामोस नेशनल लेबोरेटरी]] के बीच सहयोग था। मॉनिटर में 2 समांतरित आर्गन आनुपातिक गणक | [[P78-1|पी78-1]] का एक्स-रे मॉनिटर, नामित एनआरएल-608 या एक्समोन, [[नौसेना अनुसंधान प्रयोगशाला]] और [[लॉस अलामोस नेशनल लेबोरेटरी]] के बीच सहयोग था। मॉनिटर में 2 समांतरित आर्गन आनुपातिक गणक सम्मिलित थे। 3-10 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट के यांत्रिक बैंडविड्थ को संसूचक विंडो अवशोषण (विंडो 0.254 मिमी बेरिलियम) और ऊपरी स्तर के विविक्तकर द्वारा परिभाषित किया गया था। सक्रिय गैस आयतन ([[P78-1|पी]]-10 मिश्रण) 2.54 सेमी गहरा था, जो 10 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट तक अच्छी दक्षता प्रदान करता है। गणना 2 ऊर्जा चैनलों में दर्ज की गई थी। स्लैट समांतरित्र प्रत्येक संसूचक के लिए 3° x 30° (एफडब्ल्यूएचएम) के एफओवीको परिभाषित करते हैं; एफओवी की लंबी अक्ष एक दूसरे के लंबवत थीं। लंबी अक्ष को स्कैन दिशा में 45 डिग्री झुकाया गया, जिससे क्षणिक घटनाओं का स्थानीयकरण लगभग 1 डिग्री हो गया था। | ||
फेबस प्रयोग ने 100 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट से 100 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट की सीमा में उच्च ऊर्जा क्षणिक घटनाओं को रिकॉर्ड किया था। इसमें दो स्वतंत्र संसूचक और उनसे जुड़े [[ इलेक्ट्रानिक्स |इलेक्ट्रानिक्स]] | फेबस प्रयोग ने 100 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट से 100 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट की सीमा में उच्च ऊर्जा क्षणिक घटनाओं को रिकॉर्ड किया था। इसमें दो स्वतंत्र संसूचक और उनसे जुड़े [[ इलेक्ट्रानिक्स |इलेक्ट्रानिक्स]] सम्मिलित थे। प्रत्येक संसूचक में 78 मिमी [[व्यास]] और 120 मिमी मोटी बिस्मथ जर्मिनेट (बीजीओ) क्रिस्टल होता है, जो प्लास्टिक विरोधी संयोग जैकेट से घिरा होता है। दो संसूचक को अंतरिक्ष यान पर व्यवस्थित किया गया था जिससे कि 4π[[ steradian | स्टेरेडियन]] का अवलोकन किया जा सकता है। जब 0.1 से 1.5 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट ऊर्जा सीमा में गणन दर 0.25 या 1.0 सेकंड में बैकग्राउंड लेवल को 8 σ (मानक विचलन) से पार कर गया तो बर्स्ट मोड चालू हो गया था। ऊर्जा सीमा पर 116 चैनल थे।<ref name="NASA2007">{{cite web |url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/granat/granat_about.html |title=ग्रेनेड|publisher=NASA HEASARC |access-date=2007-12-05 }}</ref> | ||
साथ ही ग्रैनाट इंटरनेशन ल एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी में चार[[ ग्रेनेड | ग्रेनेड]] वॉच उपकरण थे जो 6 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट सीमा में उज्ज्वल स्रोतों को रोटेशन मॉड्यूलेशन कॉलिमेटर का उपयोग करके 0.5 डिग्री के भीतर स्थानीयकृत कर सकते थे। एक साथ लिया गया, उपकरणों के तीन क्षेत्रों ने लगभग 75% आकाश को कवर किया। 60 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट पर अधिकतम आधे पर ऊर्जा विश्लेषण 30% पूर्ण चौड़ाई था। मन्द अवधि के दौरान, ऑनबोर्ड कंप्यूटर मेमोरी उपलब्धता के आधार पर, दो ऊर्जा बैंड (6 से 15 और 15 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट) में गणना दर 4, 8, या 16 सेकंड के लिए संचित की गई थी। बर्स्ट या क्षणिक घटना के दौरान, गणना दर 1 एस प्रति 36 एस के स्थायी संकल्प के साथ जमा हुई थी।<ref name="NASA2007" /> | साथ ही ग्रैनाट इंटरनेशन ल एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी में चार[[ ग्रेनेड | ग्रेनेड]] वॉच उपकरण थे जो 6 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट सीमा में उज्ज्वल स्रोतों को रोटेशन मॉड्यूलेशन कॉलिमेटर का उपयोग करके 0.5 डिग्री के भीतर स्थानीयकृत कर सकते थे। एक साथ लिया गया, उपकरणों के तीन क्षेत्रों ने लगभग 75% आकाश को कवर किया। 60 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट पर अधिकतम आधे पर ऊर्जा विश्लेषण 30% पूर्ण चौड़ाई था। मन्द अवधि के दौरान, ऑनबोर्ड कंप्यूटर मेमोरी उपलब्धता के आधार पर, दो ऊर्जा बैंड (6 से 15 और 15 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट) में गणना दर 4, 8, या 16 सेकंड के लिए संचित की गई थी। बर्स्ट या क्षणिक घटना के दौरान, गणना दर 1 एस प्रति 36 एस के स्थायी संकल्प के साथ जमा हुई थी।<ref name="NASA2007" /> | ||
Revision as of 13:12, 13 March 2023
एक्स-रे उत्सर्जन कई खगोलीय पिंडों से होता है। इन उत्सर्जनों का एक नमूना हो सकता है, आंतरायिकता से हो सकता है, या टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी के रूप में हो सकता है। एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी में पृथ्वी के वायुमंडल के ऊपर एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी संसूचक लगाकर कई स्रोतों की खोज की गई है। अधिकांशतः, कई तारामंडल में खोजा गया पहला एक्स-रे स्रोत एक्स-रे क्षणिक होता है। ये वस्तुएँ एक्स-रे उत्सर्जन के बदलते स्तरों को दर्शाती हैं। अमेरिकी नौसेना अनुसंधान प्रयोगशाला के खगोलशास्त्री डॉ. जोसफ लाज़ियो ने कहा:[1] ... आकाश को एक्स- और गामा-किरण तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जित होने वाली क्षणिक वस्तुओं से भरा हुआ माना जाता है, ...। आवर्तक एक्स-रे क्षणजीवी की संख्या बढ़ रही है। क्षणिक के रूप में प्रगामी करने के अर्थ में, एकमात्र तारकीय एक्स-रे स्रोत जो किसी तारामंडल से संबंधित नहीं है, वह सूर्य है। जैसा कि पृथ्वी से देखा गया है, सूर्य सूर्यपथ के साथ-साथ पश्चिम से पूर्व की ओर बढ़ता है, एक वर्ष के दौरान राशि चक्र के बारह नक्षत्रों और सर्पधारी तारामंडल के माध्यम से गुजरता है।
एक्सोटिक एक्स-रे ट्रांजिस्टर
एससीपी 06 एफ 6 (या था) अज्ञात प्रकार की खगोलीय वस्तु है, जिसे 21 फरवरी, 2006 को तारामंडल ग्वाला तारामंडल (बोओटीस) में [2] सर्वेक्षण वाइड फील्ड चैनल के लिए हबल अंतरिक्ष सूक्ष्मदर्शी के उन्नत कैमरे के साथ आकाशगंगा समूह सीएल 1432.5+3332.8 के सर्वेक्षण के दौरान खोजा गया था।[3]
यूरोपीय एक्स-रे उपग्रह एक्सएमएम न्यूटन ने अगस्त 2006 की प्रारंभिक में अवलोकन किया जो एससीपी 06एफ6 के आसपास एक्स-रे[4] सुपरनोवा की तुलना में अधिक तेज़ परिमाण के दो क्रम में तेजस्विता दिखाता है।।[5]
नोवा या सुपरनोवा
अधिकांश खगोलीय एक्स-रे क्षणिक स्रोतों में सरल और सुसंगत समय संरचनाएं होती हैं; सामान्यतः एक तेजी से चमकना जिसके बाद धीरे-धीरे लुप्त होती है, जैसा कि नोवा या सुपरनोवा में होता है।
जीआरओ जे0422+32[6] एक्स-रे नोवा और कृष्ण विवर (ब्लैक होल) प्रार्थक है जिसे 5 अगस्त 1992 को कॉम्पटन गामा रे वेधशाला उपग्रह पर बर्स्ट एंड ट्रांसिएंट सोर्स एक्सपेरिमेंट (बाटसे) उपकरण द्वारा खोजा गया था।[7][8] बर्स्ट के दौरान, यह लगभग 500 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट की फोटॉन ऊर्जा के लिए कर्क नीहारिका गामा-किरण स्रोत से अधिक मजबूत देखा गया था।[9]
क्षणिक युग्मक एक्स-रे स्रोत
एक्सटीई जे1650-500 एक क्षणिक युग्मक एक्स-रे स्रोत है जो नक्षत्र आरा (नक्षत्र) तारामंडल में स्थित है। युग्मक अवधि 0.32 डी है।[10]
शिथिल एक्स-रे क्षणिक
शिथिल एक्स-रे क्षणिक कुछ प्रकार के सघन वस्तु (शायद न्यूट्रॉन तारा) और कुछ प्रकार के सामान्य, कम-द्रव्यमान तारा (अर्थात सूर्य के द्रव्यमान के कुछ अंश के द्रव्यमान वाला तारा) से बने होते हैं। ये वस्तुएँ निम्न-ऊर्जा, या शिथिल, एक्स-रे उत्सर्जन के बदलते स्तरों को दिखाती हैं, जो शायद सामान्य तारे से सघन वस्तु तक द्रव्यमान के चर हस्तांतरण द्वारा किसी तरह उत्पन्न होती हैं। प्रभाव में सघन वस्तु सामान्य तारे को निगल जाती है, और एक्स-रे उत्सर्जन इस प्रक्रिया को कैसे होता है इसका सबसे अच्छा दृश्य प्रदान कर सकता है।[11]
जापान के पहले एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी उपग्रह हकुचो द्वारा शिथिल एक्स-रे क्षणिक सेन एक्स-4 और एपल एक्स-1 की खोज की गई थी।
एक्स-रे बर्स्टर
एक्स-रे बर्स्टर एक्स-रे युग्मक का एक वर्ग है | एक्स-रे युग्मक सितारे विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम के एक्स-रे प्रणाली में तेजस्विता में आवधिक और तेजी से वृद्धि (सामान्यतः 10 या अधिक का एक कारक) प्रदर्शित करते हैं। ये खगोलभौतिक प्रणालियां अभिवृद्धि (खगोल भौतिकी) सघन वस्तु से बनी हैं, सामान्यतः न्यूट्रॉन तारा या कभी-कभी ब्लैक होल, और एक सहयोगी 'डोनर' तारा; दाता तारे के द्रव्यमान का उपयोग प्रणाली को या तो उच्च द्रव्यमान (10 सौर द्रव्यमान से ऊपर) या कम द्रव्यमान (1 सौर द्रव्यमान से कम) एक्स-रे युग्मक के रूप में वर्गीकृत करने के लिए किया जाता है, जिसे क्रमशः एलएमएक्सबी और एचएमएक्सबी के रूप में संक्षिप्त किया जाता है। एक्स-रे बर्स्टर अन्य एक्स-रे क्षणिक स्रोतों (जैसे एक्स-रे पल्सर और सॉफ्ट एक्स-रे ट्रांज़िएंट्स) से भिन्न रूप से भिन्न होते हैं, एक तेज वृद्धि समय (1 - 10 सेकंड) दिखाते हैं, जिसके बाद वर्णक्रमीय मृदुलन (शीतलन कृष्णिका की गुण) होती है। अलग-अलग बर्स्ट की विशेषता 1039-40 अर्ग के एकीकृत प्रवाह से होती है।[12]
गामा-किरण बर्स्टर
गामा-किरण बर्स्टर (जीआरबी) गामा किरण की अत्यधिक तेज़ तेजस्विता है - विद्युत चुम्बकीय विकिरण का सबसे ऊर्जावान रूप है। जीआरबी 970228 28 फरवरी 1997 को 02:58 यूटीसी पर पाया गया जीआरबी था। इस घटना से पहले, जीआरबी केवल गामा तरंग दैर्ध्य पर देखे गए थे। कई वर्षों से भौतिकविदों ने उम्मीद की थी कि इन बर्स्ट के बाद रेडियो तरंगों, एक्स-रे, और यहां तक कि दृश्य प्रकाश जैसे लंबे तरंग दैर्ध्य पर लंबे समय तक रहने वाले पश्च दीप्ति (गामा-रे बर्स्ट) होंते है। यह पहला बर्स्ट था जिसके लिए इस तरह की तेजस्विता देखी गई थी।[13]
क्षणिक एक्स-रे स्रोत का पता चला था जो बर्स्ट के बाद के दिनों में शक्ति नियम प्रवणता के साथ फीका पड़ गया था। यह एक्स-रे पश्च दीप्ति (गामा-रे बर्स्ट) अब तक खोजा गया पहला जीआरबी पश्च दीप्ति था।[14]
क्षणिक एक्स-रे पल्सर
कुछ प्रकार के एक्स-रे पल्सर के लिए, बीई तारा सहयोगी तारा है जो बहुत तेज़ी से घूमता है और स्पष्ट रूप से अपने भूमध्य रेखा के चारों ओर गैस की चक्रिका बहाता है। इन सहयोगी के साथ न्यूट्रॉन तारे की कक्षाएँ सामान्यतः आकार में बड़ी और बहुत अण्डाकार होती हैं। जब न्यूट्रॉन तारा बीई सर्कमस्टेलर चक्रिका के पास या उसके माध्यम से गुजरता है, तो यह सामग्री पर कब्जा कर लेगा और अस्थायी रूप से एक्स-रे पल्सर बन जाता है। बीई तारा के चारों ओर सर्कमस्टेलर चक्रिका अज्ञात कारणों से फैलती और सिकुड़ती है, इसलिए ये क्षणिक एक्स-रे पल्सर हैं जो केवल आंतरायिकता से अधिकांशतः प्रेक्षण योग्य एक्स-रे स्पंदन के एपिसोड के बीच महीनों से वर्षों तक देखे जाते हैं।
एसएएक्स जे1808.4-3658 क्षणिक, संवर्धित मिलीसेकंड एक्स-रे पल्सर है जो आंतरायिक है। इसके अतिरिक्त, एक्स-रे बर्स्ट दोलन और अर्ध-आवधिक दोलनों के अतिरिक्त अविरुद्ध एक्स-रे स्पंदनों को एसएएक्स जे1808.4-3658 से देखे गए हैं, से देखा गया है, जो इसे लो-मास एक्स-रे युग्मक के समय व्यवहार की व्याख्या के लिए रोसेटा स्टोन बनाता है।
सुपरजिएन्ट फास्ट एक्स-रे ट्रांज़िएंट्स (एसएफएक्सटी)
बहुत तेजी से उठने वाले समय (~ दसियों मिनट) और कुछ घंटों की सामान्य अवधि के साथ छोटे बर्स्ट की विशेषता वाले आवर्तक एक्स-रे संक्रमणों की संख्या बढ़ रही है, जो ओबी महादानव तारा से जुड़े हैं और इसलिए बड़े पैमाने पर एक्स- रे बायनेरिज़ की नई श्रेणी को परिभाषित करते हैं : सुपरजायंट फास्ट एक्स-रे ट्रांजिएंट्स (एसएफएफटी)।[15] एक्सटीई जे1739–302 इनमें से एक है। 1997 में खोजा गया, केवल एक दिन सक्रिय रहा, एक्स-रे स्पेक्ट्रम के साथ अच्छी तरह से थर्मल अवमंदक विकिरण (∼ 20 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट का तापमान) के साथ फिट किया गया, पल्सर को बढ़ाने के वर्णक्रमीय गुणों के समान, इसे पहली बार अजीबोगरीब बीई/एक्स-रे क्षणिक असामान्य रूप से कम प्रकोप के साथ के रूप में वर्गीकृत किया गया था। [16] 8 अप्रैल 2008 को स्विफ्ट गामा-रे बर्स्ट मिशन के साथ नोवा बर्स्ट देखा गया था।[16]
एक्स-रे क्षणिक के रूप में सूर्य
मन्द सूर्य, चूंकि सक्रिय क्षेत्रों की तुलना में कम सक्रिय है, गतिकी (यांत्रिकी) प्रक्रियाओं और टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी घटनाओं (उज्ज्वल बिंदु, नैनोफ्लेयर्सऔर जेट) से भरा हुआ है।[17]
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन (हीलियम, ऑक्सीजन और लोहे जैसे भारी तत्वों की थोड़ी मात्रा के अतिरिक्त) से युक्त उत्सर्जित प्लाज्मा है, साथ ही प्रवेश करने वाले कोरोनल बंद चुंबकीय क्षेत्र हैं। छोटे पैमाने पर ऊर्जावान संकेत जैसे प्लाज्मा तापन (सघन सॉफ्ट एक्स-रे ब्राइटनिंग के रूप में मनाया गया) आसन्न सीएमई का संकेत हो सकता है। सॉफ्ट एक्स-रे सिग्मॉइड (शिथिल एक्स-रे की एस-आकार की तीव्रता) कोरोनल संरचना और सीएमई उत्पादन के बीच संबंध का अवलोकन संबंधी अभिव्यक्ति है।[18]
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) का पहला पता 1 दिसंबर 1971 को यूएस नेवल रिसर्च लेबोरेटरी के आर. टूसी द्वारा 7वीं ऑर्बिटिंग सोलर ऑब्जर्वेटरी (ओएसओ 7) का उपयोग करके लगाया गया था।[19] पहले सौर ग्रहण के दौरान कोरोनल क्षणिक या यहां तक कि दृश्य रूप से देखी गई घटनाओं की टिप्पणियों को अब अनिवार्य रूप से एक ही चीज़ के रूप में समझा जाता है।
सबसे बड़ा भू-चुंबकीय प्रक्षोभ, संभवतः प्रागैतिहासिक सीएमई से उत्पन्न, 1859 में पहली बार देखी गई सौर तेजस्विता के साथ मेल खाती है। रिचर्ड क्रिस्टोफर कैरिंगटन द्वारा फ्लेयर को नेत्रहीन रूप से देखा गया था और किऊ गार्डन में रिकॉर्डिंग चुंबकत्वलेखी के साथ भूचुम्बकीय झंझा देखा गया था। उसी उपकरण ने शिथिल एक्स-रे को आयनित करके पृथ्वी के आयनमंडल का तात्कालिक प्रक्षोभ, चतुर्थांशमात्रिक दर्ज किया है। उस समय इसे आसानी से नहीं समझा जा सका क्योंकि यह एक्स-रे की खोज (विलियम कॉनराड रॉन्टगन द्वारा) और आयनमंडल की मान्यता (आर्थर एडविन केनेली और हीविसाइड द्वारा) से पहले का था।
बृहस्पति से क्षणिक एक्स-रे
पृथ्वी के अरोरा के विपरीत, जो क्षणिक होते हैं और केवल उच्च सौर गतिविधि के समय होते हैं, बृहस्पति के अरोरा स्थायी होते हैं, चूंकि उनकी तीव्रता दिन-प्रतिदिन बदलती रहती है। उनमें तीन मुख्य घटक होते हैं: मुख्य अंडाकार, जो चुंबकीय ध्रुवों से लगभग 16° पर स्थित तेज़, संकीर्ण (<1000 किमी चौड़ाई) गोलाकार विशेषताएं हैं;[20]उपग्रह ऑरोरल स्पॉट, जो बृहस्पति के आयनमंडल के साथ उनके आयनमंडल को जोड़ने वाली चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चरणचिन्ह और मुख्य अंडाकार के भीतर स्थित क्षणिक ध्रुवीय उत्सर्जन के अनुरूप हैं।[20][21] रेडियो तरंगों से एक्स-रे (3 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट तक) विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के लगभग सभी हिस्सों में ऑरोरल उत्सर्जन का पता चला था।
एक्स-रे क्षणजीवी संसूचन
पी78-1 का एक्स-रे मॉनिटर, नामित एनआरएल-608 या एक्समोन, नौसेना अनुसंधान प्रयोगशाला और लॉस अलामोस नेशनल लेबोरेटरी के बीच सहयोग था। मॉनिटर में 2 समांतरित आर्गन आनुपातिक गणक सम्मिलित थे। 3-10 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट के यांत्रिक बैंडविड्थ को संसूचक विंडो अवशोषण (विंडो 0.254 मिमी बेरिलियम) और ऊपरी स्तर के विविक्तकर द्वारा परिभाषित किया गया था। सक्रिय गैस आयतन (पी-10 मिश्रण) 2.54 सेमी गहरा था, जो 10 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट तक अच्छी दक्षता प्रदान करता है। गणना 2 ऊर्जा चैनलों में दर्ज की गई थी। स्लैट समांतरित्र प्रत्येक संसूचक के लिए 3° x 30° (एफडब्ल्यूएचएम) के एफओवीको परिभाषित करते हैं; एफओवी की लंबी अक्ष एक दूसरे के लंबवत थीं। लंबी अक्ष को स्कैन दिशा में 45 डिग्री झुकाया गया, जिससे क्षणिक घटनाओं का स्थानीयकरण लगभग 1 डिग्री हो गया था।
फेबस प्रयोग ने 100 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट से 100 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट की सीमा में उच्च ऊर्जा क्षणिक घटनाओं को रिकॉर्ड किया था। इसमें दो स्वतंत्र संसूचक और उनसे जुड़े इलेक्ट्रानिक्स सम्मिलित थे। प्रत्येक संसूचक में 78 मिमी व्यास और 120 मिमी मोटी बिस्मथ जर्मिनेट (बीजीओ) क्रिस्टल होता है, जो प्लास्टिक विरोधी संयोग जैकेट से घिरा होता है। दो संसूचक को अंतरिक्ष यान पर व्यवस्थित किया गया था जिससे कि 4π स्टेरेडियन का अवलोकन किया जा सकता है। जब 0.1 से 1.5 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट ऊर्जा सीमा में गणन दर 0.25 या 1.0 सेकंड में बैकग्राउंड लेवल को 8 σ (मानक विचलन) से पार कर गया तो बर्स्ट मोड चालू हो गया था। ऊर्जा सीमा पर 116 चैनल थे।[22]
साथ ही ग्रैनाट इंटरनेशन ल एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी में चार ग्रेनेड वॉच उपकरण थे जो 6 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट सीमा में उज्ज्वल स्रोतों को रोटेशन मॉड्यूलेशन कॉलिमेटर का उपयोग करके 0.5 डिग्री के भीतर स्थानीयकृत कर सकते थे। एक साथ लिया गया, उपकरणों के तीन क्षेत्रों ने लगभग 75% आकाश को कवर किया। 60 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट पर अधिकतम आधे पर ऊर्जा विश्लेषण 30% पूर्ण चौड़ाई था। मन्द अवधि के दौरान, ऑनबोर्ड कंप्यूटर मेमोरी उपलब्धता के आधार पर, दो ऊर्जा बैंड (6 से 15 और 15 से 180 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट) में गणना दर 4, 8, या 16 सेकंड के लिए संचित की गई थी। बर्स्ट या क्षणिक घटना के दौरान, गणना दर 1 एस प्रति 36 एस के स्थायी संकल्प के साथ जमा हुई थी।[22]
कॉम्पटन गामा रे ऑब्जर्वेटरी (सीजीआरओ) में बर्स्ट एंड ट्रांसिएंट सोर्स एक्सपेरिमेंट (बीएटीएसई) है जो 20 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट से 8 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट सीमा में पता लगाता है।
डब्ल्यूआईएनडी को 1 नवंबर 1994 को प्रक्षेपित किया गया था। सबसे पहले, उपग्रह ने पृथ्वी के चारों ओर चंद्र स्विंगबी कक्षा की थी। चंद्रमा के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की सहायता से पवन का अपभू पृथ्वी के गोलार्द्ध के दिन के ऊपर रखा गया था और मैग्नेटोस्फेरिक अवलोकन किए गए थे। बाद में मिशन में, पवन अंतरिक्ष यान को सूर्य-पृथ्वी संतुलन बिंदु (एल1) के बारे में पृथ्वी से ऊपर की ओर सौर हवा में एक विशेष प्रभामंडल कक्षा में डाला गया था। उपग्रह की स्पिन अवधि ~ 20 सेकंड है, जिसमें स्पिन अक्ष सूर्यपथ के लिए सामान्य है। डब्ल्यूआईएनडी ट्रांसिएंट गामा-रे स्पेक्ट्रोमीटर (टीजीआरएस) को वहन करता है जो 2.0 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट @ 1.0 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट (ई/डेल्टा ई = 500) के ऊर्जा विभेदन के साथ 15 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट - 10 मेगाइलेक्ट्रॉन वोल्ट की ऊर्जा श्रेणी को कवर करता है।
तीसरा यूएस लघु एस्ट्रोनॉमी उपग्रह (एसएएस-3) 7 मई, 1975 को 3 प्रमुख वैज्ञानिक उद्देश्यों के साथ प्रक्षेपित किया गया था: 1) 15 आर्कसेकंड की सटीकता के लिए उज्ज्वल एक्स-रे स्रोत स्थानों का निर्धारण; 2) ऊर्जा सीमा 0.1-55 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट पर चयनित स्रोतों का अध्ययन करें; और 3) एक्स-रे नोवा, फ्लेयर्स और अन्य क्षणिक घटनाओं के लिए लगातार आकाश की खोज कर सकता है। यह घूमने की क्षमता वाला घूमता हुआ उपग्रह था। एसएएस 3 अत्यधिक चुंबकीय डब्लूडी युग्मक प्रणाली, एएम हेर से एक्स-रे की खोज करने वाला पहला था, अल्गोल और एचजेड 43 से एक्स-रे की खोज की और शिथिल एक्स-रे पृष्ठभूमि (0.1-0.28 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट) का सर्वेक्षण किया था।
तेनमा 20 फरवरी 1983 को प्रक्षेपित किया गया दूसरा जापानी एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी उपग्रह था। तेनमा ने गोडार्ड अंतरिक्ष उड़ान केंद्र संसूचक को ले लिया, जिसमें आनुपातिक गणक की तुलना में बेहतर ऊर्जा संकल्प (2 के कारक द्वारा) था और लोहे के वर्णक्रमीय के कई खगोलीय पिंडों के लिए क्षेत्र पहले संवेदनशील माप का प्रदर्शन किया था। ऊर्जा सीमा: 0.1 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट - 60 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट था। गैस प्रस्फुरक आनुपातिक गणक: 80 सेमी2 की 10 इकाइयां प्रत्येक, एफओवी~ 3डीईजी (एफडब्ल्यूएचएम), 2 - 60 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट था। ट्रांसिएंट सोर्स मॉनिटर: 2 - 10 किलोइलेक्ट्रॉन वोल्ट था।
भारत का पहला समर्पित एस्ट्रोनॉमी उपग्रह, जो 2010 के मध्य में पीएसएलवी पर प्रक्षेपण के लिए निर्धारित है,[23] एस्ट्रोसैट अन्य वैज्ञानिक फोकसों के बीच, नए क्षणिकाओं के लिए एक्स-रे आकाश की निगरानी करता है।
यह भी देखें
- अन्वेषणात्मक एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी
- एक्स-1 एक्स-रे स्रोत
- एक्स-रे एस्ट्रोनॉमी
- एक्स-रे खगोलीय स्रोत
संदर्भ
- ↑ Lazio J. "खगोलविदों ने शक्तिशाली फटने वाले रेडियो स्रोत डिस्कवरी पॉइंट्स को खगोलीय पिंडों की नई श्रेणी का पता लगाया".
- ↑ "अंतरिक्ष 'जुगनू' किसी ज्ञात वस्तु के समान नहीं है". New Scientist News. September 16, 2008.
- ↑ Barbary; et al. (2009). "हबल स्पेस टेलीस्कॉप के साथ एक असामान्य ऑप्टिकल क्षणिक की खोज". Astrophysical Journal. 690 (2): 1358–1362. arXiv:0809.1648. Bibcode:2009ApJ...690.1358B. doi:10.1088/0004-637X/690/2/1358. S2CID 5973371.
- ↑ Brumfiel, Geoff (September 19, 2008). "वे कैसे आश्चर्य करते हैं कि आप क्या हैं". Nature News. doi:10.1038/news.2008.1122.
- ↑ Gänsicke; Levan; Marsh; Wheatley (2009). "SCP06F6: A carbon-rich extragalactic transient at redshift z~0.14 Preprint, 2008". The Astrophysical Journal. 697 (2): L129–L132. arXiv:0809.2562. Bibcode:2009ApJ...697L.129G. doi:10.1088/0004-637X/697/2/L129. S2CID 14807033.
- ↑ "GRO+J0422".
- ↑ Harmon A; et al. (1992). IAU Circular. 5584.
{{cite journal}}: Missing or empty|title=(help) - ↑ Paciesas W; et al. (1992). IAU Circular. 5594.
{{cite journal}}: Missing or empty|title=(help) - ↑ Ling JC; Wheaton WA (2003). "BATSE Soft γ-Ray Observations of GROJ0422+32". Astrophys J. 584 (1): 399–413. arXiv:astro-ph/0210673. Bibcode:2003ApJ...584..399L. doi:10.1086/345602. S2CID 118954541.
- ↑ Orosz JA; et al. (2004). "Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650−500". Astrophys J. 616 (1): 376–382. arXiv:astro-ph/0404343. Bibcode:2004ApJ...616..376O. doi:10.1086/424892. S2CID 13933140.
- ↑ Corcoran MF (October 2001). "अक्विला एक्स-1 का पतन".
- ↑ Lewin WHG; van Paradijs J; Taam RE (1993). "एक्स-रे फटना". Space Sci Rev. 62 (3–4): 223–389. Bibcode:1993SSRv...62..223L. doi:10.1007/BF00196124. S2CID 125504322.
- ↑ Schilling, Govert (2002). चमक! ब्रह्मांड में सबसे बड़े विस्फोट की तलाश. Cambridge: Cambridge University Press. p. 101. ISBN 0-521-80053-6.
- ↑ Costa E; et al. (1997). "Discovery of an X-ray afterglow associated with the γ-ray burst of 28 February 1997". Nature. 387 (6635): 783–5. arXiv:astro-ph/9706065. Bibcode:1997Natur.387..783C. doi:10.1038/42885. S2CID 4260635.
- ↑ Negueruela I; Smith DM; Reig P; Chaty S; Torrejon JM (2006). "Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL". ESA Spec.Publ. 604 (165): 165. arXiv:astro-ph/0511088. Bibcode:2006ESASP.604..165N.
- ↑ 16.0 16.1 Sidoli L (2008). "क्षणिक विस्फोट तंत्र". 37Th Cospar Scientific Assembly. 37: 2892. arXiv:0809.3157. Bibcode:2008cosp...37.2892S.
- ↑ Aschwanden MJ (2004). सौर कोरोना की भौतिकी। प्रस्तावना. Praxis Publishing Ltd. ISBN 3-540-22321-5.
- ↑ Gopalswamy N; Mikic Z; Maia D; Alexander D; Cremades H; et al. (2006). "प्री-सीएमई सन" (PDF). Space Sci Rev. 123 (1–3): 303–39. Bibcode:2006SSRv..123..303G. doi:10.1007/s11214-006-9020-2. S2CID 119043472.[dead link]
- ↑ "आरए हॉवर्ड, ए हिस्टोरिकल पर्सपेक्टिव ऑन कोरोनल मास इजेक्शन्स" (PDF).
- ↑ 20.0 20.1 Palier L (2001). "उच्च अक्षांश जोवियन ऑरोरा की संरचना के बारे में अधिक जानकारी". Planet. Space Sci. 49 (10–11): 1159–73. Bibcode:2001P&SS...49.1159P. doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X.
- ↑ Bhardwaj, Anil; Gladstone, G. Randall (2000). "विशाल ग्रहों का अरोरल उत्सर्जन" (PDF). Reviews of Geophysics. 38 (3): 295–353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046.
- ↑ 22.0 22.1 "ग्रेनेड". NASA HEASARC. Retrieved 2007-12-05.
- ↑ PTInews.com[permanent dead link]
