Co to jest źródło rentgenowskie w astronomii?
Źródło rentgenowskie to obiekt astronomiczny emitujący promieniowanie rentgenowskie (X, długości fal 0,01-10 nm, energie 0,1-100 keV). Rentgenoastronomia, rozwinięta od lat 60. XX wieku (odkrycie Sco X-1 w 1962 roku przez Giacconi – Nobel 2002), ujawniła ekstremalnie energetyczne procesy: akrekcję na gęste obiekty, wybuchy supernowych, gorące gazy w gromadach galaktyk i koronę słoneczną.
Typy źródeł rentgenowskich: układy podwójne rentgenowskie (X-ray binaries, XRB) – akrecja materii na gwiazdę neutronową lub czarną dziurę z towarzyszącego donora; dzielą się na masywne (HMXB, np. Cygnus X-1 – pierwsza czarna dziura, odkryta 1972) i nisko masywne (LMXB). Rozbłyski rentgenowskie (X-ray bursts) – termojądrowe wybuchy na powierzchni gwiazd neutronowych w LMXB. Aktywne jądra galaktyk (AGN) – supermasywne czarne dziury emitujące silnie w X. Gorący gaz w gromadach galaktyk (temperatura 10^7-10^8 K) – najjaśniejsze rentgenowskie źródła nieba po AGN. Resztki supernowych (SNR) – gorące gazy rozprężające się z eksplozji. Korona słoneczna (temperatura 10^6 K). Magnetary – gwiazdy neutronowe z ekstremalnym polem magnetycznym, emitujące wybuchy gamma i X.
Rentgenoastronomia jest możliwa wyłącznie z przestrzeni kosmicznej – atmosfera Ziemi pochłania promieniowanie X. Główne obserwatoria rentgenowskie: Chandra X-ray Observatory (NASA, od 1999), XMM-Newton (ESA, od 1999), NuSTAR (NASA, od 2012), eROSITA (Rosja/Niemcy, 2019). Chandra osiąga zdolność rozdzielczą ok. 0,5 arcsec – porównywalną z Hubble’em, lecz w promieniowaniu X.