X線源

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X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/12 08:23 UTC 版)

「さそり座タウ星」の記事における「X線源」の解説

さそり座τ星はOB型星であり、X線とオージェ効果により、過イオン化を起こす。ROSATの観測で、さそり座τ星は通常のB0V星よりも強いX線スペクトルを持つことが明らかとなった。エネルギーの範囲は0.8-1.2keVを越える。XMM-Newtonによるさそり座τ星からのX線スペクトルの硬成分の観測により、プラズマの塊が恒星に落ち込んでいることが示唆された。

X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/11/03 17:44 UTC 版)

「X線光電子分光」の記事における「X線源」の解説

一般的な実験設備ではX線管から発せられるMgKα線(1253.6eV) やAlKα線(1486.6eV)などの軟X線を照射する（軟X線は表面感度が良い）。但し、老朽化したX線源を用いるとMgやAlが酸化物になっており、酸素の特性X線も同時に発生することがあるため注意が必要。X線の取り出し窓にはアルミニウム薄膜が用いられる。電子の脱出深さが一定であることから、試料表面と電子レンズとの角度を15°程度にすることによりさらに表面感度を上げることができる（バルク由来のバックグラウンドが減る）。高分解能が要求される場合は、シンクロトロン放射光を用いる。 単色化されたX線を光源として用いると、化学状態を詳細に解析できる。単色化X線源を用いると光電子スペクトルがシャープになり、X線源のサテライト線やKβ線も除去されるため、S/B比が良くなる。単色化X線源では、ローランド円上にX線源（Alなど）と分光結晶を配置させる。

X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/20 09:05 UTC 版)

「カペラ (恒星)」の記事における「X線源」の解説

アメリカのエアロビーHiロケットは1962年6月20日と1963年3月15日に、赤経05h 09m、赤緯+45°付近の領域から強いX線を検出した。分析の結果、このX線源はカペラに由来しているものが判明した。1974年4月5日に、X線天文学的な観測も始まった。2回目の観測では、より容易に検出する事が出来た。 X線の原因は、カペラのコロナに由来するとされている。カペラは、ドイツのX線天文衛星、ROSATの観測対象になった事から1RXS J051642.2+460001という名称もある。アメリカのX線天文衛星HEAO-1もX線源として、カペラを観測し、その結果、高温のコロナに恒星の磁気が閉じ込められている可能性が示唆された。

X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/15 09:51 UTC 版)

「NGC 4151」の記事における「X線源」の解説

1970年にNASAのX線天文衛星ウフルは、誤差範囲が0.56deg2あるものの、この銀河から来たX線を検出した。しかし、これについては議論があり、とかげ座BL型天体の1E 1207.9 +3945を検出したのかどうかが問題点である。HEAO-1はX線源を1H 1210+393と検知している。見かけの位置は一致するもののウフルの誤差範囲とは離れている。 X線の放出については2つの可能性が挙げられている。 25000年前に急成長したブラックホールに物質が落ちる時、光を放出してガス中の原子がイオン化して電子が取れ、再結合する際に、X線を放射する。 ブラックホールの降着円盤中で摩擦により起こるエネルギーでガスが高温になり、その際にX線が放射される。

X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/26 02:32 UTC 版)

「ステファンの五つ子銀河」の記事における「X線源」の解説

NGC 7318Bが銀河群のガスと衝突すると、銀河系よりも大きな巨大な衝撃波が銀河間の媒質に広がり、ガスを数百万度に加熱して、チャンドラ等で観測されるX線を放出する。

X線源

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ412」の記事における「X線源」の解説

伴星のグリーゼ412Bは閃光星（くじら座UV型変光星）で、おおぐま座WX星の名が与えられている。1939年にはすでにオランダの天文学者アドリアン・ヴァン・マーネンがこの星の変光について観測している。 グリーゼ412BはX線源としても知られるが、一方で主星Aは有意なX線を放射していない。この系が最初にX線で観測されたのは、天文衛星ROSATによってであった。