Från Rilpedia

Du har inte behörighet att redigera denna sida, av följande anledning:

Du kan se och kopiera denna sidas källtext:

<noinclude>{{rpsv.from.wpsv}}</noinclude>'''Röntgenastronomi''' är en gren av [[astronomi]]n som studerar [[elektromagnetisk strålning]] med [[fotonenergi]]er i området ca 0,1-100 keV (kilo[[elektronvolt]]), motsvarande 1- 0,1 nm ([[nanometer]])i [[våglängd]]. När strålningen har så kort våglängd, är det mer praktiskt att tala om energin för de enskilda [[foton]]erna, eftersom det är ofta de enskilda fotonerna som man räknar. Energin sträcker sig då från 1 keV för den mest långvågiga strålningen till 100 keV för den mest kortvågiga strålningen. == Röntgenstrålning == {{Fördjupning2|Röntgenstrålning}} Kosmisk röntgenstrålning kan till exempel uppstå i het [[plasma]], en gas som hettats upp så mycket att atomerna har förlorat några av sina [[elektron]]er, så att det uppstår en blandning av fria elektroner och positiva [[joner]]. Strålningen kan då alstras på flera olika sätt. Ett av dem är när en elektron som passerar förbi en positiv jon böjs av genom den elektriska kraften mellan jonen och elektronen. Medan elektronen avböjs, sänder den ut elektromagnetisk strålning, som kallas [[bromsstrålning]]. Ett annat sätt för elektronen att avböjas är genom om det finns ett starkt [[magnetfält]] i plasmat, som då kan ge upphov till [[Cyklotronstrålning|cyklotron]]- eller [[synkrotronstrålning]]. En tredje möjlighet är om elektronen kolliderar med en redan existerande [[foton]]. Om fotonen från början har mindre energi än elektronen, så kan den vid kollisionen ta över en del av elektronens energi, vilket kallas för invers [[Comptoneffekt]]. Även i röntgen kan det bildas [[spektrallinje]]r. Dessa uppstår om en första röngtenfoton slår ut en av de innersta elektronerna från en tung atom, exempelvis [[järn]]. Då uppstår en tom plats bland de hårdast bundna elektronerna kring atomkärnan och en lösare bunden elektron kan falla ner på den tomma platsen. Vid övergången sänder den ut en foton med en bestämd energi eller våglängd. == Observation == Det är betydligt svårare att bygga [[röntgenteleskop]] jämfört med vanliga teleskop; Det gäller även för den som kan konstruera vanliga spegelteleskop med styrkande infall, precis som man gör i extremt [[ultraviolett]]. Röntgenstrålning absorberas dessutom av [[Jorden]]s [[atmosfär]], så instrument som kan iaktta röntgenstrålar måste tas upp till hög höjd, tidigare med [[stratosfär]][[ballong]]er och på [[1960-talet]] genom att sända upp enkla röntgendetekorer med [[sondraket]]er. Många röntgenteleskop har konstruerats efter den enkla principen att sätta en mask, [[kollimator]] framför detektorn, vilket begränsar dennas synfält till en liten del av himlen åt gången. Man använder detektorer som på olika vis kan registrera enskilda fotoner och helst också mäta fotonernas energier. === Satelliter === Nuförtiden är röntgenastronomi en del av [[rymdforskning]]en och det stora genombrottet kom år 1970, när amerikanska [[satellit]]en [[Uhuru]] sköts upp från en plattform i [[Kenya]]. Namnet Uhuru är [[swahili]] och betyder ''frihet'' och togs för att den sköts upp på 7-årsdagen av Kenyas självständighet. Uhuru följdes av många små satelliter. Nästa stora steg var den amerikanska satelliten [[Einsteinobservatoriet|Einstein]], som sköts upp år 1979, 100 år efter Einsteins födelse. Einstein var den första satelliten med avbildande röntgenteleskop. Under 1980-talet kom den europeiska [[EXOSAT]]. Det stora framsteget med EXOSAT var att medan Einstein hade haft en låg omloppsbana, så fick EXOSAT en lång och mycket elliptisk bana som gjorde det möjligt att studera ett enskilt objekt under ett långt tidsintervall. Samtidigt kunde EXOSAT följa mycket snabba förändringar i röntgenstrålningen. Under 1990-talet kom många nya satelliter, bland annat [[GRANAT]], [[ROSAT]], [[Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics|ASCA]], [[Rossi X-ray Timing Explorer|Rossi-XTE]], [[BeppoSAX]], [[Chandra-teleskopet]] och [[SMART-1]]. Alla dessa har på något sätt bidragit till vår förståelse av röntgenhimlen. De nya satelliterna har visat nya astronomiska fenomen, speciellt i anslutning till kompakta kroppar som [[Vit dvärg|vita dvärgstjärnor]], [[neutronstjärnor]] och [[svarta hål]]. Gas som faller in mot sådana pressas samman och kan hettas upp till tillräckligt höga temperaturer (miljontals [[Grad Celsius|grader Celsius]]) för att röntgenstrålning skall bildas genom olika processer. [[Riccardo Giacconi]] erhöll [[nobelpriset i fysik]] [[2002]] för sina insatser inom röntgenastronomin. Man studerar röngtenstrålning från bland annat utbrott på [[sol]]ytan, från [[Dubbelstjärna|dubbelstjärnor]] som innehåller kompakta komponenter, från [[supernova|supernovor]], [[pulsar]]er, [[kvasar]]er med [[supermassiva svarta hål]] och från den tidiga efterglöden hos [[gammablixt]]ar. Det strålar även ifrån [[galaxhop]]ar i röntgen, där det är galaxernas rörelser som hettar upp gasen mellan galaxerna. Den så kallade röntgenbakgrunden är strålning som observeras i alla riktningar på himlen och tros till största delen orsakas av ett stort antal avlägsna kvasarer. == Se även == * [[Röntgenbinär]] * [[Röntgenblixt]] * [[Cygnus X-1]] * [[SS 433]] * [[Ultraluminös röntgenkälla]] * [[Högenergiastrofysik]] [[Kategori:Astrofysik]] [[Kategori:Astronomi]] [[Kategori:Röntgenstrålning]] [[bn:এক্স-রশ্মি জ্যোতির্বিজ্ঞান]] [[cs:Rentgenová astronomie]] [[de:Röntgenastronomie]] [[en:X-ray astronomy]] [[es:Astronomía de rayos-X]] [[fi:Röntgentähtitiede]] [[fr:Astronomie des rayons X]] [[hu:Röntgencsillagászat]] [[id:Teleskop sinar-X]] [[it:Astronomia a raggi X]] [[ja:X線天文学]] [[nl:Röntgenastronomie]] [[pl:Astronomia rentgenowska]] [[sk:Röntgenová astronómia]] [[th:ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์]] [[zh:X射线天文学]]

Tillbaka till Röntgenastronomi.