X ışını astronomisi

Sondaj roket uçuşları

X-ışını araştırmaları için yapılan ilk sondaj roket uçuşu 28 Ocak 1949’da V-2 roketi ile New Mexico’daki Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde başarıya ulaştı. Atmosferin hemen üzerinde uçan bu roketin burun konisi bölümüne bir dedektör yerleştirildi.
Güneşten gelen X-ışınları, Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı Blossom deneyi ile belirlendi. 12 Haziran 1962 yılında bir Aerobee 150 roketi fırlatıldı ve bu roket diğer gök cisimlerinden ilk kez X-ışını saptadı.
Roket uçuşlarının en büyük dezavantajı onların çok kısa süreli uçuşu (tekrar Dünya’ya düşmeden önce atmosfer üzerinde sadece birkaç dakika) ve sınırlı bakış açısına sahip olmalarıydı. Amerika Birleşik Devletleri’nden fırlatılan bir roket güney gökyüzündeki kaynakları göremezken, Avustralya’dan atılan bir roket de kuzey gökyüzündeki kaynakları göremiyordu.

X-ışını Kuantum Kalorimetre Projesi

Astronomide, yıldızlar arası bulunan boşlukta yayılan gazlar ve kozmik tozlar bulunur. Bunlar yıldızlararası boşluğu doldurur ve çevredeki galaksiler arası ortamlarla sorunsuz olarak karışır. Yıldızlar arası ortam iyonların, atomların, moleküllerin, büyük toz tanelerinin, kozmik ışınların ve galaktik manyetik alanların oluşturduğu seyreltik bir bileşenden oluşur. Elektromanyetik radyasyon formunda aynı hacmi kaplayan enerjiler yıldızlararası radyasyon alanıdır.
X-ray ışını yayan yıldız yüzeylerinden fırlayan koronal bulutlardan oluşan 10⁶-10⁷  kelvin sıcaklığa sahip sıcak iyonize ortamlar asıl ilgi alanıydı. ISM (yıldızlararası boşluk) fırtınalı ve uzaysal ölçeklerde bir yapıya sahiptir. Yıldızlar molekül bulutlarının büyük komplekslerinin içinde doğarlar. Yaşamları boyunca ISM ile fiziksel olarak bir etkileşime sahiptirler. Süpernova tarafından oluşturulan şok dalgaları ve genç yıldız kümelerinin yıldız rüzgarları hipersonik türbülansa dönüşen büyük enerjiler ile çevrilir. Elde edilen yapılar sıcak gazın yıldız bulut baloncukları ve süper baloncuklardır. Güneş şu anda düşük yoğunluktaki Yerel baloncuğun daha yoğun bir bölge olan Yerel Yıldızlararası Bulut kısmına doğru hareket etmektedir.
0,07-1 keV enerji aralığı üzerindeki yıldızlararası ortamdan ışıyan X-ışınlarının spektrumunu ölçmek için NASA 1 Mayıs 2008 tarihinde Siyah Brant 9’u Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde fırlattı. Wisconsin Üniversitesi’nden Dr. Dan McCammon yürütücü olarak bu göreve getirildi.

Balonlar

Balon uçuşları Dünya’nın atmosferinin %99,997’sine denk gelen deniz seviyesinin 40 km yüksekliğine kadar araçları taşıyabilir. Verileri kısa birkaç dakika boyunca toplayan roketlerin aksine bu kabarcıklar çok uzun sürede havada kalabilmektedirler. Ancak, bu yüksekliklerde çoğu X-ışını spektrumu emilmektedir. 35 keV’den az enerjiye sahip X-ışınları kabarcıklara ulaşamaz. 21 Temmuz 1964 yılında Filistin, Teksas, ABD’den fırlatılan bir kabarcık üzerindeki sintilasyon sayacı ile Yengeç Bulutsusu süpernovasının kalıntısının sert X-ışını olduğunun bulunmasına yardımcı oldu. Bu olay ayrı bir kozmik X-ışını kaynağından X-ışınlarının ilk balon tabanlı algılaması olarak tarihe geçti.

Yüksek enerjili odaklama teleskobu

Yüksek enerjili odaklama teleskobu(HEFT) sert X-ışını bandında (20-100 keV) astrofizik kaynaklarını görüntülemek üzere yapılan kabarcık kaynaklı bir deneydir. Uçuş Mayıs 2005’te Fort Sumner, New Mexico, ABD’de gerçekleşti. HEFT’in açısal çözünürlüğü yaklaşık 1.5’dir. Otlatma açılı X-ışını teleskobu yerine kullanılan HEFT, 10 keV ötesindeki iç içe otlatma rastlantılı aynasının yansımasını genişletmek için alışılmamış tungsten silikon katmanlı kaplamaya sahiptir. HEFT 60 keV’de yarım maksimumda 1,0 keV tam genişlikte bir enerji çözünürlüğüne sahiptir. HEFT Mayıs 2005’te 25 saatlik bir uçuş için fırlatıldı ve Yengeç Bulutsusu gözlendi.

Yüksek çözünürlüklü gama-ışını ve sert X-ışını spektrometres)

Balon kaynaklı bir deney olan yüksek çözünürlüklü gama ışını ve sert x-ışını spektrometresi deneyi x-ışınlarını ve gama ışınlarını gözlemek için yapıldı. Aralık 1991’de McMurdo Üssü
, Antarktika’dan fırlatıldı. Sabit rüzgarlar balonu kutup etrafında 2 hafta boyunca taşıdı.

Rokonlar

Rokonlar (roket ve balonun birleşiminden oluşan sözcük) yerdeyken yakılmasındansa katı roket yakıtı kullanılan üst atmosfere kadar gitmiş gaz dolu balon ve roketten oluşan bir alettir. Rokonlar maksimum yüksekliğe ulaştıklarında roket ve balon ayrılır ve roket otomatik olarak ateşlenir. Bu nedenden dolayı daha fazla kimyasal yakıt gereksinimi duyulmadan daha yükseğe ulaşabilir.
1 Mart 1949’da Aerobee roketinin atışı sırasında Birleşik Milletler gemisi Norton Sound gezisi sırasında Komutan Lee Lewis, Komutan G: Halvorson, S.F. Singer ve James A. Van Allen tarafından rokonların ilk hali oluşturuldu. 27 Temmuz 1956’da Naval Araştırma Laboratuarı 8 adet Deacon rokonlarını solar ultraviyole ve X-ışınlarını gözlemek için fırlattı.

X-ışınları Astronomi Uyduları

X-ışınları astronomi uyduları X-ışınlarının gök cisimlerinden ışımasını inceler. X-ışınlarını tespit eden ve iletebilen bu uydular X-ışınları astronomisinin bir parçasıdır. X-radyasyonları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için uydulara ihtiyaç vardır ve bu nedenle X-ışınlarını belirleyecek araçlar balonlar, sondaj roketleri ve uydular gibi yüksek yerlere çıkabilmelidir.

X-ışını astronomisi detektörleri

X-ışını astronomisi detektörleri öncelikle enerji ve genellikle çeşitli tekniklerle dalga boylarını tespit etmek üzere tasarlanmıştır.
X-ışını detektörleri bireysel X-ışınlarını toplamak ve toplanan fotonların sayısını saymakta, enerjisini ölçmekte, dalga boyunu belirlemekte veya ne kadar hızlı olduklarını anlatır.

X-ışınlarının astrofizik kaynakları

Çeşitli astrofizik nesneleri floresan yayarlar ya da galaksi kümelerinden aktif galaktik çekirdeklerden galaktik objelerdeki kara deliklere kadar X-ışını yansıtırlar. Bazı güneş sistemleri X-ışınlarını emer. Buna en iyi örnek Ay’dır. Ayın X-ışını parlaklığı yansıyan solar X-ışınlarından kaynaklanır. Birçok çözülmemiş X-ışını kaynağı kombinasyonu gözlenen X-ışını arka planını üretir. X-ışını sürekli siyah cisim radyasyonu, foton ışınlaması, senkrotron veya düşük enerjili fotonların ters Compton saçılmasından ortaya çıkar.
Bir orta-kütle X-ışını ikilisi bileşenlerinden biri nötron yıldızı veya kara delik, diğer bileşeni ise orta-kütle yıldızdan oluşan ikili yıldız sistemlerinden oluşur.
Hercules X-1 genellikle Roche lobunun taşmasıyla oluşan normal yıldızın nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşur. X-1 büyük X-ışını ikililerinin protatifidir.

Göksel X-ışını kaynakları

Bir göksel küre 88 takımyıldıza bölünmüştür. Uluslararası Astronomi Birliği bu takımyıldızları gökyüzünün alanları olarak tanımlamıştır. Bütün takımyıldızlar kayda değer bir X-ışını kaynağıdır. Bazıları galaksilerin merkezindeki kara delik veya astrofiziksel modeline göre tanımlanmıştır. Bazıları ise atarca yıldızıdır. X-ışını astronomisi tarafından modellenen başarılı kaynaklar sayesinde Güneşi, bütün evreni ve bunların gezegenimizi nasıl etkilediğini anlayarak  X-ışınlarının neslini anlamaya uğraşıyoruz. Takımyıldızları mevcut fiziksel teorinin veya yorumlarından ayrı olarak gözlem ve kesinlikle baş edebilmek için bulunmuş bir astronomik cihazdır. Astronomi çok uzun zamandır mevcut. Fiziksel teori zamanla değişir. X-ışını astronomisi sınıflandırma, keşif sırası, değişkenlik, çözülebilirlik ve yakın kaynaklarla ilişkisine odaklanırken göksel X-ışın kaynaklarına bağlı olan X-ışını astronomisi, X-ışını parlaklığının fiziksel nedenine odaklanır.
Orion ve Eridanus takımyıldızları içinde uzanan sıcak nokta olarak bilinen yumuşak X-ışınları Orion-Eridanus Süper Kabarcığı, Eridanus Yumuşak X-ışını Geliştirilmesi veya Eridanus Kabarcığı olarak adlandırılır. Yumuşak X-ışınları süper kabarcığın içindeki sıcak gaz tarafından yayılır. Bu parlak obje gaz ve tozun ipliğinin gölge arka planını oluşturur. Bu iplik çevresinde kaplı olarak gösterilir. Bu iplik 100 ve 300 eV arasındaki yumuşak X-ışınlarını emer ve bu sıcak gazın ipliğin arkasında yer aldığını gösterir. Bu iplik belki de sıcak kabarcığı çevreleyen nötr gazın kabuğunun bir parçasıdır. İç kısmı sıcak yıldızlardan ultraviyole ışın ve yıldızsal rüzgarlarla enerji kazanmaktadır. Bu yıldızlar süper kabarcığa enerji kazandırır.

Önerilen (Gelecek) X-ışınları Gözlemci Uyduları

X-ışını gözlemci uydularıyla ilgili bir sürü proje vadedilmektedir.

Keşifsel X-ışını astronomisi

Genellikle gözlemsel astronominin Dünya’nın yüzeyinde gerçekleştiği düşünülmektedir (ya da nötrino astronomisinin altında). Dünya’nın gözlemlerini sınırlama fikri Dünya’nın yörüngesini de içerir. Gözlemci Dünya’nın rahat sınırlarını bırakır bırakmaz derin bir uzay gezginine dönüşür Gezgin 1 ve Gezgin 3 hariç). Eğer araştırma derin uzay gezginine dönüşürse Dünya’yı ya da onun yörüngesini terkeder.
Uydu veya uzay sondasını derin uzay X-ışını astronotu/gezgini veya “astronot”/gezgin olarak nitelemek için gereken şey XRT veya X-ışını detektörüdür ve böylelikle Dünya’nın yörüngesini terkedebilir.
6 Ekim 1990’da Ulysses fırlatıldı ve Şubat 1992’de kendi kütleçekimsel sapanından dolayı Jüpiter’e ulaştı. Haziran 1994’te güney güneş kutbunu geçti ve Şubat 1995’te çapraz olarak tutulum çemberi ekvatorunu geçti. Güneş X-ışını ve kozmik gama-ışını patlaması deneyinin 3 ana hedefi vardı: güneş ışınlarını görüntülemek ve incelemek, kozmik gama-ışını patlamalarını tespit etmek ve belirlemek ve Jovian aurorasını yerinde tespit etmek. Ulysses ilk gama patlama detektörü taşıyan uyduydu ve Mars’ın yörüngesinin dışına gönderildi. Sert X-ışını detektörleri 15-150 keV aralığında işletilmektedir. Dedektörler plastik ışık tüplerinden fotomultiplikatörlere 23 mm kalınlığında 51 mm çaplı CsI(TI) kristalinden oluşmaktadır. Sert detektörler çalışma modunu şunlara bağlı olarak değiştirir (1) ölçülen sayım oranı, (2) yer konumu, (3) uzay aracı telemetri modu. Tetikleme seviyesi genellikle arka plan üzerinde 8-sigma ve duyarlılığı 10⁻⁶ erg/cm² (1 nJ/m²) olacak şekildedir. Bir patlama tetiği kaydedildiği zaman, cihaz yavaş telemetri okumaları için 32-kbit hafızasında kaydı yüksek çözünürlüklü veriye dönüştürür. Patlama dataları ya 8-ms’nin 16 s’yesinin çözünürlük sayı oranını ya da 2 detektörün toplamından 32-ms’nin 64 s’yesinin sayım oranını içerir. Ayrıca 2 detektörün toplamından 16 kanal enerji spektrumu da bulunur ( 1, 2, 4, 16 veya 32 saniyelik tümlemelerin alındığı). Bekleme modunda data ya 0.25lik ya da 0.5 s’lik tümlemelerle ve 4 enerji kanalıyla alınır. Tekrar, 2 detektörün çıkışları toplanır.
Ulysses yumuşak X-ışını detektörleri 2.5-mm kalınlığında x 0.5 cm²  alana sahip Si yüzey bariyer dedektörlerinden oluşur. 100 mg/cm²  berilyum folyonun ön camı düşük enerjili X-ışınlarını geri çevirir ve 75°’lik (yarım açı) konik FOV tanımlar. Bu dedektörler pasif olarak soğutulur ve -35 ile -55 °C’lik aralıkta faaliyete geçer. Bu dedektör 5-20 keV’i kapsayan 6 enerji kanalına sahiptir.

Teorik X-ışını Astronomisi

Teorik X-ışını astronomisi teorik astronominin bir dalıdır ve teorik astrofizik ve X-ışınlarının teorik astrokimyası, ışıması ve astronomik cisimlere uygulandığında algılamasıyla uğraşır.
Teorik astrofizikte olduğu gibi, teorik X-ışını astronomisinde de mümkün olan X-ışın kaynaklarının davranışlarının yaklaşık olarak analitik modelini içeren ve gözlemlenmiş verilerin yaklaşık olarak sayısal simülasyonunu içeren bir sürü araç kullanılır. Bir kere potansiyel gözlem sonuçları mümkün olduğunda deneysel gözlemlerle karşılaştırılabilir. Gözlemciler bir modeli yalanlayan ya da değiştiren veya çelişen modellerden birkaçını seçip onları iyileştirmeye yardım etmeye çalışabilir.
Teorisyenler ayrıca modelleri üretebilir ya da değiştirebilir. Herhangi bir tutarsızlık durumunda, genel eğilim minimum düzeyde değişiklikler yapmak yönündedir. Bazı durumlarda büyük oranlarda tutarsızlıkla karşılaşılabilir ve model terkedilebilir.
Astrofizik, astrokimya, astrometri ve diğer bütün alanların konularının çoğu X-ışını ve X-ışını kaynaklarıyla ilgilenen teknisyenler içerir. Birçok teorinin başında X-ışını kaynaklarının inşa edildiği ve kullanıldığı Dünya bazlı laboratuarlar bulunur.

Dinamolar

Dinamo teorisi dönen, konveksiyona uğrayan ve manyetik alan oluşturmak için sıvı eylemlerini yürüten bu süreçte geçenleri anlatır. Bu teori astrofiziksel yapının anormal derecede uzun ömre sahip manyetik alanını açıklamak için kullanılır. Eğer yıldız manyetik alanların birçoğu gerçekten dinamolar tarafından indüklenmişse, alan şiddeti dönme oranıyla ilişkili olabilir.

Yıldızsal X-ışını astronomisi

Yıldızsal X-ışını astronomisi 5 Nisan 1974’te Capella’da X-ışını tespit edilmesiyle başladı diyebiliriz. Bu tarihte bir roket fırlatıldı ve kontrol sisteminde davranışını ayarlamak için yıldız sensörü Capella’nın yük eksenine doğrultulmuştu. Bu dönem boyunca, X-ışını detektörleri tarafından X-ışınlarının 0.2-1.6 keV aralığında olduğu tespit edilmiştir.

Eta Carinae

Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından yapılan yeni X-ışını gözlemleri 3 farklı yapıyı göstermektedir: bir dış, at nalı şeklinde 2 ışık yılı çapa sahip halka, 3 ışık ayı çapa sahip bir sıcak iç çekirdek ve 1 ışık ayı çaptan daha az çapa sahip sıcak merkez kaynağı ve bu kaynak tüm olayı yürüten süper yıldıza sahip kısım olabilir. Dış halka 1000 yılın üzerinde meydana gelmiş büyük bir patlamanın kanıtlarına sahip. Eta Carinae etrafındaki bu 3 yapı süpersonik hızlardaki süper yıldızlardan gelen şok dalgalarını temsil ediyor. Sıcak şok gaz aralığının sıcaklığı 60 MK’dir ve iç kısımlarınki 3 MK’dir. Minnesota Üniversitesi’nden Prof. Kris Davidson “Chandra resmi yıldız nasıl bu kadar sıcak ve yoğun X-ışınına sahiptir gibi birçok bulmaca içermektedir.” demiştir. Hubble Uzay teleskopuyla yapılan Eta Carinae gözlemlerinde Davidson yürütücüydü.

Dengesiz rüzgarlar

Teori, önemli dış aktarım bölgesindeki yetersizliğin A yıldızlarındaki manyetik dinamonun yokluğundan kaynaklandığını söyler. O ve B tipi yıldızlarda ise dengesiz rüzgarların X-ışını kaynağı olduğu belirlenmiştir.

En serin M cüceleri

Spektral M5 tipinin ötesinde, klasik αω dinamosu cüce yıldızların iç yapısı önemli ölçüde değişemez ve bu şekilde çalışamaz, tam olarak iletimli olurlar. Dağıtılmış (veya α2) dinamo hem yüzeydeki manyetik akıyla hem de koronadaki manyetik alanın topolojisi dönüşümlü olarak değişebilmesiyle alakalı olabilir. Belki de spektral sınıf dM5’in çevresindeki X-ışını özelliklerinin bazılarının süreksizliği ile sonuçlanabilir. Ancak, gözlemler bunu desteklemiyor gibi görünebilir: uzun süreli düşük kütleli X-ışını algılamanın sabit emisyon ve daha yüksek büyüklükte ateşlemeye sahipliği gösterildi.

K devleri

FK Com yıldızları alışılmadık hızlı dönüşlere ve aşırı aktif belirtilere sahip spektral K tipi devlerdir. X-ışını koronaları bilinen en parlak ve en sıcaktır. Fakat, güncel popüler hipotez yoldaşının yörüngesel açısal momentumunun birincile transfer edildiği birleşmiş kapalı ikili bir sistem içerir.
Pollux İkizler takımyıldızının en parlak, gökyüzünün is en parlak onyedinci yıldızıdır. Pollux dev turuncu K yıldızıdır ve kendisinin beyaz olan ikizi Castor ile ilginç bir renk kontrastı yakalar. Pollux etrafında sıcak, dış, manyetiksel olarak desteklenen bir korona bulunduğuna dair kanıtlar vardır ve bu yıldız X-ışını yayıcısı olarak bilinmektedir.

Amatör X-ışını astronomisi

Topluca, amatör gökbilimciler yıldızsal objelerin çeşitliliğini ve kendi inşa ettikleri ekipmanlarla fenomen olayları gözlemlerler. Amerika Birleşik Devletleri Hava Kuvvetleri Akademisi (USAFA) ABD’nin tek lisans uydu programına ev sahipliği yapar ve FalconLaunch sondaj roketlerini geliştirmeye devam ederler. X-ışını astronomisini uzaydaki yükünü koymak için harcanan direkt amatör çabalara ek olarak öğrenciler tarafından geliştirilen deneylere imkan sağlar.
Gözlemlerde ve X-ışını astronomisi deneylerini raporlamakta bazı sınırlamalar vardır: amatör roket ya da balonu inşa etme maliyetine uygun bir X-ışını detektörü oluşturmak ve uygun bir x-ışını detektörünün parçaları için uygun maliyet bulmak gibi.

X-ışını astronomisinin tarihi

1927 yılında Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı’ndan E.O. Hulburt ve Washington Carnegie Enstitüsünden ortakları Gregory Breit ve Merle A. Tuve Goddard’ın roketlerinin üst atmosferin keşfi için donatılmasını önerdi. “İki yıl sonra, o bir roketin üst atmosferi keşfedeceği ve ultraviyole radyasyonun ve yüksekliklerdeki X-ışınlarının tespit edilebileceği bir deney programı önerdi”.
1930’ların sonunda Güneş’i çevreleyen çok sıcak, narin bir gazın varlığı yüksek oranda iyonize türlerin optik koronalından dolaylı yoldan anlaşıldı. Güneş bu zamana kadar sıcak narin bir korona ile çevrili olarak biliniyordu. 1940’ların ortasında radyo gözlemleri Güneş’in etrafında radyo koronası olduğunu belirledi.
X-ışını kaynakları için Dünya’nın atmosferinden ötede başlayan ilk arama 5 Ağustos 1948 saat 12:07’de yapıldı. Birleşik milletler ordusu Hermes projesi kapsamında V-2 roketini Beyaz Kumlar’da fırlattı. İlk güneş X-ışını T.Burnight tarafından kaydedildi.

X-ışını astronomisindeki önemli sorular

X-ışını astronomisi kaynak içinde eş olarak önemli spektral sondaj kullanır ve birçok bulmacayı anlama çabasında önemli bir araçtır.

Yıldızsal Manyetik Alan

Manyetik alanlar yıldızlar arasında her yerdedir fakat biz bunun ne nedenini kesin olarak bilebiliyoruz ne de yıldızsal çevrelerde fiziksel plazma gibi davranmasını şaşırtıcı şekilde açıklayabiliyoruz. Örneğin bazı yıldızlar manyetik alana sahip gibi görünürken diğerleri sık sık alan oluşturuyor gibi görünüyor.

Güneşdışı X-ışını kaynağı astrometrisi

Güneşdışı X-ışını kaynaklarının ilk tespiti ile, genellikle sorulan ilk soru “Kaynak nedir?” olmuştur. Kapsamlı bir arama genellikle başka dalga boylarında mümkün olmuştur. Örneğin mümkün olan tesadüf objelerde görünür veya radyo dalga boyları gibi. Çoğu doğrulanmış X-ışını yerleri hala kolaylıkla ayırt edilebilir kaynaklar değildir. X-ışını astrometrisi ince açısal çözünürlük ve spektral ışıltısının her zamankinden daha fazla talep edilmesinden ötürü ciddi bir endişe oluşturmaktadır.
X-ışını/optiği, X-ışını/radyosu ve X-ışını/X-ışını tanımlamalarının yapılmasında konum rastlantılarından dolayı doğal zorluklar vardır.
X-ışını kaynakları yıldızlar kaynağın kütle merkezi ile yıldızın konumu arasındaki açısal  uzaklığa göre tanımlanabilmesini karşılar. İzin verilen maksimum uzaklık olabildiğince gerçek eşleme elde etmek için tanımlamak için belirlenen daha büyük bir değer ile sahte eşlemelerin ihtimalini minimuma indirmek için daha küçük bir değer arasında uzlaşmadır.

Güneşsel X-ışını astronomisi

Güneş’in etrafında ya da yakınındaki belirlenmiş X-ışınları kaynakları dış atmosferin ya içindedir ya da koronal bulutuyla ilişkilidir.

Koronal ısınma problemi

X-ışını astronomisi alanında koronal bir ısınma problemi mevcut. Güneş’in ışık yuvarı 5570 Kelvin sıcaklığa sahipken koronası 1–2 × 106 Kelvin sıcaklığa sahiptir. Yine de, en sıcak bölgenin sıcaklığı 20 × 106 Kelvindir. Koronanın yüksek sıcaklığı ışık yuvarından gelen direkt ısı iletimi haricinde bir şey tarafından ısıtıldığını gösterir.
Koronayı ısıtmak için enerji gerektiği düşünülmekteydi. Bu yüzden iki temel mekanizma koronal ısınmayı anlatmak için geliştirildi. İlk mekanizma dalga ısınmasıydı. Diğeri ise manyetik ısınmadır.
Günümüzde dalgaların daha etkili bir ısınmaya sebep olduğu tam olarak belli değildir. Alfvén dalgaları dışındaki tüm dalgaların dağıldığı veya koronaya ulaşmadan kırıldığı bulunmuştur. Buna ek olarak Alfvén dalgaları kolay kolay koronada dağılmamaktadır.

X-ışını karanlık yıldızlar

Güneşsel döngü esnasında sağdaki görüntüde de görüldüğü gibi Güneş nerdeyse bir X-ışını karanlığıdır. Bunun yanı sıra Betelgeuse her zaman X-ışını karanlığı gibi gözükmektedir. Neredeyse herhangi bir X-ışını kırmızı devler tarafından yayılır.

X-ışını karanlık gezegen/kuyrukluyıldız

X-ışını gözlemleri geçiş esnasındaki ebeveyn yıldızlarının koronaları tutulurken gezegenlerin belirlenmesine olanak sağlamıştır.
X-ışını dedektörleri daha duyarlı oldukça başka gezengenler ve X-ışını parlak olmayan göksel cisimler gözlendi.

Tek X-ışını yıldızları

Güneşe ek olarak birçok tekli yıldız veya yıldız sistemi galaksi boyunca X-ışını yayar.
Tek yıldızlar üzerine çalışmanın yararı tüm etkilerden arınmış ölçümler yapabilmek veya çoklu yıldız sisteminin bir parçası olabilmektir. Teoriler ve modeller daha kolay test edilebilir.