X-ışınlarını belirleyecek araçlar balonlar, sondaj roketleri ve uydular gibi yüksek yerlere çıkabilmelidir.

X-ışını teleskopları kırılma ya da geniş sapma yansımalarından farklı olarak kayan yansıma açılarına dayanılarak yön veya görüntüleme yeteneğine sahiptir. Bu durum görünür veya UV teleskoplarından daha dar görüş alanına neden olur. Aynalar seramikten ya da metal folyodan oluşabilir.

Astronomideki ilk X-ışını teleskobu Güneş’i gözlemlemek için yapıldı. Güneşin X-ışını fotoğrafı roket kaynaklı bir teleskopla ilk kez 1963’te çekildi. Fakat güneşin ilk X-ışını fotoğrafı 19 Nisan 1960’ta Aerobee-Hi roketindeki bir iğne deliği kamerasıyla çekildi.

X-ışını aynalarının güneşdışı X-ışınları astronomisi için kullanımı için şunlar gerekir:

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.

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.

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.

X-ışını gözlemci uydularıyla ilgili bir sürü proje vadedilmektedir.

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 erg/cm (1 nJ/m) 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. Tekrardan, 2 detektörün çıkışları toplanır.

Ulysses yumuşak X-ışını detektörleri 2.5-mm kalınlığında x 0.5 cm alana sahip Si yüzey bariyer dedektörlerinden oluşur. 100 mg/cm 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 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.

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.

Diğer dalga boylarının aralığından kaynaklanan spektral yansıma ile bir araya gelen X-ışını spektrumu tarafından gözlemlenen X-ışını yansıması gibi bir astronomik model inşa edilebilir. Örneğin, Scorpius X-1 ile termal plaza mekanizmasına benzeyen X-ışını spektrumu X-ışını enerjisi 20 keV’e kadar çıkarken dik olarak düşüşe geçer. Buna ek olarak, hiçbir radyo yansıması gerçekleşmez ve görünür süreklilik gözlenen X-ışını akısının sıcak plazmaya uyumundan beklenenle aynıdır. Plazma, enerji kaynağının belirsiz olduğu fakat yakın ikili fikriyle ilgili olabilecek geçici plazmanın ya da merkez objenin koronal bulutundan oluşabilir.

Yengeç bulutsusu X-ışını spektrumunda Scorpius X-1’den farklı olan üç özellik vardı: spektrumu daha sertti, kaynak çapının birimi ışık yılıydı (astronomik birimler değil), radyo ve optik sinkrotron yayılımı daha güçlüydü. Onun genel ışık parlaklığı optik yayılmayla ve ısısal olmayan plazmayla rekabet edebilir. Buna rağmen, Yengeç Bulutsusu X-ışın kaynağı olarak bilinir. Enerji içeriği toplam enerji içeriğinden 100 kat fazladır ve görünen büyük bilinmeyen bir kaynaktan elde edilen radyo kısmına sahiptir.

Dev yıldızlar kırmızı deve dönüştüklerinde rüzgar ve koronal bölme çizgileriyle çakışırlar. Bu bölme çizgileri üzerindeki X-ışınları ışımasının düşüşünü açıklamak için şu modeller önerilmiştir:

Analitik X-ışını astronomisi kabul edilebilir bir çözüm sağlamak amacıyla oluşturulan astronomik bir bulmacaya uygulanabilir. Aşağıdaki bulmacayı göz önüne alalım.

Yüksek kütleli X-ışını ikilileri OB süper dev yıldızları ve kompakt nesnelerle, bazen de nötron yıldızı veya kara deliklerin birleşmesiyle oluşur. Süper dev X-ışını ikilileri HMXB’lerdir. SGXB’ler tipik sert X-ışını spektrumunu gösterir. X-ışını parlaklığı 10 erg·s (10 watts)’e kadar yükselir.

Klasik SGXB’ler ve yeni keşfedilmiş süper dev hızlı X-ışını geçişi arasındaki gözlenen farklı zamansal davranışı tetikleyen mekanizma hala tartışılmaktadır.

Amaç: ışınım modelleri arasındaki farkı ayırt etmeye yardım eden uzun yörüngeleri keşfetmek ve belki de modellere sınırlama getirmek.

Metod: INTEGRAL tarafından elde edilen gibi değişik SGXB’lerdeki arşivsel dataları incelemek. Kısa dönem ve uzun dönem ışık eğimi inşa etmek. Her bir adayın değişik z