Röntgenstrahlung auf der Umlaufbahn von HDE226868

Cygnus X-1 ist berühmt als eine der stärksten Röntgenquellen am Himmel. Nach Angaben des US Naval Observatory beträgt der maximale Fluss von Cygnus X-1 (ganz unten auf der letzten Seite des Links) 1,2672 Crabs im Bereich von 2 bis 10 keV. 1,2672 Crabs ist gleich$3.04\times10^{-11} \text{ W/m}^2$.

Ich habe die Entfernung zu Cygnus X-1 bei ~1900 Parsec oder$5.9\times10^{19} \text{m}$, während der Abstand von HDE 226868 ist$3.0\times10^{10} \text{m}$ein Weg. Unter Verwendung von Verhältnissen des umgekehrten Quadratgesetzes berechne ich, dass der Röntgenfluss in der Entfernung von HDE 2268868 ist

Wie extrem schnell wird dich das umbringen

Ein Rad entspricht 0,01 J, deponiert in 1 kg. Tausend Rads werden dich töten. Nehmen wir an, der menschliche Körper wiegt 100 kg und hat eine unidirektionale Oberfläche von 0,5 m$^2$, und etwa 20 cm dick. Der menschliche Körper besteht größtenteils aus Wasser, das eine Halbwertsschicht (HVL) für 300-keV-Strahlung von 5,823 cm hat (Daten von hier , letzte Seite). Das bedeutet, dass eine Person mit einer Dicke von 20 cm 4 halbe Strahlungsschichten absorbiert; alternativ können wir das sagen$1/2^4 = 0.0625$der Strahlung entweicht bzw. werden etwa 93 % absorbiert. Dies gilt für 300 keV, was viel höher ist als die 2-10 keV, die wir tatsächlich sehen würden. Diese Röntgenstrahlen mit niedrigerer Energie werden eher absorbiert, wir können davon ausgehen, dass alle einfallenden Röntgenstrahlen im menschlichen Körper absorbiert werden.

Die HVL von Blei beträgt etwa 0,16 cm (wiederum für die relativ hohe 300-keV-Strahlung). Um 117 MW auf 0,117 W pro Quadratmeter zu senken, braucht man neun Größenordnungen oder 1,4 cm Blei. Dadurch erhalten Sie nur etwa ein Viertel Rad pro Sekunde. Das bringt Sie in etwa 13 Minuten auf das Strahlenvergiftungsniveau von ~200 rad. Sechs weitere Größenordnungen bringt man etwa 24 Jahre vor einer Strahlenvergiftung mit etwa 2,4 cm Blei.

So weit, ist es gut! Wir können unsere Leute schützen!

Schauen wir uns nun an, was 117 MW mit diesem Lead macht. Die Dichte von Blei beträgt 11340 kg / m$^3$und ein Quadratmeter Blei, 2,4 cm dick, sind 0,024 Kubikmeter. Die Wärmekapazität von Blei beträgt 128 J/kg K. Je 1 m$^2$Oberfläche sind aus Blei Rumpf wiegt 272 kg und benötigt 35 kJ, um sich um 1 Grad Kelvin anzuheben. Um uns vor den Röntgenstrahlen zu schützen, muss diese Bleibarriere die gesamte Röntgenenergie absorbieren. Der Rumpf unseres Schiffes wird also um etwa 3342 K pro Sekunde zunehmen, da er genügend Abschirmung bietet, um uns vor Röntgenstrahlen zu schützen.

Fazit

Ohne weitere Zeit mit der Berechnung der Schwarzkörperstrahlung und dergleichen zu verschwenden, kann man davon ausgehen, dass die Röntgenstrahlung des Schwarzen Lochs alles in der Umlaufbahn von HDE226868 verschlackt (und plasmat!).

Wenn die stärkste Röntgenquelle am Himmel über 6000 Lichtjahre entfernt ist, ist es gut, weiterhin 6000 Lichtjahre von ihr entfernt zu sein.

Ich mag beide bereitgestellten Antworten, aber ich werde einige Informationen über den Stern und den Sternwind selbst hinzufügen und auf diesen beiden Antworten aufbauen.

Zunächst denke ich, dass man basierend auf der Antwort von Kingledion mit Sicherheit sagen kann, dass die Röntgenemission des Schwarzen Lochs jedes Raumschiff, das in der Nähe des Sterns kreist, mit einem ungehinderten Weg zum Schwarzen Loch rösten würde. Dies bedeutet, dass die einzige "sichere" Umlaufbahn in Bezug auf die Röntgenemission der entsprechende Lagrange-Punkt sein wird, wie in Wills Antwort erwähnt. Dieser Punkt schützt das Raumschiff vor den Röntgenstrahlen des Schwarzen Lochs, indem der Stern immer zwischen ihm und dem Schwarzen Loch bleibt (im Grunde ein 6-Millionen-Meilen-Schild). Aber was ist mit dem Sternenwind?

Nun, lassen Sie uns zuerst einige Zahlen aufstellen;

Der Sternwind unserer Sonne (meistens Sonnenwind genannt) variiert typischerweise zwischen 400 und 750 km/s, je nachdem, ob es sich um den schnellen oder den langsamen Sonnenwind handelt. Der Sternwind der Sterne vom Typ O und B ist viel schneller und nähert sich ~ 2000 km / s. Nennen wir es der Einfachheit halber 4x schneller .

Die Massenverlustrate für einen typischen O/B-Stern liegt in der Größenordnung von$10^{-6}$Sonnenmassen pro Jahr (ca$2\times 10^{24}$kg/Jahr oder ~$6\times 10^{16}$kg/s). Das ist 100.000.000x mehr als unsere Sonne! Zum Vergleich: Das ist sogar mehr als ein typischer koronaler Massenauswurf unserer Sonne.

Wir haben es also mit einem Sternenwind zu tun, der 4x schneller ist$10^8$x mehr Masse als unser Sonnenwind.

Jetzt fügen wir das schwarze Loch hinzu. Typischerweise ist der Sternwind eines Sterns "grob" kugelsymmetrisch. Bei einem Stern vom Typ G (unsere Sonne) ist das wegen der Korona anders, aber bei einem Stern vom Typ O/B können wir es symmetrisch nennen. Die Anziehungskraft wirkt als Fokus und erzeugt einen nicht sphärisch symmetrischen Sternwind (wobei mehr Wind auf das Schwarze Loch und weniger auf das Raumschiff gerichtet ist). Die Röntgenstrahlen werden auch den Sternwind energetisieren, aber das sollte für unser Raumschiff keine Rolle spielen, wenn es am L3-Punkt sitzt. Leider fällt mir keine Möglichkeit ein, die Anisotropie des Sonnenwinds aufgrund des Schwarzen Lochs zu berechnen, aber sagen wir, es hat den Effekt, die Eigenschaften des Sonnenwinds in L3-Richtung zu halbieren (bezweifle sehr, dass es so viel davon hat ein Affekt, aber um der Argumente willen lassen Sie uns damit weitermachen).

Also lass uns jetzt sehen, wo wir stehen. Wir haben ein Raumschiff in ungefähr der gleichen Entfernung von HDE226868 wie Merkur von unserer Sonne. Mit einem stellaren Wind, der doppelt so schnell ist wie unser eigener, mit 50.000.000 mehr Masse. Jetzt hatten wir glücklicherweise gerade einen Satelliten (MESSENGER), der einige großartige Daten vom EPPS-Instrument über das energetische Plasma und vom GRNS-Instrument für galaktische Strahlen aufgenommen hat. Betrachtet man die Daten des Satelliten, so scheint es sich um einen Sternwind mit durchschnittlichem Energiegehalt zu handeln$2\times 10^8$Mal mehr als unser eigener Sonnenwind irreparable Schäden sowohl an Menschen als auch an Instrumenten an Bord des Raumfahrzeugs verursachen würde. Außerdem würde der massive dynamische Druck des Sternenwinds ständige Anpassungen der Umlaufbahn des Raumfahrzeugs erfordern, um eine konstante Umlaufbahn aufrechtzuerhalten.

Zusammenfassung

Es scheint mir, dass Sie sowohl das Schwarze Loch als auch den Stern in ziemlicher Entfernung umkreisen müssen, wenn Sie mit der heute verfügbaren Technologie am Leben bleiben wollen. Eine Einschränkung ist, dass Sternwind viel einfacher abzulenken sein kann als Röntgenstrahlen. Anstelle einer großen Abschirmung könnte Ihr Raumschiff, wenn es in der Lage wäre, ein signifikant großes Magnetfeld zu erzeugen, sich selbst auf die gleiche Weise abschirmen, wie es das Magnetfeld von Merkur abschirmt.

Ich glaube, Sie können den Stern umkreisen. Ich glaube nicht, dass die Jets des Schwarzen Lochs den Stern treffen, und ich glaube nicht, dass die Akkretionsscheibe so weit reicht; in jedem Fall ist es ein Flugzeug.

Sie können so umkreisen, dass die Masse des Sterns zwischen Ihnen und dem Schwarzen Loch liegt, wenn Sie sich Sorgen über unvorhersehbare Strahlung des Schwarzen Lochs oder entfernte Folgen der Akkretionsscheibe machen. Diese Umlaufbahn wäre am L2-Lagrange-Punkt (wenn der blaue im Bild der Stern ist) oder am L3 (wenn der gelbe der Stern ist).

Der Massenstrom vom Stern zum Schwarzen Loch findet zwischen diesen beiden Körpern statt: Gehen Sie dem aus dem Weg. Die Strahlung des Schwarzen Lochs wäre schlecht, aber vom Standpunkt des L2-Lagrange-Punkts aus wird das Schwarze Loch von dem Stern verfinstert, der Sie abschirmt.

NACHTRAG In meiner wiederentdeckten Begeisterung für dieses Konzept und nachdem ich die gelöschte Antwort von @Youstay Igo gelesen hatte, fragte ich mich trotz des Lochs, wie heiß es nur vom Stern am Lagrange-Punkt sein würde.

Ich habe einen Lagrange-Punkt-Rechner gefunden. http://orbitsimulator.com/formulas/LagrangePointFinder.html Hier sind die Werte, die ich eingegeben habe, und die Entfernungen der verschiedenen Punkte.

Ich habe den Stern auf 23 und das Loch auf 14 gesetzt. Das bedeutet, dass der L3-Punkt vom Loch durch den Stern abgeschattet würde. Dieser L3 ist nur 0,35 AE vom Stern entfernt. Merkur ist 0,39 AE von unserer viel energieärmeren Sonne entfernt.

Ich habe einen Artikel gefunden, in dem geschätzt wird, wie nahe das Space Shuttle ("uns ähnlich") unserer eigenen Sonne kommen könnte, ohne zu kochen.
von http://www.popsci.com/science/article/2010-07/how-close-could-person-get-sun-and-survive

Mit dem Space Shuttle könnte jemand unserem Stern jedoch viel näher kommen. Der verstärkte Kohlenstoff-Kohlenstoff-Hitzeschild des Schiffes ist so ausgelegt, dass er Temperaturen von bis zu 4.700 ° C standhält, um sicherzustellen, dass das Raumfahrzeug und seine Passagiere die Reibungshitze überleben können, die beim Wiedereintritt in die Atmosphäre aus dem Orbit entsteht. Wenn der Schild das gesamte Shuttle umhüllen würde, könnten Astronauten laut McNutt bis auf 2,1 Millionen Kilometer an die Sonne heranfliegen.

13 Millionen Meilen sind 0,015 AU. Es fiel mir schwer herauszufinden, wie viel mehr Energie als die Sonne HDE 226868 abgibt; Blaue Überriesen vom Typ O sind sehr heiß . 20.000x die Sonne ist das untere Ende. Vielleicht ist das Ausmultiplizieren zu einfach, aber 20.000 * 0,015 = 300 AU. Also 300 AE Nähe zu diesem Riesenstern = 0,015 AE zur Sonne. Das ist 1000x weiter als der L3 Lagrange Punkt!

Vielleicht wären die Entdecker bei L2 im kühlen Schatten hinter dem Schwarzen Loch besser aufgehoben. Zumindest tritt das Loch die thermische Energie nicht so aus. Sie können eine Osmium-Abschirmung gegen die harte Strahlung bringen.

NACHTRAG Wie man bei L2 in voller Sicht auf das Loch umkreist, wenn laut @kingledion "der Rumpf unseres Schiffes also um etwa 3342 K pro Sekunde zunimmt, da er genügend Abschirmung bietet, um uns vor Röntgenstrahlen zu schützen.". Ich denke an Aikido – leite den Schwung deines Gegners um. Lassen Sie uns Röntgenstrahlen verwenden, um Röntgenstrahlen zu negieren.

Die Röntgenbeugung basiert auf dem Prinzip, dass einige Kristalle Röntgenstrahlen absorbieren und wieder emittieren, so dass zwischen den Strahlen konstruktive und destruktive Interferenzen auftreten. Bereiche konstruktiver Interferenz haben viel mehr Strahlungsenergie. Bereiche destruktiver Interferenz, geschweige denn. Im Idealfall gibt es keinen Nettoverlust an Röntgenenergie (als Wärme!) – es ist nur eine Umverteilung von Energie.

Ich schlage vor, dass ein Schild aus einem Kristall mit diesen röntgenbeugenden Eigenschaften verwendet werden könnte, um die Röntgenenergie umzuleiten, sodass sie vorbeireisen kann, ohne den Schild, das Schiff oder die Entdecker aufzuheizen. Die Entdecker und das Schiff würden sich natürlich in einem der dunklen Bereiche destruktiver Interferenz verstecken.

Dies würde den Schatten des Schwarzen Lochs ausnutzen und die Strahlung des Sterns absorbieren. Es umgeht das Problem der Röntgenstrahlen des Schwarzen Lochs, indem es sie um das Schiff herum leitet.

Näher zu sein heißt nicht unbedingt besser zu sehen. Sie werden nicht nur von Blendung betroffen sein , die hochenergetische Strahlung verursacht auch bei Ihren Sensoren ein Phänomen, das einer Photokeratitis ähnelt.

Natürlich wäre der erste Ansatz, die einfallenden Strahlen zu filtern, aber das einfache Bewegen in die richtige Umlaufbahn in großer Entfernung hat fast den gleichen Effekt und ist einfacher. In diesem Fall müssten Sie die Lichtbeugung durch die Schwerkraft berücksichtigen.

Da keine Störungen das Licht verzerren, sondern die Objekte selbst, sollte die Entfernung keine Hürde sein (es sei denn, Sie möchten Auflösungen bis in den Kilometerbereich), und da Sie wahrscheinlich das gesamte System und sein Zusammenspiel beobachten möchten, sind Sie nicht daran gebunden Die Sonne wird wahrscheinlich auch ein positiver Faktor sein.

Jedenfalls sehe ich keinen auch nur annähernd realistischen Ansatz, um in einer Umlaufbahn um den Stern zu überleben. Die endgültige Entfernung, für die Sie sich entscheiden, wird wie folgt bestimmt:

• maximal mögliche Entfernung: Vergrößerungsfaktor Ihres Teleskops
• minimal möglicher Abstand: Strahlungsgleichgewicht, das Sie auf eine vernünftige Temperatur bringt
• Optimaler Abstand: Zwischen Parameter 1 und 2, je nachdem, wie belastbar Ihre Sensoren sind und wie lange Ihre Messgeräte funktionsfähig bleiben sollen

Ja, es ist absolut sicher, HDE 226868 zu umkreisen, weil...

HDE 226868 hat einen Exoplaneten.

Wissen wir das? Nein. Wissen wir, dass es keinen Exoplaneten gibt? Auch Nein. Ich konnte es nicht bestätigen, aber ich glaube nicht, dass Kepler oder andere Systeme diesen bestimmten Stern auf einen Exoplaneten untersucht haben, und selbst wenn sie das hätten, könnten wir nicht alle Exoplaneten entdecken – sie könnten klein sein oder längere Umlaufzeiten haben als unsere Beobachtungen. Es steht Ihnen also frei, die Existenz eines solchen zu postulieren.

Mit einem Exoplaneten im Spiel können Sie HDE 226868 umkreisen, indem Sie den Exoplaneten als Hitze-/Strahlungs-/Allesschild verwenden. Sie können den Planeten so groß machen, wie Sie brauchen, und ihn weit genug vom Stern entfernt platzieren, um Probleme mit dem Stern selbst zu reduzieren.

Der Planet kann einen Mond haben, und Sie können möglicherweise eine komplexe Umlaufbahn erstellen, die Sie sowohl vor dem Schwarzen Loch als auch vor dem Stern abschirmt.

Wenn Sie wirklich exotisch werden möchten, können Sie entdecken, dass ein ganzer Planet an einem Lagrange-Punkt des Cygnus-HDE-Systems sitzt, sich glücklich um seine eigene Achse dreht und nichts umkreist. Geben Sie diesem Planeten einen beträchtlichen Mond, der den Planeten umkreist ... Sie umkreisen den Planeten und halten den Mond jederzeit zwischen Ihnen und dem Schwarzen Loch ... lassen Sie sich vom Mag-Feld des Planeten vor dem Stern schützen.

Grundsätzlich sagen die anderen Antworten, dass Sie nicht nur mit Ihrem Raumschiff überleben können. Aber wir könnten die Entdeckung anderer Körper in der Gegend postulieren, die Ihnen eine viel größere Abschirmung bieten.