С появлением в арсенале ученых вертикальных ракет и спутников Земли, позволяющих выносить измерительную аппаратуру за пределы земной атмосферы, началось широкое исследование излучения небесных тел в диапазонах длин волн, недоступных для наблюдений с поверхности Земли из-за поглощающего действия земной атмосферы. В 1948 году с борта геофизической ракеты, поднявшейся на высоту около 100 км, впервые наблюдалось рентгеновское излучение Солнца. Это излучение генерируется самой внешней обоолочкой светила - солнечной короной. Температура короны составляет около миллиона градусов. Механизм возбуждения рентгеновского излучения в солнечной короне в основном тепловой - имеющиеся при высокой температуре свободные электроны, пролетая вблизи атомов, ионизируют их, то есть отрывают внешние электроны и "возбуждают" оставшиеся, еще связанные с ядром. Эти электроны по истечении некоторого времени порядка 10^-14 сек, возвращаются в "невозбужденное" состояние, излучая фотон определенной частоты. Совокупность этих фотонов дает линейчатую компоненту спектра. При более далеких пролетах вблизи ионов свободные быстрые электроны не вызывают отрыва или "возбуждения" связанных электронов, а лишь несколько искривляют в электрическом поле ионов свою траекторию. При этом также излучаютс фотоны, которые в совокупности дают непрерывную компоненту спектра, называемую тормозным излучением.

Плотность вещества в короне очень мала - у основания короны содержится лишь около 10⁸ частиц в кубическом сантиметре (для сравнения укажем, что плотность земной атмосферы у основания в сто миллиардов раз выше). Поэтому поток рентгеновского излучения Солнца очень слаб по сравнению с общим потоком солнечного излучения: у границы земной атмосферы на площадку в один квадратный сантиметр за секунду падает примерно 10⁵ фотонов излучения с длиной волны 1-10 ангстрем, что в энергетических единицах составляет около 10^-4 эрг/см²•сек. (Полный поток электромагнитного излучения от Солнца у границы земной атмосферы равен 1,5•10⁶ эрг/см²•сек.) Тем не менее регистрация рентгеновского излучения Солнца вполне доступна с помощью современных приемников излучения - счетчиков фотонов (см. ниже) с площадью окна около квадратного сантиметра.

Сразу же после того, как было открыто рентгеновское излучение Солнца, возник естественный вопрос: есть ли еще небесные тела, испускающие рентгеновское излучение, и можно ли их наблюдать? На него давался отрицательный ответ. Рентгеновское излучение от ближайшей звезды, подобной нашему Солнцу, альфа Центавра, которая может обладать горячей короной и, следовательно, излучать рентгеновские лучи, вследствие значительно большего расстояния от Земли составляет, по теоретическим оценкам, только 10^-15 эрг/см²•сек, что практически не наблюдаемо.

18 июля 1962 года в США Джиаккони и Росси с их сотрудниками сделали попытку обнаружить рентгеновское излучение Луны с помощью счетчиков рентгеновских фотонов на борту геофизической ракеты, поднявшейся на высоту около 225 км. Попытка оказалась неудачной; рентгеновское излучение Луны было обнаружено позднее советскими учеными, в том числе автором этих строк, с помощью приборов, установленных на борту спутников Луны "Луна-10" и "Луна-12" в 1966 году.

Американскими учеными, однако, было сделано чрезвычайно важное открытие: было обнаружено идущее из космоса рентгеновское излучение, источник которого по направлению близок к центру нашей Галактики. В последующих экспериментах несколькими группами американских ученых также с помощью счетчиков фотонов, установленных на ракетах, было подтверждено существование этого рентгеновского источника и установлено, что он находится в созвездии Скорпиона, примерно отстоящем на 20^o от галактического центра. Одновременно был обнаружен второй, несколько более слабый рентгеновский источник, лежащий в так называемой Крабовидной туманности, и диффузный - распространенный по всему небу - рентгеновский космический фон.

Так родилась рентгеновская астрономия. Обнаружение первого рентгеновского источника с потоком около 10^-7 эрг/см²•сек или 20 фот/см²•сек, а затем и других мощных рентгеновских источников явилось научной сенсацией. Стало ясно, что сделано выдающееся открытие - обнаружены новые, неизвестные до тех пор небесные тела.

Как всякое дитя, рентгеновская астрономия развивалась очень активно, доставляя много радостей и разочарований своим восторженным родителям - физикам и астрономам. Я сознательно ставлю здесь на первое место физиков, ибо, как и в случае радиоастрономии, в первый период своего развития рентгеновская астрономия больше обязана физикам, чем астрономам. Объясняется это, по-видимому, тем, что физики обладают более разнообразными навыками в успешной разработке и испытаниях новых методов и аппаратуры, необходимых в период накопления экспериментальных фактов, чем астрономы (читатель уже, наверное, догадался, что автор статьи - физик).

Сейчас рентгеновская астрономия - бурлящий котел. Идет непрерывный поток научных статей, сообщающих о новых наблюдениях и новых гипотезах, только что полученные экспериментальные данные мгновенно устаревают, гипотезы заменяются новыми, идут горячие дискуссии на научных конференциях...

Что же мы знаем сегодня?

К настоящему времени известно около сотни дискретных рентгеновских источников. Самым сильным из них по-прежнему остается источник в созвездии Скорпиона Sco X-1. Более поздние измерения дали для потока рентгеновского излучения в "классической", наиболее удобной для наблюдений области спектра 1-10 ангстрем около 75 фот/см²•сек, что составляет 5•10^-7 эрг/см²•сек. Следующий за ним по потоку излучения - источник в Крабовидной туманности Tau X-1 - около 2,7 фот/см²•сек. Наиболее слабые наблюдаемые сейчас источники дают около 0,03 фот/см²•сек, что соответствует 2•10^-10 эрг/см²•сек.

Большинство из наблюдаемых источников лежит вблизи плоскости нашей Галактики - в области Млечного Пути и концентрируется в двух группах с галактическими долготами 315-40^o и 60-120^o - в окрестностях созвездий Скорпион-Стрелец и Лебедь-Кассиопея. Это соответствует направлениям на два ближайших спиральных рукава нашей Галактики. "Среднее" расстояние от нас до звезд в первом рукаве - около 82 тысяч световых лет, во втором - вдвое меньше. Отсюда можно рассчитать, что мощность излучения "типичного" галактического рентгеновского источника в диапазоне для волн 1-10 ангстрем составляет примерно 10³⁷ эрг/сек, то есть в две с половиной тысячи раз превосходит мощность излучения нашего Солнца во всем диапазоне длин волн (напомним, что на долю рентгеновского излучения приходится лишь десятимиллиардная доля полного солнечного излучения). Исходя из разумного, статистически обоснованного предположения о количестве возможных "типичных" рентгеновских источников в нашей Галактике порядка сотни, получаем для мощности излучения нашей Галактики - типичной спиральной галактики средних размеров - в рентгеновском диапазоне величину порядка 10³⁹ эрг/сек.

Около десятка известных к настоящему времени дискретных источников расположено, по-видимому, за пределами нашей Галактики - мы будем называть их внегалактическими, или метагалактическими. Это источники, совпадающие по направлению с тремя радиогалактиками: M-87 в созвездии Девы, Центавром-А и Лебедем-А, наиболее ярким квазаром 3C 273, двумя так называемыми сейфертовскими галактиками - NGC 4151 и NGC 1275, а также три источника в ближайшей от нас галактике - так называемом Большом Магеллановом облаке и один источник - в Малом Магеллановом облаке. Поразительно, что, например, поток рентгеновского излучения радиогалактики M-87 (она находится от нас на расстоянии около 50 миллионов световых лет) составляет примерно 10⁴³ эрг/сек, что в десять тысяч раз больше, чем рентгеновское излучение нашей Галактики, и в семьдесят раз больше, чем M-87 излучает в радиодиапазоне.

По разумным, статистически обоснованным подсчетам, можно ожидать около тысячи метагалактических рентгеновских источников.

Здесь необходимо подчеркнуть следующее: несмотря на чудовищные мощности рентгеновского излучения от источников, перечисленных в конце предыдущей главы, доходящий до нас (имеется в виду граница земной атмосферы) поток излучения чрезвычайно мал из-за громадных расстояний до галактических и тем более внегалактических источников. Это создает исключительные экспериментальные трудности для рентгеновской астрономии. От самого сильного (не считая Солнце) из ныне известных источников рентгеновского излучения Sco X-1 до пределов земной атмосферы доходит лишь около 75 фот/см²•сек, а от "типичного" источника - около 0,1 фот/см²•сек. Для сравнения укажем, что от самой сильной звезды в оптическом диапазоне - Сириуса - доходит около 2•10⁷ фот/см²•сек, то есть в триста тысяч раз больше световых фотонов. Это делает пока затруднительным или вообще невозможным определение точных координат большинства рентгеновских источников, их спектра, поляризации и других характеристик, необходимых для физической интерпретации их природы. Член-корреспондент АН СССР И. С. Шкловский произвел любопытное сопоставление. Принимая чувствительность приемников рентгеновского излучения равной 10^-2 фот/см²•сек, получаем, что мы можем наблюдать источники лишь в 10⁴ раз более слабые, чем самый сильный источник. В оптической астрономии при примерно той же чувствительности обнаружения, обеспечиваемой современными гигантскими телескопами, при фотографировании неба с большими экспозициями можно наблюдать звезды в 10¹⁰ раз более слабые, чем Сириус, в радиоастрономии соответствующий интервал составляет около 10⁷ раз. Число объектов, которое можно зарегистрировать при достигнутой ныне чувствительности аппаратуры, по порядку величины составляет для рентгеновской астрономии 10³, для оптической астрономии - 10¹⁰ и радиоастрономии - 10⁶. К этому следует добавить, что спектральное разрешение составляет ныне для рентгеновской астрономии лишь 10^-1-10^-2, для оптической - 10^-4 и радиоастрономии - 10^-7, а угловое разрешение соответственно 1 угловую минуту, 0,1 угловых секунды и 10^-4 угловых секунд.

Таким образом, по своим наблюдательным возможностям рентгеновская астрономия в некотором отношении еще находится в младенческом состоянии, значительно уступая оптической и радиоастрономии.

Для регистрации излучения в рентгеновской астрономии до настоящего времени в основном использовались счетчиковые телескопы, состоящие из счетчиков фотонов и коллиматоров. Телескопы обычно помещают на вертикальную ракету, с помощью гироскопической системы наводят ось коллиматора в нужную точку небесной сферы либо осуществляют медленное сканирование определенных участков небесной сферы.

В 1968 году в СССР был запущен специальный астрономический спутник серии "Космос", а в 1970 году в США - специальный рентгеновский астрономический спутник "Ухуру".

Чувствительность счетчикового телескопа, то есть минимально обнаружимый поток фотонов, определяется, как во всех измерительных системах, уровнем "шума" - "фоном" счетчика (точнее, величиной статистических флуктуаций числа "фоновых" импульсов). Дело в том, что частицы космических лучей, пронизывая счетчик фотонов, вызывают в нем фоновые импульсы. Теоретические расчеты показывают, что отношение сигнал/шум, определяющее чувствительность системы, растет с площадью окна счетчика и продолжительностью наблюдений очень медленно - пропорционально квадратному корню из произведения обеих величин. Таким образом, значительно повысить чувствительность счетчиковых телескопов за счет увеличения площади счетчиков или продолжительности наблюдения технически весьма затруднительно. Существует, однако, другой путь - собирать рентгеновское излучение специальной оптикой и направлять его на маленький счетчик фотонов, который в силу своих малых размеров имеет малый шум. Собирающей оптикой для рентгеновских лучей могут служить очень вытянутые параболические зеркала, работающие при скользящем падении лучей.

На рисунке схематически изображен зеркальный телескоп скользящего падения. Рабочая площадь зеркала - около 100 см², входное окно счетчика - 1 см². Следует, однако, заметить, что использование зеркальных телескопов имеет свои ограничения; для приема жесткого излучения с длиной волны короче 10 ангстрем, по-видимому, счетчиковые телескопы пока трудно заменить.

Вернемся теперь к дискретным галактическим источникам. Несмотря на сравнительно низкую точность определения их координат, удалось установить, что шесть из них совпадают по положению с остатками сверхновых звезд - Крабовидная туманность, Тихо Браге, Кассиопея-А, Петля Лебедя, Парус (Вела) и Корма (Пуппис). Источником рентгеновского излучения "старых" остатков сверхновых - например Петли Лебедя, вспыхнувшей примерно 50 тысяч лет тому назад, по-видимому, является фронт ударной волны с температурой газа в 3-4 миллиона градусов, распространившийся от ядра на большое расстояние.

Самой интересной оказалась Крабовидная туманность - остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей, по китайским летописям, в 1054 году, и, как выразился один наш видный астроном, благодаря своим особенностям - кормилица и поилица многочисленных астрономов. Крабовидная туманность не "подкачала" и в рентгеновском диапазоне - оказалось, что она состоит из сравнительно протяженной оболочки диаметром в 1-2 угловые минуты со сравнительно мягким рентгеновским излучением и маленького ядра, известного ранее как звездочка 16-й величины, оказавшегося радио-, оптическим и рентгеновским пульсаром с периодом в 0,033 сек. Рентгеновское излучение Крабовидной туманности, как, впрочем и ее излучение в радио- и оптическом диапазонах, не является тепловым (как, например, радио-, оптическое и рентгеновское излучение Солнца) - оно обусловлено излучением свободных электронов, извергаемых ядром со скоростями, близкими к скорости света, в сильном магнитном поле (так называемое синхронотронное излучение).

В остальных перечисленных выше остатках сверхновых пульсары не обнаружены. Однако среди других рентгеновских звезд были обнаружены еще четыре пульсара. Один из них лежит в области той же Крабовидной туманности - его период 3,8266 сек; он, по-видимому, совпадает с радиопульсаром NPO527. Рентгеновские пульсары Cyg X-1, Cen X-3 и в созвездии Геркулеса имеют как быстрые периодические изменения потока излучения, так и более медленные изменения с периодом в несколько дней. Это заставляет полагать, что мы наблюдаем двойные системы, состоящие из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра тяжести, из которых одна звезда является собственно рентгеновским пульсаром. Периодические затмения этой звезды при заходе за вторую звезду и вызывают медленные изменения яркости.

Остатки сверхновых являются протяженными источниками, что же касается "точечных" источников, то, как уже указывалось выше, точность определения координат рентгеновских источников на небесной сфере очень невелика, и поэтому весьма затруднительно отождествить такие источники с известными оптическими или радиозвездами или, наоборот, утверждать, что данный рентгеновский источник не совпадет с каким-либо оптическим или радиоисточником. Исключение составляют пока лишь сильные источники Sco X-1 и Cyg X-2, положение которых удалось определить с помощью специального приспособления - так называемого сетчатого коллиматора, - первого с точностью около 1 угловой минуты и второго - около 10 угловых минут. Рентгеновский источник Sco X-1 с достаточной уверенностью можно идентифицировать с голубой звездой 13-й величины. Эта звезда обладает переменным во времени оптическим излучением - сравнительно быстрыми мерцаниями и более медленными изменениями яркости - и, по-видимому, является двойной звездой. Аналогичные как быстрые мерцания с периодом около 10 минут, так и более медленные изменения яркости были обнаружены и в рентгеновском излучении Sco X-1. По-видимому, Sco X-1 представляет собой очень компактное плазменное образование с диаметром порядка 10 тысяч километров и плотностью около 10¹⁶ частиц в кубическом сантиметре, с температурой около пятидесяти миллионов градусов. Такое плазменное облако из-за потери энергии на излучение могло бы существовать лишь время порядка секунды. Каким образом происходит "подкачка" энергии в Sco X-1, остается в настоящее время неясным.

Ситуация с Cyg X-2 более сложная. В прямоугольник возможной ошибки определения положения рентгеновского источника попадает несколько сот звезд. Вероятный оптический кандидат представляет собой также "голубую" звезду 15-й величины, вероятно, двойную, с быстро изменяющейся яркостью. Принадлежит ли Cyg X-2 к тому же классу объектов, что и Sco X-1, или является представителем другого типа звезд, пока еще не ясно.

Из сказанного следует, что одна из основных задач наблюдательной рентгеновской астрономии сегодня - это научиться определять координаты локальных источников с точностью, достаточной для более или менее надежного сопоставления с оптическими и радиозвездами.

Если теперь вернуться к внегалактическим источникам, о которых говорилось выше, то для них вопрос о механизме рентгеновскогоизлучения также в значительной мере остается неясным.

При анализе природы внегалактических рентгеновских источников было обращено внимание на одно интересное обстоятельство. Появление сверхновых звезд - явление довольно редкое; в нашей Галактике также звезды оптически наблюдаются в среднем один раз в несколько сот лет. Если же взять совокупность галактик, близких к нашей Галактике, например, расположенных на расстоянии 30-50 миллионов световых лет, то число таких явлений будет уже достаточно большим, чтобы заметить появление сверхновой один раз в несколько месяцев. При этом молодые сверхновые с возрастом в два-три месяца, излучая рентгеновский поток порядка 10⁴²-10⁴³ эрг/сек, дадут рентгеновский поток на границе земной атмосферы около 10^-10 эрг/см²•сек, то есть доступный для наблюдения. По-видимому, два раза такие вспышки наблюдались: источник Cen X-2, впервые наблюдавшийся в 1967 году, вскоре достиг яркости, сравнимой со Sco X-1, а затем быстро исчез; аналогичным образом источник Cen X-4 впервые наблюдался 6 и 9 июля 1969 года, достиг яркости, в 2,5 раза большей Sco X-1, а затем сравнительно медленно угасал и 24 сентября уже не был виден.

Как уже упоминалось выше, наряду с дискретными галактическими и метагалактическими рентгеновскими источниками наблюдается диффузный космический рентгеновский "фон" - вся Вселенная слабо светится в рентгеновских лучах. Пожалуй, именно этот фон представляет собой наибольшую загадку и доставляет теоретикам наибольшие хлопоты в интерпретации его природы. Фон экспериментально изучен в чрезвычайно широком спектральном интервале - от сверхмягкого рентгеновского излучения с длиной волны 50 ангстрем до жесткого гамма-излучения с длиной волны в 10^-4 ангстрем. Абсолютная величина потока от диффузного фона очень мала.

Диффузный фон, несомненно, в большей своей части имеет внегалактическую природу. Это следует из того, что поток излучения для длин волн короче 1 ангстрем, не испытывающих поглощения в межзвездном газе в нашей Галактике, изотропен - поток излучения в пределах плюс-минус 10 процентов не зависит от галактической широты; для очень мягкого излучения поток уменьшается при приближении к плоскости Галактики, когда из-за "сплюснутой" формы Галактики фотонам в межзвездном газе приходится преодолевать большее расстояние, чем в других направлениях.

Относительно природы диффузного фона существует несколько предположений. Наиболее естественно на первый взгляд предположить, что фон обусловлен суммарным рентгеновским излучением всех галактик в пределах Вселенной. Подсчеты, однако, показывают, что учет нормальных галактик типа нашей Галактики в пределах Вселенной дает величину, на два порядка меньше наблюдаемой. Мало помогает учет радиогалактик типа Центавр-А и Дева-А (M-87), а также квазаров типа 3C 273 и пульсаров типа Крабовидной туманности. Таким образом, если не предполагать существования чрезвычайно мощных, еще не известных нам метагалактических источников рентгеновского излучения, гипотеза о том, что диффузный фон складывается из излучения пространственно неразделяемых источников, не находит подтверждения. Есть и другие гипотезы, однако все они встречаются с серьезными трудностями.

Непонятно также, как к нам "пробивается" очень мягкое излучение: ведь излучение с длиной волны порядка 50 ангстрем должно практически полностью поглощаться в межзвездном газе нашей Галактики.

Однако наиболее интересный вопрос заключается в следующем. Есть основания полагать, что более или менее значительный вклад в диффузный фон дает тепловое излучение межгалактического газа. В принципе по этому излучению можно определить температуру и плотность газа. Оценки температуры в настоящее время колеблются между 300 тысячами и 300 миллионами градусов, а оценки плотности - между тремя и десятью частицами в кубическом метре.

Величина плотности межгалактического газа имеет чрезвычайно важное космологическое значение. Дело в том, что, как известно, наша Вселенная за последний десяток миллиардов лет расширяется. Современная теоретическая космология предусматривает две возможности: так называемую "открытую" модель вселенной, когда расширение будет продолжаться и впредь, и "закрытую модель", когда через время порядка десяти миллиардов лет начнется сжатие Вселенной. Какая модель в действительности реализуется, зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если она меньше некоторой критической плотности, то реализуется открытая модель, если больше - закрытая модель. Последние оценки дают для критической плотности величину, близкую к трем частицам в кубометре.

Впрочем, приведенные выше оценки плотности вещества во Вселенной по диффузному рентгеновскому фону базируются на столь зыбких экспериментальных данных, что сделать по ним однозначный вывод о модели нашей Вселенной сейчас еще нельзя.

Все результаты, о которых говорилось выше, получены с помощью аппаратуры, установленной на ракетах и спутниках Земли (в исследованиях жесткого рентгеновского излучения частично использовались и аэростаты), когда продолжительность наблюдения каждого источника не превышает десятков секунд или одной-двух минут. Как уже отмечалось, чувствительность аппаратуры к приему слабых потоков излучения можно повысить, увеличив продолжительность наблюдений. Весьма перспективным и технически осуществимым уже в ближайшее время является установка рентгеновского телескопа на Луне. Первый опыт работы небольшого счетчикового телескопа Физического института имени П. Н. Лебедева АН СССР, проработавшего несколько месяцев на борту "Лунохода-1", позволил получить необходимые данные для конструирования таких телескопов, и в частности, выяснить меры, необходимые для "выживания" в суровых условиях лунной ночи. Большие счетчиковые и зеркальные телескопы скользящего падения, установленные на Луне, по командам с Земли можно будет навести в нужную точку небесной сферы и с помощью специальных оптических звездных гидов удерживать в поле зрения изучаемый рентгеновский источник многие часы и дни. Получаемая информация будет записываться в запоминающие устройства и в сеансы связи передаваться на Землю. Важным достоинством обсерватории на Луне является то, что здесь нет радиационных поясов, весьма мешающих рентгеновским наблюдениям на околоземных орбитах.

Совершенно новые возможности для всей внеатмосферной астрономии и в особенности для рентгеновской астрономии открываются с появлением в нашей стране пилотируемых долговременных орбитальных станций и проектируемых к запуску в США "небесных лабораторий". Роль автоматов в космических исследованиях весьма велика. Однако трудно переоценить роль человека. Когда исследуешь неизвестное, каждая последующая операция из множества операций, необходимых в астрономических наблюдениях, должна разумно выбираться на основе анализа результатов предыдущих измерений - иногда нужно повторить одно или несколько измерений, в другом случае изменить параметры прибора - его чувствительность или разрешающую силу и т. д. Запрограммировать эту последовательность операций невозможно, а управлять приборами с Земли практически чрезвычайно трудно. Полноценное исследование под силу только человеку - космонавту, находящемуся на борту космического корабля, человеку, обладающему высокой научной квалификацией и глубокими техническими знаниями.

В недалеком будущем технически возможно запустить в космос управляемые человеком огромные счетчиковые телескопы с площадью окна в несколько квадратных метров и зеркальные телескопы скользящего падения диаметром около метра и длиной в 5-6 метров. С помощью этих инструментов окажется возможным наблюдать, например, объекты типа Sco X-1 в ближайших галактиках, увеличив радиус нашего проникновения во Вселенную в несколько десятков раз. Космонавт, ориентируя корабль, будет наводить телескоп на тот или иной изучаемый объект или в нужную точку небесной сферы, затем удерживать объект в поле зрения с помощью автономной гидирующей системы по "оптическим" звездам с точностью в несколько секунд. Используя специальные электронно-оптические камеры, космонавт будет фотографировать участки небесной сферы в рентгеновских и видимых лучах для точного определения координат рентгеновских источников и привязки их к "оптическим" источникам и изучать структуру протяженных рентгеновских источников. С помощью спектрометров будут исследоваться спектры излучения, с помощью фотометров - временные характеристики излучения - пульсации, мерцания и вспышки, с помощью поляриметров - поляризацию излучения. Долговременные пилотируемые орбитальные станции с большими инструментами, управляемыми человеком, в сочетании с лунными обсерваториями позволят рентгеновской астрономии приобрести регулярность, продуктивность и прецезионность наблюдений, свойственные в настоящее время наземной оптической и радиоастрономии.

Несомненно, рентгеновской астрономии будет принадлежать почетное место в познании вселенной.

В рентгеновской астрономии приняты особые обозначения для дискретных источников. Сначала идет сокращенное латинское название созвездия, в направлении на которое данный источник виден на небесной сфере, затем буква X, означающая, что речь идет о рентгеновском источнике (в научной литературе рентгеновские лучи часто называют икс-лучами), затем цифра, характеризующая порядковый номер источника в данном созвездии.

Расстояние, которое свет проходит за один год. Составляет около 10¹³ километров, что примерно в 63 тысячи раз превосходит расстояние от Земли до Солнца (149,6 млн. километров).

Характеризует блеск небесного тела, то есть освещенность, создаваемую им у границы земной атмосферы на площадке, перпендикулярной к падающим лучам. К размерам звезд отношения не имеет. Наиболее яркая звезда Сириус имеет отрицательную звездную величину, равную -1,58. Различию звездных величин на единицу соответствует отношение блеска 2,51. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, обладают звездной величиной, равной примерно шести, а, например, звезда 16-й величины светит примерно в девять тысяч раз слабее.

Под ним понимают минимальную относительную разницу длин волн, которые можно различить в спектре с помощью данного прибора.