Johdanto:
Röntgenalueen havaintolaitteiden parantuessa myös muiden galaksien röntgensäteilyn lähteiden tutkiminen on mahdollista. Koska suurien etäisyyksien määrittäminen on ongelmallista, ekstragalaktisen röntgentähtitieteen suurimpia ongelmia on juuri kohteiden tarkkojen paikkojen määritys. Monesti onkin hyvin vaikeaa päätellä ovatko havaitut röntgenlähteet osana havaittua galaksia vaiko erittäin kirkkaita taustataivaan kohteita.
Uusimpien röntgenobservatorioiden, kuten Chandran ja XMM:n, resoluutio on 1-5 kaarisekuntia. Tämä "tarkkuus" on jo tuhansia kertaluokkia parempi verrattuna ensimmäisiin röntgenhavaintoihin. Esimerkiksi kun ensimmäinen röntgenlaitteisto 60 luvulla löysi Sco X-1:sen, siinä käytetty havaintolaite "kuvasi" 100 nelioasteen kokoisen taivaanalueen. Verrattuna kulmaetäisyydeltään suurimpaan galaksiin Andromedaan, jonka kulmaläpimitta taivaalla on yli 4 astetta (se on "suurempi" taivaalla kuin kuu), tällaisella laitteella ei pystytty mitenkään tietämään mistä kappaleesta röntgensäteilyä havaittiin. XMM:n ja Chandran tasoisten korkean resoluution observatorioiden avulla nykyään muidenkin galaksien röntgensäteilyn tutkimus on mahdollista.
Kuva 17: Vasemmalla, XMM-Newton observatorio; Oikealla, Chandra observatorio (Credits; Left http://sci.esa.int, Right burro.astr.case.edu)
Muiden galaksien röntgenlähteet ovat siis hankala erottaa toisistaan. Aktiiviset galaksien ytimet AGN:t ovat tässä poikkeus sillä ne ovat aina galaksien keskustoissa. Muut röntgenlähteet kuten ULX:t ja supernovajäänteet ovat aluksi hankala erottaa toisistaan. Ne voidaan myös joissakin tapauksissa sekoittaa juuri havaitun galaksin takana olevan galaksin aktiiviseen ytimeen. Kuitenkin menetelmiä näiden kohteiden erottamiseksi on löydetty. Supernovajäänteitä havaittaessa pitkällä ajanjaksolla niiden kirkkaus pienenee lineaarisesti, joten ne on helppo erottaa ULX:istä ja AGN:stä, joiden kirkkauden muutoksissa havaitaan (yleensä) jaksollisia muutoksia.
ULX:t voidaan helposti sekoittaa taustataivaan AGN:iin sillä niiden säteilyn synnyttämät prosessit ovat hyvin samanlaisia. Niiden molempien säteily syntyy mustien aukkojen ympärillä olevista kertymäkiekoista. Erona niillä on vain se, että AGN:ien mustat aukot ovat supermassiivisia mustia aukkoja, jotka ovat miljoonasta miljardiin kertaa massiivisempia kuin aurinko. ULX:ien luonne on vielä epäselvä. Niiden säteilyn voisi selittää yli tuhannen auringon massan IMBH:n (Intermediate Mass Black Hole) kertymäkiekon säteily tai pienempimassaisen (10-100 M0) mustan aukon kertymäkiekon säteily, jossa massansiirto on voimakkaampaa. Tässä piileekin ekstragalaktisen röntgentähtitieteen suurin ongelma. Samaa röntgensäteilylähdettä voidaan mallintaa monella erilaisella fysikaalisella mallilla, kuvaten näin aivan erityyppistä tilannetta. Molemmat mallit antavat kuitenkin "oikeat" ja tieteellisesti pätevät tulokset.
| 
|
Kuva 18: Vasemmalla, NGC 4565 röntgenalueella; Oikealla, NGC 4565 optisella alueella (Credits; Left Image courtesy of Luigi Foschini (INAF/IASF, Sezione di Bologna, Italy) and ESA., Right www.ricksastro.com)
|
