Układ binarny rentgenowski

Wizja artysty dotycząca rentgenowskiego układu podwójnego

Układy podwójne rentgenowskie to klasa gwiazd podwójnych , które świecą w promieniach rentgenowskich . Promieniowanie rentgenowskie jest wytwarzane przez materię opadającą z jednego składnika, zwanego donorem ( zwykle względnie normalną gwiazdą ), do drugiego składnika, zwanego akretorem , który jest bardzo zwarty: gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury . Spadająca materia uwalnia grawitacyjną energię potencjalną , do kilku dziesiątych swojej masy spoczynkowej, jako promieniowanie rentgenowskie. ( Fuzja wodoru uwalnia tylko około 0,7 procent masy spoczynkowej.) Czas życia i szybkość przenoszenia masy w rentgenowskim układzie podwójnym zależą od statusu ewolucyjnego gwiazdy dawcy, stosunku masy między składnikami gwiazdy i ich separacji orbitalnej.

Szacuje się, że z typowego układu podwójnego rentgenowskiego o małej masie ucieka 10 41 pozytonów na sekundę .

Klasyfikacja

Mikrokwazar SS-433.

Układy podwójne promieniowania rentgenowskiego są dalej podzielone na kilka (czasami nakładających się) podklas, które być może lepiej odzwierciedlają podstawową fizykę. Należy zauważyć, że klasyfikacja według masy (wysoka, średnia, niska) odnosi się do optycznie widzialnego dawcy, a nie do kompaktowego akretora emitującego promieniowanie rentgenowskie.

Podwójny układ rentgenowski o małej masie

Układ podwójny rentgenowski o małej masie ( LMXB ) to układ podwójny gwiazd , w którym jednym ze składników jest czarna dziura lub gwiazda neutronowa . Drugi składnik, donor, zwykle wypełnia płat Roche'a i dlatego przenosi masę na zwartą gwiazdę. W systemach LMXB dawca jest mniej masywny niż obiekt zwarty i może znajdować się w ciągu głównym , zdegenerowany karzeł ( biały karzeł ) lub wyewoluowana gwiazda ( czerwony olbrzym ). Około dwustu LMXB wykryto w Drogi Mlecznej , a spośród nich trzynaście LMXB odkryto w gromadach kulistych . Obserwatorium rentgenowskie Chandra ujawniło LMXB w wielu odległych galaktykach.

Typowy układ podwójny rentgenowski o małej masie emituje prawie całe swoje promieniowanie w promieniach rentgenowskich i zwykle mniej niż jeden procent w świetle widzialnym, więc należą one do najjaśniejszych obiektów na niebie rentgenowskim, ale są stosunkowo słabe w świetle widzialnym . Pozorna jasność wynosi zwykle około 15 do 20. Najjaśniejszą częścią systemu jest dysk akrecyjny wokół zwartego obiektu. Okresy orbitalne LMXB wahają się od dziesięciu minut do setek dni.

Zmienność LMXB jest najczęściej obserwowana jako rozbłyski rentgenowskie , ale czasami można ją zobaczyć w postaci pulsarów rentgenowskich . Burstery rentgenowskie powstają w wyniku eksplozji termojądrowych powstałych w wyniku akrecji wodoru i helu.

Podwójny układ rentgenowski o średniej masie

podwójny rentgenowski o średniej masie ( IMXB ) to układ podwójny gwiazd, w którym jednym ze składników jest gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Drugim składnikiem jest gwiazda o masie pośredniej. Układ podwójny rentgenowski o średniej masie jest źródłem układów podwójnych rentgenowskich o małej masie.

Układ podwójny rentgenowski o dużej masie

Układ podwójny rentgenowski o dużej masie ( HMXB ) to układ podwójny gwiazd , który jest silny w promieniach rentgenowskich i w którym normalnym składnikiem gwiazdowym jest gwiazda masywna : zwykle gwiazda O lub B, niebieski nadolbrzym lub w niektórych przypadkach , czerwony nadolbrzym lub gwiazda Wolfa-Rayeta . Zwarty, emitujący promieniowanie rentgenowskie komponent to gwiazda neutronowa lub czarna dziura . Ułamek wiatru gwiazdowego masywnej normalnej gwiazdy jest przechwytywany przez zwarty obiekt i wytwarza promieniowanie rentgenowskie gdy spada na zwarty przedmiot.

W układzie podwójnym rentgenowskim o dużej masie masywna gwiazda dominuje w emisji światła optycznego, podczas gdy zwarty obiekt jest dominującym źródłem promieniowania rentgenowskiego. Masywne gwiazdy są bardzo jasne i dlatego łatwo je wykryć. Jednym z najbardziej znanych układów podwójnych rentgenowskich o dużej masie jest Cygnus X-1 , który był pierwszym zidentyfikowanym kandydatem na czarną dziurę. Inne HMXB to Vela X-1 (nie mylić z Vela X ) i 4U 1700-37 .

Zmienność HMXB obserwuje się w postaci pulsarów rentgenowskich , a nie wybuchów rentgenowskich . Te pulsary rentgenowskie powstają w wyniku akrecji materii wrzuconej magnetycznie do biegunów zwartego towarzysza. Wiatr gwiezdny i przelew Roche'a masywnej normalnej gwiazdy gromadzą się w tak dużych ilościach, że transfer jest bardzo niestabilny i powoduje krótkotrwały transfer masy.

Gdy HMXB osiągnie swój koniec, jeśli okresowość układu podwójnego była mniejsza niż rok, może stać się pojedynczym czerwonym olbrzymem z rdzeniem neutronowym lub pojedynczą gwiazdą neutronową . Przy dłuższej okresowości, rok i dłużej, HMXB może stać się podwójną gwiazdą neutronową , jeśli nie zostanie przerwana przez supernową .

mikrokwazar

Artystyczna wizja mikrokwazaru SS 433 .

Mikrokwazar (lub układ podwójny emitujący promieniowanie rentgenowskie) jest mniejszym kuzynem kwazara . Nazwy mikrokwazarów pochodzą od kwazarów, ponieważ mają pewne wspólne cechy: silną i zmienną emisję radiową, często rozdzielną jako para dżetów radiowych oraz dysk akrecyjny otaczający zwarty obiekt , którym jest czarna dziura lub gwiazda neutronowa . W kwazarach czarna dziura jest supermasywna (miliony mas Słońca ); w mikrokwazarach masa zwartego obiektu wynosi zaledwie kilka mas Słońca. W mikrokwazarach narosła masa pochodzi od normalnej gwiazdy, a dysk akrecyjny jest bardzo jasny w zakresie optycznym i rentgenowskim . Mikrokwazary są czasami nazywane rentgenowskimi układami podwójnymi dżetów radiowych, aby odróżnić je od innych układów podwójnych rentgenowskich. Część emisji radiowej pochodzi z relatywistycznych dżetów , często wykazujących pozorny ruch nadświetlny .

Mikrokwazary są bardzo ważne w badaniu dżetów relatywistycznych . Dżety powstają blisko zwartego obiektu, a skale czasowe w pobliżu zwartego obiektu są proporcjonalne do masy zwartego obiektu. Dlatego zwykłe kwazary potrzebują stuleci, aby przejść przez zmiany, których doświadcza mikrokwazar w ciągu jednego dnia.

Godne uwagi mikrokwazary to SS 433 , w którym atomowe linie emisyjne są widoczne z obu dżetów; GRS 1915+105 , ze szczególnie dużą prędkością dżetu i bardzo jasnym Cygnus X-1 , wykrytym aż do wysokoenergetycznych promieni gamma (E > 60 MeV). Ekstremalnie wysokie energie cząstek emitowanych w paśmie VHE można wytłumaczyć kilkoma mechanizmami przyspieszania cząstek (patrz przyspieszenie Fermiego i Odśrodkowy mechanizm przyspieszania ).

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=X-ray_binary&oldid=1136345678 ”