Röntgen kaksoistähti

Röntgenbinaarit  ovat luokkaa binääritähtiä , jotka ovat kirkkaita emissiospektrin röntgenalueella . Röntgensäteet syntyvät aineesta, joka putoaa yhdestä tähdestä, jota kutsutaan donoriksi , toiseen, jota kutsutaan accretoriksi ja joka on erittäin kompakti, neutronitähti tai musta aukko . Kun aine putoaa, vapautuu röntgensäteiden muodossa gravitaatiopotentiaalienergiaa, joka vastaa muutamaa kymmenesosaa lepomassasta ( vedyn lämpöydinpoltosta vapautuu vain noin 0,7 % lepomassasta). Röntgenkaksoistähtien elinikä ja massansiirtonopeus riippuvat luovuttajatähden evoluutiotilasta, kaksoitähden komponenttien massasuhteesta ja komponenttien välisestä kiertoradalla [1] . On arvioitu, että noin 10 41 protonia sekunnissa emittoituu tyypillisen pienimassaisen röntgenbinäärisäteen pinnalta [2] [3] .

Luokitus

Röntgenbinaarit on jaettu useisiin alaluokkiin (joskus päällekkäin), jotka luultavasti heijastavat paremmin tällaisten tähtien fysiikkaa. Huomaa, että massaluokitus viittaa optisesti näkyvään luovuttajatähteen, mutta ei kompaktiin röntgenlähteeseen.

  • Muut

    • Pienimassaiset röntgenbinaarit

    Pienimassainen röntgenbinääri on kaksoistähti, jonka yksi komponentti on musta aukko tai neutronitähti. [7] Toinen komponentti (luovuttajatähti) yleensä täyttää Rochen keilan ja siirtää osan aineestaan ​​akkuretorikomponenttiin; luovuttajatähti voi olla pääsekvenssissä , olla rappeutunut (esim. valkoinen ) kääpiö tai kehittynyt tähti ( punainen jättiläinen ). Linnunradalta on löydetty noin kaksisataa pienimassaista röntgenbinaarista [8] , joista 13 esinettä on löydetty pallomaisista klustereista . Chandra - avaruusteleskoopilla tehdyt havainnot ovat auttaneet toteamaan pienimassaisten röntgensädebinäärien esiintymisen muissa galakseissa.

    Tyypillinen pienimassainen röntgenbinääri lähettää lähes kaiken säteilystään röntgenalueella ja pääsääntöisesti alle prosentin spektrin näkyvässä osassa, minkä vuoksi tämän tyyppiset tähdet ovat kirkkaimpia. esineitä taivaalla, kun niitä havaitaan röntgenalueella, mutta suhteellisen heikko spektrin näkyvässä osassa. Näennäinen suuruus vaihtelee välillä 15 - 20. Binäärijärjestelmän kirkkain osa on kompaktin kohteen ympärillä oleva akkrektiolevy . Pienimassaisten röntgentähtien kiertorata-ajat vaihtelevat kymmenestä minuutista satoihin päiviin.

    Röntgensäteen binaariset välimassat

    Keskimassainen röntgenkaksoistähti on binääritähti, jonka toinen komponentti on neutronitähti tai musta aukko ja toinen komponentti on keskimassainen tähti. [9] [10]

    Massiiviset röntgenbinaarit

    Massiivinen röntgenkaksoistähti on binääritähti, jossa luovuttajatähti on massiivinen tähti: yleensä spektrityypin O tai B tähti, Be-tähti tai sininen superjättiläinen . Akkrettoriobjekti on musta aukko tai neutronitähti [7] .

    Massiivisessa röntgenbinaarissa massiivinen tähti hallitsee optista aluetta, kun taas kompakti objekti hallitsee röntgensädealuetta. Massiivisilla tähdillä on korkea kirkkaus , joten ne on helppo havaita. Yksi tunnetuimmista massiivisista röntgenbinaareista on Cygnus X-1 , joka on ensimmäinen löydetty musta aukko-ehdokas. Muita esimerkkejä massiivisista röntgenbinaareista ovat Sails X-1 ja 4U 1700-37 .

    Mikrokvasaarit

    Mikrokvasaari (radioalueella säteilevä röntgensäteen binääri) on ominaisuuksiltaan kvasaaria vastaava kohde : sillä on voimakas ja vaihteleva radiosäteily, joka havaitaan tavallisesti kahden radiosuihkun, akkretiolevyn ympärillä. kompakti esine, joka on musta aukko tai neutronitähti. Kvasaarien musta aukko on supermassiivinen (massa ylittää auringon massan miljoonia kertoja); mikrokvasareissa kompaktin esineen massa ylittää Auringon massan vain muutaman kerran. Mikrokvaasarien tapauksessa akkretoituva materiaali tulee tavallisesta tähdestä, akkrektiolevy on erittäin kirkas optisella ja röntgenalueella. Mikrokvasareja kutsutaan joskus radiosuihkuilla varustetuiksi röntgensädebinaareiksi, jotta ne voidaan erottaa muun tyyppisistä röntgensädebinaareista. Osa radiosäteilystä tulee relativistisista suihkuista.

    Mikrokvasaarien tutkiminen on tärkeää relativististen suihkujen tutkimuksessa. Suihkut muodostuvat kompaktin kohteen lähelle; kompaktin kohteen ympärillä oleva aikaasteikko on verrannollinen annetun kohteen massaan. Näin ollen tavallinen kvasaari kokee tuhansien vuosien ajan samat vaihtelut kuin mikrokvasaarissa päivässä.

    Tunnetuista mikrokvasareista voidaan mainita SS 433 , jossa atomien emissioviivat näkyvät molempien suihkujen spektrissä; GRS 1915+105 :llä on erittäin suuri suihkunopeus. Cygnus X-1 havaittu korkeaenergisesta gammasäteilystä ( E > 60 MeV ). Hiukkasten äärimmäisen korkea energia voidaan selittää erilaisilla hiukkaskiihtyvyyden mekanismeilla (esim. Fermi-kiihtyvyys). Energia-alueella E > 100 GeV ei ole havaittu mikrokvaasareita . Tällä alueella säteilevä LS I +61 303 määritettiin alun perin mikrokvasareille, mutta radiointerferometristen havaintojen jälkeen pulsaarituulen skenaario muuttui todennäköisemmäksi.

    Muistiinpanot

    1. ↑ Tauris & van den Heuvel (2006), "Pienten tähtien röntgenlähteiden muodostuminen ja kehitys", julkaisussa: Kompaktit tähtien röntgenlähteet. Toimittaja Walter Lewin & Michiel van der Klis. Cambridge Astrophysics Series, p.623-665, DOI: 10.2277/0521826594 Arkistoitu 26. huhtikuuta 2020 Wayback Machinessa
    2. ↑ Weidenspointner, Georg. Gammasäteiden paljastama positronien epäsymmetrinen jakautuminen galaktisella levyllä  //  Nature : Journal. - 2008. - 8. tammikuuta ( nide 451 ). - s. 159-162 . - doi : 10.1038/luonto06490 . - . — PMID 18185581 .
    3. ↑ "Mystery of Antimatter Source Solved – ehkä" Arkistoitu 30. lokakuuta 2013 Wayback Machinessa , kirjoittanut John Borland 2008
    4. ↑ Johdatus kataklysmiin muuttujiin (CV:t) arkistoitu 8. kesäkuuta 2012. , NASA, 2006.
    5. ↑ Negueruela et ai., 2005 Supergiant Fast X-ray Transients: INTEGRALin paljastama uusi luokka suurimassaisia ​​röntgenbinääritiedostoja . Haettu 7. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2020.
    6. ↑ L. Sidoli, 2008 Ohimenevät purkausmekanismit
    7. ↑ 1 2 Tauris, T.M.; van den Heuvel, EPJ Luku 16: Kompaktien tähtien röntgenlähteiden muodostuminen ja kehitys // Kompaktit tähtien röntgenlähteet / Lewin, Walter; van der Klis, Michiel. - Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2006. - s. 623-665. - ISBN 978-0-521-82659-4 . - doi : 10.2277/0521826594 .
    8. ↑ Luettelo pienimassaisista röntgensädebinaareista galaksissa, LMC:ssä ja SMC: ssä Arkistoitu 3. syyskuuta 2018 Wayback Machinessa (neljäs painos), Liu QZ, van Paradijs J., van den Heuvel EPJ, Astronomy & Astrophysics 469 , 807 (2007)
    9. ↑ Tauris, van den Heuvel & Savonije (2000), "Millisekuntipulsarien muodostuminen raskaiden valkoisten kääpiökumppanien kanssa: Extreme Mass Transfer on subthermal timescales" ApJ Letters 530, L93
    10. ↑ Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate Mass X-ray Binaries , arkistoitu 17. toukokuuta 2020 Wayback Machinessa , Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport ja Eric Pfahl, 2001

    Linkit

      Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
    Bibliografisissa luetteloissa