stringtranslate.com

Рентгеновский двойной

Художественное представление рентгеновской двойной системы

Рентгеновские двойные — это класс двойных звезд , которые светятся в рентгеновских лучах . Рентгеновские лучи производятся материей, падающей с одного компонента, называемого донором (обычно это относительно распространенная звезда главной последовательности ), на другой компонент, называемый аккретором , который является либо нейтронной звездой , либо черной дырой . Падающая материя высвобождает гравитационную потенциальную энергию , до 30 процентов от своей массы покоя, в виде рентгеновских лучей. ( Синтез водорода высвобождает только около 0,7 процента от массы покоя.) Продолжительность жизни и скорость переноса массы в рентгеновской двойной зависят от эволюционного статуса звезды-донора, соотношения масс между звездными компонентами и их орбитального разделения. [1]

По оценкам, из типичной маломассивной рентгеновской двойной звезды в секунду вырывается 10 41 позитронов . [2] [3]

Классификация

Микроквазар SS-433. [4]

Рентгеновские двойные далее подразделяются на несколько (иногда перекрывающихся) подклассов, которые, возможно, лучше отражают лежащую в их основе физику. Обратите внимание, что классификация по массе (высокая, средняя, ​​низкая) относится к оптически видимому донору, а не к компактному рентгеновскому аккретору.

Маломассивная рентгеновская двойная звезда

Маломассивная рентгеновская двойная ( LMXB ) — это двойная звездная система, в которой один из компонентов является либо черной дырой , либо нейтронной звездой . [1] Другой компонент, донор, обычно заполняет свою полость Роша и, следовательно, передает массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может находиться на главной последовательности , быть вырожденным карликом ( белым карликом ) или эволюционировавшей звездой ( красным гигантом ). Около двухсот LMXB были обнаружены в Млечном Пути , [11] и из них тринадцать LMXB были обнаружены в шаровых скоплениях . Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружила LMXB во многих далеких галактиках. [12]

Типичная маломассивная рентгеновская двойная звезда испускает почти все свое излучение в рентгеновских лучах и, как правило, менее одного процента в видимом свете, поэтому они являются одними из самых ярких объектов на рентгеновском небе, но относительно слабыми в видимом свете. Видимая величина обычно составляет около 15-20. Самая яркая часть системы — аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды LMXB варьируются от десяти минут до сотен дней.

Изменчивость LMXBs чаще всего наблюдается как рентгеновские барстеры , но иногда может наблюдаться в форме рентгеновских пульсаров . Рентгеновские барстеры создаются термоядерными взрывами, создаваемыми аккрецией водорода и гелия. [13]

Рентгеновская двойная звезда средней массы

Рентгеновская двойная система промежуточной массы ( IMXB ) — это двойная звездная система, в которой один из компонентов — нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент — звезда промежуточной массы. [13] [14] Рентгеновская двойная система промежуточной массы является источником рентгеновских двойных систем малой массы.

Рентгеновская двойная звезда большой массы

Рентгеновская двойная звезда большой массы ( HMXB ) — это двойная звездная система, которая сильно испускает рентгеновские лучи, и в которой нормальным звездным компонентом является массивная звезда : обычно звезда O или B, голубой сверхгигант или в некоторых случаях красный сверхгигант или звезда Вольфа-Райе . Компактный, испускающий рентгеновские лучи компонент — нейтронная звезда или черная дыра . [1] Часть звездного ветра массивной нормальной звезды захватывается компактным объектом и производит рентгеновские лучи , падая на компактный объект.

В рентгеновской двойной звезде большой массы массивная звезда доминирует в излучении оптического света, в то время как компактный объект является доминирующим источником рентгеновского излучения. Массивные звезды очень яркие и поэтому их легко обнаружить. Одной из самых известных рентгеновских двойных звезд большой массы является Cygnus X-1 , которая была первым идентифицированным кандидатом в черные дыры. Другие HMXB включают Vela X-1 (не путать с Vela X ) и 4U 1700-37 .

Изменчивость HMXB наблюдается в форме рентгеновских пульсаров , а не рентгеновских барстеров . Эти рентгеновские пульсары возникают из-за аккреции вещества, магнитно направляемого в полюса компактного компаньона. [13] Звездный ветер и переполнение полости Роша массивной нормальной звезды аккрецируют в таких больших количествах, что перенос очень нестабилен и создает кратковременный перенос массы.

После того, как HMXB достигнет своего конца, если периодичность двойной звезды была меньше года, она может стать одиночным красным гигантом с нейтронным ядром или одиночной нейтронной звездой . При более длительной периодичности, год и более, HMXB может стать двойной нейтронной звездой, если ее не прерывает сверхновая . [ 14]

Микроквазар

Микроквазар SS 433 в представлении художника .

Микроквазар (или радиоизлучающая рентгеновская двойная звезда) — младший родственник квазара . Микроквазары названы в честь квазаров, так как у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешаемое как пара радиоструй, и аккреционный диск, окружающий компактный объект , который является либо черной дырой , либо нейтронной звездой . В квазарах черная дыра сверхмассивна (миллионы солнечных масс ); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько солнечных масс. В микроквазарах аккреционная масса исходит от обычной звезды, а аккреционный диск очень яркий в оптическом и рентгеновском диапазонах. Микроквазары иногда называют рентгеновскими двойными с радиоструями , чтобы отличать их от других рентгеновских двойных. Часть радиоизлучения исходит от релятивистских струй , часто демонстрирующих видимое сверхсветовое движение . [15]

Микроквазары очень важны для изучения релятивистских струй . Струи формируются вблизи компактного объекта, а временные масштабы вблизи компактного объекта пропорциональны массе компактного объекта. Поэтому обычным квазарам требуются столетия, чтобы пройти через изменения, которые микроквазар испытывает за один день.

Примечательные микроквазары включают SS ​​433 , в котором атомные эмиссионные линии видны из обоих струй; GRS 1915+105 , с особенно высокой скоростью струи и очень яркий Cygnus X-1 , обнаруженный вплоть до гамма-лучей высоких энергий (E > 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучаемых в полосе VHE, могут быть объяснены несколькими механизмами ускорения частиц (см. ускорение Ферми и центробежный механизм ускорения ).

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abc Tauris, Thomas M.; van den Heuvel, Ed (2006). "Глава 16: Формирование и эволюция компактных звездных источников рентгеновского излучения". В Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (ред.). Компактные звездные источники рентгеновского излучения . Серия Cambridge Astrophysics. Том 39. С. 623–665. arXiv : astro-ph/0303456 . Bibcode :2006csxs.book..623T. doi :10.1017/CBO9780511536281.017. ISBN 978-0-521-82659-4. S2CID  18856214.
  2. ^ Weidenspointner, Georg (2008). "Асимметричное распределение позитронов в галактическом диске, выявленное гамма-лучами". Nature . 451 (7175): 159–62. Bibcode :2008Natur.451..159W. doi :10.1038/nature06490. PMID  18185581. S2CID  4333175.
  3. ^ «Тайна источника антиматерии решена – возможно» Джона Борланда 2008 г.
  4. ^ "A game-changer". www.eso.org . Получено 15 июля 2019 г. .
  5. ^ Введение в катаклизмические переменные (CV), НАСА, 2006.
  6. ^ Патруно, Алессандро; Уоттс, Анна Л. (2021), Беллони, Томазо М.; Мендес, Мариано; Чжан, Чэнминь (ред.), «Аккреция миллисекундных рентгеновских пульсаров», Timing Neutron Stars: Pulsations, Oscillations and Explosions , т. 461, Берлин, Гейдельберг: Springer, стр. 143–208, arXiv : 1206.2727 , Bibcode : 2021ASSL..461..143P, doi : 10.1007/978-3-662-62110-3_4, ISBN 978-3-662-62110-3, S2CID  118471125 , получено 2022-06-16
  7. ^ "Каталог миллисекундных пульсаров - Черный Сидус". 2013-09-30 . Получено 2022-06-16 .
  8. ^ Чен, Вэнь-Конг; Подсядловски, Филипп (2016). «Эволюция рентгеновских двойных звезд средней массы, управляемая магнитным торможением звезд AP/BP. I. Ультракомпактные рентгеновские двойные звезды». The Astrophysical Journal . 830 (2): 131. arXiv : 1608.02088 . Bibcode :2016ApJ...830..131C. doi : 10.3847/0004-637X/830/2/131 . S2CID  118475703.
  9. ^ Negueruela, I; Smith, D. M; Reig, P; Chaty, S; Torrejón, J. M (2006). "Сверхгигантские быстрые рентгеновские транзиенты: новый класс массивных рентгеновских двойных систем, раскрытый INTEGRAL". The X-Ray Universe 2005. 604 ( 2006): 165. arXiv : astro-ph/0511088 . Bibcode : 2006ESASP.604..165N.
  10. ^ Сидоли, Лара; Эд ван ден Хойвел (2008). «Механизмы переходных выбросов». 37-я научная ассамблея КОСПАР . 37 : 2892. arXiv : 0809.3157 . Bibcode : 2008cosp...37.2892S.
  11. ^ Liu, Q. Z; Van Paradijs, J; Van Den Heuvel, EP J (2007). "Каталог маломассивных рентгеновских двойных звезд в Галактике, БМО и ММО (Четвертое издание)". Astronomy and Astrophysics . 469 (2): 807. arXiv : 0707.0544 . Bibcode :2007A&A...469..807L. doi :10.1051/0004-6361:20077303. S2CID  14673570.
  12. ^ Тетаренко, BE; Сиваков, GR; Хайнке, CO; Гладстоун, JC (10 февраля 2010 г.). «Watchdog: A Comprehensive All-Sky Database of Galactic Black Hole X-Ray Binaries». Серия приложений к Astrophysical Journal . 222 (2): 15. arXiv : 1512.00778 . doi : 10.3847/0067-0049/222/2/15 . S2CID  118833989.
  13. ^ abc Tauris, Thomas M; Van Den Heuvel, Edward P. J; Savonije, Gerrit J (2000). «Формирование миллисекундных пульсаров с тяжелыми белыми карликами-компаньонами: экстремальный перенос массы на субтепловых временных масштабах». The Astrophysical Journal . 530 (2): L93–L96. arXiv : astro-ph/0001013 . Bibcode :2000ApJ...530L..93T. doi :10.1086/312496. PMID  10655173. S2CID  17772120.
  14. ^ ab Podsiadlowski, Ph; Rappaport, S; Pfahl, E. D (2002). "Эволюционные последовательности для рентгеновских двойных звезд с малой и средней массой". The Astrophysical Journal . 565 (2): 1107. arXiv : astro-ph/0107261 . Bibcode :2002ApJ...565.1107P. doi :10.1086/324686. S2CID  16381236.
  15. ^ Мирабель, ИФ; Родригес, ЛФ (1994-09-01). «Сверхсветовой источник в Галактике». Nature . 371 (6492): 46–48. Bibcode :1994Natur.371...46M. doi :10.1038/371046a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4347263.

Внешние ссылки