Рентгеновские двойные системы — это класс двойных звезд , светящихся в рентгеновских лучах . Рентгеновские лучи производятся падением вещества от одного компонента, называемого донором (обычно относительно нормальной звезды ), на другой компонент, называемый аккретором , который является либо нейтронной звездой , либо черной дырой . Падающее вещество высвобождает гравитационную потенциальную энергию , составляющую до 30 процентов своей массы покоя, в виде рентгеновских лучей. (Водородный синтез высвобождает лишь около 0,7 процента массы покоя.) Время жизни и скорость массопереноса в рентгеновской двойной системе зависят от эволюционного статуса звезды-донора, соотношения масс между звездными компонентами и их орбитального разделения. [1]
По оценкам, из типичной рентгеновской двойной системы малой массы в секунду вылетает 10 41 позитрон . [2] [3]
Рентгеновские двойные системы подразделяются на несколько (иногда перекрывающихся) подклассов, которые, возможно, лучше отражают основную физику. Обратите внимание, что классификация по массе (высокая, средняя, низкая) относится к оптически видимому донору, а не к компактному аккретору, излучающему рентгеновские лучи.
Рентгеновская двойная система малой массы ( LMXB ) — это двойная звездная система, одним из компонентов которой является либо черная дыра , либо нейтронная звезда . [1] Другой компонент, донор, обычно заполняет полость Роша и, следовательно, передает массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может быть на главной последовательности , вырожденным карликом ( белый карлик ) или развитой звездой ( красный гигант ). В Млечном Пути было обнаружено около двухсот LMXB , [11] и из них тринадцать LMXB были обнаружены в шаровых скоплениях . Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружила LMXB во многих далеких галактиках. [12]
Типичная рентгеновская двойная система малой массы излучает почти все свое излучение в рентгеновских лучах и обычно менее одного процента в видимом свете, поэтому они являются одними из самых ярких объектов на рентгеновском небе, но относительно слабыми в видимом свете. . Видимая звездная величина обычно составляет от 15 до 20. Самая яркая часть системы — аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды LMXB варьируются от десяти минут до сотен дней.
Переменность LMXB чаще всего наблюдается в виде рентгеновских барстеров , но иногда ее можно увидеть и в виде рентгеновских пульсаров . Рентгеновские взрывы возникают в результате термоядерных взрывов , возникающих в результате аккреции водорода и гелия. [13]
Рентгеновская двойная система промежуточной массы ( IMXB ) — это двойная звездная система, одним из компонентов которой является 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 система большой массы ( HMXB ) — это двойная звездная система с сильным рентгеновским излучением, в которой нормальным звездным компонентом является массивная звезда : обычно звезда O или B, синий сверхгигант или, в некоторых случаях, звезда , красный сверхгигант или звезда Вольфа-Райе . Компактный компонент, излучающий рентгеновские лучи, представляет собой нейтронную звезду или черную дыру . [1] Часть звездного ветра массивной нормальной звезды улавливается компактным объектом и производит рентгеновские лучи , падая на компактный объект.
В рентгеновской двойной системе большой массы массивная звезда доминирует в излучении оптического света, а компактный объект является доминирующим источником рентгеновского излучения. Массивные звезды очень яркие и поэтому их легко обнаружить. Одной из самых известных рентгеновских двойных систем большой массы является Лебедь X-1 , который был первым обнаруженным кандидатом в черные дыры. Другие HMXB включают Vela X-1 (не путать с Vela X ) и 4U 1700-37 .
Переменность HMXB наблюдается в виде рентгеновских пульсаров , а не рентгеновских барстеров . Эти рентгеновские пульсары возникли в результате аккреции вещества, магнитно направленного к полюсам компактного компаньона. [13] Звездный ветер и переполнение полости Роша массивной нормальной звезды аккрецируются в таких больших количествах, что перенос очень нестабилен и создает кратковременный массоперенос.
Как только HMXB достигнет своего конца, если периодичность двойной системы будет меньше года, она может стать одним красным гигантом с нейтронным ядром или одной нейтронной звездой . При более длительной периодичности, год и более, HMXB может стать двойной нейтронной звездой, если ее не прервет сверхновая . [14]
Микроквазар (или радиоизлучающая рентгеновская двойная система) — меньший родственник квазара . Микроквазары названы в честь квазаров, поскольку у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешимое как пара радиоджетов, и аккреционный диск , окружающий компактный объект , который является либо черной дырой , либо нейтронной звездой . В квазарах черная дыра сверхмассивная (миллионы солнечных масс ); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько солнечных масс. В микроквазарах аккрецированная масса происходит от обычной звезды, а аккреционный диск очень светится в оптическом и рентгеновском диапазонах. Микроквазары иногда называют радиоструйными рентгеновскими двойными системами , чтобы отличить их от других рентгеновских двойных систем. Часть радиоизлучения исходит от релятивистских джетов , часто демонстрирующих кажущееся сверхсветовое движение . [15]
Микроквазары очень важны для изучения релятивистских джетов . Джеты формируются вблизи компактного объекта, а временные рамки вблизи компактного объекта пропорциональны массе компактного объекта. Таким образом, обычным квазарам требуются столетия, чтобы пройти через изменения, которые микроквазар испытывает за один день.
К заслуживающим внимания микроквазарам относятся SS 433 , у которого из обеих джетов видны атомные эмиссионные линии; GRS 1915+105 с особенно высокой скоростью струи и очень ярким Лебедем X-1 , обнаруженным вплоть до гамма-лучей высокой энергии (E > 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучающих в полосе СВЭ, можно объяснить несколькими механизмами ускорения частиц (см. Ферми-ускорение и Центробежный механизм ускорения ).