Рентгеновский двойной - X-ray binary

Художественное впечатление от рентгеновского бинарника

Рентгеновские двойные системы являются классом двойные звезды которые светятся в Рентгеновские лучи. Рентгеновские лучи производятся материей, падающей из одного компонента, называемого донор (обычно относительно нормальный звезда ) к другому компоненту, называемому аккретор, который очень компактен: a нейтронная звезда или черная дыра. Падающая материя выпускает гравитационно потенциальная энергия, до нескольких десятых его массы покоя, как рентгеновские лучи. (Водород слияние высвобождает только около 0,7% массы покоя.) Время жизни и скорость массопереноса в рентгеновской двойной системе зависят от эволюционного статуса звезды-донора, отношения масс между звездными компонентами и их орбитального расстояния.[1]

Приблизительно 1041 позитроны сбежать в секунду из типичного маломассивная рентгеновская двойная система.[2][3]

Классификация

Микроквазар SS-433.[4]

Рентгеновские двойные системы подразделяются на несколько (иногда перекрывающихся) подклассов, которые, возможно, лучше отражают физику, лежащую в основе. 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 с малой массой

А маломассивная рентгеновская двойная система (LMXB) это двойная звезда система, в которой один из компонентов является либо черная дыра или нейтронная звезда.[1] Другой компонент, донор, обычно заполняет его Лобе Роша и поэтому передает массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может находиться на главная последовательность, вырожденный карлик (белый Гном ) или эволюционировавшая звезда (красный гигант ). Примерно двести LMXB было обнаружено в Млечный Путь,[9] и из них тринадцать LMXB были обнаружены в шаровые скопления. В Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружил LMXB во многих далеких галактиках.

Типичная маломассивная рентгеновская двойная система излучает почти все радиация в Рентгеновские лучи, и обычно менее одного процента в видимом свете, поэтому они являются одними из самых ярких объектов в рентгеновском небе, но относительно тусклые в видимом свете. В кажущаяся величина обычно составляет от 15 до 20. Самая яркая часть системы - это аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды LMXB колеблются от десяти минут до сотен дней.

Вариабельность LXMB чаще всего наблюдается как Рентгеновские барстеры, но иногда можно увидеть в виде Рентгеновские пульсары. В Рентгеновские барстеры созданы термоядерные взрывы создается аккрецией водорода и гелия.[10]

Рентгеновская двойная система промежуточных масс

An рентгеновская двойная система промежуточных масс (IMXB) представляет собой двойную звездную систему, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда промежуточной массы.[10][11] Рентгеновская двойная система промежуточных масс является источником маломассивных рентгеновских двойных систем.

Рентгеновская двойная система большой массы

А массивная рентгеновская двойная система (HMXB) это двойная звезда система, которая сильна в рентгеновских лучах, и в которой нормальный звездный компонент является массивным звезда: обычно звезда O или B или синий сверхгигант. Компактный рентгеновский компонент представляет собой нейтронная звезда или черная дыра.[1]Часть звездный ветер массивной нормальной звезды захватывается компактным объектом и производит Рентгеновские лучи при падении на компактный объект.

В массивной рентгеновской двойной системе массивная звезда доминирует в излучении оптического света, в то время как компактный объект является основным источником рентгеновского излучения. Массивные звезды очень светятся и поэтому их легко обнаружить. Одна из самых известных рентгеновских двойных систем с большой массой - это Лебедь X-1, который был 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 виде Рентгеновские пульсары и нет Рентгеновские барстеры. Эти Рентгеновские пульсары происходят из-за аккреции вещества, магнитно направляемого в полюса компактного компаньона.[10] В звездный ветер и Лобе Роша При переполнении массивных нормальных звезд происходит аккреция в таких больших количествах, перенос очень нестабилен и создает короткоживущий массоперенос.

После того, как HMXB достигнет своего конца, если периодичность двоичного файла была меньше года, он может стать единым красный гигант с нейтронным сердечником или одиночным нейтронная звезда. При более длительной периодичности, год и более, HMXB может стать двойным нейтронная звезда двоичный, если его не прерывает сверхновая звезда.[11]

Микроквазар

Художественное впечатление от микроквазара SS 433.

А микроквазар (или радиоизлучающая рентгеновская двойная система) - младший родственник квазар. Микроквазары названы в честь квазаров, поскольку у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешаемое как пара радиоструй, и аккреционный диск окружающий компактный объект что либо черная дыра или нейтронная звезда. В квазарах черная дыра сверхмассивна (миллионы солнечные массы ); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько масс Солнца. В микроквазарах аккреционная масса исходит от нормальной звезды, а аккреционный диск очень светится в оптическом диапазоне. рентгеновский снимок регионы. Микроквазары иногда называют радиоструйные рентгеновские двойные системы чтобы отличить их от других двойных рентгеновских лучей. Часть радиоизлучения исходит от релятивистские струи, часто проявляя очевидное сверхсветовое движение.[нужна цитата ]

Микроквазары очень важны для изучения релятивистские струи. Струи формируются вблизи компактного объекта, и шкала времени вблизи компактного объекта пропорциональна массе компактного объекта. Следовательно, обычным квазарам требуются столетия, чтобы претерпеть изменения, которые микроквазар испытывает за один день.

Примечательные микроквазары включают SS 433, в котором атомные эмиссионные линии видны с обеих струй; GRS 1915 + 105, с особенно высокой скоростью струи и очень ярким Лебедь X-1, обнаружен до высокой энергии гамма лучи (E> 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучающих в полосе СВЭ, можно объяснить несколькими механизмами ускорения частиц (см. Ферми ускорение и Центробежный механизм ускорения ).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c Tauris, Thomas M .; ван ден Хеувел, Эд (2006). «Глава 16: Образование и эволюция компактных звездных источников рентгеновского излучения». В Левине, Уолтер; ван дер Клис, Михиль (ред.). Компактные звездные источники рентгеновского излучения. Компактные звездные источники рентгеновского излучения. Кембриджская астрофизическая серия. 39. С. 623–665. arXiv:Astro-ph / 0303456. Bibcode:2006csxs.book..623T. Дои:10.1017 / CBO9780511536281.017. ISBN  978-0-521-82659-4.
  2. ^ Weidenspointner, Георг (2008). «Асимметричное распределение позитронов в диске Галактики, обнаруженное гамма-лучами». Природа. 451 (7175): 159–62. Bibcode:2008 Натур.451..159Вт. Дои:10.1038 / природа06490. PMID  18185581.
  3. ^ "Тайна источника антиматерии раскрыта - возможно" Автор: Джон Борланд, 2008 г.
  4. ^ "Изменив правила игры". www.eso.org. Получено 15 июля 2019.
  5. ^ Введение в переменные катаклизма (CV), НАСА, 2006.
  6. ^ Чен, Вэнь-Конг; Подсядловский, Филипп (2016). «Эволюция двойных рентгеновских лучей промежуточных масс, вызванная магнитным торможением звезд AP / BP. I. Ультракомпактные двойные рентгеновские лучи». Астрофизический журнал. 830 (2): 131. arXiv:1608.02088. Bibcode:2016ApJ ... 830..131C. Дои:10.3847 / 0004-637X / 830/2/131.
  7. ^ Negueruela, I; Смит, Д. М.; Рейг, П; Чаты, S; Торрехон, Дж. М. (2006). «Сверхгигантские транзиенты быстрого рентгеновского излучения: новый класс двойных рентгеновских лучей большой массы, представленный INTEGRAL». Рентгеновская вселенная 2005. 604 (2006): 165. arXiv:Astro-ph / 0511088. Bibcode:2006ESASP.604..165N.
  8. ^ Сидоли, Лара; Эд ван ден Хеувел (2008). «Переходные взрывные механизмы». 37-я научная ассамблея Cospar. 37: 2892. arXiv:0809.3157. Bibcode:2008cosp ... 37.2892S.
  9. ^ Лю, К. З.; Ван Парадийс, Дж; Ван Ден Хеувель, Э. П. Дж. (2007). «Каталог маломассивных рентгеновских двойных в Галактике, БМО и SMC (Четвертое издание)». Астрономия и астрофизика. 469 (2): 807. arXiv:0707.0544. Bibcode:2007A&A ... 469..807L. Дои:10.1051/0004-6361:20077303.
  10. ^ а б c Таурис, Томас М; Ван ден Хеувел, Эдвард П. Дж; Савоние, Геррит Дж (2000). «Формирование миллисекундных пульсаров с тяжелыми белыми карликами-компаньонами: экстремальный массоперенос в субтепловых временных масштабах». Астрофизический журнал. 530 (2): L93 – L96. arXiv:Astro-ph / 0001013. Bibcode:2000ApJ ... 530L..93T. Дои:10.1086/312496. PMID  10655173.
  11. ^ а б Подсядловски, Ph; Раппапорт, S; Pfahl, E.D (2002). «Эволюционные последовательности для рентгеновских двойных систем с низкой и средней массой». Астрофизический журнал. 565 (2): 1107. arXiv:Astro-ph / 0107261. Bibcode:2002ApJ ... 565.1107P. Дои:10.1086/324686.

внешняя ссылка