Röntgen bináris - X-ray binary

A művész benyomása egy röntgen binárisról

A röntgen-bináris fájlok a bináris csillagok egy osztálya , amelyek fényesek a röntgensugarakban . A röntgensugarakat úgy állítják elő, hogy az anyag leesik az egyik komponensről, az úgynevezett donorról (általában viszonylag normális csillag ) a másik komponensre, az úgynevezett accretorra , ami nagyon kompakt: neutroncsillag vagy fekete lyuk . A hulló anyag röntgensugárként gravitációs potenciális energiát bocsát ki, nyugalmi tömegének több tizedét. (A hidrogén- fúziós kibocsátások csak mintegy 0,7 százaléka nyugalmi tömege.) Az élettartam, és a masszát-átviteli sebesség egy X-ray bináris függ az evolúciós állapotát a donor csillag, a tömeg aránya a csillag komponenseket, és az orbitális távolságuk.

Becslések szerint másodpercenként 10 41 pozitron menekül ki egy tipikus kis tömegű röntgenbinárisból .

Osztályozás

Microquasar SS-433.

A röntgen-bináris fájlokat tovább osztják több (néha átfedő) alosztályra, amelyek talán jobban tükrözik a mögöttes fizikát. Megjegyezzük, hogy a tömeg szerinti besorolás (magas, közepes, alacsony) az optikailag látható donorra vonatkozik, nem pedig a kompakt röntgenkibocsátó akkrektorra.

Kis tömegű röntgen bináris

Az alacsony tömegű röntgenbináris ( LMXB ) egy bináris csillagrendszer, ahol az egyik összetevő vagy fekete lyuk, vagy neutroncsillag . A másik komponens, egy donor, általában kitölti Roche lebenyét, és ezért tömeget visz át a kompakt csillagra. Az LMXB rendszerekben a donor kevésbé masszív, mint a kompakt objektum, és lehet a fő szekvencián , degenerált törpe ( fehér törpe ) vagy kifejlődött csillag ( vörös óriás ). Körülbelül kétszáz LMXB -t észleltek a Tejútrendszerben , és ezek közül tizenhárom LMXB -t fedeztek fel gömbhalmazokban . A Chandra X-ray Observatory számos távoli galaxisban mutatott ki LMXB-ket.

Egy tipikus kis tömegű X-ray bináris durranógázt majdnem összes sugárzást az X-sugarak , és jellemzően kevesebb mint egy százaléka látható fényben, így azok között a legfényesebb objektumok az X-ray ég, de viszonylag halványan látható fényben . A látszólagos nagyságrend tipikusan 15-20 körül mozog. A rendszer legfényesebb része a kompakt tárgy körüli felhalmozódási korong . Az LMXB keringési periódusai tíz perctől több száz napig terjednek.

A változékonysága LMXBs leggyakrabban megfigyelt X-ray bursters , de néha látható formájában X-ray pulzárok . A röntgensugarakat a hidrogén és a hélium felhalmozódásával keletkező termonukleáris robbanások hozzák létre .

Közepes tömegű röntgen bináris

A közepes tömegű röntgenbináris ( IMXB ) egy bináris csillagrendszer, ahol az egyik összetevő egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk. A másik összetevő egy közepes tömegű csillag. A közepes tömegű röntgen bináris eredete az alacsony tömegű röntgen bináris rendszereknek.

Nagy tömegű röntgen bináris

A nagy tömegű röntgensugaras bináris ( HMXB ) egy bináris csillagrendszer , amely erős a röntgensugarakban, és amelyben a normál csillagkomponens egy hatalmas csillag : általában egy O vagy B csillag, egy kék szuperóriás , vagy bizonyos esetekben , egy Wolf – Rayet sztár . A kompakt, röntgensugárzó komponens egy neutroncsillag vagy fekete lyuk . A hatalmas normál csillag csillagszélének töredékét elfogja a kompakt tárgy, és röntgensugarakat hoz létre , amikor a kompakt tárgyra esik.

Egy nagy tömegű röntgenbinárisban a masszív csillag uralja az optikai fény kibocsátását, míg a kompakt objektum a röntgensugarak domináns forrása. A hatalmas csillagok nagyon fényesek, ezért könnyen észlelhetők. Az egyik leghíresebb nagy tömegű röntgen bináris fájl a Cygnus X-1 , amely az első azonosított fekete lyuk jelölt volt. Más HMXB-k közé tartozik a Vela X-1 (nem tévesztendő össze a Vela X-el ) és a 4U 1700-37 .

A változékonysága HMXBs figyelhetők formájában X-ray pulzárok , és nem X-ray bursters . Ezek a röntgen pulzusok a kompakt társ pólusaiba mágnesesen bejuttatott anyag felszívódásának köszönhetők. A csillagszél és a Roche lebeny túlcsordulása a hatalmas normál csillagból ilyen nagy mennyiségben halmozódik fel, az átvitel nagyon instabil, és rövid életű tömegátadást eredményez.

Ha a HMXB elérte a végét, ha a bináris periodicitása kevesebb volt, mint egy év, akkor egyetlen vörös óriássá válhat neutronmaggal vagy egyetlen neutroncsillaggal . Hosszabb időközönként, egy évig és tovább, a HMXB kettős neutroncsillag binárissá válhat, ha megszakítja a szupernóva .

Microquasar

A művész benyomása a microquasar SS 433 -ról .

A mikrokvazár (vagy rádiót kibocsátó röntgenbináris) a kvazár kisebbik unokatestvére . A mikrokvazárokat a kvazárokról nevezték el, mivel néhány közös jellemzőjük van: erős és változó rádiókibocsátás, gyakran feloldható rádiósugár -párként, és egy tömörítő korong, amely körülvesz egy kompakt tárgyat, amely vagy fekete lyuk, vagy neutroncsillag . A kvazárokban a fekete lyuk szupermasszív (több millió naptömeg ); a mikrokvazárokban a kompakt tárgy tömege csak néhány naptömeg. A mikrokvazárokban a felhalmozódott tömeg normál csillagból származik, és a felhalmozódási korong nagyon fényes az optikai és a röntgensugarakban . A mikrokvazárokat néha rádiósugaras röntgenbinárisoknak nevezik, hogy megkülönböztessék őket más röntgenbinárisoktól. A rádiókibocsátás egy része relativisztikus fúvókákból származik , amelyek gyakran látszólagos szuperluminális mozgást mutatnak .

A mikrokvazárok nagyon fontosak a relativisztikus repülőgépek tanulmányozásához . A fúvókák a kompakt tárgy közelében vannak kialakítva, és a kompakt tárgy közelében lévő időskálák arányosak a kompakt tárgy tömegével. Ezért a hétköznapi kvazároknak évszázadokra van szükségük ahhoz, hogy a mikrokvazárok egy nap alatt megtapasztalhatók legyenek.

Figyelemre méltó mikrokvazárok közé tartozik az SS 433 , amelyben mindkét sugárból láthatók az atomkibocsátási vonalak; A GRS 1915+105 , különösen nagy sugársebességgel és nagyon fényes Cygnus X-1-vel , a nagy energiájú gamma-sugarakig (E> 60 MeV) érzékelhető . A VHE sávban kisugárzó részecskék rendkívül nagy energiáját a részecskék gyorsításának több mechanizmusa magyarázhatja (lásd Fermi -gyorsulás és Centrifugális gyorsulási mechanizmus ).

Lásd még

Hivatkozások

Külső linkek