Двойной рентгеновский снимок

редактировать
Класс двойных звезд Изображение художника о рентгеновском снимке Двойные

Двойные рентгеновские звезды представляют собой класс двойных звезд, которые светятся в рентгеновских лучах. Рентгеновские лучи производятся материей, падающей с одного компонента, называемого донором (обычно это относительно нормальная звезда ), на другой компонент, называемый аккретором, который очень компактен: нейтронная звезда. или черная дыра. Падающее вещество выделяет потенциальную гравитационную энергию, составляющую до нескольких десятых своей массы покоя, в виде рентгеновских лучей. (Водород синтез высвобождает лишь 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 орбитальное разделение.

Примерно 10 позитронов в секунду от типичной рентгеновской двойной системы с малой массой.

Содержание

  • 1 Классификация
  • 2 Рентгеновская двойная система с низкой массой
  • 3 Рентгеновская двойная система со средней массой
  • 4 Рентгеновская двойная система с большой массой
  • 5 Микроквазар
  • 6 См. Также
  • 7 Ссылки
  • 8 Внешние ссылки

Классификация

Microquasar SS-433.

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

Низкая -массовая рентгеновская двойная

A маломассивная рентгеновская двойная система (LMXB ) - это система двойная звезда, в которой один из компонентов либо черная дыра или нейтронная звезда. Другой компонент, донор, обычно заполняет свою полость Роша и поэтому передает массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может быть на главной последовательности, вырожденным карликом (белый карлик ) или эволюционировавшей звездой (красный гигант ). Приблизительно две сотни LMXB были обнаружены в Млечном Пути, из них тринадцать LMXB были обнаружены в шаровых скоплениях. Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружила LMXB во многих далеких галактиках.

Типичная рентгеновская двойная система с малой массой испускает 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 тусклые в видимом свете. 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.

Изменчивость LXMB чаще всего наблюдается в виде рентгеновских барстеров, но иногда может быть замечена в форме рентгеновских пульсаров. Рентгеновские барстеры создаются термоядерными взрывами, создаваемыми аккрецией водорода и гелия.

Рентгеновская двойная система средней массы

Рентгеновская двойная система промежуточной массы (IMXB ) - это двойная звездная система, в которой одним из компонентов является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда промежуточной массы. Рентгеновская двойная система промежуточных масс является источником маломассивных рентгеновских двойных систем.

Рентгеновская двойная с большой массой

A Рентгеновская двойная с большой массой (HMXB ) - это система двойная звезда, сильная в Рентгеновские лучи, и в которых нормальный звездный компонент представляет собой массивную звезду : обычно O- или B-звезду или синий сверхгигант. Компактный компонент, излучающий рентгеновские лучи, представляет собой нейтронную звезду или черную дыру. Часть звездного ветра массивной нормальной звезды улавливается компактным объектом и производит рентгеновское излучение 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 легко обнаруживаются. Cygnus X-1 - одна из самых известных рентгеновских двойных систем с большой массой, 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 виде Рентгеновские пульсары, а не рентгеновские барстеры. Эти рентгеновские пульсары возникают из-за аккреции вещества, магнитно направляемого на полюса компактного компаньона. звездный ветер и полость Роша переполнены массивными нормальными звездными аккрециями в таких больших количествах, что перенос очень нестабилен и создает короткоживущий массоперенос.

После того, как HMXB достиг своего конца, если периодичность двойной системы составляла менее года, она может стать одним красным гигантом с нейтронным ядром или одним нейтроном. звезда. С более длительной периодичностью, год и более, HMXB может стать двойной нейтронной звездой двойной, если ее не прервет сверхновая.

микроквазар

Художественный образ микроквазара SS 433.

A микроквазар (или двойная система, излучающая рентгеновское излучение) - младший родственник квазара. Микроквазары названы в честь квазаров, поскольку у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешаемое в виде пары радиоструй, и аккреционный диск, окружающий компактный объект, который является либо черная дыра, либо нейтронная звезда. В квазарах черная дыра сверхмассивна (миллионы солнечных масс ); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько масс Солнца. В микроквазарах аккреционная масса исходит от нормальной звезды, а аккреционный диск очень светится в оптической и рентгеновской областях. Микроквазары иногда называют рентгеновскими двойными радиоструйными системами, чтобы отличить их от других двойных рентгеновских лучей. Часть радиоизлучения исходит от релятивистских джетов, часто демонстрирующих очевидное сверхсветовое движение.

. Микроквазары очень важны для изучения релятивистских джетов. 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.

К числу заслуживающих внимания микроквазаров относятся SS 433, в которых атомные эмиссионные линии видны из обеих струй; GRS 1915 + 105, с особенно высокой скоростью струи и очень ярким Cygnus X-1, обнаруженным вплоть до высокоэнергетических гамма-лучей (E>60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучающих в полосе VHE, могут быть объяснены несколькими механизмами ускорения частиц (см. ускорение Ферми и Центробежный механизм ускорения ).

См. Также

Ссылки

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-06-22 06:05:48
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте