Войти
Рентгеновский барстер - это один класс рентгеновских двойных звезд, демонстрирующих периодические и быстрое увеличение светимости (обычно в 10 раз или больше), достигающее максимума в режиме рентгеновских лучей электромагнитного спектра . Эти астрофизические системы состоят из аккрецирующегося компактного объекта и звезды-спутника главной последовательности - «донора». компактный объект в рентгеновской двойной системе состоит либо из нейтронной звезды, либо из черной дыры ; однако при испускании рентгеновской вспышки звезду-компаньон можно сразу классифицировать как нейтронную звезду, поскольку черные дыры не имеют поверхности и все нарастающий материал исчезает за горизонтом событий. Масса звезды-донора падает на поверхность нейтронной звезды, где водород сливается с гелием, который накапливается, пока не сливается в виде вспышки, производя рентгеновские лучи.
Масса звезды-донора используется для классификации системы как с высокой массой (более 10 масс Солнца (M☉ )) или с низкой массой (менее 1 M☉). двоичный, сокращенно HMXB и LMXB соответственно. Рентгеновские барстеры существенно отличаются от других транзиентных источников рентгеновского излучения (таких как рентгеновские пульсары и мягкие рентгеновские транзиенты ), показывая резкое время нарастания (1-10 секунд).) с последующим спектральным смягчением (свойство охлаждения черных тел ). Энергетика индивидуальных всплесков характеризуется интегральным потоком 10 джоулей по сравнению с постоянной светимостью, которая составляет порядка 10 джоулей для устойчивой аккреции на нейтронную звезду. Таким образом, отношение α потока всплесков к постоянному потоку колеблется от 10 до 10, но обычно составляет порядка 100. Рентгеновские всплески, излучаемые большинством этих систем, повторяются во временных масштабах от часов до дней, хотя более продолжительное время повторения проявляется в некоторых системах, а слабые всплески с временем повторения от 5 до 20 минут еще предстоит объяснить, но наблюдаются в некоторых менее обычных случаях. Аббревиатура XRB может относиться либо к объекту (рентгеновский всплеск), либо к соответствующему излучению (рентгеновский всплеск). Есть два типа XRB, обозначенные I и II. Тип I встречается гораздо чаще, чем тип II, и имеет совершенно другую причину. Тип I вызван термоядерным разгоном, а тип II вызван выделением гравитационной энергии.
Когда звезда в двойной заполняет свою полость Роша (либо из-за того, что находится очень близко к своему компаньону, либо имеет относительно большой радиус), она начинает терять материю, которая течет к ее нейтронной звезде товарищ. Звезда может также претерпеть потерю массы из-за превышения своей светимости Эддингтона или из-за сильных звездных ветров, и часть этого материала может стать гравитационно притянутой к нейтронной звезде.. В условиях короткого орбитального периода и массивной звезды-партнера оба эти процесса могут способствовать переносу вещества от компаньона к нейтронной звезде. В обоих случаях падающий материал происходит из поверхностных слоев звезды-партнера и богат водородом и гелием. Материя перетекает от донора к аккретору на пересечении двух Лоб Роша, где также находится первая точка Лагранжа, или L1. Из-за вращения двух звезд вокруг общего центра тяжести материал затем образует струю, движущуюся к аккретору. Поскольку компактные звезды имеют высокие гравитационные поля, материал падает с высокой скоростью и угловым моментом в направлении нейтронной звезды. Однако угловой момент не позволяет ему немедленно присоединиться к поверхности аккрецирующей звезды. Он продолжает вращаться вокруг аккретора в плоскости орбитальной оси, сталкиваясь с другим аккрецирующим материалом по пути, тем самым теряя энергию, и при этом формирует аккреционный диск , который также лежит в плоскости орбитальной оси. ось. В рентгеновском барстере этот материал аккрецирует на поверхности нейтронной звезды, где образует плотный слой. После нескольких часов накопления и гравитационного сжатия ядерный синтез начинается в этом вопросе. Это начинается как стабильный процесс, цикл горячего CNO, однако продолжающаяся аккреция вызывает вырожденную оболочку вещества, температура в которой повышается (более 1 × 10 кельвин ), но это не облегчает термодинамические условия. Это приводит к тому, что цикл тройного α быстро становится предпочтительным, что приводит к вспышке He. Дополнительная энергия, обеспечиваемая этой вспышкой, позволяет горящему CNO перейти в термоядерный разряд. На ранней стадии всплеска идет процесс alpha-p, который быстро уступает место rp-процессу. Нуклеосинтез может продолжаться до A = 100, но было показано, что окончательно он завершается с Te107. В течение нескольких секунд большая часть аккрецированного материала сгорает, вызывая яркую рентгеновскую вспышку, которую можно наблюдать с помощью рентгеновских (или гамма-телескопов). Теория предполагает, что существует несколько режимов горения, которые вызывают изменения во взрыве, такие как условия зажигания, выделенная энергия и повторяемость, причем режимы вызваны ядерным составом, как аккрецированного материала, так и взрыва пепла. Это в основном зависит от содержания водорода, гелия или углерода. Возгорание углерода также может быть причиной крайне редких «сверхвзрывов».
Поведение рентгеновских барстеров аналогично поведению повторяющихся новых. В этом случае компактный объект - это белый карлик, который накапливает водород, который в конце концов подвергается взрывному горению.
Поскольку за короткий период времени высвобождается огромное количество энергии, большая часть энергии выделяется в виде высокоэнергетических фотонов в соответствии с теория излучения черного тела, в данном случае рентгеновских лучей. Это выделение энергии можно наблюдать как увеличение светимости звезды с помощью космического телескопа , и оно называется рентгеновской вспышкой . Эти всплески невозможно наблюдать на поверхности Земли, потому что наша атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей. У большинства звезд, вспыхивающих в рентгеновских лучах, наблюдаются периодические всплески, потому что всплески недостаточно мощны, чтобы нарушить стабильность или орбиту любой звезды, и весь процесс может начаться снова. Большинство рентгеновских барстеров имеют нерегулярные периоды, которые могут составлять от нескольких часов до многих месяцев, в зависимости от таких факторов, как массы звезд, расстояние между двумя звездами, скорость аккреции и точный состав. наросшего материала. С точки зрения наблюдений категории рентгеновских всплесков демонстрируют разные особенности. Вспышка рентгеновского излучения I типа имеет резкий подъем, за которым следует медленное и постепенное снижение профиля светимости. Рентгеновский всплеск II типа имеет быструю форму импульса и может включать множество быстрых всплесков, разделенных минутами. Однако только от двух источников наблюдались рентгеновские всплески типа II, и большинство рентгеновских всплесков относятся к типу I.
Более детальные вариации в наблюдении всплесков были зарегистрированы как рентгеновские телескопы. улучшить. В пределах знакомой формы кривой блеска вспышки наблюдались такие аномалии, как колебания (называемые квазипериодическими колебаниями) и провалы, с различными ядерными и физическими объяснениями, хотя ни одно еще не было доказано. Спектроскопия выявляет абсорбционную особенность 4 кэВ и H- и He-подобные линии поглощения в Fe, но предполагается, что они происходят от аккреционного диска. Последующий вывод красного смещения Z = 35 для EXO 0748-676 обеспечил важное ограничение для уравнения массы-радиуса нейтронной звезды, отношения, которое до сих пор остается загадкой, но является основным приоритетом для астрофизического сообщества.
Светящиеся рентгеновские всплески можно рассматривать как стандартные свечи, поскольку масса нейтронной звезды определяет светимость вспышки. Следовательно, сравнение наблюдаемого потока рентгеновского излучения с предсказанным значением дает относительно точные расстояния. Наблюдения за рентгеновскими вспышками позволяют также определить радиус нейтронной звезды.
