WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Рентгеновская двойная в представлении художника.

Рентге́новские двойны́е звёзды — класс двойных звёзд, ярких в рентгеновском диапазоне спектра излучения. Рентгеновское излучение создается веществом, падающим с одной звезды, называемой донором, на вторую, называемую аккретором и очень компактную, являющуюся нейтронной звездой или чёрной дырой. При падении вещества высвобождается гравитационная потенциальная энергия, эквивалентная нескольким десятым долям массы покоя, в форме рентгеновского излучения. Время жизни и темп переноса массы в рентгеновских двойных звёздах зависит от эволюционного статуса звезды-донора, отношения масс компонентов двойной звезды, орбитального расстояния между компонентами [1] (термоядерное горение водорода высвобождает только около 0,7% массы покоя). По оценкам, с поверхности типичной маломассивной рентгеновской двойной выделяется около 1041 протонов в секунду[2][3].

Классификация

Рентгеновские двойные звёзды подразделяют на несколько подклассов (иногда пересекающихся), которые, вероятно, лучше отражают физику подобных звёзд. Заметим, что классификация по массе относится к видимой в оптическом диапазоне звезде-донору, но не к компактному источнику рентгеновского излучения.

Маломассивные рентгеновские двойные

Маломассивная рентгеновская двойная звезда представляет собой двойную звезду, в которой один компонент является чёрной дырой или нейтронной звездой.[7] Второй компонент (звезда-донор) обычно заполняет полость Роша и передает часть своего вещества компоненту-аккретору; звезда-донор может находиться на главной последовательности, являться вырожденным (например, белым) карликом или проэволюционировавшей звездой (красным гигантом). В Млечном Пути было обнаружено около двухсот маломассивных рентгеновских двойных[8], среди них 13 объектов было обнаружено в шаровых скоплениях. Наблюдения на космическом телескопе «Чандра» помогли установить наличие маломассивных рентгеновских двойных в других галактиках.

Типичная маломассивная рентгеновская двойная испускает почти всё излучение в рентгеновском диапазоне и, как правило, менее процента — в видимой части спектра, благодаря чему звёзды такого типа являются одними из наиболее ярких объектов неба при наблюдении в рентгеновском диапазоне, но относительно слабыми в видимой части спектра. Видимая звёздная величина колеблется от 15 до 20. Наиболее яркой частью двойной системы является аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды маломассивных рентгеновских звёзд заключены в интервале от десяти минут до сотен суток.

Рентгеновские двойные промежуточной массы

Рентгеновская двойная звезда промежуточной массы представляет собой двойную звезду, один компонент которой является нейтронной звездой или чёрной дырой, а второй компонент является звездой промежуточной массы.[9][10]

Массивные рентгеновские двойные

Массивная рентгеновская двойная звезда является двойной звездой, в которой звезда-донор является массивной звездой: обычно звездой спектрального класса O или B, Be-звездой или голубым сверхгигантом. Объект-аккретор является чёрной дырой или нейтронной звездой[7].

В массивной рентгеновской двойной массивная звезда доминирует в оптическом диапазоне, а компактный объект доминирует в рентгеновском диапазоне. Массивные звёзды обладают высокой светимостью, поэтому их несложно обнаружить. Одной из самых известных массивных рентгеновских двойных является Лебедь X-1, которая является первым открытым кандидатом в чёрные дыры. Другими примерами массивных рентгеновских двойных являются Паруса X-1 и 4U 1700-37.

Микроквазары

Микроквазар SS 433 в представлении художника

Микроквазар (рентгеновская двойная, излучающая в радиодиапазоне) является объектом, схожим по своим свойствам с квазаром: обладает сильным и переменным радиоизлучением, обычно наблюдаемым в форме двух радиоджетов, аккреционным диском вокруг компактного объекта, являющегося чёрной дырой или нейтронной звездой. У квазаров чёрная дыра является сверхмассивной (масса превосходит солнечную в миллионы раз); у микроквазаров масса компактного объекта превышает массу Солнца всего в несколько раз. В случае микроквазаров аккрецирующее вещество поступает от нормальной звезды, аккреционный диск очень яркий в оптическом и рентгеновском диапазонах. Иногда микроквазары называют рентгеновскими двойными с радиоджетами для того чтобы отличить их от других видов рентгеновских двойных. Часть радиоизлучения приходит от релятивистских джетов.

Исследование микроквазаров важно при изучении релятивистских джетов. Джеты образуются вблизи компактного объекта; временной масштаб около компактного объекта пропорционален массе данного объекта. Таким образом, обычный квазар испытывает за тысячи лет такие же вариации, какие происходят у микроквазара за день.

Среди известных микроквазаров можно отметить SS 433, у которого видны эмиссионные линии атомов в спектре обоих джетов; GRS 1915+105 обладает очень высокой скоростью джета. Лебедь X-1 обнаружен в высокоэнергетическом гамма-излучении (E > 60 МэВ). Экстремально высокую энергию частиц можно объяснить различными механизмами ускорения частиц (например, ускорение Ферми). В диапазоне энергии E > 100 ГэВ микроквазары обнаружены не были. LS I +61 303, излучающий в данном диапазоне, первоначально был отнесен к микроквазарам, но после радиоинтерферометрических наблюдений более вероятным стал сценарий пульсарного ветра.

Примечания

  1. ↑ Tauris & van den Heuvel (2006), "Formation and evolution of compact stellar X-ray sources", In: Compact stellar X-ray sources. Edited by Walter Lewin & Michiel van der Klis. Cambridge Astrophysics Series, p.623-665, DOI: 10.2277/0521826594
  2. ↑ Weidenspointner, Georg (2008-01-08). “An asymmetric distribution of positrons in the Galactic disk revealed by gamma-rays”. Nature. 451: 159—62. Bibcode:2008Natur.451..159W. DOI:10.1038/nature06490. PMID 18185581. Проверено 2009-05-04.
  3. ↑ "Mystery of Antimatter Source Solved – Maybe" by John Borland 2008
  4. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs), NASA, 2006.
  5. ↑ Negueruela et al., 2005 Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL
  6. ↑ L. Sidoli, 2008 Transient outburst mechanisms
  7. 1 2 Tauris, T.M. Chapter 16: Formation and evolution of compact stellar X-ray sources // Compact stellar X-ray sources / T.M. Tauris, van den Heuvel. — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006. — P. 623–665. — ISBN 978-0-521-82659-4. — DOI:10.2277/0521826594.
  8. ↑ A catalogue of low-mass X-ray binaries in the Galaxy, LMC, and SMC (Fourth Edition), Liu Q.Z., van Paradijs J., van den Heuvel E.P.J., Astronomy & Astrophysics 469, 807 (2007)
  9. ↑ Tauris, van den Heuvel & Savonije (2000), "Formation of Millisecond Pulsars with Heavy White Dwarf Companions:Extreme Mass Transfer on Subthermal Timescales" ApJ Letters 530, L93
  10. ↑ Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries, Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport, & Eric Pfahl, 2001

Ссылки

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии