Röntgen binär - X-ray binary

Från Wikipedia, den fria encyklopedin
Konstnärens intryck av en röntgenbinär

Röntgenbinarier är en klass av binära stjärnor som lyser i röntgenstrålar . Röntgenstrålarna produceras av materia som faller från en komponent, kallad donator (vanligtvis en relativt normal stjärna ), till den andra komponenten, kallad accretor , som är mycket kompakt: en neutronstjärna eller ett svart hål . Det infallande materialet släpper ut gravitationens potentiella energi , upp till flera tiondelar av vilans massa, som röntgenstrålar. ( Vätefusion frigör endast cirka 0,7 procent av vilomassan.) Livslängden och massaöverföringshastigheten i en röntgenbina beror på donatorstjärnans evolutionära status, massförhållandet mellan stjärnkomponenterna och deras orbital separering.

Uppskattningsvis 10 41 positroner flyr per sekund från en typisk lågmassaröntgen .

Klassificering

Microquasar SS-433.

Röntgenbinarier är ytterligare indelade i flera (ibland överlappande) underklasser, som kanske återspeglar den underliggande fysiken bättre. Observera att massklassificeringen (hög, mellanliggande, låg) avser den optiskt synliga givaren, inte den kompakta röntgenstrålande avledaren.

Lågmassaröntgenröntgen

En lågmassaröntgenröntgen ( LMXB ) är ett binärt stjärnsystem där en av komponenterna antingen är ett svart hål eller en neutronstjärna . Den andra komponenten, en donator, brukar fylla sin Roche -lob och överför därför massa till den kompakta stjärnan. I LMXB -system är givaren mindre massiv än det kompakta objektet, och kan vara på huvudsekvensen , en degenererad dvärg ( vit dvärg ) eller en utvecklad stjärna ( röd jätte ). Ungefär tvåhundra LMXB har detekterats i Vintergatan , och av dessa har tretton LMXB upptäckts i globulära kluster . Den Chandra X-ray Observatory har avslöjat LMXBs i många avlägsna galaxer.

En typisk lågmassaröntgenstrålar avger nästan all sin strålning i röntgenstrålar , och vanligtvis mindre än en procent i synligt ljus, så de är bland de ljusaste föremålen på röntgenhimlen, men relativt svaga i synligt ljus . Den skenbara storleken är typiskt omkring 15 till 20. Den ljusaste delen av systemet är ackumuleringsskivan runt det kompakta föremålet. Orbitalperioderna för LMXB sträcker sig från tio minuter till hundratals dagar.

Variationen hos LXMB observeras oftast som röntgenstrålar , men kan ibland ses i form av röntgenpulsarer . De röntgen bursters skapas av termonukleära explosioner som skapats av anhopning av väte och helium.

Mellanmassa röntgen binär

En mellanmassaröntgenröntgen ( IMXB ) är ett binärt stjärnsystem där en av komponenterna är en neutronstjärna eller ett svart hål. Den andra komponenten är en stjärna med mellanmassa. En binär med mellanmassoröntgen är ursprunget för binära system med låg massa.

Högmassa röntgen binär

En hög massröntgenbinär ( HMXB ) är ett binärt stjärnsystem som är stark i röntgenstrålar, och i vilken den normala stjärn- komponenten är en massiv stjärna : vanligtvis en O eller B stjärna, en blå superjätte , eller i vissa fall , en Wolf – Rayet -stjärna . Den kompakta, röntgenstrålande komponenten är en neutronstjärna eller ett svart hål . En bråkdel av stjärnvinden på den massiva normalstjärnan fångas upp av det kompakta föremålet och producerar röntgenstrålar när det faller på det kompakta föremålet.

I en högmassaröntgenstråle dominerar den massiva stjärnan emission av optiskt ljus, medan det kompakta objektet är den dominerande källan till röntgenstrålar. De massiva stjärnorna är mycket lysande och därför lätt att upptäcka. En av de mest kända högmassarröntgenbinarierna är Cygnus X-1 , som var den första identifierade svarta hålskandidaten. Andra HMXB inkluderar Vela X-1 (får inte förväxlas med Vela X ) och 4U 1700-37 .

Variationen hos HMXB observeras i form av röntgenpulsarer och inte röntgenstrålar . Dessa röntgenpulsarer beror på att materialet samlas magnetiskt in i polerna på den kompakta följeslagaren. Den stjärnvind och Roche lob överflöd av de massiva normala stjärnan accretes i så stora mängder, är överföringen mycket instabil och skapar en kortlivad massöverföring.

När en HMXB väl har nått sitt slut, om binärets periodicitet var mindre än ett år, kan den bli en enda röd jätte med en neutronkärna eller en enda neutronstjärna . Med en längre periodicitet, ett år och därefter, kan HMXB bli en dubbel neutronstjärna binär om den avbryts av en supernova .

Mikrokvasar

Konstnärs intryck av mikrokvasaren SS 433 .

En mikrokvasar (eller radioemitterande röntgenbinär) är en mindre kusin till en kvasar . Mikrokvasarer är uppkallade efter kvasarer, eftersom de har några gemensamma egenskaper: starkt och variabelt radioutsläpp, ofta lösbart som ett par radiostrålar och en ackretionsskiva som omger ett kompakt föremål som antingen är ett svart hål eller en neutronstjärna . I kvasarer är det svarta hålet supermassivt (miljontals solmassor ); i mikrokvasarer är massan av det kompakta objektet bara några få solmassor. I mikrokvasarer kommer den ackumulerade massan från en normal stjärna, och ackretionsskivan är mycket lysande i de optiska och röntgenregionerna . Mikrokvasarer kallas ibland radio-jet röntgen binärer för att skilja dem från andra röntgen binärer. En del av radioutsläppet kommer från relativistiska strålar , som ofta visar uppenbar superluminal rörelse .

Mikrokvasarer är mycket viktiga för studier av relativistiska jetstrålar . Strålarna bildas nära det kompakta objektet, och tidsskalor nära det kompakta objektet är proportionella mot massan av det kompakta objektet. Därför tar vanliga kvasarer århundraden att gå igenom variationer som en mikroquasar upplever på en dag.

Anmärkningsvärda mikrokvasarer inkluderar SS 433 , där atomära utsläppslinjer är synliga från båda strålarna; GRS 1915+105 , med en särskilt hög strålhastighet och den mycket ljusa Cygnus X-1 , detekteras upp till högenergigammastrålarna (E> 60 MeV). Extremt höga energier hos partiklar som avger i VHE -bandet kan förklaras av flera mekanismer för partikelacceleration (se Fermi -acceleration och Centrifugal -accelerationsmekanism ).

Se även

Referenser

externa länkar