Røntgen binær - X-ray binary

Kunstners indtryk af en røntgenbinær

Røntgenbinarer er en klasse af binære stjerner , der lyser i røntgenstråler . Røntgenstrålerne fremstilles ved, at stof falder fra en komponent, kaldet donor (normalt en relativt normal stjerne ), til den anden komponent, kaldet accretor , som er meget kompakt: en neutronstjerne eller sort hul . Det infallende stof frigiver tyngdekraftens potentielle energi , op til flere tiendedele af dets hvilemasse, som røntgenstråler. (Hydrogen fusionsproteiner frigiver kun omkring 0,7 procent af hvile masse.) Livslange og masse-overførselshastigheden i et røntgen-binær afhænger evolutionære status af donor stjerne, masseforholdet mellem stjernernes komponenter, og deres kredsende separation.

Anslået 10 41 positroner flygter pr. Sekund fra en typisk lavmasse-røntgenbinare .

Klassifikation

Microquasar SS-433.

Røntgenbinarier er yderligere opdelt i flere (undertiden overlappende) underklasser, der måske afspejler den underliggende fysik bedre. Bemærk, at masseklassificeringen (høj, mellem, lav) refererer til den optisk synlige donor, ikke til den kompakte røntgenstrålende emission.

  • Mellem masse røntgenbinarier (IMXB'er)
    • Ultrakompakt røntgenbinarier (UCXB'er)
  • Højmasse røntgenbinarier (HMXB'er) røntgenbinarier (SGXB'er)
  • Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT'er)
  • Andre

    • Lavmasse røntgen binær

    En lavmasse røntgen binær ( LMXB ) er et binært stjernesystem , hvor en af ​​komponenterne enten er et sort hul eller en neutronstjerne . Den anden komponent, en donor, fylder normalt sin Roche -lap og overfører derfor masse til den kompakte stjerne. I LMXB -systemer er donoren mindre massiv end den kompakte genstand og kan være på hovedsekvensen , en degenereret dværg ( hvid dværg ) eller en udviklet stjerne ( rød kæmpe ). Cirka to hundrede LMXB'er er blevet påvist i Mælkevejen , og af disse er tretten LMXB'er blevet opdaget i kuglehobe . Den Chandra X-ray Observatory har afsløret LMXBs i mange fjerne galakser.

    En typisk lavmasse røntgen binær udsender næsten al sin stråling i røntgenstråler og typisk mindre end en procent i synligt lys, så de er blandt de klareste objekter på røntgenhimlen, men relativt svage i synligt lys . Den tilsyneladende størrelse er typisk omkring 15 til 20. Den lyseste del af systemet er akkretionsdisken omkring det kompakte objekt. Orbitalperioderne for LMXB’er spænder fra ti minutter til hundredvis af dage.

    Variabiliteten af ​​LMXB'er observeres mest som røntgenstråler , men kan undertiden ses i form af røntgenpulsarer . De røntgen- bursters er skabt af termonukleare eksplosioner skabt af tilvækst af brint og helium.

    Mellem masse røntgen binær

    En røntgen-binær mellemmasse ( IMXB ) er et binært stjernesystem, hvor en af ​​komponenterne er en neutronstjerne eller et sort hul. Den anden komponent er en stjerne med mellemmasse. En mellem-masse røntgen binær er oprindelsen for lavmasse røntgen binære systemer.

    Høj masse røntgen binær

    En højmasse -røntgenbinær ( HMXB ) er et binært stjernesystem , der er stærkt i røntgenstråler, og hvor den normale stjernekomponent er en massiv stjerne : normalt en O- eller B-stjerne, en blå supergigant eller i nogle tilfælde , en Wolf – Rayet -stjerne . Den kompakte, røntgenstrålende komponent er en neutronstjerne eller et sort hul . En brøkdel af stjernevinden i den massive normale stjerne fanges af den kompakte genstand og producerer røntgenstråler, når den falder ned på den kompakte genstand.

    I en binær med høj masse røntgen dominerer den massive stjerne emissionen af ​​optisk lys, mens det kompakte objekt er den dominerende kilde til røntgenstråler. De massive stjerner er meget lysende og kan derfor let registreres. En af de mest berømte højmasse-røntgenbinarier er Cygnus X-1 , som var den første identificerede kandidat til sort hul. Andre HMXB'er inkluderer Vela X-1 (ikke at forveksle med Vela X ) og 4U 1700-37 .

    Variationen af ​​HMXB'er observeres i form af røntgenpulsarer og ikke røntgenstråler . Disse røntgenpulsarer skyldes tilførsel af stof, der magnetisk trækkes ind i polerne på den kompakte ledsager. Den stjernernes vind og Roche lobe overløb af de massive normale stjerne accretes i så store mængder, at overførslen er meget ustabil og skaber en kortvarig massetransport.

    Når en HMXB har nået sin ende, hvis periodiciteten af ​​binæren var mindre end et år, kan den blive til en enkelt rød kæmpe med en neutronkerne eller en enkelt neutronstjerne . Med en længere periodicitet, et år og derover, kan HMXB blive en dobbelt neutronstjerne binær, hvis den ikke afbrydes af en supernova .

    Mikrokvasar

    Kunstners indtryk af mikroquasaren SS 433 .

    En mikrokvasar (eller radioemitterende røntgenbinær) er en mindre fætter til en kvasar . Mikrokvasarer er opkaldt efter kvasarer, da de har nogle fælles egenskaber: stærk og variabel radioemission, der ofte kan løses som et par radiostråler og en tilførselsdisk, der omgiver et kompakt objekt, der enten er et sort hul eller en neutronstjerne . I kvasarer er det sorte hul supermassivt (millioner af solmasser ); i mikrokvasarer er massen af ​​det kompakte objekt kun få solmasser. I mikrokvasarer kommer den akkumulerede masse fra en normal stjerne, og akkretionsskiven er meget lysende i de optiske og røntgenområder . Mikrokvasarer kaldes undertiden radio-jet røntgenbinarier for at skelne dem fra andre røntgenbinarier. En del af radioemissionen kommer fra relativistiske jetfly , der ofte viser tilsyneladende superluminal bevægelse .

    Mikrokvasarer er meget vigtige for studiet af relativistiske jetfly . Strålerne dannes tæt på det kompakte objekt, og tidsskalaer i nærheden af ​​det kompakte objekt er proportionale med massen af ​​det kompakte objekt. Derfor tager almindelige kvasarer århundreder at gennemgå variationer, som en mikroquasar oplever på en dag.

    Bemærkelsesværdige mikrokvasarer omfatter SS 433 , hvor atomemissionslinjer er synlige fra begge jetfly; GRS 1915+105 , med en særlig høj strålehastighed og den meget lyse Cygnus X-1 , detekteret op til højenergi gammastråler (E> 60 MeV). Ekstremt høje energier af partikler, der udsender i VHE -båndet, kan forklares ved flere mekanismer for partikelacceleration (se Fermi -acceleration og centrifugal accelerationsmekanisme ).

    Se også

    Referencer

    eksterne links