astro.wikisort.org - Наука

Барстер (англ. burster — бёрстер, от англ. burst — вспышка) — вспыхивающие галактические рентгеновские источники, представляющие собой аккрецирующие нейтронные звёзды с орбитальными периодами от нескольких часов до нескольких дней. Вспышки барстеров были открыты при помощи наблюдений спутника ANS. Возможно, что аналогичные вспышки были открыты ранее на спутнике Космос-428, однако из-за спорных результатов этого спутника (в том числе из-за того, что формально утверждалось, что вспышки на Космосе-428 наблюдались в диапазоне энергий >40 кэВ, что несовместимо с характеристиками вспышек барстеров) считается, что первооткрывателем всё-таки является ANS. Большое количество барстеров было открыто на спутнике SAS-3.

Наблюдаемые характеристики

Время развития вспышки составляет 0,1—5 секунд, время затухания — 3—100 секунд, характерная энергия рентгеновских фотонов — ${\displaystyle \epsilon }$ ~ 1—20 кэВ.

Распределение барстеров в Млечном пути полностью повторяет распределение старых звёзд, то есть количество барстеров в определённом объёме галактики прямо пропорционально содержащейся в нём массе звёзд. Исключением являются барстеры в шаровых звёздных скоплениях, в которых доля барстеров на единицу звёздной массы значительно выше, чем в остальном теле галактики. Считается, что основной причиной этого является динамическое формирование барстеров (двойных звёздных систем с нейтронными звездами) в результате столкновений звёзд в плотных частях шаровых скоплений. По данным наблюдений абсолютная рентгеновская светимость барстеров составляет во время вспышки ${\displaystyle L_{x}}$ ~ 10³⁷−10³⁸ эрг/сек и полную энергию вспышки ${\displaystyle \epsilon _{x}}$ ~ 10³⁸−10³⁹ эрг. В спокойной фазе (между вспышками) барстеры являются слабопеременными рентгеновскими источниками с рентгеновской светимостью ${\displaystyle L_{x}}$ ~ 10³⁶−10³⁷ эрг/сек.

Энергия, излучаемая барстером между вспышками превосходит энергию вспышки ~ 100 раз, что весьма близко к отношению гравитационной энергии вещества на поверхности нейтронной звезды (10²⁰ эрг/г) к энергии, выделяющейся при термоядерном «сгорании» гелия (10¹⁸ эрг/г).

Спектр барстера во время вспышки близок к спектру излучения абсолютно чёрного тела Исходя из потока энергии, расстояния до барстера и закона Стефана-Больцмана, радиус излучающей области составляет ~ 10 км, что совпадает с размерами нейтронных звёзд.

Природа излучения

Барстеры представляют собой тесные двойные системы, одним из компонентов является нейтронная звезда, а другим — звезда, по тем или иным причинам теряющая массу (например, заполнившая свою полость Роша), что приводит к аккреции на нейтронную звезду.

При аккреции вещества на поверхность нейтронных звёзд со слабым магнитным полем происходит относительно равномерное накопление аккрецирующего вещества на её поверхности с образованием вырожденной оболочки (см. вырожденный газ), богатой водородом и гелием. Рентгеновское излучение барстера в его спокойной фазе обусловлено выделением гравитационной энергии аккрецируемого вещества.

Накопление вещества в вырожденной оболочке при её адиабатическом сжатии и относительно малых тепловых потерях приводит к взрывному термоядерному синтезу в оболочке, что наблюдается как рентгеновская вспышка, то есть источник энергии вспышек барстеров такой же, что и в случае новых звёзд. Кроме рентгеновской вспышки иногда наблюдается и запаздывающее (~3 сек, барстеры MXB 1735 44, MXB 1837 + 0,5, MXB 1636 53) световое эхо, вызванное переизлучением рентгеновской вспышки звездой — компаньоном.

Номенклатура

Барстеры, регистрируемые в каталоге Массачусетского технологического института обозначаются буквами MXB с добавлением их экваториальных координат (например, MXB 1636 53); барстеры, обнаруженные японскими спутниками обозначают буквами XB.

Ссылки

• Определение термина на astronet.ru
• Watts, Anna L. (2012-09-22). “Thermonuclear Burst Oscillations”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 609—640. arXiv:1203.2065. Bibcode:2012ARA&A..50..609W. DOI:10.1146/annurev-astro-040312-132617. ISSN 0066-4146.
• Schatz, H.; Rehm, K.E. (October 2006). “X-ray binaries”. Nuclear Physics A. 777: 601—622. arXiv:astro-ph/0607624. Bibcode:2006NuPhA.777..601S. DOI:10.1016/j.nuclphysa.2005.05.200.

В статье не хватает ссылок на источники (см. также рекомендации по поиску).

На других языках

---

[en] X-ray burster

X-ray bursters are one class of X-ray binary stars exhibiting periodic and rapid increases in luminosity (typically a factor of 10 or greater) that peak in the X-ray regime of the electromagnetic spectrum. These astrophysical systems are composed of an accreting compact object, and a main sequence companion 'donor' star. A compact object in an X-ray binary system consists of either a neutron star or a black hole; however, with the emission of an X-ray burst, the companion star can immediately be classified as a neutron star, since black holes do not have a surface and all of the accreting material disappears past the event horizon. The donor star's mass falls to the surface of the neutron star where the hydrogen fuses to helium which accumulates until it fuses in a burst, producing X-rays.

---

[es] Erupción de rayos X

En astronomía una erupción de rayos X (conocida internacionalmente con su denominación inglesa: Burster o XRB)[1] son una clase de estrella binaria de Rayos X que muestra periódicos y repentinos incrementos de luminosidad, típicamente en un factor de 10 veces o más, dentro de la región de rayos X del espectro electromagnético.

---

- [ru] Барстер

---

---