astro.wikisort.org - Звезда

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 (термоядерное горение водорода высвобождает только около 0,7 % массы покоя). 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]. 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 (англ. Low-mass X-ray binaries, LMXBs)
  • Мягкие рентгеновские переходные звёзды (англ. Soft X-ray transients, SXTs)
  • Симбиотические рентгеновские двойные (англ. Symbiotic X-ray binaries)
  • Источники сверхмягкого рентгеновского излучения (англ. Super soft X-ray sources, SSXBs)[4]
• Рентгеновские двойные промежуточной массы (англ. Intermediate-mass X-ray binaries, IMXBs)
• Массивные рентгеновские двойные (англ. High-mass X-ray binaries, HMXBs)
  • Be/рентгеновские двойные (англ. Be/X-ray binaries, BeXRBs)
  • Сверхгигантские рентгеновские двойные (англ. Supergiant X-ray binaries, SGXBs)
  • Сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные звёзды (англ. Supergiant Fast X-ray Transients, SFXTs)[5][6]
• Прочие
  • Рентгеновские барстеры
  • Рентгеновские пульсары
  • Микроквазары (рентгеновские двойные с радиоджетом)

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 (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

Ссылки

• Supergiant Fast X-ray Transients and Other Wind Accretors, I. Negueruela et al., 2008

На других языках

---

[de] Röntgendoppelstern

Ein Röntgendoppelstern (engl. X-ray binary, XRB) ist ein Doppelsternsystem mit deutlich ausgeprägter Röntgenleuchtkraft. Durch Akkretion von Materie eines Begleitsterns auf einen kompakten Stern entsteht ein charakteristisches Leuchten im hochenergetischen Bereich der elektromagnetischen Strahlung. Bei dem kompakten Objekt kann es sich um einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch handeln.[1]

---

[en] X-ray binary

X-ray binaries are a class of binary stars that are luminous in X-rays. The X-rays are produced by matter falling from one component, called the donor (usually a relatively normal star), to the other component, called the accretor, which is very compact: a neutron star or black hole. The infalling matter releases gravitational potential energy, up to several tenths of its rest mass, as X-rays. (Hydrogen fusion releases only about 0.7 percent of rest mass.) The lifetime and the mass-transfer rate in an X-ray binary depends on the evolutionary status of the donor star, the mass ratio between the stellar components, and their orbital separation.[1]

---

[es] Binaria de Rayos X

Las binarias de rayos x son una clase de sistema binario que son muy luminosos en rayos x (1033 - 1039erg/s). Están formados por un objeto compacto que se ha formado por colapso de una estrella, y una estrella convencional, de la secuencia principal. El objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Ambos tienen masas mayores a la del Sol, pero concentradas en un volumen mucho menor. La estrella convencional se suele llamar estrella compañera.

---

- [ru] Рентгеновская двойная звезда

---

---