Барстер (>gjvmyj)

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 — $\epsilon$ ~ 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 $L_{x}$ ~ 10³⁷−10³⁸ эрг/сек и полную энергию вспышки $\epsilon _{x}$ ~ 10³⁸−10³⁹ эрг. В спокойной фазе (между вспышками) барстеры являются слабопеременными рентгеновскими источниками с рентгеновской светимостью $L_{x}$ ~ 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.