Рентгеновская двойная звезда (Jyumiyukfvtgx ;fkwugx [fy[;g)

Перейти к навигации Перейти к поиску
Рентгеновская двойная в представлении художника.

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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]
Микроквазар SS 433 в представлении художника
Основная статья: Микроквазар

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

[править | править код]
  1. ↑ Tauris & van den Heuvel (2006), «Formation and evolution of compact stellar X-ray sources», In: Compact stellar X-ray sources. Edited by Walter Lewin & Michiel van der Klis. Cambridge Astrophysics Series, p.623-665, DOI: 10.2277/0521826594 Архивная копия от 26 апреля 2020 на Wayback Machine
  2. ↑ Weidenspointner, Georg. An asymmetric distribution of positrons in the Galactic disk revealed by gamma-rays (англ.) // Nature : journal. — 2008. — 8 January (vol. 451). — P. 159—162. — doi:10.1038/nature06490. — Bibcode: 2008Natur.451..159W. — PMID 18185581. Архивировано 18 января 2017 года.
  3. ↑ «Mystery of Antimatter Source Solved — Maybe» Архивная копия от 30 октября 2013 на Wayback Machine by John Borland 2008
  4. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs) Архивная копия от 6 февраля 2012 на Wayback Machine, NASA, 2006.
  5. ↑ Negueruela et al., 2005 Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL. Дата обращения: 7 июля 2020. Архивировано 6 февраля 2020 года.
  6. ↑ L. Sidoli, 2008 Transient outburst mechanisms
  7. ↑ 1 2 Tauris, T.M.; van den Heuvel, E.P.J.[англ.]. Chapter 16: Formation and evolution of compact stellar X-ray sources // Compact stellar X-ray sources / Lewin, Walter[англ.]; van der Klis, Michiel[англ.]. — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006. — С. 623—665. — ISBN 978-0-521-82659-4. — doi:10.2277/0521826594.
  8. ↑ A catalogue of low-mass X-ray binaries in the Galaxy, LMC, and SMC Архивная копия от 3 сентября 2018 на Wayback Machine (Fourth Edition), Liu Q.Z., van Paradijs J., van den Heuvel E.P.J., Astronomy & Astrophysics 469, 807 (2007)
  9. ↑ Tauris, van den Heuvel & Savonije (2000), «Formation of Millisecond Pulsars with Heavy White Dwarf Companions:Extreme Mass Transfer on Subthermal Timescales» ApJ Letters 530, L93
  10. ↑ Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries Архивная копия от 17 мая 2020 на Wayback Machine, Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport, & Eric Pfahl, 2001

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Рентгеновская_двойная_звезда&oldid=141857642