Röntgen bináris csillag

A művész benyomása egy bináris röntgensugárról, akkrétával és sugárral

A kettős röntgencsillag (engl. X-ray bináris, XRB) egy olyan bináris rendszer, amelynek kifejezettebb a röntgen fényereje . A növekedés az anyagnak a társa csillag rá egy kompakt csillag létrehoz egy jellegzetes fény a nagyenergiájú tartományban elektromágneses sugárzás . A kompakt tárgy lehet fehér törpe , neutroncsillag vagy fekete lyuk .

Az anyag áramlása

Az anyag áramlása a kompakt csillagra két változatban fordulhat elő:

  • Mint csillag szél a társa, aki bejut a terület vonzereje a kompakt kategóriájú. Ilyen csillagszél gyakran található a fő szekvencia csillagokban és a nagy tömegű óriásokban.
  • A Roche- határt átlépő csillagok esetében az anyag a Lagrange-ponton át a kompakt partner felé áramlik . Ilyen anyagáramlás több száz millió évig is eltarthat.

A szögmomentum megőrzése miatt az anyag nem esik közvetlenül a kompakt partnerre, hanem először egy akkreditációs korongot képez a degenerált csillag körül . Ha van egy mágneses mező is, akkor annak erőssége attól függ, hogy mennyire deformálódik az akkréciós korong. Az akkumulációs korongban lévő magas hő miatt az ott lévő anyag ionizálódik, és minden részecskét tölt. Az akkréciós korongon belüli mozgáskor ez a töltés olyan áramot idéz elő, amely mágneses teret hoz létre, és ezért összekapcsolja azt az akkréciós tárgy mágneses mezőjével. Ha az akkréciós objektum mágneses tere gyenge, az akkréciós korong nagyrészt lapos. Minél erősebb a mágneses tér, annál nagyobb a sugár az akkréciós objektumtól mérve, amelytől az akkréciós objektum felé haladó mágneses tér az összekapcsolódás miatt kiszakítja a környező anyagot az akkréciós korongból, és a mágneses tér vonalai mentén a pólusokhoz vezet. Ezért az erős mágneses térrel rendelkező akkréciós objektumok nem rendelkeznek akkréciós lemezzel. Feltételezve, hogy van már akkréciós korong, a részecskék Kepler-féle mozgása súrlódáshoz vezet a korongon belül, és felmelegíti azt, amelynek eredményeként a röntgensugarak hőhatású sugárzásként bocsátanak ki megfelelő hőmérsékleteken . Ha az átvitt anyag a fehér törpe vagy a neutroncsillag felszínére kerül , ez a kéreg felmelegedéséhez vezet, amely röntgensugarakat is kibocsát.

Osztályozás a kompakt csillag szerint

Fehér törpe, mint partner

Ha a bináris csillagrendszer tömegvevője fehér törpe, puha röntgensugarak bocsátanak ki. A keménység jelzése az alacsony és a nagyobb energiájú röntgensugarak aránya. A lágy röntgensugárzás oka a fehér törpe jellemzően 10 000 km-rel sokkal nagyobb átmérője, mint a neutroncsillag vagy a fekete lyuké, így az alacsonyabb gravitációs mező miatt kevesebb energia szabadul fel, amikor leesik . Az ilyen rendszereket kataklizmás változóknak nevezzük . Ha a fehér törpének mágneses tere van, akkor az akkréciós korong részben vagy teljesen elnyomódik, és a bináris csillagrendszer a poláris vagy DQ Herculis csillagok csoportjába tartozik . Azt mutatják, erős polarizáció foka az optikai sugárzás. Ha a fehér törpe mágneses tere túl gyenge ahhoz, hogy befolyásolja az anyag áramlását, akkor röntgensugarak szabadulnak fel, amikor az anyag átkerül az akkumulációs lemezről a fehér törpére. A törpe noveákkal ez ciklikusan történik .

Neutroncsillag mint partner

Amennyiben a partner neutroncsillag vagy egy Magnetár , az ügy erősen felgyorsult a gravitációs mező , ha esik , és felszabadítja az energiát nyert, amikor eléri a felületet a neutroncsillag. Mivel az akkumulációs lemezen lévő anyag plazma formában van , a neutroncsillag mágneses mezőjének erői vannak kitéve , amelynek mágneses térerőssége akár 10 11  Tesla vagy 10 15  Gauss értéket is elérhet . Az ionizált anyag követi a mágneses tér vonalait, és ezért a mágneses pólusokon a csillag felszínére csapódik . A nagy gravitációs potenciál miatt az anyag eléri a 100 000 km / s sebességet, ami a fénysebesség 30% -a . Az ütközési terület kis, néhány kilométer átmérőjű, és 100 millió Kelvin hőmérsékletet ér el ott. Az energia nagy részét röntgensugárzóként bocsátják ki. A hozzá tartozó teljesítmény legfeljebb 10 000 napfény. A napfényesség megfelel a nap által kibocsátott energiának a teljes spektrális tartományban . A neutroncsillag forgása és a beáramló anyagáram által árnyékolás miatt a röntgensugárzás csak ideiglenesen bocsátódik ki a föld irányában. Éppen ezért a neutroncsillagokkal és erős mágneses mezőkkel rendelkező röntgen bináris csillagokat röntgen pulzároknak is nevezik.

Példa röntgensugárra a Hercules X-1 15 000 fényév távolságban. Az Uhuru műhold 1971-ben fedezte fel. A Tejútrendszerben ma már több mint 1000 ilyen rendszer ismert. Egy másik példa a Centaurus X-3 , az első felfedezett röntgensugár.

Egy másik hatás a nyomaték átadása a beáramló anyagon keresztül a neutroncsillagig. Ez akár néhány ezer Hertz-es forgási frekvenciákra gyorsítja fel . Ez a neutroncsillag milliszekundumonkénti egyetlen forgatásának felel meg. A röntgen bináris csillagok tehát az újjászületett milliszekundumos pulzusok születési helyei . Megfigyelték, hogy a kitörések, azaz az intenzív tömeges felhalmozódás fázisaiban a forgás gyakorisága gyorsan növekszik.

Fekete lyuk mint partner

A művész benyomása a Cygnus X-1-ről

A fekete lyukak felületének hiánya miatt a röntgensugarak kizárólag az akkréciós lemezen keletkeznek. A hőmérséklet az ablaktábla belső széle felé emelkedik, és ott eléri azokat az értékeket, amelyek intenzív röntgensugárzást eredményeznek. Mivel a fekete lyukaknak nincs mágneses terük, a plazma az akkréciós lemezről egy átmeneti rétegen keresztül a fekete lyukba esik . Az átmeneti réteg az akkumulációs lemez síkjában fekszik. A röntgensugárzás nem periodikus változásokkal ingadozik a másodpercek és ezredmásodpercek között, amelyeket kvázi-periodikus oszcillációknak nevezünk . Ez a sugárzási minta a csillagok megfigyelésével összefüggésben a röntgensugárú bináris csillagban található fekete lyuk jelenlétének legfontosabb mutatója.

A legjobb jelölt az elsődleges csillagként fekete lyukú röntgensugár bináris csillagra a Cygnus X-1 röntgenforrás körülbelül 6000 fényév távolságban.

Osztályozás a társ szerint

HMXB (nagy tömegű röntgen bináris fájlok)

Ha egy bináris csillagrendszerben tíznél több naptömegű csillag kompakt társával körbejárja a közös súlypontot, akkor ez egy Be csillag , egy O csillag vagy egy kék szuperóriás . A gázt csillagszél útján csillagszél útján viszik át, vagy a Be csillagok esetében a körülvett gázkorongon áthaladva felgyülemlik. A forgás időtartama néhány naptól több ezer napig terjed. A pályák gyakran elliptikusak. Az optikában a hatalmas csillag fénye dominál.

LMXB (kis tömegű röntgen bináris fájlok)

Ha a kompakt csillag társának tömege kevesebb, mint két naptömeg, akkor kis tömegű röntgensugárú bináris csillagnak nevezzük. A csillag a Lagrange-ponton keresztül továbbítja a tömeget a kompakt csillagra, ahol a bináris csillagrendszer keringési periódusa a napok töredékeitől néhány napig terjed. A társ vagy a fő szekvencia közelében van, egy fehér törpe vagy egy kifejlődött hélium csillag. A szimbiotikus röntgencsillagokban található vörös óriások rendkívül ritkák. A társakat nehéz megfigyelni, mivel az optikai lemezben az akkreditációs lemez dominál. A fő szekvencia társak olyan bináris csillagokban keletkeznek, amelyekben a hatalmas csillag átesett egy mag összeomlásán vagy hidrodinamikus szupernóváján . A fehér törpék vagy héliumcsillagok többnyire egy kompakt csillag körül keringenek, amelyet akkréció vagy evolúció okozta összeomlás alakított ki. Az LMXB-t nagy galaktikus szélességeken és a galaktikus síktól mért távolságokon figyeljük meg . Mivel a kompakt csillag, egy neutroncsillag vagy fekete lyuk nyolc, több mint nyolc naptömegű masszív csillagból került elő, az LMXB-t valójában a galaktikus sík mentén kell megtalálni. A szupernóva- robbanás valószínűleg aszimmetrikus volt, és a kompakt csillag születésekor a bináris csillagrendszer magas fokú megfelelő mozgást adott .

IMXB (közbenső tömeges röntgen bináris fájlok)

Röntgen bináris csillagok közepes tömegű társakkal és az A vagy F spektrális típusokkal meglehetősen ritkán figyelhetők meg. Ennek az az oka, hogy az erős csillagszéllel rendelkező fázisok, mint a HMXB esetében, nagyon rövidek, és a tömegátadás, mint az LMXB esetében, a Roche határon át nem stabil. Mivel a kompakt csillag tömegesebb, mint a donor, az orbitális tengely lerövidül , ami növeli a tömegátadást. Ennek eredményeként a kellően erős tömegátadással rendelkező időszakok meglehetősen rövidek. Ezenkívül a Roche határfluxus esetén a röntgensugarak akkor keletkeznek, amikor eltalálják a kompakt csillagot és az akkréciós korong belső szélén , de a röntgensugarakat a magas tömegtranszfer-sebesség miatt a körülményi anyagok gyakran visszanyelik.

osztályozás

A röntgensugárú bináris csillagok részben átfedő osztályokra vannak osztva a sugárzásuk spektruma, oka és változékonysága szerint:

  • A lágy röntgensugár tranziens (SXT, német ideiglenes lágy röntgenforrások) egy kompakt csillagból, egy neutroncsillagból vagy egy fekete lyukból és egy vörös törpe csillagból áll . Legtöbbször a röntgensugárzás a kimutatási határ alatt van, és évektől évtizedekig tartó ciklussal több mint 1000-szeresére növekszik az optikai és röntgen tartományban. A kitörések során több anyag esik a kompakt csillagra. A kitörési mechanizmus valószínűleg instabilitást jelenta kompakt csillag körüli akkréciós korongban , mint a törpe noveákban . Az SXT röntgen nova néven is ismert.
A neutroncsillag kitalált ábrázolása vörös óriással (NASA)
  • A szimbiotikus röntgen bináris fájlokban a vörös óriás a kompakt csillag kísérője, amely vagy a vörös óriás, vagy az aszimptotikus óriás ágon található . Az anyag átvitele a tömörebb csillagig a fejlett társaknál főként csillagszéleken keresztül történik. Ezekben a röntgenkét bináris csillagokban a neutroncsillagok lassú, legfeljebb 18 000 másodperces forgási periódusai csak egy gömbszimmetrikus akkréció következményei lehetnek, anélkül, hogy akkréciós lemezek lennének, ezért a röntgensugárzásnem haladja meg a10 36 erg / másodpercet, tipikus akkumulációs rátája csak 10-13 naptömeg éves . A vörös óriások sugara miatt a szimbiotikus röntgensugár bináris csillagok leghosszabb orbitális periódusai legfeljebb 30 000 nap. A röntgensugarak a neutroncsillag előfordulásából vagy a szimbiózis noveákban bekövetkező termonukleáris elszökés eredményeként jönnek létre .
  • A szuperlágy röntgenforrások (SSS) elsősorban 0,09 és 2,5 keV közötti energiájú röntgensugarakat bocsátanak ki. Többnyire fehér törpék ,felszínükönfolyamatosan hidrogén ég . A legtöbb SSS szoros bináris csillagrendszerekben fordul elő, amikor a társból folyamatosan elegendő anyag gyűlik össze. Ez lehet a helyzet a sarki , VY-Scl és szimbiotikus csillagokkal. Vannak olyan ideiglenes szuperlágy röntgenforrások is, mint a nova és a törpe nova . Az SSS az egyes fehér törpéket túlhűtő pályájukon is tartalmazza, anélkül, hogy szükségszerűen bináris csillagrendszerbe ágyazódnának. A fejlett csillag ezen kitett magja kezdetben lágy röntgensugarat bocsát ki hősugárzásként . Ezen fiatal fehér törpék egy része még mindig a bolygó ködének központi csillagai.
  • A Be / X-ray binárisok (BeXRB, dt. Be X-ray bináris csillagok) egy kompakt csillagból és egy Be csillagból állnak , amely a gyors forgás és lüktetés miatt időnként kidobja az anyagot, amely ekvatoriális gázgyűrűt képez a korai csillag körül. Ha a kompakt csillag, általában egy neutroncsillag fut keresztül ezen a gyűrűn, az akkréció kitörést okoz a röntgensugárzás tartományában.
  • A szuperhős röntgen bináris fájlok (SGXB, német szuperóriás röntgen bináris csillagok) egy szuperóriást jelentenek a kompakt csillag kísérőjeként. Évenként 10 −8 és 10 −6 naptömeg közötti tömegveszteséggel járó, erős csillagszél , a kiáramló gáz sebességével 2000 km / s-ig , a szuperóriásokra jellemző . Az SGXB-kben található kompakt csillag egy keskeny pályán lévő neutroncsillag , és az erős tömeges előfordulás miatt az SGXB- k fényes tárgyak a röntgen-égbolton.
  • A szuperhős gyors röntgensugárzási tranziensek (SFXT, német szuperóriás röntgencsillagok gyors törésekkel) OB szuperóriással rendelkeznek a neutroncsillag kísérőjeként. A bináris röntgencsillagok ezen csoportja a röntgensugárzás gyors növekedését mutatja a robbanások során, a maximális fényerőt perceken belül eléri. A járványok csak néhány óráig tartanak, míg a röntgen fényereje átmenetileg akár 10 000-szeresére nő a normál fényerőhöz képest. Ezek a kitörések következményei lehetneka korai szuperóriás csillagszélének összecsapódása, a neutroncsillag áthaladása az OB szuperóriás egyenlítői síkjában lévő anyaggyűrűn vagy a pulzár mágneses propellerje
  • A röntgensugárzók a röntgensugárzás hirtelen megnövekedését mutatják, mivel a röntgensugár bináris csillagában a neutroncsillag felszínén termonukleáris reakciók robbanásszerűen meggyulladnak . A robbanás során a felhalmozódott hidrogén , hélium és esetleg szén meggyullad a degeneráció állapotában . Ezért a hevítés nem vezet hûtési táguláshoz, és a termonukleáris reakciók egy másodperc töredéke alatt lefedik a neutroncsillag körüli teljes héjat. A sorozat néhány másodperc és óra között tart, a bináris csillagrendszerben a törések közötti intervallum napok között mozog. A röntgensugár a klasszikus Novae-nek felel meg , amelyben egy közeli bináris csillagrendszerben egy fehér törpe felületén termonukleáris szökés van.
  • A röntgenpulzusok a röntgensugárzás időszakos változékonyságát mutatják másodpercek és percek közötti sorrendben, és az égvilágon a legfényesebb röntgenforrások közé tartoznak. Eza neutroncsillag legfeljebb 10 12 Gaus- os erős mágneses mezőjének eredménye, amely a röntgenspektrum ciklotronvonalaiból származik. A mágneses tér miatt a felgyülemlett anyag a mágneses mező vonalai mentén mozog és eltalálja a neutroncsillag mágneses pólusait. A pólusok felett lökéshullám képződik, amelyben a bremsstrahlung mellettciklotron sugárzás is kibocsátódik. Ha a mágneses tér tengelye a forgástengelyre hajlik, akkoraröntgensugárzás modulálódik, mert a több millió Kelvinre felmelegített mágneses pólusok csak időnként bocsátanak ki sugárzást a föld felé.
  • A milliszekundumos röntgensugárzó pulzusok az LMXB ritka csoportja és a milliszekundumos pulzusok közvetlen prekurzorai. Velük együtt, az anyag társ általi felvétele révén nemcsak az anyag, hanem a szögmomentum is átkerül a neutroncsillagba. Ez a forgás gyakoriságának növekedéséhez és a röntgensugárzás impulzus kibocsátásához vezet, amely a mágneses pólusok fölötti sokkfrontokban jön létre. Amikor az anyagátadás leáll, a neutroncsillag gyorsan forgó pulzusként jelenik meg, újrahasznosított milliszekundumos pulzorként. Az AMXP kísérőjeként a barna törpéket , a fehér törpéket , a hélium csillagokat és a vörös törpéket azonosították , amelyek keskeny, 50 perc és 20 óra közötti pálya körül keringenek a neutroncsillag körül.
  • A mikrokvazárok kettős csillagok, neutroncsillaggal vagy fekete lyukkal, amelyek egy vagy két relativisztikus sugárzatot kidobnak és a kvazár kis változataként jelennek meg . Kvazárokban egy szupermasszív fekete lyuk gyűjti össze az anyagot egy galaxis közepén, és a Tejútrendszer fényességének százszorosát bocsátja ki. A fúvókák általában csakkimutatnia hatótávolság . Amikor egy mikrokvazár sugár pontosan a Földre irányul, akkor ez ultrai fényes röntgenforrásként jelenhet meg. A megfigyelő repülőgépekhez igazított mikrokvazarokat Mikroblazare hivatkozásnakis nevezik
  • Az ultraibolya röntgenforrások (ULX, dt. Ultrafényes röntgenforrások ) olyan röntgenforrások, amelyek fényessége meghaladja a 10 39 erg / s értéket, és amelyek izotrop emissziótfeltételezvemeghaladjákaz Eddington határértéket. Eddig csak a Tejútrendszeren kívül fedezték fel őket. Mivel a gyors változékonysága az ULX, akkor valószínű accretive fekete lyukak szoros kettős csillagrendszer . A röntgenforrásokat gyakran kiterjedt emissziós ködökbe ágyazzák,amelyek 100 km / s nagyságrendű sebességgel tágulnak. A röntgen bináris csillagok ezen osztályának fényereje olyan nagy, hogy vagy közepes súlyú fekete lyukak 100 és 10 000 naptömeg közötti tömegűek, vagy csillag fekete lyukak, amelyek nem izotróp röntgensugárzással rendelkeznek.
  • Az ultrakompakt röntgen bináris fájlok (UCXB, dt. Ultrakompakt röntgen bináris csillagok) egy fehér törpe vagy sdB csillagból és egy neutroncsillagból állnak , amelynek keringési ideje kevesebb, mint egy óra. A neutroncsillag felhalmozza a héliumban gazdag anyagot, és a másodperc törtrészeinek periódusával forog. A Tejútrendszerben ismert 30 UCXB-t tehát a milliszekundumos pulzusok potenciális prekurzorainak tekintik.
  • Alacsony-fényesség X-ray tranziensek (dt. Ideiglenes X-ray csillagok alacsony fényerő) dupla csillagok kompakt csillag (fekete lyuk vagy neutron csillag), amely X-ray fényesség 10 34 , hogy 10 36 erg / s tartományban 2 és 10 keV. A fényerő 2–5 nagyságrenddel elmarad a normál röntgen bináris csillagokétól. A kompakt csillag akkumulációs rátája a csúcson éri el a 10-13 naptömeget, és szokatlan társra van szüksége a bináris csillagrendszerben. Lehet héliumcsillag vagy bolygó test. Néhány fényes, kis tömegű röntgensugárzó bináris fájl is ilyen alacsony fázisú fázisokat mutat. Ezeknek az alacsony fényerősségű röntgen bináris csillagoknak egy másik neve a nagyon halvány röntgen bináris tranziensek . Ezekben a bináris csillagrendszerekben található kompakt csillag az I. típusú törések észlelése miatt a legtöbb esetben neutroncsillag.

Megjelenés csillagkatalógusokban

A Változó Csillagok Általános Katalógusa nagy számban sorolja fel a röntgen bináris csillagok alkategóriáit. Összességében a sok alkategória ellenére csak valamivel több mint 100 csillag. Így ebben a katalógusban az összes csillag valamivel több, mint 0,2% -a röntgen bináris csillagnak számít.

A röntgensugarak hatása a társra

A röntgensugarak a társ atmoszférájába ütköznek, és szoros bináris csillagrendszerekben melegítik a röntgenforrás felőli oldalt. Ez a visszaverődés a spektrum és a fényerő változásához vezet a bináris csillagrendszer keringési periódusával . A reflexiós hatást tehát a röntgenforrás optikai azonosítására használják, mivel a röntgenforrások helyzeti pontossága általában csak az ívperc nagyságrendjében van .

Röntgen bináris csillagok gömbhalmazokban

A galaktikus mezőhöz képest a röntgen bináris csillagok szokatlanul gyakran jelennek meg a gömbhalmazokban . Ezek kataklizmás változók , az LMXB (kis tömegű röntgen bináris csillagok) és ezek utódai, a milliszekundumos pulzusok . A bőség oka feltételezhető, hogy ezekben a csillaghalmazokban nagy a csillagsűrűség, amelyek köbméter parsekig akár 1000 csillag, szemben a galaktikus mezőben köbméterenként kevesebb mint 1 csillaggal. Ennek megfelelően a csillagok közötti szoros találkozás a gömbhalmazokban gyakran előfordul azzal a lehetőséggel, hogy az árapály befogása, a keskeny bináris csillagrendszerben történő tömegcsere és az ütközések révén szoros bináris csillagrendszer alakul ki. A csillag tömegéhez viszonyítva az LMXB sűrűsége 100-szor nagyobb, mint az általános galaktikus mezőben. A röntgen bináris csillagok sűrűsége a fémességgel együtt növekszik . A röntgen bináris csillagok száma és a nehéz elemek tartalma közötti összefüggés összhangban áll a gömbös halmazok vörös óriásainak növekedésével . Mivel a vörös óriások keresztmetszete nagyobb, mint a gömbös halmazokban található összes többi csillagtípus, ezért gyakoribbak az ütközések és az árapály-csapdák is, amelyek röntgensugárú bináris csillag kialakulásához vezethetnek.

Burst

A kitörés kifejezés a röntgensugárzás rövid időn át tartó erős növekedését írja le, lassabb csökkenéssel kombinálva. Megkülönböztetik a II-es típust, amely az akkreditációs ráta növekedésének tulajdonítható, és az I-t, amely a neutroncsillagok felszínén bekövetkező termonukleáris reakciók eredménye . Az I. típusú sorozatokat tovább osztják normál sorozatra és szuper sorozatra.

A II-es típusú törések annak a következménye, hogy a kisülési korongban a kompakt csillag körüli bittabilitási ráta bistabilis . Ez megfelel a törpe nova kitöréseknek a kataklizmatikus bináris csillagrendszerekben , amelyekben a fehér törpe a röntgen bináris csillagokban lévő neutroncsillag vagy fekete lyuk helyett az anyag áramlását fogadja.

Az I. típusú törések esetén a neutroncsillag felszínén levő felhalmozódott anyagot addig degresszálják, amíg el nem degenerálódik, és olyan nukleáris reakciók következnek be, mint a hidrogén és a hélium égése . A normál I. típusú törések időtartama néhány perc, néhány másodpercen belül növekszik, és a törések közötti ciklikus intervallum néhány óra. A szuperkitörések közötti intervallum inkább hónapokról évekre hasonlít. Úgy gondolják, hogy a szuperrobbanások során a normál I. típusú törések nukleáris reakcióinak hamvai meggyulladnak, és a szén fúziója következik be. Az I. típusú törések megfelelnek a kataklizmatikus bináris csillagok noveájának . Az I. típusú robbanás hűtési fázisában minden egyes röntgensugárú bináris csillagra jellemző görbe rajzolódik ki, ami arra utal, hogy a neutroncsillag teljes felülete mindig röntgensugarat bocsát ki a termonukleáris reakciók vége után. Ha ismert a kettős csillag távolsága, megbecsülhető a neutroncsillagok sugara és tömege. Körülbelül 1,5 naptömegű és 10 km-nél kisebb sugarú tömeg esetén a számított értékek közel vannak a más módon meghatározott paraméterekhez.

Az I. típusú töréseknél a röntgensugarak egyre puhábbak lesznek a járvány előrehaladtával. Ez annak tulajdonítható, hogy a kitörések során a fotoszféra tágulása következtében a hőmérséklet csökken. A II. Típusú kitörésekkel ellentétben az I. típusú törések csak kis tömegű röntgensugár bináris csillagokban fordulnak elő. Mivel az I. típusú járványok frissen felgyülemlett anyag pótlását igénylik, általában olyan akkreditációs fázisokban fordulnak elő, amelyek már megnövelték a röntgensugárzást. Ezért a röntgensugarak és a neutroncsillaggal járó lágy röntgen tranziensek az I. típusú kitörések nagy részét előidézik.

Kvázi-periodikus rezgések

A röntgensugarak Fourier-elemzésében szinte az összes bináris röntgencsillag bizonyos frekvenciatartományokat mutat nagyobb intenzitással. Ezt a jelenséget kvázi-periodikus oszcillációknak (QPO) nevezik. A QPO minden bináris csillagrendszerre külön-külön vonatkozik, néhány Hertz és Kilohertz között, és változik a kitörés állapotával, a kemény és lágy röntgensugár arányával és a röntgen intenzitásával. Kváziperiodikus rezgéseket figyelnek meg a neutroncsillagokban , a fekete lyukak jelöltjeiben , valamint a fehér törpékben, mint akkréciós csillagokban, és úgy tűnik, hogy összefüggenek az akkréciós koronggal . A legtöbb hipotézis azt sugallja, hogy a QPO az előnyös pálya az akkréciós lemezen, de lehet rezgés is az akkréciós lemezen. Feltételezve, hogy a kapcsolat, hogy a lehető legkisebb körüli pályára kompakt csillag, QPOs használják, hogy korlátozzák a tömeg a fekete lyukak és a egyenlet az állam a relativisztikus degenerált anyag belsejében neutroncsillagok. A QPO-kat a lencse tirírozó hatása okozhatja, ha az akkréciós korong forgástengelye és a kompakt neutroncsillag forgástengelye legalább 15 ° -kal eltér egymástól. Az akkréciós lemez ebből eredő precessziójának a röntgensugárzás modulációjához kell vezetnie a precessziós periódussal, amely néhány kis tömegű, elhomályosítható röntgen bináris csillagnál is megfigyelhető .

Alternatív megoldásként a QPO-k az akkréciós korong nem szimmetrikus alakjának eredményei is lehetnek, ami rezgéshez vezet a lemezen. Hasonló jelenséget törpe nova oszcillációnak vagy szuperhumpnak neveznek a kataklizmatikus változókban. Ha van egy kis eltérés az axiális szimmetriától, és ez rezonancia kapcsolatban van a bináris csillagrendszer forgási periódusával, akkor az aszimmetria növekszik, és kvázi-periodikus intenzitási ingadozásokhoz vezethet.

Lásd még

Egyéni bizonyíték

  1. ↑ Röntgensugár bináris csillag. In: Asztrofizikai lexikon. Andreas Müller (csillagász) , hozzáférés: 2019. november 14 .
  2. ^ Walter HG Lewin, Jan van Paradijs, Edward PJ van den Heuvel: X-ray Binaries . Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-59934-2 .
  3. ^ Brian Warner: Kataklizma változó csillagok . Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-54209-X .
  4. ↑ Pablo Reig: Be / röntgen bináris fájlok . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1101.5036 .
  5. ↑ SNShore, M. Livio, EPJ van den Heuvel: Interacting Binaries . Springer-Verlag, Berlin 1992, ISBN 3-540-57014-4 .
  6. ↑ Arash Bodaghee, John A. Tomsick, Jerome Rodriguez: feltárása a természet a nagytömegű röntgen-bináris révén több hullámhosszú és statisztikai elemzések . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1102.3666 .
  7. ^ Sylvain Chaty: A nagy tömegű röntgen binárisok jellege, kialakulása és evolúciója . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1107.0231 .
  8. ↑ Chunhua Zhu, Guoiliang Lv, Zhaojun Wang, Na Wang: A tartós neutroncsillagú kis tömegű röntgen binárisok adományozói . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1303.2454v1 .
  9. ↑ H.-Thomas Janka: Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1306.0007v1 .
  10. ↑ EM Ratti és mtsai: IGR J19308 + 0530: Roche lebeny egy kompakt tárgyra, 1,8-szor olyan hatalmas donortól . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1301.4896 .
  11. ↑ Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport, Eric Pfahl: Evolúciós bináris szekvenciák alacsony és közepes tömegű röntgen binárisokhoz . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2001, arxiv : astro-ph / 0107261 .
  12. ^ Walter Lewin, Michael van der Klies: Kompakt csillag röntgenforrások (Cambridge Astrophysics) . Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-15806-0 .
  13. ↑ G.-L. Lu, C.-H. Zhu, KA Postnov, LR Yungelson, AG Kuranov, N. Wang: Population Synthesis for Symbiotic X-ray Binaries . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2010, arxiv : 1205.5696 .
  14. ^ J. Mikolajewska: Szimbióta változó csillagok . In: Variable Star Research: Nemzetközi perspektíva . Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X .
  15. ^ P. Romano, L. Sidoli: Szupergiantikus gyors röntgen- átmenetek: áttekintés . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2010, arxiv : 1001.2439 .
  16. ^ Sebastian Drave és mtsai: A szupergiáns gyors röntgen-átmenetek időbeli vizsgálata . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1105.0609v1 .
  17. ^ Jean in 't Zand: Röntgensugarak és szuperkitörések - legújabb fejlemények . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1102.3345 .
  18. ^ I. Caballero és J. Wilms: Röntgen pulzárok: áttekintés . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1206.3124v1 .
  19. ^ A. Patruno, AL Watts: Milliszekundumos röntgensugárzók felgyorsítása . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1206.2727v1 .
  20. ^ I. Félix Mirabel: A mikrokvazárkutatás korai története . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1206.1041 .
  21. ↑ Elena Gallo, Richard M. Plotkin, Peter G. Jonker: V4641 Sgr: mikroblazárt megelőző jelölt . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1310.7032v1 .
  22. ^ Lian Tao, Hua Feng, Fabien Grise, Philip Kaaret: Az ultraibolya röntgenforrások kompakt optikai megfelelői . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1106.0315v1 .
  23. ^ Roberto Soria, KD Kuntz, P. Frank Winkler, William P. Blair, Knox S. Long, Paul P. Plucinsky és Bradley C. Whitmore: Az ultraibolya röntgenforrás születése az M83-ban . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1203.2335v1 .
  24. ^ LM van Haaften, G. Nelemans, R. Voss, MA Wood és J. Kuijpers: Az ultrakompakt röntgen binárisok evolúciója . In: Csillagászat és asztrofizika . szalag 537. , 2012, o. A104 , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201117880 .
  25. ↑ N. Degenaar és mtsai: A Galaktikus Központ 4 éves XMM-Newton / Chandra monitorozó kampánya: eredmény a röntgen tranziensek elemzésével . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1204.6043 .
  26. ↑ M. Armas Padilla, N. Degenaar, DM Russell és R. Wijnands: több hullámhosszú spektrális evolúció során a 2011-es kitörését a nagyon halvány röntgen-tranziens Swift J1357.2-0933 . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1207.5805 .
  27. ↑ Változó típusok Változó csillagok általános katalógusa, Sternberg Csillagászati ​​Intézet, Moszkva, Oroszország. Letöltve: 2019. október 8 .
  28. ^ Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne . JABarth Verlag, Lipcse 1990, ISBN 3-335-00224-5 .
  29. ^ CO Heinke: X-rax források a galaktikus gömbhalmazokban . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2011, arxiv : 1101.5356 .
  30. ↑ D.-W. Kim, G. Fabbiano, N. Ivanova, T. Fragos, A. Jordan, G. Sivakoff, R. Voss: Metallicity Effect on LMXB Formation in Globular Clusters . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1208.5952 .
  31. ↑ N. Ivanova, T. Fragos, D.-W. Kim, G. Fabbiano, JL Avendano Nandez, JC Lombardi, GR Sivakoff, R. Voss, A. Jordan: A dinamikusan kialakult extragalaktikus kis tömegű röntgen bináris bináris fémes függőség eredetéről . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1208.5972 .
  32. ↑ L. Keek: fotoszférikus RADIUS terjeszkedés SUPERBURST prekurzorok neutroncsillagok . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1207.3796 .
  33. ↑ Tolga Guver, Feryal Ozel : A neutroncsillag tömege és sugara az átmeneti, kis tömegű röntgen bináris SAX J1748.9-2021 . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1301.0831 .
  34. Par A. Parikh, J. José, G. Sala, C. Iliadis: Nukleoszintézis az I. típusú röntgensugarakban . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1211.5900 .
  35. ↑ M. van der Klis: A review of gyors X-ray variabilitás X-ray bináris . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2004, arxiv : astro-ph / 0410551v1 .
  36. ↑ JEROEN HOMAN: A LENSE-THIRRING PRESSESSION LEHETSÉGES ALÁÍRÁSA A NEUTRON-STAR ALACSONY TÖMEG Röntgensugárzású binárisok merítésében és elhúzásában . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2012, arxiv : 1210.5850 .
  37. ↑ Shoji Kato: Árapály instabilitása és szuperhumpája a törpe Novae-ban egy hullám-hullám rezonáns modell segítségével . In: Asztrofizika. Nap- és csillag-asztrofizika . 2013, arxiv : 1301.0232 .