Рентгеновский взрывник
Рентгеновские всплески — это один из классов рентгеновских двойных звезд, демонстрирующих рентгеновские вспышки , периодическое и быстрое увеличение светимости (обычно в 10 или более раз), достигающее максимума в рентгеновской области электромагнитного спектра . Эти астрофизические системы состоят из аккрецирующей нейтронной звезды и звезды-спутника главной последовательности , «донора». Существует два типа рентгеновских всплесков, обозначенных I и II. Всплески типа I возникают в результате термоядерного убегания, а типа II возникают в результате высвобождения гравитационной (потенциальной) энергии, высвобождаемой в результате аккреции. При вспышках типа I (термоядерных) масса, переданная от звезды-донора, накапливается на поверхности нейтронной звезды до тех пор, пока она не воспламенится и не расплавится во взрыве, производя рентгеновские лучи. Поведение рентгеновских барстеров похоже на поведение рекуррентных новых . В последнем случае компактный объект представляет собой белый карлик , аккумулирующий водород , который в конечном итоге подвергается взрывному сгоранию.
Компактный объект более широкого класса рентгеновских двойных систем — это либо нейтронная звезда, либо черная дыра ; однако при испускании рентгеновского всплеска компактный объект сразу можно классифицировать как нейтронную звезду, поскольку черные дыры не имеют поверхности и все аккрецирующее вещество исчезает за горизонтом событий . Рентгеновские двойные системы, содержащие нейтронную звезду, можно подразделить в зависимости от массы звезды-донора; с большой массой (более 10 масс Солнца ( M ☉ )) или с малой массой (менее 1 M ☉ либо рентгеновская двойная система ), сокращенно HMXB и LMXB соответственно. [ нужны дальнейшие объяснения ]
Рентгеновские всплески обычно имеют резкое время нарастания (1–10 секунд), за которым следует спектральное смягчение (свойство охлаждения черных тел ). Энергетика отдельных всплесков характеризуется интегральным потоком 10 32 –10 33 джоули , [2] по сравнению с постоянной светимостью порядка 10 30 W для устойчивой аккреции на нейтронную звезду. [3] Таким образом, отношение α всплеска потока к постоянному потоку колеблется от 10 до 1000, но обычно составляет порядка 100. [2] Рентгеновские всплески, испускаемые большинством этих систем, повторяются во временных масштабах от часов до дней, хотя в некоторых системах наблюдается более продолжительное время повторения, а слабые всплески со временем повторения от 5 до 20 минут еще не объяснены, но наблюдаются. в некоторых менее обычных случаях. [4] Аббревиатура XRB может относиться либо к объекту (рентгеновский всплеск), либо к связанному с ним излучению (рентгеновский всплеск).
Астрофизика термоядерного взрыва
[ редактировать ]Когда звезда в двойной системе заполняет свою полость Роша (либо из-за того, что находится очень близко к своему компаньону, либо из-за относительно большого радиуса), она начинает терять вещество, которое устремляется к ее компаньону нейтронной звезде. Звезда также может потерять массу из-за превышения ее светимости по Эддингтону или из-за сильных звездных ветров , и часть этого материала может стать гравитационно притянутой к нейтронной звезде. В условиях короткого орбитального периода и массивной звезды-партнера оба этих процесса могут способствовать переносу материала от компаньона к нейтронной звезде. В обоих случаях падающее вещество происходит из поверхностных слоев звезды-партнера и, таким образом, богато водородом и гелием . Вещество течет от донора в аккретор на пересечении двух долей Роша, что также является местоположением первой точки Лагранжа L1. Из-за вращения двух звезд вокруг общего центра тяжести материал образует струю, движущуюся к аккретору. Поскольку компактные звезды имеют высокие В гравитационных полях материал падает с большой скоростью и угловым моментом в сторону нейтронной звезды. Угловой момент не позволяет ему немедленно присоединиться к поверхности аккрецирующей звезды. Он продолжает вращаться вокруг аккретора в плоскости орбиты, сталкиваясь на пути с другим аккрецирующим материалом, тем самым теряя энергию и образуя при этом аккреционный диск , который также лежит в плоскости орбиты.
В рентгеновском барстере этот материал аккрецируется на поверхность нейтронной звезды, где образует плотный слой. Спустя всего несколько часов накопления и гравитационного сжатия ядерный синтез в этом веществе начинается . Это начинается как стабильный процесс, горячий цикл CNO . Однако продолжающаяся аккреция создает вырожденную оболочку вещества , в которой температура повышается (более 10°С). 9 кельвин ), но это не облегчает термодинамические условия. Это приводит к тому, что тройной альфа-цикл быстро становится предпочтительным, что приводит к гелиевой вспышке . Дополнительная энергия, обеспечиваемая этой вспышкой, позволяет горению CNO перерасти в термоядерный выход. Ранняя фаза всплеска питается от процесса альфа-p , который быстро уступает место rp-процессу . Нуклеосинтез может продолжаться до массового числа 100, но было показано, что он окончательно заканчивается на изотопах теллура , которые подвергаются альфа-распаду, таких как 107 . [5] За считанные секунды большая часть аккрецированного материала сгорает, вызывая яркую рентгеновскую вспышку, которую можно наблюдать в рентгеновские (или гамма-телескопы). Теория предполагает, что существует несколько режимов горения, которые вызывают изменения во взрыве, такие как условия воспламенения, выделяемая энергия и повторение, причем режимы обусловлены ядерным составом как аккрецированного материала, так и пепла взрыва. Это в основном зависит от содержания водорода, гелия или углерода . Возгорание углерода также может быть причиной крайне редких «сверхвсплесков».
Наблюдение всплесков
[ редактировать ]Поскольку огромное количество энергии высвобождается за короткий период времени, большая часть ее высвобождается в виде фотонов высокой энергии в соответствии с теорией излучения черного тела , в данном случае рентгеновских лучей. Это выделение энергии приводит в действие рентгеновский всплеск, и его можно наблюдать по увеличению светимости звезды с помощью космического телескопа . Эти вспышки невозможно наблюдать на Земли поверхности поскольку наша атмосфера непрозрачна , для рентгеновских лучей. Большинство звезд, взрывающихся в рентгеновском диапазоне, демонстрируют повторяющиеся вспышки, поскольку эти вспышки недостаточно мощны, чтобы нарушить стабильность или орбиту какой-либо звезды, и весь процесс может начаться снова.
Большинство рентгеновских всплесков имеют нерегулярные периоды всплесков, которые могут составлять от нескольких часов до многих месяцев, в зависимости от таких факторов, как массы звезд, расстояние между двумя звездами, скорость аккреции и точная дата. состав наращенного материала. С точки зрения наблюдений категории рентгеновских всплесков демонстрируют разные особенности. Рентгеновский всплеск типа I имеет резкий подъем, за которым следует медленное и постепенное снижение профиля светимости. Рентгеновский всплеск типа II имеет форму быстрого импульса и может состоять из множества быстрых всплесков, разделенных минутами. Большинство наблюдаемых рентгеновских всплесков относятся к типу I, поскольку рентгеновские всплески типа II наблюдались только от двух источников.
По мере совершенствования рентгеновских телескопов были зарегистрированы более детальные изменения в наблюдениях всплесков. В пределах знакомой формы кривой блеска всплеска наблюдались такие аномалии, как колебания (так называемые квазипериодические колебания) и провалы, при этом предлагались различные ядерные и физические объяснения, хотя ни одно из них еще не было доказано. [6]
Рентгеновская спектроскопия выявила во всплесках EXO 0748-676 особенность поглощения с энергией 4 кэВ и H- и He-подобные линии поглощения в Fe . Последующий вывод красного смещения Z=0,35 предполагает ограничение для уравнения массы-радиуса нейтронной звезды, соотношение, которое до сих пор остается загадкой, но является основным приоритетом для астрофизики. [5] Однако узкие профили линий не соответствуют быстрому (552 Гц) вращению нейтронной звезды в этом объекте: [7] и кажется более вероятным, что линейные элементы возникают из аккреционного диска.
Приложения к астрономии
[ редактировать ]Светящиеся рентгеновские всплески можно считать стандартными свечами , поскольку масса нейтронной звезды определяет светимость всплеска. рентгеновского излучения Таким образом, сравнение наблюдаемого потока с прогнозируемым значением дает относительно точные расстояния. Наблюдения рентгеновских всплесков позволяют также определить радиус нейтронной звезды.
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Галлоуэй, Дункан К.; в песке, Жан; Ченевес, Джером; Верпель, Хауке; Кик, Лоуренс; Оутс, Лаура; Уоттс, Анна Л.; Гислер, Луис; Санчес-Фернандес, Селия; Куулкерс, Эрик (2020). «Архив мультиинструментальных импульсов (MINBAR)» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 249 (2): 32. arXiv : 2003.00685 . Бибкод : 2020ApJS..249...32G . дои : 10.3847/1538-4365/ab9f2e . S2CID 216245029 .
- ^ Jump up to: а б Левин, Уолтер Х.Г.; ван Парадейс, Ян; Таам, Рональд Э. (1993). «Рентгеновские всплески». Обзоры космической науки . 62 (3–4): 223–389. Бибкод : 1993ССРв...62..223Л . дои : 10.1007/BF00196124 . S2CID 125504322 .
- ^ Аясли, Серпиль; Джосс, Пол С. (1982). «Термоядерные процессы при аккреции нейтронных звезд. Систематическое исследование» . Астрофизический журнал . 256 : 637–665. Бибкод : 1982ApJ...256..637A . дои : 10.1086/159940 .
- ^ Илиадис, Кристиан; Эндт, Питер М.; Пранцос, Никос; Томпсон, Уильям Дж. (1999). «Взрывное горение водорода». 27 И, 31 С, 35 Ар и 39 Ca в новых и рентгеновских всплесках» . Astrophysical Journal . 524 (1): 434–453. Bibcode : 1999ApJ...524..434I . doi : 10.1086/307778 . S2CID 118924492 .
- ^ Jump up to: а б Шац, Хендрик; Рем, Карл Эрнст (октябрь 2006 г.). «Рентгеновские двойные системы». Ядерная физика А . 777 : 601–622. arXiv : astro-ph/0607624 . Бибкод : 2006НуФА.777..601С . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2005.05.200 . S2CID 5303383 .
- ^ Уоттс, Анна Л. (22 сентября 2012 г.). «Термоядерные всплески колебаний». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 (1): 609–640. arXiv : 1203.2065 . Бибкод : 2012ARA&A..50..609W . doi : 10.1146/annurev-astro-040312-132617 . ISSN 0066-4146 . S2CID 119186107 .
- ^ Галлоуэй, Дункан К.; Линь, Цзиньжун; Чакрабарти, Дипто; Хартман, Джейкоб М. (март 2010 г.). «Открытие импульсного колебания частотой 552 Гц в маломассивной рентгеновской двойной системе EXO 0748-676». Письма астрофизического журнала . 711 (2): Л148–Л151. arXiv : 0910.5546 . Бибкод : 2010ApJ...711L.148G . дои : 10.1088/2041-8205/711/2/L148 . S2CID 8822532 .
| Типы | |
|---|---|
| Одиночные пульсары |
|
| Двойные пульсары | |
| Характеристики | |
| Связанный | |
| Открытие | |
| Спутник расследование | |
| Другой | |
