Рентгеновский взрыватель - X-ray burster
Рентгеновские барстеры представляют собой один класс рентгеновских двойных звезд, демонстрирующих периодическое и быстрое увеличение светимости (обычно в 10 раз или больше), достигающее максимума в рентгеновском режиме электромагнитного спектра . Эти астрофизические системы состоят из аккрецирующего компактного объекта и звезды-спутника главной последовательности - «донора». Компактный объект в двоичной рентгеновской системы состоит либо из нейтронной звезды или черной дыры ; однако при испускании рентгеновской вспышки звезда-компаньон может быть немедленно классифицирована как нейтронная звезда , поскольку черные дыры не имеют поверхности, и весь аккрецирующий материал исчезает за горизонтом событий . Масса звезды-донора падает на поверхность нейтронной звезды, где водород сливается с гелием, который накапливается, пока не сливается во вспышке, производя рентгеновские лучи.
Масса звезды - донора используется для категоризации системы либо как большая масса (выше 10 солнечных масс ( M ☉ )) или низкой массы (менее 1 M ☉ ) рентгеновских двойной, сокращенно HMXB и LMXB, соответственно. Рентгеновские барстеры по наблюдению отличаются от других транзиентных источников рентгеновского излучения (таких как рентгеновские пульсары и транзиенты мягкого рентгеновского излучения ), показывая резкое время нарастания (1-10 секунд), за которым следует спектральное смягчение (свойство охлаждения черных тел. ). Энергетика индивидуальных всплесков характеризуется интегральным потоком 10 32–33 джоулей по сравнению с постоянной светимостью, которая составляет порядка 10 32 джоулей для устойчивой аккреции на нейтронную звезду. Таким образом, отношение α потока всплесков к постоянному потоку составляет от 10 до 10 3, но обычно составляет порядка 100. Рентгеновские всплески, излучаемые 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 предстоит объяснить, но наблюдаются в некоторых менее обычных случаях. Аббревиатура XRB может относиться либо к объекту (рентгеновский всплеск), либо к соответствующему излучению (рентгеновский всплеск). Есть два типа XRB, обозначенные I и II. Тип I встречается гораздо чаще, чем тип II, и имеет совершенно другую причину. Тип I вызван термоядерным разгоном, а тип II вызван высвобождением гравитационной энергии.
Астрофизика термоядерного взрыва
Когда звезда в двойной системе заполняет свою полость Роша (либо из-за того, что она находится очень близко к своему компаньону, либо имеет относительно большой радиус), она начинает терять материю, которая течет к своей нейтронной звезде-компаньону. Звезда также может потерять массу из- за превышения ее светимости по Эддингтоне или из-за сильных звездных ветров , и часть этого материала может стать гравитационным притяжением к нейтронной звезде. В условиях короткого орбитального периода и массивной звезды-партнера оба эти процесса могут способствовать переносу вещества от компаньона к нейтронной звезде. В обоих случаях падающий материал происходит из поверхностных слоев звезды-партнера и богат водородом и гелием . Материя перетекает от донора к аккретору на пересечении двух Лоб Роша, где также находится первая точка Лагранжа, или L1. Из-за вращения двух звезд вокруг общего центра тяжести материал затем образует струю, движущуюся к аккретору. Поскольку у компактных звезд есть сильные гравитационные поля , вещество падает с высокой скоростью и угловым моментом в сторону нейтронной звезды. Однако момент количества движения не позволяет ему немедленно присоединиться к поверхности аккрецирующей звезды. Он продолжает вращаться вокруг аккретора в плоскости орбитальной оси, сталкиваясь с другим аккрецирующим материалом по пути, тем самым теряя энергию и тем самым образуя аккреционный диск , который также лежит в плоскости орбитальной оси. В рентгеновском барстере этот материал накапливается на поверхности нейтронной звезды, где образует плотный слой. После нескольких часов накопления и гравитационного сжатия в этом вопросе начинается ядерный синтез . Это начинается как стабильный процесс, цикл горячего CNO, однако продолжающаяся аккреция вызывает вырожденную оболочку вещества, температура в которой повышается (более 1 × 10 9 кельвинов ), но это не облегчает термодинамические условия. Это приводит к тому, что цикл тройного α быстро становится предпочтительным, что приводит к вспышке He. Дополнительная энергия, обеспечиваемая этой вспышкой, позволяет горению CNO перейти в термоядерный разряд. На ранней стадии всплеска происходит альфа-p-процесс, который быстро уступает место rp-процессу . Нуклеосинтез может продолжаться до A = 100, но, как было показано, окончательно завершается с Te107. В течение нескольких секунд большая часть аккрецированного материала сгорает, вызывая яркую рентгеновскую вспышку, которую можно наблюдать с помощью рентгеновских (или гамма-лучевых) телескопов. Теория предполагает, что существует несколько режимов горения, которые вызывают изменения во взрыве, такие как условия зажигания, выделенная энергия и повторяемость, причем режимы вызваны ядерным составом, как аккрецированного материала, так и взрыва пепла. Это в основном зависит от содержания водорода, гелия или углерода. Возгорание углерода также может быть причиной крайне редких «сверхвзрывов».
Поведение барстеров рентгеновского излучения аналогично поведению рекуррентных новых . В этом случае компактный объект представляет собой белый карлик, который накапливает водород, который в конце концов подвергается взрывному горению.
Наблюдение за всплесками
Поскольку за короткий период времени выделяется огромное количество энергии, большая часть энергии выделяется в виде фотонов высокой энергии в соответствии с теорией излучения черного тела , в данном случае рентгеновских лучей. Это выделение энергии можно наблюдать как увеличение светимости звезды с помощью космического телескопа , и оно называется рентгеновской вспышкой . Эти всплески не могут наблюдаться на поверхности Земли , потому что наша атмосфера является непрозрачной для рентгеновских лучей. Большинство вспыхивающих в рентгеновских лучах звезд демонстрируют периодические всплески, потому что всплески недостаточно мощны, чтобы нарушить стабильность или орбиту любой звезды, и весь процесс может начаться снова. Большинство рентгеновских барстеров имеют нерегулярные периоды, которые могут составлять от нескольких часов до многих месяцев, в зависимости от таких факторов, как массы звезд, расстояние между двумя звездами, скорость аккреции и точный состав. наросшего материала. С точки зрения наблюдений категории рентгеновских всплесков имеют разные особенности. Вспышка рентгеновского излучения I типа имеет резкий подъем, за которым следует медленное и постепенное снижение профиля светимости. Вспышка рентгеновского излучения типа II имеет быструю форму импульса и может иметь множество быстрых вспышек, разделенных минутами. Однако только от двух источников наблюдались рентгеновские всплески типа II, а большинство рентгеновских всплесков относятся к типу I.
По мере совершенствования рентгеновских телескопов были зарегистрированы более мелкие вариации в наблюдении всплесков. В пределах знакомой формы кривой блеска всплеска наблюдались такие аномалии, как колебания (называемые квазипериодическими колебаниями) и провалы, с различными ядерными и физическими объяснениями, хотя ни одно еще не было доказано. Спектроскопия выявляет абсорбционную особенность 4 кэВ и H- и He-подобные линии поглощения в Fe, но считается, что они происходят от аккреционного диска. Последующий вывод красного смещения Z = 35 для EXO 0748-676 обеспечил важное ограничение для уравнения массы-радиуса нейтронной звезды, отношения, которое все еще остается загадкой, но является главным приоритетом для астрофизического сообщества.
Приложения к астрономии
Светящиеся рентгеновские всплески можно считать стандартными свечами , поскольку масса нейтронной звезды определяет светимость всплеска. Следовательно, сравнение наблюдаемого потока рентгеновских лучей с предсказанным значением дает относительно точные расстояния. Наблюдения рентгеновских всплесков позволяют также определить радиус нейтронной звезды.