Binární X

X binární tvoří „normální“ hvězdy obíhající na neutronové hvězdy nebo černé díry s krátkou dobu. Tyto rentgeny pochází z obrovského množství energie vydané narůstání hmoty z hvězdy kolem kompaktního objektu.

Scénář školení

Zjednodušený scénář vzniku masivní dvojhvězdy X je následující (Tauris & van den Heuvel 2003): na hlavní posloupnost dorazí dvě hmotné hvězdy (> 12 hmotností Slunce )  ; Asi o deset milionů let později nejmohutnější nejprve přešel na červený supergiantský stupeň a jeho obálka naplnila lalok Roche a zahájila hromadný přenos na společníka. Poté, co si hvězda ponechala pouze svou heliovou obálku , explodovala do supernovy , srdce se zhroutilo a přeměnilo ji na neutronovou hvězdu. Společník, který se zase stal červeným supergiantem, poté přenese svou hmotu na neutronovou hvězdu a pozorujeme binární X. Příběh se tím nezastaví: po epizodě, kde oba objekty budou mít společnou obálku, sekundární postupně vybuchne a nakonec po sobě zanechá pár pulzarů .

Historický

X binární soubory mají velmi nedávnou historii ve srovnání s minulostí jiných dvojhvězd a tato historie navazuje na historii X astronomie obecně: atmosféra absorbující rentgenové paprsky - šance pro živé organismy -, X astronomie mohla vzlétnout v praxi pouze s vstup do vesmírného věku.

Příběh začíná přesně raketou Aerobee 150 vypuštěnou USAF z White Sands dále19. června 1962v 6:59 GMT s užitečnou dobou letu šest minut na vrchol 224  km . Pomocí Geigerových počítačů instalovaných v nose rakety objevil tým Riccarda Giacconiho nejjasnější rentgenový zdroj na obloze po Slunci, Scorpius X-1 (Giacconi et al. 1962). Trvalo o něco déle, než se stal prvním známým binárním souborem X. Zaprvé proto, že nepřesná lokalizace (Scorpius X-1 se nachází ve směru ke galaktickému středu na přibližně 2,8  kpc ) si vyžádala vyčkávání do roku 1966 na nalezení svého optického protějšku, zadruhé proto, že bylo nutné demonstrovat orbitální pohyb. V roce 1966 Zeldovich a Guseynov poznamenali, že „pohyb plynu v gravitačním poli zhroucené hvězdy by mohl produkovat rentgenové záření“. Ale v binární hypotéze X bylo to, že pár mohl přežít výbuch supernovy jedné ze složek, přesto překvapivé a bylo to vysvětleno pouze účinkem předchozího přenosu hmoty na začátku 70. let . Scorpius X-1 se nyní odhaduje na binární X s nízkou hmotností (0,42 sluneční hmoty pro hvězdu) obíhající kolem neutronové hvězdy (1,4 sluneční hmoty) s periodou 18,9 hodin (Steegs & Casares 2002).

Následující raketové lety Aerobee měly postupně zvyšovat počet známých zdrojů X, zejména Cygnus X-1 (Bowyer et al. 1965), což je X binární 2,5 km daleko. Nyní je známo, že je tvořen supergiantem O9.7 Iab HDE 226868 s asi 20 slunečními hmotami obíhajícími kolem kompaktního objektu s dobou 5,6 dne, pravděpodobně černou dírou, protože jeho hmotnost se zdá být kolem 10 slunečních hmot (Herrero et al. 1995).

Znalosti by byly schopny dále pokročit s příchodem éry satelitů X, které nabízejí delší dobu pozorování, širší spektrální pokrytí, různé přístroje a lepší úhlové rozlišení. Herculis X-1 je binární X, detekovaný prvním satelitem určeným pro X astronomii, Uhuru , v roce 1971. Skládá se z rotující neutronové hvězdy s dobou 1,24  s obíhající kolem hvězdného společníka s dobou 1,7 dne. Přítomnost zatmění pak bezpochyby prokázala binární charakter tohoto objektu.

Poté bylo vypuštěno několik dalších satelitů (např. ROSAT , XMM-Newton , Chandra ): nyní víme asi 175 X binárních souborů, z nichž jsou další data získávána na zemi. X binární soubory jsou velmi aktivním předmětem výzkumu: opravdové laboratoře fyziky vysokých energií odhalují chování extrémních fyzikálních podmínek ( zdegenerovaná hmota , velmi silná magnetická pole, relativistické chování) těsných hvězdných párů.

Označení

Stejně jako u jiných hvězd mohou mít binární soubory X různá označení:

Klasifikace

Kromě typu primárního kompaktního objektu (neutronová hvězda / černá díra) je hlavní pozorovací klasifikace založena na hmotnosti hvězdného společníka, jak lze odhadnout buď pomocí funkce měřené hmotnosti, nebo pomocí spektrálního typu společníka, buď podobností rentgenového záření s jiným známým párem:

Nalezneme také následující typy:

Masy a světelnosti

Hmoty nebo funkce hmot lze vypočítat několika různými způsoby v závislosti na vlastnostech binárního X:

Odhady hmotnosti jsou nicméně komplikovanější než u normálních binárních souborů (relativistické opravy, změny období atd.). Tato stanovení hmotnosti jsou však důležitá, protože poskytují jednu z mála metod vážení hvězdné černé díry.

V kontextu LMXB je akreční svítivost tam, kde M 1 R 1 jsou hmotnost a poloměr kompaktního objektu a akreční rychlost (Hameury 2001); svítivost ve viditelnosti je 100 až 10 000krát menší než v X.

Některé z binárních souborů X mohou dosáhnout Eddingtonovy svítivosti , což je mezní hodnota, při které radiační tlak omezuje narůstání hmoty pro hvězdu sluneční hmoty.

Pozorovací přístroje

Podívejte se také

Bibliografie

Obecné práce

Související články

externí odkazy