Rozrywacz rentgenowski - X-ray burster
Burstery rentgenowskie to jedna z klas rentgenowskich gwiazd podwójnych wykazujących okresowe i gwałtowne wzrosty jasności (zwykle czynnik 10 lub więcej), które osiągają szczyt w reżimie promieniowania rentgenowskiego widma elektromagnetycznego . Te układy astrofizyczne składają się z akreującego, zwartego obiektu i towarzyszącej sekwencji głównej gwiazdy dawcy. Zwarty obiekt w binarnym rentgenowskiego systemu składa się albo z gwiazdką neutronów lub czarną dziurę ; jednakże wraz z emisją rozbłysku rentgenowskiego, gwiazdę towarzyszącą można natychmiast sklasyfikować jako gwiazdę neutronową , ponieważ czarne dziury nie mają powierzchni, a cała akrecyjna materia znika poza horyzontem zdarzeń . Masa gwiazdy dawcy spada na powierzchnię gwiazdy neutronowej, gdzie wodór łączy się z helem, który gromadzi się, aż do wybuchu, wytwarzając promieniowanie rentgenowskie.
Masa gwiazdy dawcy jest używana do kategoryzacji układu jako o dużej masie (powyżej 10 mas Słońca ( M ☉ )) lub niskiej masie (mniej niż 1 M ☉ ) w promieniowaniu rentgenowskim, w skrócie odpowiednio HMXB i LMXB. Burstery rentgenowskie różnią się obserwacyjnie od innych źródeł przejściowych promieniowania rentgenowskiego (takich jak pulsary rentgenowskie i miękkie impulsy rentgenowskie ), wykazując ostry czas narastania (1 – 10 sekund), po którym następuje zmiękczenie widmowe (właściwość chłodzenia ciał czarnych). ). Poszczególne energie burstów charakteryzują się całkowitym strumieniem 10 32–33 dżuli , w porównaniu ze stałą jasnością, która jest rzędu 10 32 dżuli dla stałej akrecji na gwieździe neutronowej. W związku z tym stosunek α strumienia impulsów do strumienia trwałego waha się od 10 do 10 3, ale zazwyczaj jest rzędu 100. Rozbłyski promieniowania rentgenowskiego emitowane przez większość tych systemów powtarzają się w skali czasowej od godzin do dni, chociaż w niektórych systemach występują bardziej wydłużone czasy nawrotu, a słabe impulsy z czasami nawrotu między 5-20 minutami nie zostały jeszcze wyjaśnione, ale są obserwowane w niektórych mniej typowych przypadkach. Skrót XRB może odnosić się do obiektu (serii rentgenowskiej) lub powiązanej emisji (serii rentgenowskiej). Istnieją dwa typy XRB, oznaczone I i II. Typ I jest znacznie częstszy niż typ II i ma wyraźnie inną przyczynę. Typ I jest spowodowany ucieczką termojądrową, podczas gdy typ II jest spowodowany uwalnianiem energii grawitacyjnej.
Astrofizyka rozerwania termojądrowego
Kiedy gwiazda w układzie podwójnym wypełnia swój płat Roche'a (albo ze względu na to, że znajduje się bardzo blisko swojego towarzysza, albo ma stosunkowo duży promień), zaczyna tracić materię, która płynie w kierunku swojego towarzysza gwiazdy neutronowej. Gwiazda może również ulec utracie masy w wyniku przekroczenia jasności Eddingtona lub silnych wiatrów gwiazdowych , a część tej materii może zostać przyciągana grawitacyjnie do gwiazdy neutronowej. W warunkach krótkiego okresu orbitalnego i masywnej gwiazdy partnerskiej oba te procesy mogą przyczyniać się do transferu materii od towarzysza do gwiazdy neutronowej. W obu przypadkach spadająca materia pochodzi z warstw powierzchniowych gwiazdy partnerskiej i jest bogata w wodór i hel . Materia płynie od dawcy do akretora na przecięciu dwóch płatów Roche, które jest również lokalizacją pierwszego punktu LaGrange, czyli L1. Z powodu rotacji dwóch gwiazd wokół wspólnego środka ciężkości, materia tworzy następnie dżet w kierunku akretora. Ponieważ zwarte gwiazdy mają duże pola grawitacyjne , materia spada z dużą prędkością i momentem pędu w kierunku gwiazdy neutronowej. Jednak moment pędu uniemożliwia jej natychmiastowe połączenie się z powierzchnią akreującej gwiazdy. Nadal krąży wokół akretora w płaszczyźnie osi orbity, zderzając się po drodze z innym materiałem akrecyjnym , tracąc w ten sposób energię iw ten sposób tworząc dysk akrecyjny , który również leży na płaszczyźnie osi orbity. W rozrywaczu rentgenowskim materiał ten gromadzi się na powierzchni gwiazdy neutronowej, gdzie tworzy gęstą warstwę. Po zaledwie godzinach akumulacji i kompresji grawitacyjnej rozpoczyna się w tej materii fuzja jądrowa . Zaczyna się jako proces stabilny, cykl gorący CNO, jednak nadal powoduje przyrost zdegenerowany powłokę materii, w którym temperatura wzrasta (większy niż 1 x 10 9 stopniach Kelvina ), ale nie rozwiązują warunków termodynamicznych. Powoduje to, że potrójny cykl α szybko staje się faworyzowany, co skutkuje błyskiem He. Dodatkowa energia dostarczana przez ten błysk pozwala spalaniu CNO na przełamanie się w niekontrolowany termojądrowy. We wczesnej fazie burst'u następuje proces alfa-p, który szybko przechodzi w proces rp . Nukleosynteza może przebiegać aż do A=100, ale wykazano, że definitywnie kończy się wraz z Te107. W ciągu kilku sekund większość akrecyjnej materii zostaje spalona, zasilając jasny błysk rentgenowski, który można obserwować za pomocą teleskopów rentgenowskich (lub gamma). Teoria sugeruje, że istnieje kilka reżimów spalania, które powodują zmiany w rozerwaniu, takie jak stan zapłonu, uwolniona energia i nawrót, z reżimami spowodowanymi przez skład jądrowy, zarówno nagromadzonego materiału, jak i popiołu z rozerwania. Zależy to głównie od zawartości wodoru, helu lub węgla. Zapłon węgla może być również przyczyną niezwykle rzadkich „superbłysków”.
Zachowanie bursterów rentgenowskich jest podobne do zachowania się nowych nawracających . W tym przypadku zwarty obiekt to biały karzeł, który gromadzi wodór, który w końcu ulega wybuchowemu spalaniu.
Obserwacja wybuchów
Ponieważ w krótkim czasie uwalniana jest ogromna ilość energii, większość energii jest uwalniana w postaci fotonów o wysokiej energii, zgodnie z teorią promieniowania ciała doskonale czarnego , w tym przypadku promieni rentgenowskich. To uwolnienie energii można zaobserwować jako wzrost jasności gwiazdy za pomocą teleskopu kosmicznego i nazywa się to rozbłyskiem rentgenowskim . Rozbłysków tych nie można zaobserwować na powierzchni Ziemi, ponieważ nasza atmosfera jest nieprzezroczysta dla promieni rentgenowskich. Większość gwiazd z rozbłyskami rentgenowskimi wykazuje powtarzające się rozbłyski, ponieważ rozbłyski nie są wystarczająco silne, aby zakłócić stabilność lub orbitę którejkolwiek z gwiazd, a cały proces może rozpocząć się od nowa. Większość bursterów rentgenowskich ma nieregularne okresy, które mogą trwać od kilku godzin do wielu miesięcy, w zależności od takich czynników, jak masy gwiazd, odległość między dwiema gwiazdami, tempo akrecji i dokładny skład zrośniętego materiału. Obserwacyjnie, kategorie rozbłysków rentgenowskich wykazują różne cechy. Rozbłysk rentgenowski typu I ma gwałtowny wzrost, po którym następuje powolny i stopniowy spadek profilu jasności. Rozbłysk rentgenowski typu II wykazuje szybki kształt impulsu i może mieć wiele szybkich rozbłysków oddzielonych minutami. Jednak tylko z dwóch źródeł zaobserwowano rozbłyski rentgenowskie typu II, a większość rozbłysków rentgenowskich należy do typu I.
W miarę ulepszania teleskopów do obrazowania rentgenowskiego zarejestrowano bardziej szczegółowe zmiany w obserwacjach rozbłysków. W obrębie znanego kształtu krzywej błysku rozerwania zaobserwowano anomalie, takie jak oscylacje (zwane oscylacjami quasi-okresowymi) i spadki, z różnymi wyjaśnieniami jądrowymi i fizycznymi, chociaż żadne z nich nie zostało jeszcze udowodnione. Spektroskopia ujawnia cechę absorpcji 4 keV oraz linie absorpcyjne podobne do H i He w Fe, ale uważa się, że pochodzą one z dysku akrecyjnego. Późniejsze wyprowadzenie przesunięcia ku czerwieni Z=35 dla EXO 0748-676 dostarczyło ważnego ograniczenia dla równania promienia masy gwiazdy neutronowej, związku, który wciąż jest tajemnicą, ale jest głównym priorytetem dla społeczności astrofizyków.
Zastosowania w astronomii
Świecące rozbłyski rentgenowskie można uznać za świece standardowe , ponieważ masa gwiazdy neutronowej określa jasność rozbłysku. Dlatego porównanie obserwowanego strumienia promieniowania rentgenowskiego z przewidywaną wartością daje stosunkowo dokładne odległości. Obserwacje rozbłysków rentgenowskich pozwalają również na wyznaczenie promienia gwiazdy neutronowej.