Pulsar rentgenowski - X-ray pulsar
Pulsary rentgenowskie lub pulsary zasilane akrecją to klasa obiektów astronomicznych, które są źródłami promieniowania rentgenowskiego wykazującymi ścisłe okresowe zmiany intensywności promieniowania rentgenowskiego. Okresy rentgenowskie wahają się od zaledwie ułamka sekundy do nawet kilku minut.
Charakterystyka
Pulsar rentgenowski składa się z namagnesowanej gwiazdy neutronowej na orbicie z normalnym towarzyszem gwiazdy i jest rodzajem układu podwójnego gwiazdy . Siła pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy neutronowej wynosi zwykle około 10 8 Tesli , ponad bilion razy więcej niż natężenie pola magnetycznego mierzonego na powierzchni Ziemi (60 μT ).
Gaz gromadzi się od gwiezdnego towarzysza i jest kierowany przez pole magnetyczne gwiazdy neutronowej na bieguny magnetyczne, wytwarzając dwa lub więcej zlokalizowanych punktów rentgenowskich, podobnych do dwóch stref zorzy polarnej na Ziemi, ale znacznie gorętszych. W tych gorących punktach opadający gaz może osiągnąć połowę prędkości światła, zanim zderzy się z powierzchnią gwiazdy neutronowej. Upadający gaz uwalnia tak dużo energii potencjalnej grawitacji , że gorące punkty, których powierzchnia szacowana jest na około jeden kilometr kwadratowy, mogą być dziesięć tysięcy razy lub więcej jaśniejsze niż Słońce .
Wytwarzane są temperatury rzędu milionów stopni, więc gorące punkty emitują głównie promieniowanie rentgenowskie. Gdy gwiazda neutronowa obraca się, obserwuje się impulsy promieni rentgenowskich, gdy gorące punkty przemieszczają się i znikają z pola widzenia, jeśli oś magnetyczna jest nachylona względem osi spinu.
Zapas gazu
Gaz dostarczający pulsara rentgenowskiego może dotrzeć do gwiazdy neutronowej różnymi drogami, które zależą od rozmiaru i kształtu orbity gwiazdy neutronowej oraz natury gwiazdy towarzyszącej.
Niektóre gwiazdy towarzyszące pulsarom rentgenowskim to bardzo masywne młode gwiazdy, zwykle nadolbrzymy OB (patrz klasyfikacja gwiazd ), które emitują ze swojej powierzchni wiatr gwiazdowy napędzany promieniowaniem . Gwiazda neutronowa jest zanurzona w wietrze i stale wychwytuje przepływający w pobliżu gaz. Przykładem takiego systemu jest Vela X-1 .
W innych układach gwiazda neutronowa krąży tak blisko swojego towarzysza, że jej silna siła grawitacyjna może wciągać materiał z atmosfery towarzysza na orbitę wokół siebie, w procesie transferu masy znanym jako przelewanie się płata Roche'a . Przechwycona materia tworzy gazowy dysk akrecyjny i wiruje do wewnątrz, aby ostatecznie spaść na gwiazdę neutronową, tak jak w układzie podwójnym Cen X-3 .
W przypadku jeszcze innych typów pulsarów rentgenowskich gwiazdą towarzyszącą jest gwiazda Be, która obraca się bardzo szybko i najwyraźniej wyrzuca dysk gazu wokół swojego równika. Orbity gwiazdy neutronowej z tymi towarzyszami są zwykle duże i mają bardzo eliptyczny kształt. Kiedy gwiazda neutronowa przechodzi w pobliżu lub przez dysk okołogwiazdowy Be, przechwytuje materiał i tymczasowo stanie się pulsarem rentgenowskim. Dysk okołogwiazdowy wokół gwiazdy Be rozszerza się i kurczy z nieznanych przyczyn, więc są to przejściowe pulsary rentgenowskie, które są obserwowane tylko sporadycznie, często z miesiącami lub latami między epizodami obserwowalnych pulsacji rentgenowskich.
Zachowania związane z wirowaniem
Pulsary radiowe ( pulsary o napędzie rotacyjnym) i pulsary rentgenowskie wykazują bardzo różne zachowania spinowe i mają różne mechanizmy wytwarzające ich charakterystyczne impulsy, chociaż przyjmuje się, że oba rodzaje pulsarów są manifestacjami obracającej się namagnesowanej gwiazdy neutronowej . Cykl rotacji gwiazdy neutronowej w obu przypadkach utożsamiany jest z okresem pulsowania.
Główne różnice polegają na tym, że pulsary radiowe mają okresy rzędu milisekund do sekund, a wszystkie pulsary radiowe tracą pęd i zwalniają. Natomiast pulsary rentgenowskie wykazują różnorodne zachowania spinowe. Zaobserwowano, że niektóre pulsary rentgenowskie obracają się w sposób ciągły szybciej i szybciej lub wolniej i wolniej (z okazjonalnymi odwróceniami tych trendów), podczas gdy inne wykazują albo niewielką zmianę okresu tętna, albo wykazują nierównomierne zwalnianie i przyspieszanie.
Wyjaśnienie tej różnicy można znaleźć w fizycznej naturze dwóch klas pulsarów. Ponad 99% pulsarów radiowych to pojedyncze obiekty, które promieniują swoją energię obrotową w postaci relatywistycznych cząstek i promieniowania dipola magnetycznego , oświetlając pobliskie mgławice, które je otaczają. Z kolei pulsary rentgenowskie są członkami podwójnych układów gwiazd i akretują materię z wiatrów gwiazdowych lub dysków akrecyjnych. Nagromadzona materia przenosi moment pędu do gwiazdy neutronowej (lub z niej), powodując wzrost lub spadek prędkości wirowania z szybkością, która jest często setki razy większa niż typowa prędkość opadania w pulsarach radiowych. Dokładnie, dlaczego pulsary rentgenowskie wykazują tak zróżnicowane zachowanie spinowe, wciąż nie jest jasno zrozumiałe.
Obserwacje
Pulsary rentgenowskie obserwuje się za pomocą teleskopów rentgenowskich, które są satelitami na niskiej orbicie okołoziemskiej, chociaż dokonano pewnych obserwacji, głównie we wczesnych latach astronomii rentgenowskiej , przy użyciu detektorów przenoszonych przez balony lub rakiety sondujące. Pierwszym odkrytym pulsarem rentgenowskim był Centaurus X-3 w 1971 roku z satelitą rentgenowskim Uhuru .