Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Екілік жұлдыздар класы
Class of binary stars
Х-сәулелік қос жұлдыздар – Х-сәулелерде жарқырап шығатын екілік жұлдыздар класы. Х-сәулелер бір компоненттен, донор деп аталатын (әдетте, қарапайым негізгі тізбек жұлдыз) екінші компонентке, аккретор деп аталатын – нейтрон жұлдызы немесе қара тесікке материяның құлауы нәтижесінде пайда болады. Құлайтын материя гравитациялық потенциалдық энергиясын, тыныш массасының 30 пайызына дейін, Х-сәулелер түрінде босатады. (Сутегінің қосылуы тыныш массаның шамамен 0,7 пайызын ғана босатады.) Х-сәулелік қос жұлдыздың өмір сүру мерзімі мен масса беру жылдамдығы донор жұлдыздың эволюциялық жағдайына, жұлдыз компоненттері арасындағы масса қатынасына және олардың орбиталық арақашықтығына байланысты. Типикалық кішкентай массалы Х-сәулелік қос жұлдыздан секундына шамамен 1041 позитрон шығып кетеді деп есептеледі.
X ray binaries are a class of binary stars that are luminous in X rays. The X rays are produced by matter falling from one component, called the donor (usually a relatively common main sequence star), to the other component, called the accretor, which is either a neutron star or black hole. The infalling matter releases gravitational potential energy, up to 30 percent of its rest mass, as X rays. (Hydrogen fusion releases only about 0.7 percent of rest mass.) The lifetime and the mass transfer rate in an X ray binary depends on the evolutionary status of the donor star, the mass ratio between the stellar components, and their orbital separation. An estimated 1041 positrons escape per second from a typical low mass X ray binary.
Аз салмақты рентгендік қос галактика
Аз салмақты рентгендік қос жұлдыз (LMXB) – құрамдас бөліктерінің бірі қара тесік немесе нейтрон жұлдызы болатын қос жұлдыз жүйесі. Екінші компонент, донор, әдетте өзінің Рош бөлігін толтырып, массаны компактты жұлдызға беріп отырады. LMXB жүйелерінде донор компактты объектіден аз салмақты болады және негізгі тізбекте, дегенерацияланған карлик (ақ карлик) немесе дамыған жұлдыз (қызыл алып) болуы мүмкін. Шамамен екі жүз LMXB галактикасы Күн жолында табылды, олардың ішінде он үш LMXB шарықты шоғырларда кездеседі. Чандра рентгендік обсерваториясы көптеген алыс галактикаларда LMXB-ді анықтады. Типтік аз салмақты рентгендік қос жұлдыз өзінің сәулесінің басым бөлігін рентген сәулелері түрінде шығарады, ал көрінетін жарықта әдетте бір проценттен де аз бөлігін шығарады. Сондықтан олар рентген сәулелі аспандағы ең жарқын нысандардың бірі, бірақ көрінетін жарықта салыстырмалы түрде әлсіз. Көру шамасы әдетте 15-тен 20-ға дейін болады. Жүйенің ең жарқын бөлігі – компактты объектінің айналасындағы аккрециялық диск. LMXB-дің орбиталық периоды он минуттан жүздеген күнге дейін өзгереді. LMXB-дің өзгеруі көбінесе рентгендік жарылыстар түрінде байқалады, бірақ кейде рентгендік пульсарлар түрінде де көрінуі мүмкін. Рентгендік жарылыстар сутегі мен гелийдің аккрециясы нәтижесінде туындайтын термоядролық жарылыстардан пайда болады. Орташа салмақты рентгендік қос жұлдыз – төмен салмақты рентгендік қос жұлдыз жүйелерінің пайда болуына себепші.
A low mass X ray binary (LMXB) is a binary star system where one of the components is either a black hole or neutron star. The other component, a donor, usually fills its Roche lobe and therefore transfers mass to the compact star. In LMXB systems the donor is less massive than the compact object, and can be on the main sequence, a degenerate dwarf (white dwarf), or an evolved star (red giant). Approximately two hundred LMXBs have been detected in the Milky Way, and of these, thirteen LMXBs have been discovered in globular clusters. The Chandra X ray Observatory has revealed LMXBs in many distant galaxies. A typical low mass X ray binary emits almost all of its radiation in X rays, and typically less than one percent in visible light, so they are among the brightest objects in the X ray sky, but relatively faint in visible light. The apparent magnitude is typically around 15 to 20. The brightest part of the system is the accretion disk around the compact object. The orbital periods of LMXBs range from ten minutes to hundreds of days. The variability of LMXBs are most commonly observed as X ray bursters, but can sometimes be seen in the form of X ray pulsars. The X ray bursters are created by thermonuclear explosions created by the accretion of Hydrogen and Helium. An intermediate mass X ray binary is the origin for Low mass X ray binary systems.
Жоғары массалы рентгендік қосжұлдыз
Жоғары массалы рентгендік бинарлық жұлдыз (HMXB) – рентген сәулесінде күшті, және құрамындағы қалыпты жұлдыз – массивті жұлдыз: әдетте О немесе В жұлдызы, көк супергигант, немесе кейбір жағдайларда қызыл супергигант немесе Вольф-Райет жұлдызы болатын бинарлық жұлдыз жүйесі. Рентген сәулесін шығаратын тығыз компонент – нейтронды жұлдыз немесе қара тесік. Массивті қалыпты жұлдыздың жұлдыздық жел ағынының бір бөлігі тығыз нысанға түсіріліп, тығыз нысанға құлағанда рентген сәулесін тудырады. Жоғары массалы рентгендік бинарлық жүйеде, массивті жұлдыз оптикалық жарықтың сәулеленуінде басымдық танытады, ал тығыз нысан рентген сәулесінің басты көзі болып табылады. Массивті жұлдыздар өте жарық болғандықтан, оларды анықтау оңай. Ең танымал жоғары массалы рентгендік бинарлық жүйелердің бірі – Cygnus X-1, ол алғашқы қара тесік үміткері есептеледі. Басқа HMXB-ге Vela X-1 (Vela X-тен шатастырмау керек) және 4U 1700-37 жатады. HMXB-нің өзгеруі рентгендік пульстар түрінде, рентгендік жарлыстар түрінде байқалады. Бұл рентгендік пульстар тығыз серіктің полюстеріне магниттік күшпен бағытталған материяның жиналуынан пайда болады. Микроквазарлар релятивистік реакцияларды зерттеу үшін маңызды. Реакциялар тығыз нысанның жанында қалыптасады, ал уақыт шкалалары тығыз нысанның массасына пропорционалды. Сондықтан, қалыпты квазарлар микроквазардың бір күнде бастан өткерген өзгерістерін жүз жылдар бойына бастан өткізеді. Айта кетерлік микроквазарлар: SS 433, онда екі реакциядан да атомдық эмиссиялық сызықтар көрінеді; GRS 1915+105, әсіресе жоғары реакция жылдамдығымен және өте жарық Cygnus X-1, жоғары энергиялы гамма сәулелеріне дейін анықталды (E > 60 МэВ). VHE диапазонында сәуле шығаратын бөлшектердің өте жоғары энергиясы бөлшектерді үдетудің бірнеше механизмдерімен түсіндірілуі мүмкін (Ферми үдетуі және центробектік үдету механизміне қараңыз).
A high mass X ray binary (HMXB) is a binary star system that is strong in X rays, and in which the normal stellar component is a massive star: usually an O or B star, a blue supergiant, or in some cases, a red supergiant or a Wolf–Rayet star. The compact, X ray emitting, component is a neutron star or black hole. A fraction of the stellar wind of the massive normal star is captured by the compact object, and produces X rays as it falls onto the compact object. In a high mass X ray binary, the massive star dominates the emission of optical light, while the compact object is the dominant source of X rays. The massive stars are very luminous and therefore easily detected. One of the most famous high mass X ray binaries is Cygnus X 1, which was the first identified black hole candidate. Other HMXBs include Vela X 1 (not to be confused with Vela X), and 4U 1700 37. The variability of HMXBs are observed in the form of X ray pulsars and not X ray bursters. These X ray pulsars are due to the accretion of matter magnetically funneled into the poles of the compact companion. Microquasars are very important for the study of relativistic jets. The jets are formed close to the compact object, and timescales near the compact object are proportional to the mass of the compact object. Therefore, ordinary quasars take centuries to go through variations a microquasar experiences in one day. Noteworthy microquasars include SS 433, in which atomic emission lines are visible from both jets; GRS 1915+105, with an especially high jet velocity and the very bright Cygnus X 1, detected up to the High Energy gamma rays (E > 60 MeV). Extremely high energies of particles emitting in the VHE band might be explained by several mechanisms of particle acceleration (see Fermi acceleration and Centrifugal mechanism of acceleration).