Рентгенді жұлдыздардың шағылысу кластары және жарылыстар

Кіріспе

Рентген сәулелі қос жұлдыздар класы

Рентгендік жарықтар – рентгендік қос жұлдыздардың бір класы болып табылады, олар рентгендік жарылыстарды көрсетеді, яғни жарықтығының периодты және жылдам өсуін (әдетте 10 немесе одан да көп есе) көрсетеді, бұл электромагниттік спектрдің рентгендік аймағында ең жоғары деңгейге жетеді. Бұл астрофизикалық жүйелер аккрециялық нейтрон жұлдызынан және серік ‘донор’ жұлдызынан тұрады. Рентгендік жарылыстардың I және II типтері бар. I типті жарылыстар термоядролық қашқындардың нәтижесінде пайда болады, ал II типті жарылыстар аккреция арқылы босатылған гравитациялық (потенциалдық) энергияның босауынан туындайды. I типті (термоядролық) жарылыстарда донор жұлдызынан ауысқан масса нейтрон жұлдызының бетінде жинақталады, содан кейін тұтанады және жарылыс құрап, рентген сәулелерін шығарады. Рентгендік жарықтардың мінез-құлқы қайталанатын жаңа жұлдыздардың мінез-құлқына ұқсас. Соңғы жағдайда, тығыз нысан – ақ жұлдыз болып табылады, ол сутегін жинақтап, ақырында жарылғыш күйдіреді. Рентгендік қос жұлдыздар класындағы тығыз нысан нейтрон жұлдызы немесе қара тесік болуы мүмкін; алайда, рентгендік жарылыстың болуымен, тығыз нысан бірден нейтрон жұлдызы ретінде жіктеледі, өйткені қара тесіктерде беті болмайды және барлық аккрециялық материал оқиғалар горизонтынан өтеді. Нейтрон жұлдызын қамтитын рентгендік қос жұлдыздар донор жұлдызының массасына қарай одан әрі бөлінеді: жоғары массалы (10 күн массасынан жоғары) немесе төмен массалы (күн массасынан аз) рентгендік қос жұлдыз, сәйкесінше HMXB және LMXB деп қысқартылады. Рентгендік жарылыстар әдетте күрт өсу уақытын (1–10 секунд) көрсетеді, содан кейін спектрлік жұмсару (салқындаған қара денелердің қасиеті) байқалады. Жеке жарылыстың энергиясы 1032–1033 джоуль интегралдық ағысымен сипатталады, ал тұрақты аккреция кезінде нейтрон жұлдызы үшін тұрақты жарықтық шамамен 1030 Вт құрайды. Осылайша, жарылыс ағынының тұрақты ағынына қатынасы α 10-нан 1000-ға дейін, бірақ көбінесе 100 шамасында болады. XRB аббревиатурасы объектіні (рентгендік жарықтар) немесе оған байланысты эмиссияны (рентгендік жарылыс) білдіруі мүмкін.

X ray bursters are one class of X ray binary stars exhibiting X ray bursts, periodic and rapid increases in luminosity (typically a factor of 10 or greater) that peak in the X ray region of the electromagnetic spectrum. These astrophysical systems are composed of an accreting neutron star and a main sequence companion 'donor' star. There are two types of X ray bursts, designated I and II. Type I bursts are caused by thermonuclear runaway, while type II arise from the release of gravitational (potential) energy liberated through accretion. For type I (thermonuclear) bursts, the mass transferred from the donor star accumulates on the surface of the neutron star until it ignites and fuses in a burst, producing X rays. The behaviour of X ray bursters is similar to the behaviour of recurrent novae. In the latter case the compact object is a white dwarf that accretes hydrogen that finally undergoes explosive burning. The compact object of the broader class of X ray binaries is either a neutron star or a black hole; however, with the emission of an X ray burst, the compact object can immediately be classified as a neutron star, since black holes do not have a surface and all of the accreting material disappears past the event horizon. X ray binaries hosting a neutron star can be further subdivided based on the mass of the donor star; either a high mass (above 10 solar masses ) or low mass (less than ) X ray binary, abbreviated as HMXB and LMXB, respectively. X ray bursts typically exhibit a sharp rise time (1–10 seconds) followed by spectral softening (a property of cooling black bodies). Individual burst energetics are characterized by an integrated flux of 1032–1033 joules, compared to the steady luminosity which is of the order 1030 W for steady accretion onto a neutron star. As such the ratio α of the burst flux to the persistent flux ranges from 10 to 1000 but is typically on the order of 100. The abbreviation XRB can refer either to the object (X ray burster) or to the associated emission (X ray burst).

Термоядролық жарылыс астрофизикасы

Екілік жұлдыз өзінің Рош жағын толтырғанда (серігіне өте жақын болуы немесе салыстырмалы түрде үлкен радиусы болғандықтан), ол материяны жоғалта бастайды, ол нейтрон жұлдызы серігіне қарай ағылады. Жұлдыз Эддингтонның жарықтығынан асып кетуі немесе күшті жұлдыздық желдер арқылы масса жоғалтуы мүмкін, сондай-ақ бұл материалдың бір бөлігі нейтрон жұлдызына гравитациялық тартыммен тартылуы мүмкін. Ұзақ орбиталық периоды және массивті серіктес жұлдыз болған жағдайда, екі процесс те серіктестен нейтрон жұлдызына материалдың ауысуына үлес қосуы мүмкін. Екі жағдайда да құлайтын материал серіктес жұлдыздың беткі қабаттарынан шығады, сондықтан сутегі мен гелийге бай. Материя донордан аккреторға екі Рош жағының қиылысында ағылады, бұл сонымен қатар бірінші Лагранж нүктесі L1 орналасқан жер. Екі жұлдыздың ортақ ауырлық орталығының айналасында айналуының нәтижесінде материал аккреторға қарай қозғалатын ағын құрайды. Ықшам жұлдыздардың жоғары гравитациялық өрісіне байланысты, материал нейтрон жұлдызына жоғары жылдамдықпен және бұрыштық импульспен құлайды. Бұрыштық импульс оның аккрециялық жұлдыздың бетіне бірден қосылуына кедергі келтіреді. Ол аккреторды орбиталық жазықтықта айналып, басқа аккрециялық материалмен соқтығысып, энергиясын жоғалтады, осылайша аккрециялық дискіні құрайды, ол да орбиталық жазықтықта орналасқан. Рентгендік жарылыста, бұл материал нейтрон жұлдызының бетіне жинақталып, тығыз қабатты құрайды. Бірнеше сағаттың ішінде, бұл материяда ядролық синтез басталады. Бұл тұрақты процесс ретінде басталады, ыстық CNO циклі. Бірақ, аккрецияның жалғасуы материяның дегенерацияланған қабығын жасайды, онда температура көтеріледі (109 кельвиннен жоғары), бірақ бұл термодинамикалық жағдайларды жеңілдетпейді. Бұл үш есе α циклінің тез дамуына әкеледі, нәтижесінде гелийдің жарқырауы пайда болады. Бұл жарқыраудан қосымша энергия CNO-ның жануын термоядролық қашқынға түсіреді. Жарылыстың алғашқы кезеңі альфа-p процесімен қамтамасыз етіледі, ол тез арада rp процесіне ауысады. Нуклеосинтез 100 массалық санына дейін жүруі мүмкін, бірақ 107Te сияқты альфа ыдырауына ұшырайтын теллур изотоптарында тоқтатылатыны көрсетілді. Бірнеше секунд ішінде жиналған материалдың көп бөлігі күйіп, рентгендік (немесе гаммалық) телескоптармен байқалатын жарқын рентгендік сәуле шығарады. Теория жарылыстың өзгеруіне себеп болатын бірнеше жану режимдері бар екенін көрсетеді, мысалы, тұтану шарты, босатылған энергия және қайталану жиілігі, бұл жиналған материалдың және жарылыс күлінің ядролық құрамымен анықталады. Бұл көбінесе сутегі, гелий немесе көміртек мөлшеріне байланысты. Көміртегінің тұтануы ең сирек кездесетін "супержарылыстардың" себебі болуы мүмкін.

When a star in a binary fills its Roche lobe (either due to being very close to its companion or having a relatively large radius), it begins to lose matter, which streams towards its neutron star companion. The star may also undergo mass loss by exceeding its Eddington luminosity, or through strong stellar winds, and some of this material may become gravitationally attracted to the neutron star. In the circumstance of a short orbital period and a massive partner star, both of these processes may contribute to the transfer of material from the companion to the neutron star. In both cases, the falling material originates from the surface layers of the partner star and is thus rich in hydrogen and helium. The matter streams from the donor into the accretor at the intersection of the two Roche lobes, which is also the location of the first Lagrange point, L1. Because of the revolution of the two stars around a common centre of gravity, the material then forms a jet travelling towards the accretor. Because compact stars have high gravitational fields, the material falls with a high velocity and angular momentum towards the neutron star. The angular momentum prevents it from immediately joining the surface of the accreting star. It continues to orbit the accretor in the orbital plane, colliding with other accreting material en route, thereby losing energy, and in so doing forming an accretion disk, which also lies in the orbital plane. In an X ray burster, this material accretes onto the surface of the neutron star, where it forms a dense layer. After mere hours of accumulation and gravitational compression, nuclear fusion starts in this matter. This begins as a stable process, the hot CNO cycle. However, continued accretion creates a degenerate shell of matter, in which the temperature rises (greater than 109 kelvin) but this does not alleviate thermodynamic conditions. This causes the triple α cycle to quickly become favored, resulting in an helium flash. The additional energy provided by this flash allows the CNO burning to break out into thermonuclear runaway. The early phase of the burst is powered by the alpha p process, which quickly yields to the rp process. Nucleosynthesis can proceed as high as mass number 100, but was shown to end definitively at isotopes of tellurium that undergo alpha decay such as 107Te. Within seconds, most of the accreted material is burned, powering a bright X ray flash that is observable with X ray (or gamma ray) telescopes. Theory suggests that there are several burning regimes which cause variations in the burst, such as ignition condition, energy released, and recurrence, with the regimes caused by the nuclear composition, both of the accreted material and the burst ashes. This is mostly dependent on hydrogen, helium, or carbon content. Carbon ignition may also be the cause of the extremely rare "superbursts".

Жарықтарды бақылау

Қысқа мерзім ішінде энергияның зор көлемі босатылады, оның көп бөлігі қара дене сәулеленуі теориясына сәйкес, жоғары энергиялы фотондар түрінде шығарылады, бұл жағдайда рентген сәулелері. Бұл энергияның босатылуы рентген сәулелерінің жарқылына (burst) күш береді және оны ғарыш телескопы арқылы жұлдыздың жарқырауының артуы ретінде байқауға болады. Бұл жарқылыстарды Жер бетінен байқау мүмкін емес, себебі атмосфера рентген сәулелеріне өткізбейді. Көптеген рентген сәулелері жарқылыған жұлдыздар қайта-қайта жарқылыстарды көрсетеді, өйткені жарқылыстар екі жұлдыздың тұрақтылығын немесе орбитасын бұзуға жеткілікті күшті емес, және процестің өзі қайта басталуы мүмкін. Рентген сәулелерінің жарқылының көпшілігі біркелкі емес, олардың мерзімі бірнеше сағаттан бірнеше айға дейін созылуы мүмкін, бұл жұлдыздардың массасына, екі жұлдыз арасындағы қашықтыққа, аккреция жылдамдығына және жиналған материалдың нақты құрамына байланысты. Байқаулар бойынша, рентген сәулелерінің жарқылы әртүрлі ерекшеліктерге ие. I типті рентген сәулелерінің жарқылы күрт өрлеумен басталып, содан кейін жай және біртіндеп төмендейтін жарқырау профиліне ие. II типті рентген сәулелері жылдам импульстік пішінде көрінеді және бірнеше минуттық аралықта көптеген жылдам жарқылыстарды қамтуы мүмкін. Көбінесе байқалатын рентген сәулелерінің жарқылы I типті болып табылады, себебі II типті рентген сәулелері тек екі көзден ғана байқалған. Рентгендік телескоптардың жетілдірілуімен жарқылыстарды бақылауда егжей-тегжейлі өзгерістер тіркелді. Белгілі жарқылы қисығының пішінінде тербелістер (квази-периодтық тербелістер деп аталады) және құлдырау сияқты аномалиялар байқалды, оларға қатысты түрлі ядролық және физикалық түсіндірмелер ұсынылды, бірақ ешқайсысы әлі дәлелденбеді. Рентгендік спектроскопия EXO 0748 676 жұлдызынан шыққан жарқылыстарда 4 кэВ сіңіру ерекшелігін және Fe-нің H және He сияқты сіңіру сызықтарын анықтады. Z=0,35 қызыл жылжуын есептеу нәтижесінде нейтрон жұлдызының масса-радиус теңдеуіне шектеу қойылды, бұл қатынас әлі де құпия болып табылады, бірақ астрофизикалық қоғам үшін маңызды міндет саналады. Сондай-ақ, сызықтық ерекшеліктер аккрециялық дискінен пайда болған болуы ықтимал.

Because an enormous amount of energy is released in a short period of time, much of it is released as high energy photons in accordance with the theory of black body radiation, in this case X rays. This release of energy powers the X ray burst, and may be observed as in increase in the star's luminosity with a space telescope. These bursts cannot be observed on Earth's surface because our atmosphere is opaque to X rays. Most X ray bursting stars exhibit recurrent bursts because the bursts are not powerful enough to disrupt the stability or orbit of either star, and the whole process may begin again. Most X ray bursters have irregular burst periods, which can be on the order of a few hours to many months, depending on factors such as the masses of the stars, the distance between the two stars, the rate of accretion, and the exact composition of the accreted material. Observationally, the X ray burst categories exhibit different features. A Type I X ray burst has a sharp rise followed by a slow and gradual decline of the luminosity profile. A Type II X ray burst exhibits a quick pulse shape and may have many fast bursts separated by minutes. Most observed X ray bursts are of Type I, as Type II X ray bursts have been observed from only two sources. More finely detailed variations in burst observation have been recorded as the X ray imaging telescopes improve. Within the familiar burst lightcurve shape, anomalies such as oscillations (called quasi periodic oscillations) and dips have been observed, with various nuclear and physical explanations being offered, though none yet has been proven. X ray spectroscopy has revealed in bursts from EXO 0748 676 a 4 keV absorption feature and H and He like absorption lines in Fe. The subsequent derivation of redshift of Z=0.35 implies a constraint for the mass radius equation of the neutron star, a relationship which is still a mystery but is a major priority for the astrophysics community. and it seems more likely that the line features arise from the accretion disc.

Астрономияға қолдану

Жарқын рентген жарқылындарын стандартты шамдар деп санауға болады, өйткені жарқылыңның жарықтығын нейтрон жұлдызының массасы анықтайды. Сондықтан, байқалған рентген ағынын күтілетін мәнмен салыстыру арқылы салыстырмалы түрде дәл қашықтықтарды алуға болады. Рентген жарқылындарын бақылау нейтрон жұлдызының радиусын анықтауға да мүмкіндік береді.