Введение
Класс двойных звёзд
Рентгеновские двойные звёзды – это класс двойных звёзд, излучающих в рентгеновском диапазоне. Рентгеновское излучение возникает из-за вещества, перетекающего от одного компонента, называемого донором (обычно относительно обычной звезды главной последовательности), к другому компоненту, называемому аккретором, который является либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой. Падающее вещество высвобождает гравитационную потенциальную энергию, до 30 процентов от его массы покоя, в виде рентгеновских лучей. (Водородный синтез высвобождает лишь около 0,7 процента массы покоя.) Время жизни и скорость передачи массы в рентгеновской двойной системе зависят от эволюционного состояния звезды-донора, отношения масс звёздных компонентов и их орбитального разделения. По оценкам, из типичной маломассивной рентгеновской двойной звёзды выбрасывается около 10⁴¹ позитронов в секунду.
Низкомассовая рентгеновская двойная звезда
Двойная звезда рентгеновского излучения с низкой массой (LMXB) — это двойная звёздная система, в которой одним из компонентов является либо чёрная дыра, либо нейтронная звезда. Другой компонент, донор, обычно заполняет свою долю Роше и, следовательно, передаёт массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может находиться на главной последовательности, быть вырожденным карликом (белым карликом) или эволюционировавшей звездой (красным гигантом). В Млечном Пути обнаружено около двухсот LMXB, и из них тринадцать LMXB найдены в шаровых скоплениях. Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружила LMXB во многих далёких галактиках. Типичная низкомассовая рентгеновская двойная звезда излучает почти всё своё излучение в рентгеновских лучах и, как правило, менее одного процента в видимом свете, поэтому они являются одними из самых ярких объектов в рентгеновском небе, но относительно слабы в видимом свете. Видимая звёздная величина обычно составляет от 15 до 20. Самая яркая часть системы — аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды LMXB варьируются от десяти минут до сотен дней. Изменчивость LMXB чаще всего наблюдается в виде рентгеновских вспышек, но иногда может проявляться в виде рентгеновских пульсаров. Рентгеновские вспышки создаются термоядерными взрывами, вызванными аккрецией водорода и гелия. Двойная звезда рентгеновского излучения с промежуточной массой является источником для систем LMXB.
Бинарная система рентгеновских лучей с большой массой
Двойная звезда рентгеновского излучения с высокой массой (HMXB) — это двойная звёздная система, интенсивно излучающая в рентгеновском диапазоне, в которой нормальным звездным компонентом является массивная звезда: обычно звезда O или B, голубой сверхгигант или, в некоторых случаях, красный сверхгигант или звезда Вольфа — Райе. Компактный компонент, излучающий рентгеновские лучи, представляет собой нейтронную звезду или чёрную дыру. Часть звёздного ветра массивной звезды захватывается компактным объектом и, падая на него, генерирует рентгеновское излучение. В двойных системах с высокой массой рентгеновского излучения массивная звезда доминирует в оптическом излучении, а компактный объект является основным источником рентгеновских лучей. Массивные звёзды очень яркие и поэтому легко обнаруживаются. Одной из самых известных HMXB является Cygnus X-1, которая была первым идентифицированным кандидатом в чёрные дыры. Другие HMXB включают Vela X-1 (не путать с Vela X) и 4U 1700-37. Изменчивость HMXB проявляется в виде рентгеновских пульсаров, а не вспышек. Эти рентгеновские пульсары обусловлены аккрецией вещества, которое магнитным полем направляется к полюсам компактного компаньона. Микроквазары имеют большое значение для изучения релятивистских джетов. Джеты формируются вблизи компактного объекта, а временные масштабы вблизи него пропорциональны массе компактного объекта. Таким образом, обычным квазарам требуются столетия для прохождения изменений, которые микроквазар испытывает за один день. Примечательные микроквазары включают SS 433, в котором наблюдаются линии атомного излучения от обоих джетов; GRS 1915+105, с особенно высокой скоростью джета, и очень яркий Cygnus X-1, зарегистрированный в диапазоне высокоэнергетических гамма-лучей (E > 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучаемых в VHE-диапазоне, могут быть объяснены различными механизмами ускорения частиц (см. ускорение Ферми и центробежный механизм ускорения).