Рентгеновские спалахи: Классы и механизмы аккрецирующих нейтронных звезд.

Введение

Класс рентгеновских двойных звезд

Рентгеновские бурстеры – это один из классов рентгеновских двойных звезд, демонстрирующих рентгеновские вспышки, периодическое и быстрое увеличение светимости (обычно в 10 раз или более), достигающее пика в рентгеновской области электромагнитного спектра. Эти астрофизические системы состоят из аккрецирующей нейтронной звезды и звезды-компаньона главной последовательности – звезды-донора. Существуют два типа рентгеновских вспышек, обозначаемые I и II. Вспышки типа I вызваны термоядерным прорывом, в то время как вспышки типа II возникают из-за высвобождения гравитационной (потенциальной) энергии, высвобождаемой в процессе аккреции. При вспышках типа I (термоядерных) масса, перетекающая от звезды-донора, накапливается на поверхности нейтронной звезды, пока не происходит воспламенение и взрывное слияние, сопровождающееся излучением рентгеновских лучей. Поведение рентгеновских бурстеров аналогично поведению рекуррентных новых звезд. В последнем случае компактным объектом является белый карлик, аккрецирующий водород, который в конечном итоге подвергается взрывному горению. Компактный объект в более широком классе рентгеновских двойных звезд может быть либо нейтронной звездой, либо черной дырой; однако, при регистрации рентгеновской вспышки, компактный объект можно немедленно классифицировать как нейтронную звезду, поскольку черные дыры не имеют поверхности, и весь аккрецирующий материал исчезает за горизонтом событий. Рентгеновские двойные системы, содержащие нейтронную звезду, можно дополнительно подразделить в зависимости от массы звезды-донора: на системы с высокой массой (более 10 солнечных масс) и низкой массой (менее 10 солнечных масс), обозначаемые соответственно как HMXB и LMXB. Рентгеновские вспышки обычно демонстрируют резкое время нарастания (1–10 секунд), за которым следует спектральное смягчение (характерное свойство охлаждающихся тел). Энергетика отдельных вспышек характеризуется интегрированным потоком 1032–1033 джоулей, в то время как устойчивая светимость при устойчивой аккреции на нейтронную звезду составляет порядка 1030 Вт. Таким образом, отношение α потока вспышки к постоянному потоку варьируется от 10 до 1000, но обычно составляет около 100. Аббревиатура XRB может относиться как к самому объекту (рентгеновскому бурстеру), так и к связанному с ним излучению (рентгеновской вспышке).

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).

Астрофизика термоядерного взрыва

Когда звезда в двойной системе заполняет свою долю Роше (либо из-за близости к компаньону, либо из-за большого радиуса), она начинает терять материю, которая направляется к её компаньону – нейтронной звезде. Звезда также может терять массу, превышая предел светимости Эддингтона, или посредством мощных звёздных ветров, и часть этого материала может быть гравитационно притянута к нейтронной звезде. При коротком орбитальном периоде и массивной звезде-компаньоне оба этих процесса могут способствовать переносу вещества от звезды-компаньона к нейтронной звезде. В обоих случаях вещество, падающее на нейтронную звезду, происходит из поверхностных слоёв звезды-компаньона и, следовательно, богато водородом и гелием. Материя течёт от донора к аккретору в точке пересечения двух долей Роше, которая также является первой точкой Лагранжа, L1. Из-за вращения двух звёзд вокруг общего центра масс, материал формирует поток, направленный к аккретору. Поскольку компактные звёзды обладают сильными гравитационными полями, вещество падает с высокой скоростью и угловым моментом к нейтронной звезде. Угловой момент препятствует его немедленному присоединению к поверхности аккрецирующей звезды. Оно продолжает вращаться вокруг аккретора в орбитальной плоскости, сталкиваясь с другим аккрецирующим веществом, теряя энергию и формируя аккреционный диск, который также лежит в орбитальной плоскости. В случае рентгеновского бурстера, это вещество аккрецируется на поверхность нейтронной звезды, образуя плотный слой. После всего нескольких часов накопления и гравитационного сжатия в этом веществе запускается ядерный синтез, начинающийся как стабильный горячий CNO-цикл. Однако, продолжающееся аккрецирование создаёт вырожденную оболочку вещества, в которой температура возрастает (более 109 кельвинов), но это не улучшает термодинамические условия. Это приводит к тому, что тройной альфа-цикл быстро становится доминирующим, вызывая гелиевую вспышку. Дополнительная энергия, выделяемая этой вспышкой, позволяет CNO-горениям перейти в термоядерный прорыв. Ранняя фаза вспышки питается альфа-p процессом, который быстро уступает место rp-процессу. Нуклеосинтез может протекать до массового числа 100, но было показано, что он окончательно завершается на изотопах теллура, подвергающихся альфа-распаду, таких как 107Te. В течение нескольких секунд большая часть аккрецированного вещества сгорает, вызывая яркую рентгеновскую вспышку, наблюдаемую с помощью рентгеновских (или гамма-лучевых) телескопов. Теория предполагает существование нескольких режимов горения, вызывающих вариации во вспышках, таких как условия зажигания, высвобождаемая энергия и повторение, определяемые ядерным составом как аккрецированного вещества, так и продуктов сгорания. Это в основном зависит от содержания водорода, гелия или углерода. Углеродное зажигание также может быть причиной крайне редких "супервспышек".

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".

Наблюдение за всплесками

Поскольку огромное количество энергии высвобождается за короткий промежуток времени, большая часть её излучается в виде фотонов высокой энергии в соответствии с теорией излучения абсолютно чёрного тела, в данном случае – рентгеновских лучей. Это высвобождение энергии приводит к рентгеновскому всплеску, который можно наблюдать как увеличение светимости звезды с помощью космического телескопа. Эти всплески не могут быть зарегистрированы с поверхности Земли, поскольку наша атмосфера непрозрачна для рентгеновского излучения. Большинство звёзд, демонстрирующих рентгеновские всплески, проявляют повторяющиеся события, так как всплески недостаточно мощны, чтобы нарушить стабильность или орбиту ни одной из звёзд, и весь процесс может начаться заново. У большинства рентгеновских вспышек нерегулярные периоды, варьирующиеся от нескольких часов до многих месяцев, в зависимости от таких факторов, как массы звёзд, расстояние между ними, скорость аккреции и точный состав аккрецирующего вещества. Наблюдательно, категории рентгеновских всплесков демонстрируют различные характеристики. Рентгеновский всплеск типа I характеризуется резким ростом, за которым следует медленное и постепенное снижение профиля светимости. Рентгеновский всплеск типа II имеет форму быстрого импульса и может состоять из множества быстрых всплесков, разделенных минутами. Большинство зарегистрированных рентгеновских всплесков относятся к типу I, в то время как всплески типа II наблюдались лишь от двух источников. Более детальные вариации всплесков были зафиксированы по мере совершенствования рентгеновских обсерваторий. В рамках привычной формы кривой блеска всплеска наблюдаются аномалии, такие как колебания (называемые квазипериодическими осцилляциями) и провалы, для которых предлагаются различные ядерные и физические объяснения, однако ни одно из них пока не доказано. Рентгеновская спектроскопия выявила в всплесках от EXO 0748-676 поглощение на энергии 4 кэВ, а также поглощающие линии, соответствующие H- и He-подобным ионам железа. Последующее определение красного смещения Z = 0,35 накладывает ограничения на уравнение «масса-радиус» нейтронной звезды – соотношение, которое до сих пор остаётся загадкой, но является приоритетной задачей для астрофизического сообщества. И представляется более вероятным, что линии возникают в аккреционном диске.

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.

Применение в астрономии

Светлые рентгеновские вспышки можно рассматривать как стандартные свечи, поскольку масса нейтронной звезды определяет светимость вспышки. Следовательно, сравнение наблюдаемого рентгеновского потока с предсказанным значением позволяет получить относительно точные оценки расстояний. Наблюдения рентгеновских вспышек также позволяют определить радиус нейтронной звезды.