Рентге́новские двойны́е звёзды — класс двойных звёзд , ярких в рентгеновском диапазоне спектра излучения . Рентгеновское излучение создается веществом, падающим с одной звезды, называемой донором , на вторую, называемую аккретором и очень компактную, являющуюся нейтронной звездой или чёрной дырой . При падении вещества высвобождается гравитационная потенциальная энергия , эквивалентная нескольким десятым долям массы покоя , в форме рентгеновского излучения ( термоядерное горение водорода высвобождает только около 0,7 % массы покоя). Время жизни и темп переноса массы в рентгеновских двойных звёздах зависит от эволюционного статуса звезды-донора, отношения масс компонентов двойной звезды, орбитального расстояния между компонентами . По оценкам, с поверхности типичной маломассивной рентгеновской двойной выделяется около 10 ⁴¹ протонов в секунду .

Классификация

Рентгеновские двойные звёзды подразделяют на несколько подклассов (иногда пересекающихся), которые, вероятно, лучше отражают физику подобных звёзд. Заметим, что классификация по массе относится к видимой в оптическом диапазоне звезде-донору, но не к компактному источнику рентгеновского излучения.

• Маломассивные рентгеновские двойные ( англ. Low-mass X-ray binaries, LMXBs )
  • Мягкие рентгеновские переходные звёзды ( англ. Soft X-ray transients, SXTs )
  • Симбиотические рентгеновские двойные ( англ. Symbiotic X-ray binaries )
  • Источники сверхмягкого рентгеновского излучения ( англ. Super soft X-ray sources, SSXBs )
• Рентгеновские двойные промежуточной массы ( англ. Intermediate-mass X-ray binaries, IMXBs )
• Массивные рентгеновские двойные ( англ. High-mass X-ray binaries, HMXBs )
  • Be /рентгеновские двойные ( англ. Be/X-ray binaries, BeXRBs )
  • Сверхгигантские рентгеновские двойные ( англ. Supergiant X-ray binaries, SGXBs )
  • Сверхгигантские быстрые рентгеновские переходные звёзды ( англ. Supergiant Fast X-ray Transients, SFXTs )
• Прочие
  • Рентгеновские барстеры
  • Рентгеновские пульсары
  • Микроквазары (рентгеновские двойные с радиоджетом )

Маломассивные рентгеновские двойные

Маломассивная рентгеновская двойная звезда представляет собой двойную звезду, в которой один компонент является чёрной дырой или нейтронной звездой. Второй компонент (звезда-донор) обычно заполняет полость Роша и передает часть своего вещества компоненту-аккретору; звезда-донор может находиться на главной последовательности , являться вырожденным (например, белым ) карликом или проэволюционировавшей звездой ( красным гигантом ). В Млечном Пути было обнаружено около двухсот маломассивных рентгеновских двойных , среди них 13 объектов было обнаружено в шаровых скоплениях . Наблюдения на космическом телескопе « Чандра » помогли установить наличие маломассивных рентгеновских двойных в других галактиках.

Типичная маломассивная рентгеновская двойная испускает почти всё излучение в рентгеновском диапазоне и, как правило, менее процента — в видимой части спектра, благодаря чему звёзды такого типа являются одними из наиболее ярких объектов неба при наблюдении в рентгеновском диапазоне, но относительно слабыми в видимой части спектра. Видимая звёздная величина колеблется от 15 до 20. Наиболее яркой частью двойной системы является аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды маломассивных рентгеновских звёзд заключены в интервале от десяти минут до сотен суток.

Рентгеновские двойные промежуточной массы

Рентгеновская двойная звезда промежуточной массы представляет собой двойную звезду, один компонент которой является нейтронной звездой или чёрной дырой, а второй компонент является звездой промежуточной массы.

Массивные рентгеновские двойные

Массивная рентгеновская двойная звезда является двойной звездой, в которой звезда-донор является массивной звездой: обычно звездой спектрального класса O или B, Be-звездой или голубым сверхгигантом . Объект-аккретор является чёрной дырой или нейтронной звездой .

В массивной рентгеновской двойной массивная звезда доминирует в оптическом диапазоне, а компактный объект доминирует в рентгеновском диапазоне. Массивные звёзды обладают высокой светимостью , поэтому их несложно обнаружить. Одной из самых известных массивных рентгеновских двойных является Лебедь X-1 , которая является первым открытым кандидатом в чёрные дыры. Другими примерами массивных рентгеновских двойных являются Паруса X-1 и .

Микроквазары

Микроквазар (рентгеновская двойная, излучающая в радиодиапазоне) является объектом, схожим по своим свойствам с квазаром : обладает сильным и переменным радиоизлучением, обычно наблюдаемым в форме двух радиоджетов, аккреционным диском вокруг компактного объекта, являющегося чёрной дырой или нейтронной звездой. У квазаров чёрная дыра является сверхмассивной (масса превосходит солнечную в миллионы раз); у микроквазаров масса компактного объекта превышает массу Солнца всего в несколько раз. В случае микроквазаров аккрецирующее вещество поступает от нормальной звезды, аккреционный диск очень яркий в оптическом и рентгеновском диапазонах. Иногда микроквазары называют рентгеновскими двойными с радиоджетами для того чтобы отличить их от других видов рентгеновских двойных. Часть радиоизлучения приходит от релятивистских джетов.

Исследование микроквазаров важно при изучении релятивистских джетов. Джеты образуются вблизи компактного объекта; временной масштаб около компактного объекта пропорционален массе данного объекта. Таким образом, обычный квазар испытывает за тысячи лет такие же вариации, какие происходят у микроквазара за день.

Среди известных микроквазаров можно отметить SS 433 , у которого видны эмиссионные линии атомов в спектре обоих джетов; GRS 1915+105 обладает очень высокой скоростью джета. Лебедь X-1 обнаружен в высокоэнергетическом гамма-излучении ( E > 60 М эВ ). Экстремально высокую энергию частиц можно объяснить различными механизмами ускорения частиц (например, ускорение Ферми). В диапазоне энергии E > 100 ГэВ микроквазары обнаружены не были. , излучающий в данном диапазоне, первоначально был отнесен к микроквазарам, но после радиоинтерферометрических наблюдений более вероятным стал сценарий пульсарного ветра.

Примечания

Ссылки

• , I. Negueruela et al., 2008