Барстер ( англ. burster — бёрстер , от англ. burst — вспышка) — вспыхивающие галактические рентгеновские источники, представляющие собой аккрецирующие нейтронные звёзды с орбитальными периодами от нескольких часов до нескольких дней. Вспышки барстеров были открыты при помощи наблюдений спутника ANS . Возможно, что аналогичные вспышки были открыты ранее на спутнике Космос-428 , однако из-за спорных результатов этого спутника (в том числе из-за того, что формально утверждалось, что вспышки на Космосе-428 наблюдались в диапазоне энергий >40 кэВ, что несовместимо с характеристиками вспышек барстеров) считается, что первооткрывателем всё-таки является ANS . Большое количество барстеров было открыто на спутнике SAS-3 .

Наблюдаемые характеристики

Время развития вспышки составляет 0,1—5 секунд, время затухания — 3—100 секунд, характерная энергия рентгеновских фотонов — ${\displaystyle \epsilon }$ ~ 1—20 кэВ .

Распределение барстеров в Млечном пути полностью повторяет распределение старых звёзд, то есть количество барстеров в определённом объёме галактики прямо пропорционально содержащейся в нём массе звёзд. Исключением являются барстеры в шаровых звёздных скоплениях , в которых доля барстеров на единицу звёздной массы значительно выше, чем в остальном теле галактики. Считается, что основной причиной этого является динамическое формирование барстеров (двойных звёздных систем с нейтронными звездами) в результате столкновений звёзд в плотных частях шаровых скоплений. По данным наблюдений абсолютная рентгеновская светимость барстеров составляет во время вспышки ${\displaystyle L_{x}}$ ~ 10 ³⁷ −10 ³⁸ эрг /сек и полную энергию вспышки ${\displaystyle \epsilon _{x}}$ ~ 10 ³⁸ −10 ³⁹ эрг . В спокойной фазе (между вспышками) барстеры являются слабопеременными рентгеновскими источниками с рентгеновской светимостью ${\displaystyle L_{x}}$ ~ 10 ³⁶ −10 ³⁷ эрг /сек.

Энергия, излучаемая барстером между вспышками превосходит энергию вспышки ~ 100 раз, что весьма близко к отношению гравитационной энергии вещества на поверхности нейтронной звезды (10 ²⁰ эрг / г ) к энергии , выделяющейся при термоядерном «сгорании» гелия (10 ¹⁸ эрг / г ).

Спектр барстера во время вспышки близок к спектру излучения абсолютно чёрного тела Исходя из потока энергии , расстояния до барстера и закона Стефана-Больцмана , радиус излучающей области составляет ~ 10 км, что совпадает с размерами нейтронных звёзд .

Природа излучения

Барстеры представляют собой тесные двойные системы , одним из компонентов является нейтронная звезда , а другим — звезда, по тем или иным причинам теряющая массу (например, заполнившая свою полость Роша ), что приводит к аккреции на нейтронную звезду .

При аккреции вещества на поверхность нейтронных звёзд со слабым магнитным полем происходит относительно равномерное накопление аккрецирующего вещества на её поверхности с образованием вырожденной оболочки (см. вырожденный газ ), богатой водородом и гелием. Рентгеновское излучение барстера в его спокойной фазе обусловлено выделением гравитационной энергии аккрецируемого вещества.

Накопление вещества в вырожденной оболочке при её адиабатическом сжатии и относительно малых тепловых потерях приводит к взрывному термоядерному синтезу в оболочке, что наблюдается как рентгеновская вспышка, то есть источник энергии вспышек барстеров такой же, что и в случае новых звёзд . Кроме рентгеновской вспышки иногда наблюдается и запаздывающее (~3 сек, барстеры MXB 1735 44, MXB 1837 + 0,5, MXB 1636 53) световое эхо , вызванное переизлучением рентгеновской вспышки звездой — компаньоном.

Номенклатура

Барстеры, регистрируемые в каталоге Массачусетского технологического института обозначаются буквами MXB с добавлением их экваториальных координат (например, MXB 1636 53); барстеры, обнаруженные японскими спутниками обозначают буквами XB.

Ссылки

• на astronet.ru
• Watts, Anna L. (2012-09-22). "Thermonuclear Burst Oscillations". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 50 (1): 609—640. arXiv : . Bibcode : . doi : . ISSN .
• Schatz, H.; Rehm, K.E. (October 2006). "X-ray binaries". Nuclear Physics A . 777 : 601—622. arXiv : . Bibcode : . doi : .