Astronomiya

Bir rentgen ikili ömrü nə qədərdir?

Bir rentgen ikili ömrü nə qədərdir?

Bir rentgen binarının tipik ömrü nə olacaq? Arayış tapmaqda çətinlik çəkirəm.


Mövzu ilə bağlı bir mütəxəssis deyiləm, ancaq axtarışınızda hansı kütləvi rejimi axtardığınızı müəyyənləşdirməlisiniz (aşağı və ya yüksək kütləli rentgen ikili sənədlər). Qəbul müddəti vacib olmalıdır və kütlədən asılıdır. Kütləvi ulduzlar gəncdir (çox qısa ömürlüdür) < $10^7$ il. Bu istinad kifayət qədər köhnədir, lakin yəqin ki, bir az kömək edir:


Bir rentgen binarının ömrü olduqca genişdir və danışdığınız rentgen ikili növündən asılıdır. 3 əsas rentgen binar növü var:

  1. Aşağı kütləli rentgen binarları
  2. Orta Kütləvi X-ray Binaries
  3. Yüksək Kütləli X-ray Binaries

Akkreditasiya prosesi bu növlərin hər biri üçün kəskin dərəcədə fərqlidir, yəni rentgen ikilisinin geniş bir ömrü olmadığı deməkdir: bu, danışdığınız rentgen ikili növündən asılıdır.

İnanıram ki, Yüksək Kütləli X-ray Binaries ən uzun sürür, nisbi olaraq daha aşağı yığılma dərəcəsini verir, amma yenə də donor ulduzun yaşı kimi geniş parametrlərdən təsirlənir.

Nəticə etibarilə ömür müddəti X-ray ikili növündən, yığılma dərəcəsindən və digər parametrlərdən asılıdır.


MAXI J1348−630 Qara Delikli X-ray İkili (Astronomiya)

Astronomlar Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) istifadə edərək bu yaxınlarda kəşf edilmiş rentgen keçici MAXI J1348-630-un partlama təkamülünü və zamanlama xüsusiyyətlərini araşdırdılar. Spektral zamanlama nəticələrinə əsasən, MAXI J1348-630-un qara dəlikli rentgen ikili namizəd olduğu qənaətinə gəldilər.

X-ray ikili sənədlər (XRB) normal bir ulduzdan və ya yığcam bir neytron ulduzuna və ya qara dəliyə köçürən ağ cırtdandan ibarətdir. Bir çox qara dəlik XRB-ləri rentgen zolağındakı partlayışlarla xarakterizə olunan keçici hadisələr göstərir.

Bu partlayışlar zamanı astronomlar əsasən sərt və yumşaq spektral vəziyyətləri müşahidə edirlər. Sərt vəziyyətdə spektrdə güc qanunu şəklində bir davamlılıq, yumşaq vəziyyətdə isə spektrdə disk-qara cisim emissiyası üstünlük təşkil edir. Bununla birlikdə, bəzi qara dəlik XRB-lər də sərt güc qanunu davamlılığı və bir disk termal emissiya komponentinin ümumi spektrə təxminən eyni qatqı təmin etdiyi bir ara vəziyyət göstərir.

Bu yaxınlarda kəşf olunmuş rentgen keçici MAXI J1348−630-un NICER ilə müşahidə edildiyi kimi partlama təkamülünü və zamanlama xüsusiyyətlərini araşdırdılar və spektral təkamülü izləmək üçün geniş istifadə olunan əsas diaqramları və sürətli rentgen dəyişkənliyini öyrənmək üçün güc sıxlığı spektrlərini hazırladılar.

MAXI J1348−630-un əsas partlayış zamanı spektral təkamülünün əvvəllər digər qara dəlik keçiciləri üçün bildirildiyi ilə oxşar olduğunu tapdı. Mənbə sərt vəziyyətdən, sərt ara vəziyyətdən və yumşaq ara vəziyyətdən, yüksələn yüksəlişdəki yumşaq vəziyyətə keçdi. Ardından, partlayış çürüməsi vəziyyətinə qayıtdı. Sərtdən yumşaq vəziyyətə keçidin çox sürətli olduğunu qeyd etdilər.

Üst panel: NICER 0,5–12 keV (dolu dairələr) və MAXI 2–20 keV (qara açıq dairələr) enerji zolaqlarındakı MAXI J1348−630 işıq əyriləri. Alt panel: NICER sərtliyinin (6–12 keV / 2-3,5 keV) və MAXI sərtliyinin (4–10 keV / 2–4 keV) təkamülü. Kredit: Zhang et al., 2020.

Bundan əlavə, MAXI J1348−630'un iki yenidən alovlanmasını təsbit etdilər. Bunlar əsas partlayışın sonunda meydana gəldi və pik axınları sırasıyla əsas partlayış hadisəsindən bir və iki dərəcə zəiflədi. Nəticələr göstərir ki, qaynaq təkrar alovlanarkən sərt vəziyyətdə qalıb və heç vaxt yumşaq vəziyyətə keçməyib. Astronomlar bu cür davranışın sözdə & # 8220 uğursuz partlayışlara bənzədiyini, ümumiyyətlə zirvə nöqtəsində daha az parlaq, dövlət keçidlərinə dair heç bir sübut göstərməyən və bir çox qara dəlik keçidlərində müşahidə olunduğunu qeyd etdilər.

Tədqiqat, MAXI J1348−630 içərisində yarı dövri salınımları (QPO) tapdı. Əsas partlayışın müxtəlif mərhələlərində müxtəlif aşağı tezlikli QPO tiplərini aşkar etdilər.


İkili Ulduzlar

V İkitərəfli Kütləvi Transfer və Kütləvi Zərər

İkili sistemdəki komponentlər arasında kütləvi ötürülmə iki yolla, bir axın və ya külək meydana gəlməsi ilə baş verir. Yığma materialının açısal impulsundan asılı olaraq ya bir yığılma diskinə səbəb ola bilər. Ζ Aur sistemlərində və əksər WR ikili sistemlərində yığılma küləklidir. Bu, bəzi yüksək kütləli X-şüaları ikili sənədlərində (HMXRB), xüsusən də Cir X-1-də baş verir. Bunlarda yığılma radiusu küləyin cazibə tutma radiusu ilə dəyişir və aşağıdakı kimi dəyişir:

harada M artıran ulduzun və ν kütləsidirkülək qazancdakı külək sürətidir. Bir toplama oyanmasının meydana gəlməsi bir çox sistemdə, xüsusən də ζ Aur sistemlərində müşahidə edilmişdir. Oyanış şokla müşayiət olunur. Ulduzun özünə məxsus bir külək olması halında, birincil məğlub olan maddənin yığılması konusu boyunca sistemdən sürətlənəcək və aşağı kütlə tərkib hissəsinə az düşəcək. Bu cür külək-külək qarşılıqlı təsiri Wolf-Rayet sistemlərində, xüsusən də V444 Cyg-də müşahidə olunur və güclü rentgen emissiyasına cavabdehdir.

Kütlə itkisi nisbəti az olduqda və itirən ulduz kütləsi Roche səthi ilə təmasda olduqda bir axının əmələ gəlməsi təmin edilir. Bu vəziyyətdə L1 ikili hərəkətlərdəki nöqtə, kütləni dar bir konusun içərisinə ötürmək üçün hərəkət edir, bu da həm açısal impulsu həm də kütləni itirəndən qazana aparır.

Kütlə itirən ulduzun atmosferi, baxmayaraq ki, sonlu bir təzyiqə sahibdir L1 cazibə sürətlənməsinin aradan qalxdığı nöqtədə, kütlə itkisi ekvivalent potensialın yaratdığı boğazda səsdən sürətli bir daxili hala gəlir və ulduzlar arasında bir maddə axını meydana gəlir. Kütlə mərkəzinin güc mərkəzi ilə eyni olmaması (yəni L1) ikinci və ya kütlə qazanan ulduzun yaxınlığında olduqda axının artıq bir açısal impulsa sahib olması deməkdir. Beləliklə, yoldaşın ətrafında bir toplama diski meydana gətirir. Bununla birlikdə, ejeksiyon sürəti kifayət qədər böyükdürsə, yoldaşın ölçüsü ulduzların ayrılması ilə müqayisədə kifayət qədər böyükdürsə və kütlə nisbəti kifayət qədər kiçik olarsa, axın qazanın fotosferini təsir edəcəkdir. Sabit bir disk meydana gəlməsi əvəzinə təsirli bir şok meydana gətirdikdən sonra axın ulduz səthi tərəfindən tərpənir, nəticədə qazancın xarici təbəqələri yerli orbital sürətə qədər sürətlənir, buna da Keplerian sürət:

Bəzi kütlə (hissə yaxşı bilinmir) xarici Lagrangian nöqtəsindən də itiriləcək, L3, mərkəz xətti boyunca qazancdan uduzanın arxa tərəfində. Buna görə bütövlükdə sistemin kütləsi azalır. Bu o deməkdir ki, məsələ sistemdən açısal impulsu da götürə bilər. Sistemin azaldılmış kütləsi

harada M ümumi kütlədir, onda ikili bucaq impulsu

azaldılmış kütlədir. Sistemin açısal impulsunun dəyişməsi daha sonra bir dövr dəyişikliyi meydana gətirir

bir hissə üçün FJ sistemdən itən açısal impuls və bir miqdar amountM kütlə itirdi. Dövr təkamülünün həm itirilmiş açısal impuls miqdarına, həm də itirilən kütlənin hissəsinə çox həssas olduğuna diqqət yetirin. M1, ikili sistemdən itən.

Sistemdən açısal impuls itkisi müxtəlif modellərin hazırda bilinməyən fiziki xüsusiyyətlərindən biridir. Hal-hazırda ikili ikili kütlə ötürülməsinin uzunmüddətli davranışını öyrənənlərin üzləşdiyi ən kritik problemdir, çünki orbital təkamülün idarəedici amilidir. Akışın açısal impulsunun çox hissəsinin yığılma diskində və ya qazancın bükülmüş ulduz zərfində saxlanıldığı iki sinif modeli təklif edilmişdir. J tamamilə sistemdən həyata keçirilir. Maqnetik sahələr bucaq impulsunu nəql etmək üçün də fəaliyyət göstərə bilər və komponentlər arasındakı spin-orbit birləşmə dərəcəsi də ümumi sistem təkamülünə təsir göstərir. Nəticə olaraq, kütlə mübadiləsi və ya yarıkimiş sistemlərin detallı davranışlarının çoxu hələ tam olaraq başa düşülməmişdir.


Veritas Astronomlarının Həyat Boyu Bir dəfə Müşahidələri İkili Ulduz Sistemdən Yüksək Enerji Qam-Şüalarını Aşkar etdi

Astrophysical Journal Letters-də bildirilən yeni bir kəşf astronomik obyektin ən qeyri-adi həddindən artıq sinifinin adını iddia edə bilər: çox yüksək enerji (VHE) qamma-şüa yayan, neytron ulduz kütləli ulduz cütlükləri. Qalaktikamızdakı yüz milyard ulduzdan ondan azının qamma-şüa ikili sistemlərdə olduğu bilinir, bu kəşf müəyyən edilmiş bir neytron ulduzu ilə yalnız ikinci. Gamma-şüa emissiyası 2067-ci ilə qədər təkrarlanmayacaq bir hadisə zamanı kəşf edildi.

Neytron ulduzu bir növ supernovanın sıx qalıqlarıdır, həyatına təxminən səkkiz günəş kütləsindən daha kütləvi başlayan bir ulduzun partlayıcı ölümüdür. Günəş qədər maddi ehtiva edən, ancaq bir şəhərin yalnız diametrində olan bir cisimdə olan neytron ulduzları o qədər sıxdır ki, maddələrinin çoxu atom nüvələrində tapılan doldurulmamış atom hissəcikləri olan neytron şəklindədir. Neytron ulduzları sürətlə fırlanır və güclü maqnit sahələri, sürətli küləklər və ulduz fırlandıqca göydən bir mayak kimi süzülən dar şüalar yaradır. Yer kürəsi keçərkən bu şüalardan birinin yolunda uzanırsa, astronomlar radiasiyanı radio və digər dalğa boylarında nizamlı impulslar kimi aşkar edə bilərlər. Saniyədə mindən çox dəfə saniyədə bir dəfəyə qədər müxtəlif dərəcələrdə döyünən bu "pulsarlar" dan bir neçəsi məlumdur.

Kütləvi ulduzların ikili cüt halında meydana gəlməsi çox yaygındır və buna görə də bəzi pulsarların ortağının partlayıcı ölümündən xilas olan bir orbitə yoldaşının olması təəccüblü deyil. Həm pulsarın, həm də yoldaşının ətraflarında material diskləri olması ehtimalı böyükdür. Sürətlə fırlanan pulsar və onun rüzgarı bəzi hallarda, orbital rəqslərində iki periyodik yaxınlaşdıqca yoldaş ulduzun diskinə və küləyinə çırpıla bilər. Enerji toqquşması, hissəcikləri işıq sürətinə qədər sürətləndirərək yüklənmiş hissəcikləri çox yüksək enerji (VHE) qamma şüası çıxarmaq üçün kifayət qədər yüksək enerjiyə sürətləndirən güclü zərbələr yarada bilər. İşıq bu cür enerjili hissəcikləri dağıtdıqda, o da enerji alır və hər biri optik işıq fotonundan milyard qat daha çox enerji yığa bilən VHE qamma şüaları fotonlarına çevrilir. Radio impulslarının dəqiq vaxtı astronomlara ulduzların və onların orbitinin bəzi parametrlərini çıxarmaq üçün radio siqnallarından istifadə etməyə imkan verir. Pulsarlar çox olsa da, bu günə qədər izahın əksəriyyəti fərziyyə idi, yalnız bilinən bir ikili pulsar sisteminin VHE qamma-şüa emissiyasını nümayiş etdirməsi.

Beynəlxalq astronomlar qrupu 2016-cı ildə ikinci, mümkün bir VHE qamma-şüa pulsar sistemini intensiv şəkildə izləməyə başladı. Təxminən beş min işıq ili uzaqlıqda, Cygnus bürcü istiqamətində böyük bir ulduz körpələr evində olan pulsarın kütləvi olduğu təsbit edildi. həddindən artıq eliptik bir orbitdə hər 50 ildən bir dövr edən ulduz yoldaşı. Ən yaxın yaxınlaşdıqda, ikisinin bir-birinin yalnız bir astronomik vahidinə daxil olması gözlənilirdi (bir AU, Yerin günəşdən orta məsafəsidir) və alimlər bunun 13 Noyabr 2017-də olacağını hesabladılar - tam olaraq Bir il əvvəl.

CfA astronomları Wystan Benbow, Gareth Hughes və Michael Daniel VERITAS əməliyyatlarına rəhbərlik edir və VERITAS əməkdaşlığının proqramdakı iştirakını bu qəribə obyektin gözlənilən ən yaxın yanaşmadan əvvəl, sonra və sonrakı davranışını izləməyə imkan verir. VERITAS, Arizona, Tucson yaxınlığında SAO-nun Fred Lawrence Whipple Rəsədxanasında yerləşən dörd 12 metr diametrli optik teleskoplardan ibarətdir. VERITAS, qamma şüalarının Yer atmosferində udulduğu zaman yaranan mavi “Çerenkov” işığının son dərəcə qısa parıltısı ilə qamma şüalarını aşkar edir. VERITAS Əməkdaşlıq ABŞ, Kanada, Almaniya və İrlandiyadakı 20 qurumdan təxminən 80 elm adamından ibarətdir. VERITAS alimlərinə İspaniyanın La Palma adasındakı El Roque de Los Muchachos’da yerləşən iki 17 metrlik MAGIC Cherenkov teleskoplarından istifadə edən bir qrup qatıldı.

İkili sistem daha geniş, diffuz VHE qamma-şüa bölgəsinə yerləşdirildiyi üçün beynəlxalq astronomlar qrupu həyəcanla VHE qamma-şüaları emissiyasının pulsarın yaxınlığında parlaq olub olmadığını görmək üçün hadisəni gözləyirdi. Canarias İnstitutunun (IAC) MAGIC tədqiqatçısı və tədqiqatın müvafiq müəlliflərindən biri olan Alicia López Oramasın dediyinə görə, "belə bir bənzərsiz sistemin bu yanaşma zamanı çox yüksək enerjili qamma şüaları yayması gözlənilirdi. və bu fürsəti qaçırmaq mümkün olmadı. " Hər ikisi Delaver Universitetinin Fizika və Astronomiya Bölməsindən olan lisenziya tələbəsi Tyler Williamson və onun məsləhətçisi professor Jamie Holder, VERITAS kampaniyasında Kaliforniya Universitetinin Los-Anceles Universitetində post-doktorant tədqiqatçısı Ralph Bird ilə birlikdə aparıcı rollar oynadılar.

İlkin müşahidələr, 2016-cı ildə, əvvəlki nəticələrə uyğun zəif qamma-şüa emissiyası aşkar etdi. "Bu aşağı səviyyəli, sabit bir emissiya, çox güman ki, pulsar tərəfindən davamlı olaraq işləyən bir dumanlıqdan qaynaqlanır" deyə Dr. Bird izah edir. 2017-ci ilin sentyabrından başlayaraq nəticələr daha həyəcan verici oldu. "Sentyabr ayında müşahidə etdiyimiz qamma-şüa axını əvvəlki dəyərdən iki dəfə çox idi" deyir Williamson. Ancaq atəşfəşanlıq yeni başlayırdı. "Ulduzla pulsar arasındakı ən yaxın yanaşma zamanı, 2017-ci ilin noyabr ayında axın yalnız bir gecədə 10 dəfə artdı."

Yalnız qamma şüalarının gücünü deyil, tədricən dəyişkənliyini və sonra qəfildən alovlanmasını da izah etməyə çalışan qrup, son nəzəri modeli öz müşahidələri ilə uyğunlaşdırmağa çalışdı. Modeldə pulsarlar, ikili disk və külək mühiti, cismin ətrafındakı ionlaşmış dumanlıq təbiəti, emissiya spektri barədə son fikirlər yer alır və ikili orbital parametrləri dəqiqləşdirməyə çalışır. Uğursuz oldu və buna görə də elm adamları qarşılaşma həndəsəsi haqqında daha yaxşı məlumat daxil olmaqla müşahidələrə uyğunlaşmaq üçün modellərdə əhəmiyyətli bir düzəlişə ehtiyac olduğu qənaətinə gəldilər. Pulsarlar ətrafındakı disklərin və küləklərin quruluşu haqqında məlumat maqnit sahəsinin gücü və ətraf mühitin tarixi kimi bir çox fərqli, lakin əsas parametrlərdən asılı olduğundan bu obyekt, müvəffəqiyyətlə modelləşdirilə bilərsə, kompaktlığın doğuşu və təkamülü ilə əlaqədar potensial bir Rosetta Stone olmağı təklif edir. obyektlər və s., supernovalarda istehsal olunan bütün kompakt obyektləri, yoldaşsız pulsarları və hətta bir çox qara dəlik ikili sistemlərini əhatə edir. Önümüzdəki illərdə elm adamları bu qeyri-adi və həddindən artıq kosmik simvolların ekzotik davranışlarını izləmək üçün bu və digər pulsarları izləməyə davam etməyi planlaşdırırlar. CfA-dan Wystan Benbow, "VERITAS kimi bənzərsiz, qabaqcıl obyektlərin istismarına davamlı investisiya qoyuluşunun kritik olduğunu və transformasiya edən elm əldə etmək üçün daha çox imkanlar təmin edəcəyini" söylədi.

Mərkəzi Cambridgedə, Mass., Harvard-Smithsonian Astrophysics Center (CfA), Smithsonian Astrofizika Rəsədxanası ilə Harvard College Rəsədxanası arasındakı əməkdaşlıqdır. Altı tədqiqat bölməsinə ayrılan CfA alimləri, kainatın mənşəyini, təkamülünü və son taleyini araşdırırlar.


Be / X-ray Binaries ətrafındakı Geri Disklər

Şəkil 1: Be / X-ray ikili cüt disklər. Ön planda, ekvatorial & # 8216 dekret & # 8217 diskinə maddəni atan Be ulduzu var. Daha uzaqda, bu materialın bir hissəsi bir toplama diski meydana gətirərək neytron ulduz yoldaşına doğru çəkilir. Kredit: Gabriel Pérez & # 8211 SMM (IAC).

Be / X-ray Binaries nədir?

Ulduzlar insanlar kimidir və şirkətdə tək davranışlarından çox fərqli davranırlar. Qarşılıqlı əlaqəli ikili sistemlər, iki ulduzun bir-birinə yaxınlaşdığı sistemlərdir, beləliklə onların təkamülləri bir-birinə bağlıdır. Bunlar bir çox astronomik hadisənin sahibidirlər: tip Ia supernova, milisaniyəli pulsarlar, kataklizmik dəyişənlər, ümumi zərflər və əlaqə ikili sənədləri yalnız qarşılıqlı əlaqəli ikili sistemlərdə mümkündür.

Bu sistemlər arasında rentgen binarları da var. Bunlar, materialların daha az kütləvi ulduzdan (& # 8216donor & # 8217) daha kütləvi ulduza (& # 8216accretor & # 8217) axdığı ikili sistemlərdir. X-ray ikili vəziyyətində maddənin düşdüyü ulduz neytron ulduzu və ya qara dəlikdir. Şəfa verən maddə bir yığma diski meydana gətirərək, akkretora doğru dönər. Diskdəki sürtünmə bu tip sistemin adını verən parlaq rentgen şüaları çıxarmaq üçün kifayət qədər isti olana qədər qızdırır. Bənzər yığılma diskləri astronomiya boyunca & # 8212; kataklizmik dəyişənlərdə, aktiv qalaktik nüvələrdə və protoplanetar sistemlərdə görülür, bir neçə növün adını çəkmək üçün & # 8212; lakin modelləşdirmək olduqca çətindir, bu səbəbdən fərqli tədqiq etmək üçün böyük maraq var & # 8217 çeşidləri.

Standart rentgen ikili modeldə, maddi akkretorun çəkisi ilə donor ulduzunun atmosferindən çəkilir. Bu gün & # 8217s kağızı, donor ulduzunun Be tipli bir ulduz olduğu və köçürülən materialın ulduzlu bir külək olduğu xüsusi bir hal olan Be / X-ray ikili sənədlər haqqında. Bir Be ulduzu o qədər sürətli fırlanan bir ulduzdur ki, öz maddələrinin bir hissəsini kosmosa atır. Bir Be ulduzunu bir neytron ulduzunun ətrafındakı orbitə qoyun və xaric olunan maddənin bir hissəsi neytron ulduzuna doğru düşəcək və səssizləşəcək, agreva sahibsiniz. Bu sistemlərin orbitləri tez-tez eliptikdir, yəni orbitindəki bəzi nöqtələrdə ulduzlar bir-birinə yaxındır (daha yüksək yığılma dərəcəsi və əlavə bir rentgen emissiyası ilə nəticələnir), digərlərində isə bir-birlərindən daha da uzaqlaşırlar (daldırma səbəb olur) rentgen emissiyasında).

Akkretator maqnit sahəsi olan bir neytron ulduzudursa, neytron ulduzunun fırlanmasından yaranan sistemin parlaqlığında nəbzləri də görürük. Deməli, neytron ulduzunun öz oxunda nə qədər sürətlə fırlandığını ölçə bilərik & # 8216 spin period & # 8217. Pulsarlar sürətlə fırlanır: günümüzdəki kağızdakı ən sürətli ulduzlar baltalarında bir neçə saniyədə bir dəfə, ən yavaş, 30 dəqiqədə bir fırlanır.

Yavaş və ya sürət?

Şəkil 2: Həm dönən, həm də dönən neytron ulduzları spinlərindəki dəyişmə sürəti ilə nə qədər sürətli fırlandıqları arasında eyni asılılığı göstərir & # 8212 yeganə fərq ondadır ki, bəziləri bu miqdarda sürətlənir, bəziləri isə yavaşlayır. eyni miqdarda. Bu, bugünkü & # 8217s sənədindən Şəkil 2-dir.

Bu günün müəllifi & # 8217s; 1997 və 2014 arasında dönmə dövrləri davamlı olaraq ölçülən Kiçik Magellan Buludundakı Be / X-ray ikili sənədlərinin kataloqu ilə nəticələrini müqayisə etdi. O dövrdə 53 ikili neytron ulduzunun dönməsi nəzərəçarpacaq dərəcədə dəyişdi və dövrdə ya artdı ya da azaldı.

Spini sürətlənən neytron ulduzları üçün ümumi qəbul edilmiş bir açıqlama var. Çiçəklənən maddə neytron ulduzuna düşdükdə, açıldığı istənilən impulsu ulduza ötürür və fırladır. Bununla birlikdə, müəlliflərin tədqiq etdikləri nümunədə, neytron ulduzlarının təxminən yarısının fırlanmasının yavaşladığını gördükləri üçün təəccübləndilər. Təəccüb, bu ulduzların bucaq impulsunu yığılma prosesi qədər təsirli bir şəkildə dəyişdirə biləcək hər hansı bir mexanizmi bilməməyimizdən qaynaqlanır.

Daha çox araşdırmaq üçün müəlliflər spin-up və spin-down dərəcələrini neytron ulduzlarının spin dövrünün funksiyası kimi müqayisə etdilər. Nəticələrini şəkli olan Şəkil 2-də görə bilərsiniz böyüklük spin dövrünə qarşı yuxarı / aşağı spin. Hər iki qrupun tam eyni qanunauyğun şəkildə göründüyünü, ancaq əks istiqamətlərdə olduğunu gördük. Uzun bir spin dövrü olan bir neytron ulduzu ola bilər ya da kəskin sürət və ya yavaşlama, halbuki qısa bir fırlanma dövrü olan bir neytron ulduzu çox daha tədricən bir sürətlənməyə və ya yavaşlamağa sahibdir. Eyni düz xətti Şəkil 2-dəki hər iki populyasiyadan keçirə bilərsiniz.

Hər iki sistem qrupunda eyni qanunauyğunluq, iki populyasiyanın əlaqəli olmasını və təkamüllərini idarə edən proseslərin oxşar olmasını nəzərdə tutur. Bu, bəzi sistemlərdə spin-up-ı hərəkətə gətirən yığılma digər sistemlərdə də aşağıya doğru hərəkət etməlidir. Bunun işləyə biləcəyi yeganə yol, bu əyri aşağı sistemlərdə geriyə dönən yığılma diskləri və neytron ulduzunun spininə əks istiqamətdə dönən yığılma diskləri olmasıdır. Bunun termini & # 8216retrograde & # 8217.

Bu cür geriyə dönən yığılma diskləri əvvəllər bir neçə fərdi sistem üçün təklif edilmişdi, lakin heç vaxt Be / X-ray ikili faylları üçün. Doğrudursa, bu sistemlərin necə formalaşdığı və inkişaf etdiyi modellər üçün çox maraqlı ola bilər, xüsusən də müəlliflərin məqalələrinin sonunda təklif etdikləri kimi & # 8212; yığılma diskləri dönmə arasında və əksinə çevrilə bilər. neytron ulduzu. Bu gün & # 8217s kağız yalnız sonrakı harada görmək üçün maraqlı olacaq fikir təqdim qısa bir məktub idi!


Bir rentgen ikili ömrü nə qədərdir? - Astronomiya

Yoldaş ulduzun Günəşə bənzər və ya daha kiçik bir kütləyə sahib olduğu və A və ya daha sonrakı spektral tipə sahib olduğu bir X-ray ikili sistem, aşağı kütləli bir X-ray ikili (LMXB) olaraq bilinir.

Yoldaş ilə neytron ulduzu və ya qara dəlik arasında kütləvi ötürülmə Roche-lob daşması ilə baş verir, material əvvəlcə bucaq impulsunun qorunması yolu ilə kompakt obyektin ətrafındakı toplama diskinə çəkilir. Yavaş yavaş neytron ulduzunun və ya qara dəliyin nəhəng cazibə quyusunun içərisinə fırlandıqda, material milyonlarla Kelvinə qədər qızdırılır və sistem rentgen şüalarında parlaq şəkildə parlayır.

Kiçik kütləli bir rentgen ikili yoldaş ulduzu nisbətən zəif gec tipli bir ulduz olduğundan, bu sistemlər şüalanma vizual dalğa boyları spektrinin 1% -dən azına sahib olan optik cəhətdən zəif olurlar. Radiasiyanın əksəriyyəti rentgen şüaları ilə yayılır və onları göydəki ən parlaq rentgen mənbələrindən biridir.

LMXB-lər adətən Samanyolu'nun qabarıqlığında və diskində olur və müşahidələr Galaxy-də 1200 ilə 2400 arasında qara dəlik LMXB lər arasında ola biləcəyini göstərir.

Swinburne Universitetində Astronomiya Onlayn öyrən
Bütün materiallar göstərildiyi yerlər xaricində © Swinburne Texnologiya Universitetidir.


Bir rentgen ikili ömrü nə qədərdir? - Astronomiya

UW CMa, bir stron küləyi və daha az işığı olan O tipli bir yoldaşı olan bir O7f birincilindən ibarət olan yaxın, tutulan bir ikili. UW CMa-nın dəyişkən rentgen mənbəyi olduğu, rentgen dəyişikliyinin optik işıq əyrisi ilə mərhələdə olduğu aşkar edildi. İkili sistemin hər iki komponenti O ulduzları olduğundan, kompakt bir cisim tərəfindən yığılma rentgen şüaları yaratmaq üçün bir mexanizm olaraq istisna olunur. UW CMa, rentgen şüalarının bir ulduzdan digər ulduzun səthi və ya küləyi ilə toqquşması nəticəsində yaranan yeni bir rentgen ikili sinifini təmsil edir. Küləyin bir ulduza təsirinin ulduz səthindən təxminən 0,25 ulduz radiusunda bir şok dalğası meydana gətirdiyi və şok cəbhəsinin arxasında 10 milyon dərəcə qızdırılan materialın rentgen şüalarının dəyişkənliyini yaydığı fərziyyə olunur. tutulmalara məruz qaldığı iki ulduz arasında yerləşməsi səbəbindən. Yüksək temperatur bölgəsi IUE ilə təsbit edildiyi kimi küləkdə bir ionlaşma boşluğunu saxlayır. İonlaşma boşluğu iki ulduz arasındakı küləkdə uducu ionların tükənməsinin mənbəyidir.


X-şüaları kainatın şiddətli tərəfini ortaya qoyur

Astronomlar, kainat hekayəsini bir araya gətirmək üçün elektromaqnit spektrinin hər tərəfindəki işığı araşdırırlar. X-ray astronomiyası yüksək enerjiyə, qısa dalğa boyu işığına baxır və gözlərimizin ala biləcəyi ən qısa dalğa uzunluğundan 40 dəfədən kiçikdir. Milyonlarca dərəcəyə qədər qızdırılan qazın yaydığı bu işıq, qara dəliklər, neytron ulduzları və toqquşan qalaktikalar kimi həddindən artıq mühitlərə bir nəzər salır.

Kainat boyunca milyon dərəcə qaza rast gəlinir. X-ray ikili sistemlərdə bir neytron ulduzu və ya qara dəlik vəfat etmiş böyük bir ulduzun çox sıx qalıcı & # 8211; başqa bir ulduzun ətrafında dövr edir və yoldaşından qaz oğurlayır. Oğurlanan qaz, ulduz qalığının ətrafında fırlanan bir diskə ilişir. Neytron ulduzunun və ya qara dəliyin güclü cazibəsi spiral qazı yüksək sürətlərə qədər sürətləndirir, diskdəki materialı həddindən artıq temperaturlara qədər qızdırır və rentgen işığında parlamasına səbəb olur.

Ulduzlararası qaz istənilən vaxt sürətlə sıxıldıqda, rentgen şüaları yayacaq qədər qızdırıla bilər. Bir supernovadan gələn şok cəbhəsi kosmosda dalğalanan bir rentgen emissiyası dalğası göndərə bilər. X-şüaları eyni zamanda qalaktik qruplara nüfuz edir və kainatdakı ən böyük quruluşlardır. Qalaktik bir çoxluqda, qarşılıqlı cazibə cazibəsi ilə birlikdə çəkilən minlərlə qalaktika bir-birinin ətrafında rəqs edir. Üzv qalaktikalar arasında toqquşmalar olduqca yaygındır. Bu titanik toqquşmalarda sərbəst buraxılan enerji, qrupa nüfuz edən qarışıq qazı istiləşdirmək üçün kifayətdir. X-ray teleskopları ilə müşahidə edildikdə, diffuz bir rentgen parıltısına bürünmüş qalaktik qruplar görünür. X-ray emissiyasını öyrənmək astronomlara qalaktikaların təkamülü və çoxluğu bir-birinə bağlayan tutulmayan "qaranlıq maddənin" təbiəti haqqında çox şey deyə bilər.

Chandra X-ray Teleskopu, 2.4 milyard işıq ili uzaq qalaktika dəstəsi, Abell 520-nin özəyində bu isti qazın (yaşıl) görüntüsünü çəkdi. Milyon dərəcə qaz, qrup içərisində son zamanlarda baş verən böyük bir toqquşmanın sübutudur. Kredit: NASA, ESA, CFHT, CXO, M.J. Jee (California Universiteti, Davis) və A. Mahdavi (San Francisco State University)

Kosmik x-şüalarının problemi heç vaxt Yer üzünə çıxmamasıdır. Planetimizin atmosferi gələn x-şüaları mənimsəməkdə çox təsirli olur. Bu, yüksək enerjili işığa davamlı məruz qalmağın ölümcül olduğu üçün bizim üçün yaxşı xəbərdir. Ancaq bu o deməkdir ki, rentgen kainatını öyrənmək istəyirsənsə, atmosferdən yuxarı qalxmalısan.

Yerdən kənar rentgen şüalarının mənbələrini aşkarlamaq üçün ilk cəhd, 1949-cu ildə New Mexico səhralarında raket atılması ilə baş verdi. Raketdəki detektorlar günəşdən gələn rentgen şüalarını götürdülər. İndi günəşin özü əslində çox zəif bir rentgen yayıcısıdır. Yalnızca & 6000 dərəcə Selsiylə nisbətən sərin bir temperaturda, enerjisinin böyük hissəsi görünən işıq olaraq çıxır. Raketin aşkar etdiyi günəşi əhatə edən milyon dərəcə plazma köpüyü idi: tac. Günəşin ətrafındakı qazın günəşin özündən daha isti olmasının səbəbi astrofizikada uzun müddətdir davam edən bir sualdır. Maqnetik sahələrin yaratdığı elektrik cərəyanları kimi bir çox fikir var, lakin heç biri tamamilə qənaətbəxş deyil.

X-ray teleskopu ilə günəşin necə göründüyü. Yohkoh peyki ilə çəkilən şəkildəki tac: günəşi əhatə edən parlayan milyon dərəcə plazma. Kredit: Yohkoh (Wikipedia vasitəsilə)

1960-cı illərin əvvəllərində atılan daha çox raket Günəş sisteminin xaricindən gələn rentgen şüalarına təsirləndi. 1962-ci ildə bir təcrübə Əqrəb bürcündə bir yerdən gələn rentgen şüalarını qeyd etdi. Scorpius X-1 adlandırılan mənbənin, başqa bir ulduzun ətrafında 9000 işıq ili uzaqlıqda olan bir neytron ulduzu olduğu ortaya çıxdı. Neytron ulduzuna düşən çox qızdırılan qaz, yalnız rentgen şüalarında günəşin yaydığı işığın bütün dalğa boylarından 60.000 qat daha çox enerji buraxırdı!

1964-cü ildə səslənən raketlər Cygnus the Swan bürcündə başqa bir çox qeyri-adi bir rentgen obyekti tapdı. Cygnus X-1 sadəcə bir x-ray ikili deyil, qara cığırın ilk təsdiq edilmiş müşahidəsi və cazibə qüvvəsi artıq işıq çıxara bilməyəcəyi qədər güclü olan bir supermassive ulduzun qalıq nüvəsi idi. Dünyadan 6100 işıq ili məsafədə olan Cygnus X-1, mavi fövqəlgücün qara dəlik yoldaşıdır. Mavi ulduzun kosmosda nə qədər sürətlə çırpıldığını ölçərək, astronomlar qara dəliyin 15 günəş kütləsi içində olduğunu anlamağa müvəffəq oldular! Qara dəliklər özlərinə məxsus bir işıq yaymadığından, astronomların bu çox qəribə və zəif başa düşülmüş canlıları tapmaq və araşdırmağın yeganə yollarından biridir.

Cygnus X-1-in sənətçisi & # 8217; nin təqdimatı: qara bir dəlik, orbitdə olan mavi fövqəladə bir ulduzdan qaz qazır. Qaz qara dəliyə düşdükdə, rentgen şüaları yayaraq bir milyon dərəcədən çox qızdırılır. Hər ikisi də Cygnus bürcündə 6100 işıq ili uzaqlıqdadır. Kredit: NASA / ESA

Səslənən raketlərlə bağlı problem atmosferin üstündə cəmi bir neçə dəqiqə qalmasıdır. Bu, astronomları yalnız rentgen səmasına tez baxmağı məhdudlaşdırır. X-ray teleskoplarının 1970-ci illərin sonunda Yerin ətrafında fırlanan peyklərə gətirilməsi bütün bunları dəyişdirdi. Aradan keçən onilliklər ərzində tədqiqatçılar rentgen işığının dəqiq nöqtələri ilə dolu bir səmanı aşkar etdilər: neytron ulduzlarının yerləri və qara dəliklər. Evə daha yaxın olan peyklər, səmanın hər tərəfindən yayılan bir rentgen parıltısını aşkar etdilər. Gördükləri şey, günəş sisteminin yerləşdiyi qaranlıq bir qaz balonunun içərisidir və 300 işıq ili boyunca & # 8211. “Yerli Bubble” adlandırılan bu, çox güman ki, bölgəni təxminən 20 milyon il əvvəl silkələyən bir supernova partlayışının ən qədim göstəricisidir. Daha primitiv bir Yer kürəsindəki əcdadlarımıza necə bənzəyirdi?

Supernova qalıqları, RCW 86-dan ibarət bir kompozisiya. X-şüaları mavi və yaşıl, infraqırmızı işıq sarı və qırmızı ilə göstərilir. Görüntüdə Çin astronomlarının MÖ 185-də gördükləri bir supernovanın qalıqları göstərilir. Sirkin bürcündə 8000 işıq ili uzaqlıqdakı partlayış, bir yoldaş ulduzun üzərinə çox maddə tökdükdən sonra partladığı ağ cırtdanın nəticəsidir. X-ray köpüyü indi 85 işıq ili diametrindədir. X-ray krediti: NASA / CXC / SAO & amp ESA İnfraqırmızı kredit: NASA / JPL-Caltech / B. Williams (NCSU)

X-ray teleskopları gizli və çox enerjili bir kainatı ortaya qoyur. Milyonlarca dərəcəyə qədər qızdırılan ulduzlararası və qalaktikalararası qaz axınlarını izləyirlər. Neytron ulduzları və qara dəliklər, supernova şok dalğaları və toqquşan qalaktikalar sayəsində dünyadakı x-ray mənbələrinin nisbətən yeni kəşfi astronomların kosmosumuzdakı bəzi ekstremal mühitləri araşdırmasına imkan verir.


Yarasa Astronomiyası: Neytron Ulduzunun ekolokasiyası

Chandra neytron ulduzu Circinus X-1-ə qədər məsafəni ölçmək üçün istifadə olunan işıq əks-sədasının rentgen görüntüsü. Dörd üzük bu günə qədər müşahidə olunan ən parlaq və ən böyük rentgen işığı əks-sədasıdır.

Astronomiyada ekolokasiya: UW astronomlarının Circinus X-1-ə qədər məsafəni ölçmək üçün istifadə etdikləri yüngül echo həndəsəsi. İşıq ulduzlar arası toz buludlarından sıçrayır və vaxt gecikməsi ilə gəlir. Buludlara olan məsafədən, üzüklərin ölçüsündən və vaxt gecikməsindən neytron ulduzuna qədər olan məsafəni hesablamaq olar.

Təbiətdəki ekolokasiya: Yarasalar və delfinlər səs istifadə edərək cisimlərin yerini belə tapırlar: Səs yankısının vaxt gecikməsini və əks-sədanın gəldiyi istiqaməti ölçürlər, bu da X-1 məlumatlarının Circinus X-1-i tapmaq üçün istifadə edildiklərinə bənzəyir. .

In late 2013, when the neutron star at the heart of one of our galaxy&rsquos oddest supernovae gave off a massive burst of X-rays, the resulting echoes &mdash created when the X-rays bounced off clouds of dust in interstellar space &mdash yielded a surprising new measuring stick for astronomers.

Circinus X-1 is a freak of the Milky Way. Located in the plane of the galaxy, Circinus X-1 is the glowing husk of a binary star system that exploded a mere 2,500 years ago. The system consists of a nebula and a neutron star, the incredibly dense collapsed core of the exploded star, still in the orbital embrace of its companion star.

The system is called an X-ray binary because it emits X-rays as material from the companion star spirals onto the much denser neutron star and is heated to very high temperatures.

&ldquoIn late 2013, the neutron star underwent an enormous outburst for about two months, during which it became one of the brightest sources in the X-ray sky,&rdquo explains University of Wisconsin-Madison astronomy Professor Sebastian Heinz. &ldquoThen it turned dark again.&rdquo

The flicker of X-rays from the odd binary system was monitored by a detector aboard the International Space Station. Heinz and his colleagues quickly mounted a series of follow-up observations with the space-based Chandra and XMM-Newton telescopes to discover four bright rings of X-rays, like ripples in a cosmic pond, all around the neutron star at the heart of Circinus X-1.

The rings are light echoes from Circinus X-1&rsquos X-ray burst. Each of the four rings, says Heinz, indicates a dense cloud of dust between us and the supernova remnant. When X-rays encounter grains of dust in interstellar space they can be deflected, and if the dust clouds are dense they can scatter a noticeable fraction of the X-rays away from their original trajectory, putting them on a triangular path.

That phenomenon, Heinz and his colleagues recognized, could give astronomers an opportunity to use the geometry of the rings and a time delay between deflected and undeflected X-rays to calculate the distance to Circinus X-1, a measurement previously unobtainable because the supernova is hidden in the dust that permeates the plane of our galaxy.

&ldquoWe can use the geometry of the rings and the time delay to do X-ray tomography,&rdquo Heinz explains. &ldquoBecause the X-rays have traveled on a triangular path rather than a straight path, they take longer to get to us than the ones that were not scattered.&rdquo

Combining those measurements with observations of the dust clouds by Australia&rsquos Mopra radio telescope, Heinz and his colleagues were able to determine which dust clouds were responsible for each of the four light echoes.

&ldquoUsing this identification, we can determine the distance to the source accurately for the first time,&rdquo according to the UW-Madison astronomer. &ldquoDistance measurements in astronomy are difficult, especially to sources like Circinus X-1, which are hidden in the plane of the galaxy behind a thick layer of dust &mdash which makes it basically impossible to observe them with optical telescopes.

&ldquoIn this case, we used the dust that otherwise gets in the way to pioneer a new method of estimating distances to X-ray sources,&rdquo Heinz says.

Now astronomers know that Circinus X-1, one of the Milky Way&rsquos most bizarre objects, is 30,700 light-years from Earth.


X-ray source

Redaktorlarımız təqdim etdiyinizi nəzərdən keçirəcək və məqaləyə yenidən baxılıb-baxılmayacağını müəyyənləşdirəcəkdir.

X-ray source, in astronomy, any of a class of cosmic objects that emit radiation at X-ray wavelength. Because the Earth’s atmosphere absorbs X rays very efficiently, X-ray telescopes and detectors must be carried high above it by spacecraft to observe objects that produce such electromagnetic radiation.

A brief treatment of astronomical X-ray sources follows. For full treatment, görmək Cosmos.

Advances in instrumentation and improved observational techniques have led to the discovery of an increasing number of X-ray sources. By the late 20th century, thousands of these objects had been detected throughout the universe.

The Sun was the first celestial object determined to give off X rays rocket-borne radiation counters measured X-ray emissions from its corona (outer atmosphere) in 1949. The Sun, however, is an intrinsically weak X-ray source, and it is prominent only because it is so close to the Earth. The unambiguous detection of X rays from other more distant ordinary stars was achieved 30 years later by the orbiting HEAO 2 satellite known as the Einstein Observatory. It detected more than 150 ordinary stars by the X-radiation from their coronas. The stars observed cover almost the entire range of star-types—main sequence, red giants, and white dwarfs. Most stars emit only an extremely small fraction of their energy in the form of X rays. Young, massive stars are the most powerful X-ray emitters. They usually occur in nebulas, and their hot coronal gases can expand to make a nebula itself a detectable X-ray source.

A more powerful type of X-ray source is a supernova remnant, the gaseous shell ejected during the violent explosion of a dying star. The first to be observed was the Crab Nebula, the remnant of a supernova explosion whose radiation reached the Earth in ad 1054. It is, however, a very atypical remnant because its X rays are synchrotron radiation produced by high-speed electrons from a central pulsar. The X-radiation from most other supernova remnants emanates instead from hot gas. The gases ejected by a supernova explosion are relatively cool, but as they sweep outward at a speed of several thousand kilometres per second they accumulate interstellar gas. The strong shock wave heats this gas to a temperature high enough for X-ray emission—namely, about 10,000,000 K.

The most powerful X-ray sources in the Milky Way Galaxy are certain binary stars. These so-called X-ray binaries have an X-ray output 1,000 times as great as the Sun’s output at all wavelengths. X-ray binaries account for most of the sources discovered during the initial years of X-ray astronomy, including Scorpius X-1. A typical X-ray binary source consists of a close double star system in which one member is a very compact object. This object may be a neutron star that contains approximately the mass of two Suns condensed into a sphere only about 20 km (12 mi) across, or alternatively an even more compact black hole, a collapsed star whose gravity is so strong that not even light can escape from it. As gas from the companion star falls toward the compact star, the latter swirls round into an accretion disk. Viscous processes in the disk convert the orbital energy of the gas into heat, and when sufficiently high temperatures are attained large amounts of X rays are emitted.

There are several types of X-ray binaries. In an X-ray pulsar, the gas is channeled to the poles of a neutron star and the radiation is given off as pulses in very regular periods. In objects known as bursters, a neutron star’s magnetic field suspends the gas until the accumulated weight crushes the field temporarily and the falling gas emits a sudden burst of X rays. A transient occurs in stellar pairs in which the orbit is elongated and gas is only transferred occasionally (i.e., when the component stars are closest together). Astronomers generally classify the compact object in an X-ray binary as a neutron star unless its calculated mass exceeds three solar masses. In such cases, they identify the object as a black hole. Two very strong black hole candidates are Cygnus X-1 (nine solar masses) and LMC X-3 (seven solar masses).

Nearby galaxies (e.g., the Andromeda Galaxy) are detected by the emission from constituent X-ray binaries. They are relatively weak sources compared to active galaxies, which fall into various categories such as radio galaxies, Seyfert galaxies, and quasars. These galactic types are all characterized by violent activity at their cores, usually explained as arising from an accretion disk of hot gases that surrounds a central black hole having a mass of about 1,000,000,000 Suns. The X-ray energy of these galaxies is highly variable. The quasar OX 169, for example, has been observed to vary substantially in X-ray output in less than two hours, implying that the region producing this radiation is less than two “light-hours” across (i.e., smaller than the solar system).

Other powerful extragalactic X-ray sources are galaxy clusters. The X rays from a cluster do not come from its member galaxies but rather from a pool of hot gas between them, which is kept within the cluster by the galaxies’ combined gravitational pull. The gas is typically at a temperature of 100,000,000 K, and it may have originated as hot gas ejected by numerous supernovas.

Finally, there is a diffuse background of X-radiation emanating from great distances and from all directions. Although it was discovered in 1962, its nature was not finally resolved until 2000. The background consists mainly of X rays from numerous active galaxies.

This article was most recently revised and updated by Erik Gregersen, Senior Editor.