Astronomiya

Supernova qalıqlarındakı kompakt obyektlər təcrid olunmuş neytron ulduzlarıdır?

Supernova qalıqlarındakı kompakt obyektlər təcrid olunmuş neytron ulduzlarıdır?

Supernova qalığı (SNR) ilə əlaqəli olan bütün mərkəzi kompakt obyektlər ikili olaraq deyil, təcrid olunmuş kimi görünür?

Yalnız bir istisna tapıram. Bir mənbənin SNR G308.3-1.4.ads bağlantısı ilə əlaqəli kompakt ikili olduğu iddia edilir

Sualım, ümumiyyətlə, SNR-də kompakt obyektlər həmişə təcrid olunur? Və müşahidə baxımından, SNR-lərdəki kompakt obyektlər neytron ulduzlarıdır?


Bütün II tip supernovalar kütləvi bir ulduzun nüvəsinin çökməsi ilə əlaqələndirilir və bir növ kompakt ulduz yaratdıqları düşünülür. Supernovalar daim genişlənən bir supernova qalığı istehsal etməlidir. Demək olar ki, bütün kütləvi ulduzlar çoxsaylı sistemlərin bir hissəsidir.

Bu üç həqiqət, hamısı olmasa da, əksəriyyətdə olan supernova qalıqlarının çoxsaylı bir sistemdə müşahidə edilə bilən kompakt bir ulduz ehtiva etməsinə inandırmanıza səbəb ola bilər.

Bunun belə olmamasının iki səbəbi var - müşahidə məsələləri və fiziki mexanizmlər.

Müşahidə baxımından, ulduzlardan biri onu görmək üçün düzgün bir oriyentasiya tələb edən bir pulsar olmadığı təqdirdə və ya kompakt ulduz yoldaşından kütlə yığarkən kompakt çox sistem görmürük. İkincisi, supernovadan xilas olan yaxın bir ikili sistem tələb edir. Həm də unutmayın ki, təcrid olunmuş qara dəliklər supernova qalıqlarında mövcud ola bilər, lakin müşahidə olunmayacaqdır.

Fiziki olaraq, supernova partlaması ikili sistemi poza bilər. Pulsarlar tipik olaraq supernovalarından aldıqları "təpik" sayəsində yüzlərlə km / s sürətlə hərəkət edirlər. Supernova qalıqları uzun müddət görünmür ($ sim $ bir milyon il və ya daha az), buna görə ikili atılan pulsarlar hələ də supernova qalığı içərisində tapıla bilər.

Supernova qalıqlarının qısa müddətli təbiəti eyni zamanda kompakt, rentgen yığma ikili sənədləri tapmağın əleyhinədir. Tipik olaraq, kompakt ulduzun yoldaşı ya Roche lobunu doldurmaq üçün (aşağı kütləli bir rentgen ikili üçün), ya da yüksək kütlə itkisi nisbətlərini inkişaf etdirmək üçün (yüksək kütləli bir rentgen ikili üçün) inkişaf etməlidir. Bu normal olaraq görünən supernova qalığının qısa ömrü ərzində baş verməzdi.

Yəni nümunələr müşahidə edilə bilər supernova qalıqlarında kompakt ikili sistemlərə nadir hallarda rast gəlinir. Ancaq Galaxy-də ən az iki, digərlərində isə bir neçə nümunə var. Galaktikamızdakı (ən azı) ikisi Circinus X-1 və SS433.


Yoldaşı olan kompakt bir obyektin daxil olduğu çox sayda x-ray ikili sənəd var. Bəziləri supernova qalıqlarında olmalıdır, amma nə qədər olduğunu bilmirəm. Bir problem olduğuna əminsiniz?


Supernova qalıqlarındakı kompakt obyektlər təcrid olunmuş neytron ulduzlarıdır? - Astronomiya

X-ray emissiyası təcrid olunmuş neytron ulduzlarının (INS) bütün növlərinin ortaq bir xüsusiyyəti və yaxşı spektroskopik, zamanlama və görüntüləmə qabiliyyətinə sahib həssas cihazların meydana çıxması sayəsində rentgen müşahidələri tədqiqatda vacib bir vasitə halına gəldi. bu obyektlər. Gənc, enerjili radio pulsarların termal olmayan rentgen şüaları X-ray astronomiyasının başlanğıcından bəri aşkar edilmişdir və soyuducu neytron ulduzunun səthlərindən çoxdan axtarılan istilik emissiyası indi müxtəlif yaşları əhatə edən bir çox pulsarda detallı şəkildə öyrənilə bilər. sahələr və ehtimal ki, səth kompozisiyaları. Bundan əlavə, rentgen müşahidələri ilə INS-in digər fərqli təzahürləri aşkar edilmişdir. Yaxınlıqdakı X-ray Dim İzol edilmiş Neytron Ulduzları, supernova qalıqlarında Mərkəzi Kompakt Nesnələr, Anomal X-şüa impulsları və Yumşaq Gamma-şüa təkrarlayıcılarını əhatə edən bu yeni yüksək enerji mənbələri sinifləri artıq onlarla təsdiqlənmiş üzv əlavə edir. , üstəgəl bir çox namizəd və "standart" radio pulsarlarında müşahidə olunmayan müxtəlif fenomenləri araşdırmağa imkan verir.


Bütün Science Journal Classification (ASJC) kodları

  • APA
  • Müəllif
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standart
  • RIS
  • Vancouver

In: Astrophysical Journal, Vol. 580, No. 2 I, 01.12.2002, s. 1060-1064.

Tədqiqat nəticəsi: Jurnala töhfə ›Məqalə› peer-review

T1 - G266.2-1.2 supernovanın qalığındakı kompakt mərkəzi obyekt

N2 - Zamanlama rejimində Chandra ACIS detektoru ilə G266.2-1.2 (RX J0852.0-4622) supernova qalığında kompakt mərkəzi obyekt CXOU J085201.4-461753-i müşahidə etdik. Bu cismin spektri 1 kpc məsafədə temperaturu kT = 404 ± 5 ​​eV və yayan bölgənin radiusu R = 0,28 ± 0,01 km olan bir qara cisim modeli ilə təsvir edilə bilər. Güc qanunu və termal plazma modelləri mənbə spektrinə uyğun gəlmir. Spektr 1.68 keV-də cüzi dərəcədə əhəmiyyətli bir xüsusiyyət göstərir. Periyodik axtarış iki namizəd dövrü verir, təqribən 301 və 33 ms, hər ikisi də 2.1 at səviyyəsində əhəmiyyətli dərəcədə müvafiq impuls kəsrləri müvafiq olaraq% 13 və% 9 təşkil edir. Mənbə axınının uzunmüddətli dəyişkənliyinə dair heç bir dəlil tapmırıq və ya mərkəzi obyekt ətrafında geniş yayılmış emissiya tapmırıq. CXOU J085201.4-461753'ün supernova qalığı Cas A-nın mərkəzi mənbəyi olan CXOU J232327.9 + 584842-yə bənzərliyini təklif edirik. Fosil diskdən yavaş-yavaş əmələ gələn aşağı və ya müntəzəm maqnit sahəsi olan bir neytron ulduzu ola bilər. ya da çox güman ki, çox güclü maqnit sahəsi olan təcrid olunmuş neytron ulduzu. Hər iki halda da, 10 km radiuslu neytron ulduzunun səth istiliyində mühafizəkar bir yuxarı sərhəd təxminən 90 eV-dir ki, bu da bir neçə min illik ağlabatan bir yaşa qədər sürətlənmiş soyudulmaya işarə edir.

AB - kompakt mərkəzi obyekt CXOU J085201.4-461753 supernova qalığı G266.2-1.2 (RX J0852.0-4622) ilə Chandra ACIS detektoru ilə zamanlama rejimində müşahidə etdik. Bu cismin spektri 1 kpc məsafədə temperaturu kT = 404 ± 5 ​​eV və yayan bölgənin radiusu R = 0,28 ± 0,01 km olan bir qara cisim modeli ilə təsvir edilə bilər. Güc qanunu və termal plazma modelləri mənbə spektrinə uyğun gəlmir. Spektr 1.68 keV-də cüzi dərəcədə əhəmiyyətli bir xüsusiyyət göstərir. Periyodik axtarış iki namizəd dövrü verir, təqribən 301 və 33 ms, hər ikisi də 2.1 at səviyyəsində əhəmiyyətli dərəcədə müvafiq impuls kəsrləri müvafiq olaraq% 13 və% 9 təşkil edir. Mənbə axınının uzunmüddətli dəyişkənliyinə dair heç bir dəlil tapmırıq və ya mərkəzi obyekt ətrafında geniş yayılmış emissiya tapmırıq. CXOU J085201.4-461753, supernova qalığı Cas A-nın mərkəzi mənbəyi olan CXOU J232327.9 + 584842-yə bənzərdir, ya fosil diskdən yavaş-yavaş yığışan, aşağı və ya müntəzəm maqnit sahəsi olan bir neytron ulduzu ola bilər. ya da çox güman ki, çox güclü maqnit sahəsi olan təcrid olunmuş neytron ulduzu. Hər iki halda da, 10 km radiuslu neytron ulduzunun səth istiliyində mühafizəkar bir yuxarı sərhəd təxminən 90 eV-dir ki, bu da bir neçə min illik ağlabatan bir yaşa qədər sürətlənmiş soyudulmaya işarə edir.


Təcrid olunmuş neytron ulduzları

10 km məsafədə, onların mərkəzi sıxlığı nüvə doyma sıxlığından daha yüksəkdir və yerin cazibəsi Yer kürəsindən 100 milyard dəfə çoxdur. NS interyerləri, Kainatdakı bütün əsas qüvvələrin eyni zamanda eyni dərəcədə vacib olduğu az sayda yerlərdən biridir, bu səbəbdən bu həddindən artıq cisimlər haqqında anlayışımız yerüstü laboratoriyalarında sınanmayan fizikanı tələb edir.

Təcrid olunmuş NS-lər haqqında vizyonumuz son 20 ildə dramatik şəkildə dəyişdi. Çox dalğalı uzunluqlu müşahidələr, NS-lərin doğuş xüsusiyyətlərində və zamanın funksiyası olaraq təkamülündə çox müxtəlifliyi ortaya qoydu, bu da müxtəlif cisim siniflərinin varlığından xəbər verir: fırlanma ilə işləyən pulsarlar, maqnetarlar, supernova qalıqlarında mərkəzi kompakt obyektlər, dim X - neytron ulduzları yayan.

Müxtəlif siniflərin anlaşılması və ardıcıl bir təkamül ssenarisinin qurulması otuz ildən çoxdur ki, X üçün bütün əsas peykləri istismar edən təcrid olunmuş NS-lərin müəyyənləşdirilməsi və öyrənilməsində iştirak edən tədqiqat qrupumuzun uzunmüddətli hədəfləridir. - Hubble Kosmik Teleskopu və ESO-da yer teleskopları ilə optik müşahidələr ilə tamamlanan ray və qamma-şüa astronomiyası (XMM-Newton, Chandra, Swift, NuSTAR, NICER, AGILE, Fermi).

(Sol panel) Çandra rentgen rəsədxanasında (0.2-10 keV) göründüyü kimi, səssiz PSR J2055 + 2539-un sahəsi, pulsardan çıxan iki şaşırtıcı, yüksək dərəcədə kolimasiya olunmuş diffuz emissiya quyruğu ilə (Marelli və s. ., 2019) (Sağ panel) 6.67 saatlıq bir dövriyyəsi olduğu bilinən, RCW103 supernova qalığındakı mərkəzi kompakt obyektlə uyğun bir istiqamətdən bir MS uzunluğunda partlamanın sürətli / BAT aşkarlanması .. Partlayış yeni bir başlanğıc idi bənzərsiz bir maqnit olduğunu sübut edən mənbədən partlayış (Rea et al. 2016).

Fərqli xətlər üzərində işləyirik:

Magnetars fizikası, mövcud Kainatdakı ən güclü maqnit sahələrinə sahib olan öz maqnit enerjisi ilə işləyən neytron ulduzları. Maqnetarların bilinən iki fenomenoloji sinifindən biri olan Anomal X-ray Pulsarlarının kəşfindən başlayaraq qrupumuz bu NS-lərin xüsusiyyətlərini xarakterizə etməkdə çox fəal olmuşdur. Zamanın bir funksiyası kimi spektral və müvəqqəti fenomenologiyanı məhdudlaşdırmaq üçün çox dalğalı müşahidələrdən istifadə edərək, səthin maqnit sahəsinin topologiyasını və gücünü və maqnit atmosfer püskürmələrini tetikleyen və uzunmüddətli müvəqqəti təkamülünü maqnetarların mövcudluğunu idarə edən mexanizmləri araşdırırıq. supernova qalıqlarında mərkəzi kompakt cisimlər sinfinə xüsusi diqqət yetirərək guya fərqli təcrid olunmuş NS-lər.

Fırlanma ilə işləyən pulsarların fizikası (RPPSRs), öz sürətli fırlanma gücləri ilə işləyən neytron ulduzları. 50 ildən çox əvvəl RPPSR-lərin aşkarlanması NS-lərin mövcudluğuna dair ilk dəlil idi, lakin onların emissiyasını gücləndirən mexanizm hələ də başa düşülməmişdir. Qrupumuz aşağıdakılara diqqət yetirir:

a) RPPSR-lərin rentgen emissiyası həndəsi. Yayılan bölgəni və radiasiya modelini yumşaq rentgen diapazonunda məhdudlaşdırmaq radiasiya mexanizminin fiziki olaraq başa düşülməsi üçün həlledici addımdır. Radio və qamma emissiya nümunələri ilə birlikdə bu, fizikanı həndəsədən ayırmağa və çox dalğalı uzunluqlu emissiyanın yaş, fırlanan aşağı parlaqlıq, maqnit sahəsinin intensivliyi və meyl kimi NS parametrlərindən necə asılı olduğunu anlamağa imkan verəcəkdir.

b) Köhnə RPPSR-lərin rentgen emissiya xüsusiyyətləri. X-şüa emissiyası karakteristik yaşlar üçün pulsar yaş funksiyası kimi inkişaf edir

1 Myr (köhnə RPPSR), kiçik isti nöqtələrdən istilik radiasiyasının aşkarlanması, RPPSR-lərin xaricində olduğu Dövr / Maqnetik sahə parametr məkanında yaxşı anlaşılmayan bir limit olan & # 8220 ölüm xəttinə yaxın bir rejimdə maqnitosferdəki hissəciklərin sürətlənməsini məhdudlaşdırır. artıq maqnitosferdə hissəcik cütləri yarada və şüalanmağı dayandırmağa qadir deyil.

c) Modu dəyişdirən RPPSR-lərin rentgen emissiya xüsusiyyətləri. Mod dəyişdirmə pulsarları radio lentindəki fərqli xüsusiyyətlərlə xarakterizə olunan iki (və ya daha çox) rejim arasında dəyişir. Təəccüblüdür ki, bu yaxınlarda bu cür RPPSR-lərin rentgen xüsusiyyətlərinin fərqli radio rejimləri arasında keçid etdikdə də dəyişdikləri aşkar edilmişdir. Dəyişən rentgen emissiyasının fiziki cəhətdən real bir təsviri, rejimi dəyişdirmə davranışının hələ bilinməyən səbəblərini anlamaq üçün çox vacibdir.

d) Pulsar Külək Dumanlıqlarının Fizikası (PWNe), RPPSR hissəcik küləyinin ulduzlararası mühitlə qarşılıqlı təsirindən gücləndirilmiş genişləndirilmiş konstruksiyalar. Onların tədqiqatları pulsar axınının emissiya həndəsəsini və tərkibini, pulsardan enjeksiyon tarixini, ətrafdakı ejekanın sıxlığını və tərkibini araşdırır. Pulsar küləyin sona çatma şokunda hissəciklərin sürətlənməsini postulyasiya edən standart modellərə meydan oxuyan, uzanan bir morfologiyası olan özünəməxsus hallara diqqət yetiririk.

e) RPPSR-lərin UVOIR xüsusiyyətləri. Qrupumuz 1990-cı illərin əvvəllərindən başlayaraq neytron ulduzu optik astronomiya sahəsinə öncülük etdiyimiz Ultraviolet (UV), Optik (O) və İnfraqırmızı (IR) yaxınlıqdakı RPPSR-lərin müşahidələrində çox fəaldır. Araşdırmalarımız yeni pulsar həmkarlarının axtarışından tutmuş, UVOIR spektral, müvəqqəti və polarimetrik xüsusiyyətlərin öyrənilməsinə qədər (həm NS səthində, həm də maqnitosferdə fiziki şərtləri məhdudlaşdıran), bilinməyənlər arasında milisaniyəli RPPSR-lərə ev sahibliyi edən yeni, özünəməxsus sistemlərin axtarışına qədər. qamma-şüa mənbələri.


Ən çox aşkar olunan neytron ulduzları pulsarlardır və radiotezlikli elektromaqnit şüaları yayırlar. Princeton kataloğunda 700-ə yaxın radio pulsarı var və bir dənəsi 400 MHz və 1400 MHz tezliklərdə radio dalğaları yayır. [1] Bu istisna, 100 MHz-dən yüksək tezliklərdə radio səssizliyi olan Geminga'dır [2], lakin güclü rentgen və qamma şüaları yayan bir vasitədir. [1]

Ümumilikdə on cisim radio mənbələri kimi görünməyən, lakin rentgen və qamma şüaları mənbələri kimi görünən fırlanma ilə işləyən neytron ulduzları kimi təklif edilmişdir. [1] Həqiqətən neytron ulduzları olduqlarına dair göstəricilər arasında yüksək rentgen və aşağı frekansların emissiya nisbətinə, sabit bir rentgen emissiya profilinə və qamma şüası mənbəyinə təsadüf edilməsinə aiddir. [1]

Quark ulduzları, kvark maddəsindən ibarət olan nəzəri neytron ulduzuna bənzər cisimlər, bəzi nəzəriyyələrə görə radioda səssiz ola bilər. [ alıntıya ehtiyac var ]

Ancaq daha inandırıcı bir şəkildə, radio səssiz neytron ulduzları sadəcə istiqamətimizdə nəbz etməyən pulsarlar ola bilər. Pulsarlar fırlandıqca maqnit qütblərindən radiasiya yaydıqları nəzəriyyədir. Maqnetik qütblər fırlanma oxunda uzanmadıqda və müşahidəçinin görmə xəttini keçdikdə, ulduzun maqnit qütblərinin yaxınlığında yayılan radio emissiyanı aşkar etmək olar. Ulduzun fırlanması sayəsində bu şüalanma, danışıq mənasında "mayak effekti" adlanan nəbz kimi görünür. Radio-sakit neytron ulduzları maqnit qütbləri fırlanma zamanı dünyaya yönəlməyən neytron ulduzları ola bilər. [1]

Qeyri-rəsmi olaraq Möhtəşəm Yeddi olaraq bilinən radio-səssiz neytronlar ulduz qrupunun əsasən termal radiasiya yaydığı düşünülür. [3]

Ehtimal ki, bəzi güclü neytron ulduzlu radio yayımları, ulduzdan bulud və ya yığılma materialı kimi xarici maddənin içərisindən çıxan bir pozitron-elektron jetindən qaynaqlanır. [4] Bu məqalədə sadalanan bəzi radio səssiz neytron ulduzlarında yığılma materialının olmadığına diqqət yetirin.

Magnetars Redaktə edin

Maqnetarlar, yumşaq qamma təkrarlayıcılar (SGR) və anomal rentgen pulsarlar (AXP) üçün ən çox qəbul edilən izahdır, əksər hallarda səssizdir. [5] Bununla birlikdə, maqnitlər radio emissiyaları yarada bilər, lakin radio spektrləri düz olmaqdadır, yalnız dəyişkən uzunluqlu aralıq geniş impulslar mövcuddur. [6]

X-ray Dim İzole Neytron Ulduzları Düzenle

Kimi təsnif edilə bilər XDINS (X-ray Dim Isolated Neytron Ulduzları), [7] [8] [9] XTINS (X-ray Termal İzole Neytron Ulduzları), XINS (X-ray İzole Neytron Ulduzları), [7] TEZLƏR (Termal Yayılan Neytron Ulduzu), [7] INS (İzole Neytron Ulduzları). [10] [a]

Maqnetarlardan daha aşağı olmasına baxmayaraq, yüksək maqnit sahələrinin termal yayan neytron ulduzları kimi müəyyən edilir. [7] Termal rentgen şəklində təsbit edilmiş və radio səssiz olduğu düşünülmüşdür. [11]

  • Fiziki cəhətdən bənzər və nisbətən yaxınlıqda olan ləqəbli yeddi fərdi qrup Möhtəşəm yeddiibarətdir: [11]
      [1][11][11]
  • RBS1556 [11]
  • RBS1223 [11]
  • RX J0806.4-4132 [11]
  • RX J0420.0-5022 [11]
  • MS 0317.7-6647 [11]
  • Supernova qalıqlarında yığcam mərkəzi obyektlər Düzəliş edin

    Supernova qalıqlarında kompakt mərkəzi obyektlər (SNR-lərdə CCOs) supernova qalıqları ilə əhatə olunmuş radio səssiz kompakt rentgen mənbələri kimi təsbit edilir. [1] [9] İstilik emissiya spektrlərinə, [12] və XDINS və maqnetarlara nisbətən daha az maqnit sahələrinə sahibdirlər. [7]


    İkili Ulduzlar

    İkili Sistemlərdə VI.D Qara Deliklər

    İkili qara dəlik namizədlərinin axtarışı 1960-cı illərin sonlarında Zel & # x27doviç və Tornun rentgen emissiyasının kompakt bir cism üzərində yığılma siqnalı olacağına dair (indi açıq-aşkar) təklifi ilə başladı. Yalnız radial sürətlərdən istifadə edərək görünməyən komponent üçün bir kütlə əldə edilə bilər və bu, sabit bir neytron ulduzu üçün mümkün olan maksimumu aşarsa, yeganə alternativ qara dəlik olmalıdır. İlk belə sistem Cyg X-1 1972-ci ildə kəşf edilmişdir. Bolton və Vebster və Murdin tərəfindən optik həmkarı olan HD 269858 radial sürət ölçmələri bu O ulduzunun 5.6 gün və böyük kütləsi olan ikili olduğunu göstərdi. neytron ulduzu yoldaşı üçün ağlabatan yuxarı hədləri aşan funksiya. O vaxtdan bəri, tez-tez rentgen nova patlamalarının müşahidəsini müşayiət edən bir çox belə sistem aşkar edilmişdir. Bunlar Cədvəl I-də verilmişdir. X-ray imzası çox sərt bir mənbəyi (& gt100 keV-yə qədər uzanan bir güc qanunu ilə) və rentgen yeni nüvələri üçün bütün dalğa boylarında güclü dəyişkənliyi, ümumiyyətlə qeyri-termal bir radio mənbəyi və hətta nisbi təyyarələri əhatə edir.

    CƏDVƏL I. Bəzi İkili Qara Delik Namizədlərinin xüsusiyyətləri a

    Sistemf(M) (M)P (günlər)Mx(M)
    HDE 226868 = Cyg X-10.245.6& ampgt7
    GS2023 + 33 = V404 Cyg6.086.4610–14
    G2000 + 255.00.346–18
    H1705-254.90.525–8
    J1655-403.242.626.5–7.8
    A0620-003.00.326±3
    GS 1124-683.010.434.5–6.2
    GRO J0422 + 321.210.21& ampgt4
    4 U 1543-470.221.122.7–7.5
    LMC X-32.31.7& ampgt7

    Qara dəlik qazancı kimi digər kompakt obyektlər arasındakı əsas fərq daxili sərhəd şərtidir. Neytron ulduzu və ya ağ cırtdan, kütlənin sonda yerləşməli olduğu bir səth təqdim edərkən, qara dəlik açıq bir axındır. Qaz üçün soyutma müddəti kifayət qədər uzundursa, xüsusən də toqquşma vaxtı axının istənilən nöqtəsində sərbəst düşmə vaxtı ilə müqayisədə qısa olarsa, qazın radiasiya səmərəliliyi azalacaq. Bu, disk adlandırılan bir modelin iç hissələrindən tullantıların olmamasının izahıdır advection üstünlük təşkil edən yığılma axınları. Termal bremsstrahlung üçün kəsik hissə (ionlar və elektronlar arasında istilikləşmə toqquşmalarından sonra yayılan işıq) azaldıqca hissəciklərin kinetik enerjisi azaldıqca, qaz toqquşmalardan getdikcə daha isti olur, lakin Schwarzschild radiusundan yıxıldıqca əlavə enerjini çıxara bilmir. Bu ümumi bir plazma prosesidir və yığma çuxurunun kütləsindən asılı olmayaraq baş verir. Başqa bir şəkildə, ikili sistemlər laboratoriyaya çevrilir - aktiv qalaktik nüvələrdəki qara dəliklərdən müşahidə oluna bilən emissiyaya hakim olacağı gözlənilən prosesləri ortaya qoyur.

    Ümumi parlaqlıq düşmə sürəti ilə müəyyən edilir, çünki yığılma şüalanma üçün əsas mənbəy olduğu və ortalama temperatur qazancın səthindəki şokla verildiyi düşünülür. Təxminən bir qiymətləndirici olaraq, temperatur viral teoremdən əldə edilə bilər

    sonuncu tənlikdə MR günəş vahidlərindədirlər. Parlaqlıq yığılma dərəcəsi ilə verilir, belə ki

    harada M. kütləvi yığılma dərəcəsidir. Şüalanma mənbəyinin, materialın bir hissəsini radiasiya təzyiqi ilə xaric etmədən çıxara biləcəyi maksimum parlaqlıq Eddington həddi, tərəfindən verilir

    belə ki, yığılma yalnız olduğu müddətdə sabit ola bilər LLEdd. X-ray ikili sistemlərindəki qazanc üçün əksər kütləvi təxminlər bu parlaqlıqla məhdudlaşır.

    Ortaya çıxan spektrin temperaturu akkretləşdirən ulduzun təbiətinə bələdçi ola bilər. Temperatur nə qədər aşağı olarsa (yəni rentgen spektri daha yumşaqdır), o qədər aşağı olur M/R nisbət. Ağ cırtdanlar var M/R 2 10 2 və neytron ulduzları və qara dəliklər var M/R ≥ 10 5, buna görə ümumiyyətlə qazanıcı daha çox çökərsə, eyni kütlə yığılma dərəcəsi üçün temperatur və parlaqlıq daha yüksək olar. Bir toplama diskindən davamlı spektr yerli emissiya proseslərinin məhsulu kimi təqrib edilə bilər. Yayılma kəsilməyə və özlülüyə bağlıdır. Disk şaquli olaraq həndəsi olaraq incə və optik olaraq qalındırsa, hər halqa, kəsilmə sürətindən asılı olan bir temperatur olan bir qara cisim kimi yerli olaraq yayılır. Viskoz dağılma səbəbindən parlaqlıq kəsilmədən asılı olduğundan, Sr, ϕ = r(dω /dr), L diss ∼ - η S r ϕ 2 vasitəsilə, burada η kütləvi özlülükdür, onda şüalanma dərəcəsi belə dəyişir Ldissr Keplerian disklər üçün −3 (ω ∼ olanlar) r −3/2). Yerli temperaturun radiasiya itkisi dərəcəsi ilə verildiyini düşünsək, T(r) ∼ r −3/4. Diskin daxili bölgəsi enerjinin böyük hissəsini yayır, lakin xarici diskinkindən nisbətən daha kiçik bir sahəni tutur, ona görə də ortaya çıxan spektrdə sahə ilə çəkilən töhfə azalır. Hər hansı bir halqanın spektral zirvəsinin tezliyi birbaşa temperaturdan asılıdır, buna görə diskin daxili hissəsi spektrin daha yüksək tezlik hissəsinə kömək edir. Diskin üstünə inteqrasiya edərək ortaya çıxan spektrin olduğu görülür Fν ∼ ν 1/3, burada ν tezlikdir və Fν monoxromatik axındır. Spektrin güc qanunundan asılılığı emissiya prosesinin yerli təbiətinin göstəricisidir. Diskin içərisindən şaquli olaraq radiasiya köçürməsinin təsirləri də daxil olmaqla daha təfərrüatlı modellər ortaya çıxan spektrin bir güc qanunu ilə çox isti bir ulduz atmosferinin birləşməsinə bənzədiyini göstərir. Bu spektral asılılığın əhəmiyyəti ondan ibarətdir ki, spektrin müxtəlif hissələri diskin fərqli hissələrində işləyir.

    Yaxın ikili binalardakı yığma disklərinin bir əsas xüsusiyyəti, geniş bir temperatur və kütlə yığma dərəcələrində qeyri-sabit olmasıdır. Zamana bağlı yığma diskləri nəzəriyyəsi hələ inkişaf mərhələsindədir. Bununla birlikdə, temperaturdakı və buna görə də parlaqlıqdakı məhdud dövr dəyişikliyinin müxtəlif disklər üçün mümkün olduğu aydındır. Xüsusilə SS Cyg və digər cırtdan nova kimi kataklizmlərdə tətbiq olunan yığılma disklərinin rəqsləri qismən özlülük və diskin lokal fiziki xüsusiyyətlərindən asılıdır. Kütlə ötürmə sürəti artmalıysa, detallar yaxşı anlaşılmasa da, məsələ diskdə bir müddət saxlanacaqdır. Materialın mərkəzi ulduza yerləşməsindən əvvəl açısal impuls yayılmalıdır. Bu kütlə qazancının təbiətindən asılı olmayaraq doğrudur. Viskozite həm enerjinin dağılmasına, həm də disk içərisində açısal impulsun yenidən paylanmasına təsir göstərir. Material mərkəzi gövdəyə düşdükcə, yığılma şokun və diskin daxili hissəsinin temperaturunda və parlaqlığında bir artım meydana gətirir. Bu səbəbdən spektrin yüksək tezlikli hissəsinin aşağı tezliklərə nisbətən dəyişməsi, kütlə ötürmə hadisəsi zamanı diskdəki kütlə və enerjinin sərbəst qalma sürətini araşdırır. Bu şəkilin müxtəlif ikili sistemlərə tətbiqi. Simbiotiklər, cırtdan novalar və Algollar bu vacib fiziki proses üzərində işlərin davam etməsini təmin edir.

    Disk meydana gəlməsi də müxtəlif tip sistemlərdə fərqlidir. Ağ cırtdanın cazibə potensialı daha azdır, buna görə materialın sirkulyasiya sürəti də azdır. İstiləşmənin səmərəliliyi azalır, disklər daha soyudur və qeyri-şəffaflıq da yüksəkdir. Nəticə olaraq, disklər yerli istilik dərəcəsindəki kiçik dalğalanmalara həssasdır və istilik baxımından qeyri-sabit ola bilər. Bu, diskin şaquli quruluşunun zamanla həm titrəməsinə, həm də dəyişməsinə səbəb olur. Həm neytron ulduzlarının həm də ağ cırtdanların daxili sərhədindəki istiləşmə qara dəliklərdə göründüyündən fərqlənir, çünki sonuncusunda maddənin toplana biləcəyi bir səth yoxdur. Nəticədə, neytron ulduzları və ağ cırtdanlar maddələrin səthlərində yığılmasına daha həssasdırlar və aşağı təzyiqli, yuxarı sərhəd şəraitində nüvə birləşməsinin başlanğıcı olan nüvə emalına məruz qala bilər və bu da maddələri səthlərindən zaman miqyasında atmağa xidmət edir. nüvə bağlama enerjisinin sərbəst buraxılması səbəbindən xarici təbəqələrin genişlənmə sürətinə uyğun gəlir. Əslində, bu ulduzlar özlərini örtüklü maddənin iştirakı olmadan ulduzların nüvələri kimi aparır, mərkəzi bölgəyə düşdükcə bəzi yavaş nüvə işlənməsindən keçə bilən qara dəliklər flaş proseslərini başlata bilmir. Beləliklə, novalar və cırtdan novaların qara dəlik olmayan sistemlərdən qaynaqlandığı görünür.

    Kütləvi yığılma detalları yalnız yığılma disk proseslərinin ətraflı modelləşdirilməsi ilə başa düşülə bilər. Bunlar kompakt obyektin ətraf mühitinin təbiətindən kritik olaraq asılıdır, çünki güclü maqnit sahələrinin olması yığılma detallarını əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdirir. Maqnetik sahə səthə düşən maddəyə qarşı bir təzyiq göstərir və maddəni akkreterin qütblərinə ötürməyə xidmət edə bilər. Bundan əlavə, yığılma diskinin müstəvisindəki qarşılıqlı bölgədəki təzyiq və sıxlıq şərtlərini dəyişdirərək mərkəzi ulduzdan böyük məsafədə genişlənmiş bir təbəqə meydana gətirir və beləliklə şok bölgəsindən çıxan təsirli temperaturu azalda bilər.


    İzole Neytron Ulduzları

    10 ^ 3 birbaşa pulsarlar və ya rentgen ikili binalarda akkretləşdirici mənbələr kimi müşahidə olunur. Prinsipcə, həm də ulduzlararası mühitin yığılması təcrid olunmuş neytron ulduzlarını parlaya bilər və zəif parlaqlığı yumşaq rentgen şüalarında aşkar edilə bilər. Son ROSAT müşahidələri inandırıcı şəkildə göstərir ki, ulduzlararası mühitdən toplanan neytron ulduzları, əvvəlki nəzəri proqnozlardan fərqli olaraq, ümumiyyətlə müşahidə olunursa, olduqca nadirdir. İndiyə qədər onların tutulmaması üçün iki mümkün açıqlama təklif edilmişdir: sürət bölgüsü pik səviyyəsində ola bilər

    Pulsar statistikasından çıxarıldığı kimi 200-400 km s-1, və bu zaman toplama zamanı maqnit sahəsinin çürüməsinə səbəb ola bilər.

    10 ^ 8-10 ^ 9 il, neytron ulduzlarının böyük bir hissəsinin akkretator mərhələsinə girməsinin qarşısını alır. Accreting neytron ulduzları üçün axtarış bu günə qədər bir neçə ümidverici namizəd yaratdı. Bu cisimlərin həqiqətən təcrid olunmuş neytron ulduzları olduğuna az şübhə qalsa da, onların yayılma təbiəti hələ də mübahisəlidir. Xüsusilə, cisimlərin yığılması çox daha gənc, soyuducu neytron ulduzları ilə qarışdırıla bilər. Lakin müşahidələrin və nəzəri modelləşdirmənin birləşməsi iki sinif arasında ayrı-seçkilik yaratmağa kömək edə bilər.


    Astronomlar qalaktikamızın kənarında təcrid olunmuş neytron ulduzunu tapırlar

    Yerdəki və kosmosdakı teleskoplardan alınan görüntülərdən yaradılan bu yeni şəkil, ən yaxın qonşu qalaktikalarımızdan biri olan Kiçik Magellan Buludundakı mürəkkəb bir qaz filamenti dolaşıqlığı arasında gizlədilmiş əlçatmaz bir itkin obyektin ovundan bəhs edir. Qırmızı rəngli arxa plan görüntüsü NASA / ESA Hubble Kosmik Teleskopundan gəlir və 1E 0102.2-7219 yaşıl rəngdə supernova qalığı meydana gətirən qazın ağıllarını göstərir. Qaranlıq bir mərkəzə sahib qırmızı üzük ESO’nun Çox Böyük Teleskopundakı MUSE alətindən, mavi və bənövşəyi şəkillər isə NASA Chandra X-Ray Rəsədxanasındandır. Qırmızı halqanın mərkəzindəki mavi ləkə, zəif bir maqnit sahəsi olan təcrid olunmuş neytron ulduzdur, ilk Samanyolu kənarında müəyyən edilmişdir. Kredit:
    ESO / NASA, ESA və Hubble Heritage Team (STScI / AURA) / F. Vogt et al.

    ESO-nun Çilidəki Çox Böyük Teleskopundan və digər teleskoplarından yeni görüntülər, ən yaxın qonşu qalaktikalarımızdan biri olan Kiçik Magellan Buludunda zəngin bir ulduz mənzərəsini və parlaq qaz buludlarını ortaya qoyur. Şəkillər astronomlara 2000 illik süpernova partlayışından sonra qalmış qaz filamentləri arasında basdırılan çətin bir ulduz cəsədini aşkar etməyə imkan verdi. MUSE cihazı bu çətin obyektin gizləndiyini müəyyənləşdirmək üçün istifadə edildi və mövcud Chandra X-ray Rəsədxanası məlumatları təcrid olunmuş bir neytron ulduzu olduğunu təsdiqlədi.

    Həm yerdən, həm də kosmik teleskoplardan alınan şəkillərdən yaradılan möhtəşəm yeni şəkillər, Yerdən təxminən 200 000 işıq ili məsafədə, Kiçik Magellan Buludundakı qaz filamentlərinin qarışıq dolaşıqlığı arasında gizlədilən əlçatmaz bir itkin obyektin ovundan bəhs edir. .

    Çilidəki ESO-nun Çox Böyük Teleskopundakı MUSE cihazından alınan yeni məlumatlar, 1E 0102.2-7219 adlanan bir sistemdə, bir supernovadan sonra geridə qalan çox sayda digər sürətli hərəkət edən qaz və toz liflərinin dərinliklərində yavaşca genişlənərək əlamətdar bir qaz halqası aşkar etdi. partlayış. Bu kəşf, Çilidəki bir ESO üzvü Frédéric Vogtun rəhbərlik etdiyi bir qrupa öz Samanyolu qalaktikamızın kənarında yerləşən aşağı maqnit sahəsi olan ilk təcrid olunmuş neytron ulduzunu izləməyə imkan verdi.

    Ekip, üzüyün illər əvvəl qeyd olunan və p1 olaraq təyin edilmiş bir rentgen mənbəyində mərkəzləşdirildiyini gördü. Bu mənbənin təbiəti sirr olaraq qalmışdı. Xüsusilə, p1-in əslində qalığın içində və ya arxasında yerləşməsi aydın deyildi. Yalnız neon və oksigen ehtiva edən qaz halqası MUSE ilə müşahidə edildikdə, elm qrupu bunun p1-də mükəmməl bir şəkildə dövrə vurduğunu gördü. Təsadüf çox böyük idi və p1-in supernovanın qalığı içində yerləşməli olduğunu başa düşdülər. P1’nin yeri məlum olduqda, qrup bu hədəfin aşağı maqnit sahəsi olan təcrid olunmuş bir neytron ulduzu olmasını müəyyən etmək üçün Chandra X-ray Rəsədxanasından mövcud rentgen müşahidələrindən istifadə etdi.

    Frédéric Vogtun sözləri ilə desək: "Bir nöqtə mənbəyi axtarırsınızsa, Kainatın hara baxacağınızı göstərmək üçün ətrafına bir dairə çəkdiyindən daha yaxşı nəticə vermir."

    Kütləvi ulduzlar fövqəlnova kimi partladıqda, arxasında bir fövqəlnova qalığı kimi tanınan isti qaz və tozdan ibarət qıvrılmış bir tor qoyurlar. Bu təlatümlü quruluşlar, daha ağır elementlərin - yaşadıqları və ölərkən kütləvi ulduzlar tərəfindən bişirildiyi - nəticədə yeni ulduzlar və planetlər yaratdıqları ulduzlararası mühitə yenidən paylanmasının açarıdır.

    Tipik olaraq on kilometrə qədər, lakin günəşimizdən daha çox ağırlıqda olan, aşağı maqnit sahələri olan təcrid olunmuş neytron ulduzları Kainatda bol olduğu düşünülür, ancaq onları tapmaq çox çətindir, çünki onlar yalnız rentgen dalğa boylarında parıldayırlar. P1-in təcrid olunmuş bir neytron ulduzu kimi təsdiqlənməsinin optik müşahidələr sayəsində təmin edilməsi həqiqətən həyəcan vericidir.

    Çilidəki başqa bir ESO əməkdaşı həmmüəllif Liz Bartlett bu kəşfi yekunlaşdırır: “Bu, Samanyolu aşan yolda təsdiqlənən, MUSE-dən rəhbər vasitə kimi istifadə olunmasına imkan verən ilk növdür. Düşünürük ki, bu, bu çətin ulduz qalıqları üçün yeni kəşf və araşdırma kanalları aça bilər. ”


    Supernova 1987A & # 039s tutulmayan neytron ulduzu nəhayət tapıldı?

    1987-ci il fevralın sonlarında dörd əsrdə ən yaxın supernovadan gələn işıq dünyaya çatdı. Görüldüyü zaman 167.000 il boyunca səyahət etmiş, cənub səmasında bir işıq şüasına qərq olmuşdu. Yenə də Supernova 1987A, müasir dövrdə görülən ilk çılpaq gözlü supernovadır və göydəki ən çox öyrənilən obyektlərdən biri olacaqdır.

    Astronomlar üçün bir çox sürprizlər gözləyirdi ki, bunlardan biri də partlayan ulduzun qırmızı bir superqigant olmadığı, hər kəsin ehtimal etdiyini güman edirdi. Kütləvi ulduzlar ömrünün sonunda şişir və sərinləyir və modellər nüvənin çökdüyü zaman supernovanı işə saldığında xarici təbəqələrin yenə də şişmiş və qırmızı olacağını göstərirdi. Ancaq partlayışdan gələn işıq söndüyündə və səmanın köhnə xəritələrlə müqayisədə o bölgəsi əskik olan yeganə ulduz mavi fövqəldümən idi. Buna görə dərhal bu supernova əyri kürələr atırdı.

    Daha pis Astronomiya

    Bu çətin meydançalardan biri nəhayət tutula bilər. Partlayan ulduz - Sanduleak -69 202 - Günəşdən təxminən 19 qat kütlə ilə doğuldu və ömrü boyu ətrafındakı kosmosa təxminən 5 günəş kütləsi tökdü. Buna bənzər ulduzlar partladıqları zaman arxasında bir qara dəlik qoyacaq qədər kütləvi deyillər, buna görə də içərisində bir neytron ulduzu tapması gözlənilən hər kəs oyanır. Bunlar inanılmaz dərəcədə sıx, isti və sürətlə fırlanan cisimlərdir, kütləsi bütün Günəşdən daha çoxunun eni və ya on kilometrə qədər enində bir kürəyə sıxılmış vəziyyətdədir. Doğulduqları zaman güclü maqnit sahələrinə sahib olurlar, ətrafındakı materialları qarışdırırlar, buna görə varlıqlarını çox incəlik olmadan elan edirlər.

    Ancaq ... supernovadan genişlənən dağıntılarda heç bir neytron ulduzu görünmədi. There were a couple of false alarms early on, but even after 30 years of intense searching no compact object was seen there.

    The possibly location of the neutron star left over from Supernova 1987A is marked by a black square, just to the upper right of the actual center of the ring (white square) where the explosion occurred. Credit: X-ray: NASA/CXC/PSU/S.Park & D.Burrows. Optical: NASA/STScI/CfA/P.Challis (annotated by Phil Plait)

    This may finally have changed. Using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomers have announced they've found evidence of the elusive beast. There's no "Here be a neutron star" sign or anything so obvious. Instead, what they found was a patch of warm dust near the explosion site. I know, it doesn't sound like much, does it? But by all accounts, that blob shouldn't be there, and its presence is best explained by a hot, young, neutron star warming up material around it.

    The expanding debris from the star’s explosion is thick and absorbs almost all the light coming from within it. Some of that is from the heavy elements created in the fierce heat and pressure of the explosion, but a lot of it is from cosmic dust. This material is usually composed of either long carbon-based molecules (essentially soot) or silicaceous (rocky) grains. Both are fairly opaque, making clouds of them difficult if not impossible to see through.

    Zooming in on the expanding supernova debris, an ALMA image of warm dust in Supernova 1987A shows the possible neutron star location (cyan loop) to the right of center of the ring (plus symbol). The scale bar denotes 1.5 trillion km, about 1/6th of a light year. Credit: Cigan et al.

    But we can see the dust itself, glowing in very long wavelengths, and the astronomers found the brightish blob pretty close to the center of the nebula. The thing is, looking at the distribution of heavy elements around the explosion site (which can give an indication of where dust should be) a blob of dust at that spot shouldn't be so warm. They went through a handful of other possibilities for what it might be, but conclude that the most likely possibility is that the heat source is the long-sought neutron star, still glowing from its formation 32 years ago (as we see it).

    Interestingly it's not at the exact center of the supernova remnant! But that's not too surprising. Sometimes, the explosion of the star's core isn't perfectly symmetric, and instead is off-center in the core. This means there's a force to the side, like a rocket nozzle, that gives a hellacious kick to the compact object formed. Even though the object, in this case a neutron star, might weigh over an octillion tons (!!), it can be shot away from the supernova site at hundreds of kilometers per second.

    Supernova explosions are powerful.

    So this blob being off-center isn't a deal breaker. It's a little bit farther than expected, but still within the expected range of where it could be after this much time given typical kick velocities. It's moving in the right direction (northwest) as predicted by models, too, given the way the star ejected matter into space.

    With all this, does this mean the neutron star has finally been seen for sure? This evidence is pretty dang good, but unfortunately it's not direct and conclusive. It's certainly self-consistent, and quite compelling, though. It does seem likely they've zeroed in on where it's been hiding all these years, but we'll need more direct evidence of it to be sure.

    That might not take too long, though. The team provided evidence that the neutron star has entered what's called the pulsar wind nebula phase, where the powerful magnetic fields of the star are whipping up and accelerating particles away from it at nearly the speed of light. This is the kind of subatomic particle wind that powers quite a bit of the energy of the Crab Nebula, the expanding debris from a much closer supernova (6,500 light years away) the light from which reached us in the year 1054. If SN87A's neutron star has reached this stage, then it's possible that will energize the dust or even start to push it away from the neutron star, which will make its existence more obvious.

    Three ring circus: The hourglass-shaped structure of gas around Supernova 1987A existed long before the star exploded, and was lit up by the event. The expanding supernova debris is in the center of the inner ring. Credit: X-ray: NASA/CXC/PSU/S.Park & D.Burrows. Optical: NASA/STScI/CfA/P.Challis

    I studied SN87A for my PhD way back when, not long after Hubble Space Telescope launched, back when we still understood very little about the supernova. Heck, my work was just categorizing what we saw in the images, and how the different parts of the gaseous structures around the supernova were behaving. That was difficult, since Hubble didn't focus well back then (subsequent servicing missions installed cameras that corrected for the incorrectly ground primary mirror).

    Still, it was exciting to be a small part of the effort to figure out what the heck this weird exploding star did, and it's always fun to see a big paper come out that pushes our knowledge even further. There is still a lot we don't know about this event, so I expect to be reading a more papers about it in the future.