Bináris X

Az X bináris egy "normál" csillagból áll, amely rövid periódussal kering egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk körül . Az X-sugarak származik a nagy mennyiségű energia szabadul az akkréciós anyag a csillag körül kompakt objektum.

Képzési forgatókönyv

Egy masszív X bináris kialakulásának egyszerűsített forgatókönyve a következő (Tauris & van den Heuvel 2003): két masszív csillag (> 12 naptömeg ) érkezik a fő szekvenciára ; Körülbelül tízmillió évvel később a legmasszívabb először a vörös szuperóriás színpadra ment, és burkolata kitöltötte a Roche lebenyt , megkezdve a tömeges transzfert a társra. Később, ha csak a hélium burkolatát tartja meg , a csillag szupernóvává robban , a szív összeomlik, és neutroncsillaggá alakul. A társ, amely viszont vörös szuperóriássá vált, tömegét átadja a neutroncsillagnak, és megfigyelünk egy bináris X-et. A történet nem áll meg itt: egy epizód után, amikor a két objektumnak közös burkolata lesz, a másodlagos majd felrobban, végül néhány pulzárt hagy maga után .

Történelmi

Az X binárisok történelme nagyon friss, összehasonlítva más kettős csillagokéval , és ez a történelem általában követi az X csillagászatét: az X-sugarakat elnyelő atmoszféra - esély az élő szervezetek számára -, az X csillagászat csak a belépés az űrkorszakba.

A történet azzal kezdődik pontosan egy Aerobee 150 rakétát indított a USAF származó White Sands on 1962. június 19 GMT 6: 59-kor 6 perc hasznos repülési idővel a 224 km-es csúcsra . A rakéta orrába telepített Geiger számlálók segítségével Riccardo Giacconi csapata felfedezné a Nap után az ég legfényesebb röntgenforrását, a Scorpius X-1-t (Giacconi et al. 1962). Kicsit tovább tartott, hogy az első ismert X bináris legyen. Először azért, mert a pontatlan lokalizáció (a Scorpius X-1 a galaktikus központ irányában található, kb. 2,8 kpc-nél ) 1966- ig kellett várni optikai megfelelőjének megtalálásához, másodszor, mert a pálya mozgásának bemutatására volt szükség. 1966-ban Zeldovich és Guseynov megjegyezte, hogy "a gáz mozgása az összeomlott csillag gravitációs mezőjében röntgensugarat eredményezhet". Az X bináris hipotézisben azonban, hogy egy pár túlélheti az egyik komponens szupernóva-robbanását, mindazonáltal meglepő volt, és ezt csak a 70-es évek eleji előzetes tömegtranszfer hatása magyarázta . A Scorpius X-1 becslése szerint most kis tömegű (0,42 naptömeg a csillag esetében) X bináris, amely 18,9 órás periódus körül kering egy neutroncsillag (1,4 naptömeg) körül (Steegs & Casares 2002).

A következő Aerobee rakétarepüléseknek fokozatosan kellett növelniük az ismert X források számát, különös tekintettel a Cygnus X-1-re (Bowyer és mtsai. 1965), egy X bináris 2,5 kpc távolságra. Ma már ismert, mint által alkotott szuperóriás O9.7 lab HDE 226.868 körülbelül 20 napenergia tömegeket keringő kompakt objektum időtartamra 5,6 napig, valószínűleg egy fekete lyuk , mivel a tömegét úgy tűnik, hogy körülbelül 10 napenergia tömegeket (Herrero és mtsai. 1995).

A tudás tovább tudna lépni az X műholdak korának megjelenésével, hosszabb megfigyelési időt, szélesebb spektrális lefedettséget, különböző műszereket és jobb szögfelbontást kínálva. A Herculis X-1 egy X bináris bináris, amelyet az első csillagászatra szánt műhold, az Uhuru , 1971-ben detektált . Ez egy forgó neutroncsillagból áll, amelynek 1,24 másodperces periódusa kering egy csillagtársa körül 1,7 napos periódussal. A napfogyatkozások jelenléte ezután kétségkívül bebizonyította ennek az objektumnak a bináris jellegét.

Ezután számos más műholdat indítottak (pl. ROSAT , XMM-Newton , Chandra ): ma már körülbelül 175 X binárisról tudunk, amelyekből további adatokat szereznek a földön. Az X binárisok nagyon aktív kutatási tárgyak: valódi nagy energiájú fizikai laboratóriumok , amelyek feltárják a szűk csillagpárok extrém fizikai körülmények közötti viselkedését ( degenerált anyag , nagyon erős mágneses mezők, relativisztikus viselkedés).

Kijelölés

Mint más csillagoknál, az X bináris fájlok is különböző megnevezéssel rendelkezhetnek:

az előbbieket Constellation X- számként tüntették fel (pl. Cyg X-1);
egyébként ez a név az egyik katalógusban, amelyben szerepelnek. Uhuru esetében: n U HHmm + DDd (pl. 4U 0114 + 65); a ROSAT : RX JHHMMSS.s + DDMMSS vagy RX JHHMM.m + FFFPP vagy RX JHHMMSS + DDMMm, stb ;
természetesen az optikai társakhoz kapcsolódó források öröklik az összes már ismert jelölést (4U 0114 + 65 = V * V662 Cas = HIP 6081 = 1XRS 01147 + 650 = ...).

Osztályozás

Az elsődleges kompakt tárgy típusán (neutroncsillag / fekete lyuk) kívül a fő megfigyelési osztályozás a csillag kísérő tömegén alapul, mivel vagy a mért tömegfüggvény, vagy a társ spektrális típusa alapján megbecsülhető. , vagy az X-sugárzás hasonlósága más ismert házaspárral:

ha a "normál" csillag összehasonlítható vagy kisebb, mint a nap, akkor bináris X kis tömegnek (kis tömegű röntgen bináris, LMXB) nevezzük. Előnyösen a galaktikus izzóban és a gömbhalmazokban találhatók ;
ha a csillag tömege nagyobb, mint körülbelül 5 naptömeg, akkor bináris X nagy tömegnek (nagy tömegű röntgen bináris, HMXB) hívják. Fiatalabb népesség, a spirális karokban találhatók . Az orbitális periódusok meglehetősen hosszúak (1-200 nap).

A következő típusokat is megtaláljuk:

X starter : amelynek eredete a kompakt tárgy felszínén bekövetkezett termonukleáris robbanásokból származhat, ami azt mutatja, hogy neutroncsillaggal és nem fekete lyukkal van dolgunk
nova X vagy lágy tranziens X források (SXT): a név onnan származik, hogy a fénygörbe hasonló az optikai tartományban levő novaéhez , hosszú nyugodt fázisokkal, aktív fázisokkal tarkítva;
mikrokvazár : a fény sebességéhez közeli sebességgel kidobott anyagrétegeket figyeljük meg.

Tömegek és fényességek

A tömegek vagy tömegek függvényei az X bináris jellemzőitől függően többféleképpen is kiszámíthatók:

periodikus jelet kibocsátó forrásoknál, vö. TTL bináris , hogy hogyan lehet a tömegre utalni. Ez vonatkozik például azokra a neutroncsillagokra, amelyek mágneses tengelye nincs egy vonalban a forgástengellyel, periodikus modulációt okozva az X fluxus megfigyelésében;
a többiek esetében az optikai vagy az infravörös spektroszkópia lehetővé teszi a sugársebesség elérését, és ez a helyzet a Cygnus X-1 esetében (Steegs és Casares 2002), lásd a spektroszkópiai bináris módszert a tömeg becslésének megszerzéséhez ;
amikor a keringési periódus rövid, megnő annak a valószínűsége, hogy megfigyelhetjük a napfogyatkozásokat, lásd a bináris fogyatkozásokat .

A tömeg becslése mindazonáltal bonyolultabb, mint a normál bináris fájlok esetében (relativisztikus korrekciók, periódusváltozások stb.). Ezek a tömegmeghatározások azért fontosak, mert ezek biztosítják az egyetlen módszert a csillag fekete lyukának lemérésére.

Az LMXB összefüggésében az akkréció fényessége az, ahol M 1 R 1 a tömör tárgy tömege és sugara, valamint az akkréciós ráta (Hameury 2001); a látható fényereje 100–10 000-szer kisebb, mint X-ben. $G M_1 \ dot M / R_1 \ sim 0, \! 1 \ dot M c ^ 2$ $\ pont M$

Az X binárisok egy része elérheti az Eddington fényerejét , azt a határértéket, amelynél a sugárzási nyomás korlátozza az anyag felhalmozódását egy naptömegű csillag esetében.

Megfigyelő eszközök

Először olyan rakétákat használtak, mint az Aerobee 150. A hosszabb megfigyelési időszakot kínáló léggömböket az 1970-es években használták.
Az olyan műholdak, mint Uhuru (1970), Einstein (1978), ROSAT (1990), ASCA (1993), RXTE (1995), XMM-Newton (1999), Chandra (1999) széles spektrumban voltak képesek vagy képesek megfigyelni és sokkal hosszabb idő alatt.

Lásd is

Bibliográfia

(en) Bowyer, S., Byram, ET, Chubb, TA, Friedman, M., 1965, Science, 147, 394
(en) Encyclopedia Astronautica : Aerobee 150
(en) Giacconi R., Gursky H., Paolini FR, A naprendszeren kívüli forrásokból származó röntgensugarakra vonatkozó bizonyítékok , Physical Review Letters, 1962. 9., p. 432
(en) Hameury JM., Félig különálló bináris fájlok: taxonómia , École de Goutelas, 2000. 23. szám, [1]
(en) Herrero és mtsai. A HDE 226868 és a Cygnus X-1 tömegének spektroszkópiai elemzése , Astronomy and Astrophysics, 297, 1995, 556. o.
(en) Steeghs D. és Casares J., a Scorpius X-1 tömegadományozója , Astrophysical Journal, 568, 2002, p. 273
(en) Zeldovich Ya. B., Guseynov OH, Összeomlott csillagok a binárisokban , Astrophysical Journal, 144, 1966, 840. o.

Általános munkák

(en) Tauris TM, van den Heuvel E., Kompakt csillag röntgenforrások kialakulása és evolúciója kompakt csillag röntgenforrásokban , Cambridge University Press, 2006, ( ISBN 0-521-82659-4 ) , astro-ph / 0303456 (2003)
(en) X-ray Binaries, szerkesztette: Lewin Walter HG, van Paradijs Jan és van den Heuvel Edward PJ, Cambridge University Press,1997. január, ( ISBN 0-521-59934-2 )
(en) Csillagászati és asztrofizikai enciklopédia : röntgensugárcsillagászat, röntgensugár bináris csillagok