Binær X

En X-binær er dannet av en "normal" stjerne som kretser rundt en nøytronstjerne eller et svart hull med en kort periode. De røntgenbilder kommer fra den enorme mengden energi som frigjøres ved Tilveksten av materie fra stjernen rundt kompakt objekt.

Treningsscenario

Et forenklet scenario for dannelsen av en massiv X-binær er følgende (Tauris & van den Heuvel 2003): to massive stjerner (> 12 solmasser ) ankommer hovedsekvensen  ; Omtrent ti millioner år senere gikk den mest massive først til det røde superkjempestadiet , og konvolutten fylte Roche-lappen og startet masseoverføringen til ledsageren. Senere, etter å ha beholdt heliumkonvolutten , eksploderer stjernen til en supernova , hjertet kollapser og forvandler den til en nøytronstjerne. Ledsageren, som igjen har blitt en rød superkjempe, overfører deretter massen til nøytronstjernen, og vi observerer et binært X. Historien vil ikke stoppe der: etter en episode hvor de to objektene vil ha en felles konvolutt, den sekundære vil eksplodere i sin tur og etter hvert etterlate seg et par pulsarer .

Historisk

X-binærfiler har en veldig ny historie, sammenlignet med andre dobbeltstjerner , og denne historien følger X-astronomiens generelt: atmosfæren som absorberer røntgenstråler - en sjanse for levende organismer -, X-astronomi kunne bare ta av i praksis med inntog i romalderen.

Historien begynner nettopp med en Aerobee 150 rakett lansert av USAF fra White Sands på19. juni 19626:59 GMT med en nyttig flytid på seks minutter til en topp på 224  km . Ved å bruke Geiger-tellere installert i nesen til raketten, ville Riccardo Giacconis team oppdage den lyseste røntgenkilden på himmelen etter solen, Scorpius X-1 (Giacconi et al. 1962). Det tok litt lengre tid å gjøre den til den første kjente X-binæren. Først fordi den upresise lokaliseringen (Scorpius X-1 ligger i retning av det galaktiske sentrum på ca. 2,8  kpc ), krevde å vente til 1966 for å finne sin optiske motstykke, for det andre fordi det var nødvendig å demonstrere orbitale bevegelser. I 1966 bemerket Zeldovich & Guseynov at "bevegelsen av gass i tyngdefeltet til en kollapset stjerne kan produsere røntgenstråler". Men, i den binære hypotesen X, at et par kunne overleve supernovaeksplosjonen til en av komponentene, var likevel overraskende, og ble bare forklart av effekten av en tidligere massoverføring på begynnelsen. Fra 70-tallet . Scorpius X-1 anslås nå til å være en lav masse (0,42 solmasse for stjernen) X binær, og kretser rundt en nøytronstjerne (1,4 solmasse) med en periode på 18,9 timer (Steegs & Casares 2002).

De følgende Aerobee-rakettflyvningene ville gradvis øke antallet kjente X-kilder, spesielt Cygnus X-1 (Bowyer et al. 1965), en X-binær 2,5 kpc unna. Det er nå kjent som dannes av den superkjempe O9.7 Iab HDE 226868 på omtrent 20 solmasser bane rundt en kompakt gjenstand med en periode på 5,6 dager, sannsynligvis et svart hull ettersom massen synes å være rundt 10 solmasser (Herrero et al. 1995).

Kunnskap vil være i stand til å komme videre med fremveksten av X-satellittens tid, og tilbyr lengre observasjonstid, bredere spektral dekning, forskjellige instrumenter og bedre vinkeloppløsning. Herculis X-1 er en X-binær, oppdaget med den første satellitten beregnet på X-astronomi, Uhuru , i 1971. Den består av en roterende nøytronstjerne med en periode på 1,24  s som kretser rundt en stjernekammerat med en periode på 1,7 dager. Tilstedeværelsen av formørkelser beviste da uten tvil den binære karakteren til dette objektet.

Flere andre satellitter ble deretter lansert (f.eks. ROSAT , XMM-Newton , Chandra ): vi kjenner nå til 175 X binærfiler, hvorav ytterligere data er hentet på bakken. X binærfiler er en svært aktiv forskning emne: veritabel høyenergi fysikk laboratorier , de avslører oppførselen under ekstreme fysiske forhold ( degenerert materie , veldig sterke magnetiske felt, relativistisk atferd) av trange stellar par.

Betegnelse

Som med andre stjerner, kan X-binærfiler ha forskjellige betegnelser:

Klassifisering

Bortsett fra typen av det primære kompakte objektet (nøytronstjerne / svart hull), er den viktigste observasjonsklassifiseringen basert på massen til stjernekammeraten, som kan estimeres enten av den målte massefunksjonen eller via den spektrale typen til følgesvenn, enten ved likhet med røntgenstråling med et annet kjent par:

Vi finner også følgende typer:

Masser og lysstyrker

Massene eller funksjonene til massene kan muligens beregnes på flere forskjellige måter avhengig av egenskapene til binær X:

Anslagene for massen er likevel mer kompliserte enn for normale binærfiler (relativistiske korreksjoner, tidsendringer osv.). Disse massebestemmelsene er imidlertid viktige fordi de gir en av de eneste metodene for å veie et stjernesvart hull.

I sammenheng med en LMXB er tilvekstlysstyrken der M 1 R 1 er massen og radien til det kompakte objektet og tilveksthastigheten (Hameury 2001); lysstyrken i det synlige er 100 til 10.000 ganger mindre enn i X.

Noen av X-binærfilene kan nå Eddington-lysstyrken , den grenseverdien som strålingstrykket begrenser stoffets tilvekst for en stjerne med en solmasse.

Observasjonsinstrumenter

Se også

Bibliografi

Generelle arbeider

Relaterte artikler

Eksterne linker