X선 쌍성

X-ray binary
아티스트의 X선 바이너리 인상

X선 쌍성은 X선으로 빛나는 쌍성의 한 종류입니다.X선은 기증자(일반적으로 비교적 정상적인 별)라고 불리는 한 성분에서 매우 작은 중성자 별 또는 블랙홀이라고 불리는 다른 성분으로 떨어지는 물질에 의해 생성됩니다.유입되는 물질은 중력 위치 에너지를 방출하는데, 그 중량은 그 질량의 10분의 몇까지 X선으로 방출한다.(수소 융합은 정지 질량의 약 0.7%만 방출합니다.)X선 쌍성의 수명과 질량 전달 속도는 공여 별의 진화 상태, 항성 성분 간의 질량비, 궤도 [1]분리에 따라 달라집니다.

일반적인41 저질량 X선 [2][3]쌍성에서 초당 약 10개의 양전자가 빠져나갑니다.

분류

마이크로쿼사 [4]SS-433

X선 쌍성은 기본 물리학을 더 잘 반영할 수 있도록 여러 개의 하위 클래스로 세분됩니다(때로는 겹치기도 합니다).질량(높음, 중간, 낮음)에 따른 분류는 광학적으로 볼 수 있는 공여체를 참조하는 것이지 소형 X선 방출 어큐레이터를 참조하는 것은 아닙니다.

저질량 X선 쌍성

저질량 X선 쌍성(LMXB)은 구성 요소 중 하나가 블랙홀 또는 중성자 [1]별인 쌍성계입니다.다른 성분인 기증자는 보통 로체엽을 채우고 따라서 질량을 작은 별에 전달합니다.LMXB 시스템에서 공여자는 소형 물체보다 질량이 작으며, 주계열인 퇴화 왜성(흰색 왜성) 또는 진화된 별(빨간 거성)에 있을 수 있습니다.우리 은하에서 약 200개의 [11]LMXB가 발견되었으며, 이 중 13개의 LMXB가 구상 성단에서 발견되었습니다.찬드라 X선 관측소는 멀리 떨어진 많은 은하에서 LMXB를 밝혀냈습니다.[12]

일반적인 저질량 X선 쌍성은 거의 모든 방사선을 X선으로 방출하며, 일반적으로 가시광선에서는 1% 미만이므로 X선 하늘에서 가장 밝은 물체에 속하지만 가시광선에서는 상대적으로 희미하다.겉보기 등급은 보통 15에서 20 사이입니다.시스템에서 가장 밝은 부분은 콤팩트 물체 주위의 부착 디스크입니다.LMXB의 공전 주기는 10분에서 수백 일 사이이다.

LMXB의 변동성은 X선 버스터로 가장 일반적으로 관찰되지만 때로는 X선 펄사의 형태로 관찰될 수 있다.X선 버스터는 수소와 [13]헬륨의 강착에 의해 생성된 열핵 폭발에 의해 생성된다.

중간질량 X선 쌍성

중간질량 X선 쌍성(IMXB)은 중성자별 또는 블랙홀이 성분 중 하나인 쌍성계입니다.또 다른 성분은 중간 질량의 [13][14]별입니다.중간질량 X선 쌍성은 저질량 X선 쌍성 시스템의 원점입니다.

고질량 X선 쌍성

고질량 X선 쌍성계(HMXB)는 X선에 강한 쌍성계로 보통 O형 또는 B형 항성, 청색 초거성 또는 경우에 따라 적색 초거성 또는 울프-레이에별이다.X선을 방출하는 콤팩트한 성분은 중성자별 또는 블랙홀입니다.[1]질량이 큰 정상별의 항성풍 중 일부는 소형 물체에 의해 포착되어 소형 물체 위로 떨어지면서 X선을 생성한다.

고질량 X선 쌍성의 경우, 질량이 큰 별은 광학 빛의 방출을 지배하고, 콤팩트한 물체는 X선의 주요 근원입니다.거대한 별들은 매우 밝기 때문에 쉽게 발견됩니다.가장 유명한 고질량 X선 쌍성 중 하나는 최초로 확인된 블랙홀 후보였던 백조자리 X-1입니다.다른 HMXB에는 Vela X-1(Vela X와 혼동하지 말 것) 및 4U 1700-37이 있습니다.

HMXB의 변동성은 X선 버스터가 아닌 X선 펄사의 형태로 관찰된다.이러한 X선 펄서는 콤팩트한 [13]동반자의 극에 자기적으로 유입된 물질의 부착에 기인합니다.질량이 큰 정상별의 항성풍과 로체엽이 넘쳐나기 때문에 이동은 매우 불안정하고 수명이 짧습니다.

일단 HMXB가 한계에 도달하면, 쌍성의 주기성이 1년 미만이면 중성자 핵을 가진 단일 적색 거성 또는 단일 중성자 별이 될 수 있습니다.HMXB는 [14]초신성에 의해 중단되지 않으면 1년 이상 주기로 이중 중성자별 쌍성이 될 수 있습니다.

마이크로쿼사르

마이크로쿼저 SS 433에 대한 아티스트의 인상.

마이크로쿼사(또는 X선을 방출하는 무선 쌍성)는 퀘이사의 작은 사촌입니다.마이크로쿼자는 퀘이사의 이름을 따서 지어졌는데, 퀘이사의 공통적인 특징들이 있다: 강하고 가변적인 전파 방출, 종종 한 쌍의 전파 제트, 그리고 블랙홀이나 중성자 별인 작은 물체를 둘러싼 부착 원반이다.퀘이사에서는 블랙홀이 초질량이고, 마이크로퀘이사에서는 콤팩트한 물체의 질량은 몇 개의 태양 질량에 불과합니다.마이크로쿼저에서, 강착된 질량은 정상 별에서 나오고, 강착 원반은 광학 및 X선 영역에서 매우 밝습니다.마이크로 쿼저는 다른 X선 쌍성과 구별하기 위해 라디오 제트 X선 쌍성으로 불리기도 합니다.전파 방출의 일부는 상대론적 제트에서 나오는데, 종종 겉으로 보이는 초광속 [15]운동을 보여준다.

마이크로쿼사는 상대론적 제트의 연구에 매우 중요하다.제트는 콤팩트한 물체에 가깝게 형성되며 콤팩트한 물체 근처의 타임스케일은 콤팩트한 물체의 질량에 비례한다.그러므로, 보통의 퀘이사는 마이크로쿼사가 하루에 경험하는 변화를 겪는데 수 세기가 걸린다.

주목할 만한 마이크로쿼자는 두 제트 모두에서 원자 방출선이 보이는 SS 433과 특히 제트 속도가 빠른 GRS 1915+105 및 고에너지 감마선까지 검출된 매우 밝은 백조 X-1(E > 60 MeV)을 포함한다.VHE 대역에서 방출되는 입자의 매우 높은 에너지는 입자 가속의 여러 메커니즘으로 설명될 수 있습니다(페르미 가속과 원심 가속 메커니즘 참조).

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

  • Negueruela, 이그나시오.Torrejon, 호세 미겔, Reig, 파블로, Ribo, 마크, 스미스, 데이비드 맥도웰(2008년).초거성 패스트 X- 선 Transients과 바람 Accretors.한 인구 폭발:한국 자연&엑스 레이 촬영 Binaries의 Diverse 환경에서 진화하는.Vol1010.를 대신하여 서명함. 252–256. arXiv:0801.3863.Bibcode:2008AIPC.1010..252N.doi:10.1063/1.2945052.S2CID 18941968.doi:10.1063/1.2945052 Bibcode:2008AIPC.1010..252N
  • 오디오 케인/게이 (2009) 천문 캐스트 135화: X선 천문
  • 초광속 X선 펄서(ULXP) 카탈로그