엑스레이 버스터

X-ray burster

X선 버스터는 X선 스펙트럼의 X선 영역에서 정점을 이루는 주기적이고 빠른 밝기 증가(일반적으로 10 이상의 계수)를 보이는 X선 쌍성 중 하나이다.이러한 천체물리학적 시스템은 축적된 소형 물체와 주계열 동반성 '기부자' 별로 구성되어 있습니다.X선 쌍성계의 콤팩트한 물체는 중성자별 또는 블랙홀로 구성되지만, X선 폭발의 방출로 동반성은 즉시 중성자별로 분류될 수 있다. 왜냐하면 블랙홀에는 표면이 없고 모든 부착 물질이 사건의 지평선을 지나 사라지기 때문이다.공여 별의 질량은 중성자 별의 표면으로 떨어져 수소가 융합되어 헬륨이 되고, 헬륨은 폭발적으로 융합하여 X선을 생성한다.

도너 별의 질량은 시스템을 높은 질량(10 태양질량 초과)M☉ 또는 낮은 질량(1 미만)으로 분류하는 데 사용됩니다.M ) X선 바이너리☉(각각 HMXB 및 LMXB로 약칭).X선 버스터는 다른 X선 과도 선원(예: X선 펄스 및 소프트 X선 과도)과 관찰적으로 다르며, 급격한 상승 시간(1 - 10초) 뒤에 스펙트럼 연화(흑체 냉각의 특성)가 나타난다.개별 버스트 에너지학은 중성자별에 [2]안정적으로 부착하기 위한 10줄 정도의 정상32 광도에 비해 10줄의32–33 [1]통합된 플럭스를 특징으로 한다.이와 같이 버스트 플럭스와 영속 플럭스의 비율α는 10~10의3 범위이지만, [1]통상 100의 정도가 된다.일부 시스템에서는 더 긴 반복 시간이 표시되지만, 대부분의 시스템에서 방출되는 X선 폭발은 몇 시간에서 며칠까지 시간 단위로 반복되며, 5-20분 사이의 반복 시간을 갖는 약한 폭발은 아직 설명되지 않았지만 일부 덜 일반적인 [3]경우에서 관찰된다.XRB의 약어는 물체(X선 버스터) 또는 관련 방출(X선 버스트)을 나타낼 수 있습니다.XRB에는 I와 II의 2종류가 있습니다.타입 I은 타입 II보다 훨씬 더 흔하고 뚜렷한 원인이 있습니다.I형은 열핵폭주로 인한 것이고, II형은 중력 에너지 방출로 인한 것이다.

열핵 폭발 천체 물리학

쌍성의 별이 로체엽을 채우면(반성에서 매우 가깝거나 반지름이 크기 때문에), 중성자별 동반성으로 흘러가는 물질을 잃기 시작합니다.이 별은 에딩턴의 광도를 초과하거나 강한 항성풍을 통해 질량 손실을 겪을 수 있으며, 이 물질 중 일부는 중성자별에 중력으로 끌릴 수 있다.짧은 공전 주기와 질량이 큰 동반성의 경우, 이 두 과정 모두 동반성에서 중성자 별로의 물질 이동에 기여할 수 있다.두 경우 모두 낙하 물질은 동반성의 표면층에서 발생하며 수소와 헬륨이 풍부합니다.이 물질은 기증자에서 두 개의 로체 로브의 교차점에 있는 어크레터로 흐릅니다. 로체 로브는 첫 번째 라그랑주 지점 또는 L1의 위치이기도 합니다.두 별이 같은 무게중심을 중심으로 회전하기 때문에 이 물질은 가속기를 향해 이동하는 제트를 형성합니다.작은 별들은 높은 중력장을 가지고 있기 때문에, 그 물질은 중성자별을 향해 빠른 속도와 각 운동량과 함께 떨어집니다.그러나 각운동량은 항성 표면과 즉시 결합하는 것을 방해한다.그것은 궤도축의 평면에서 어크레터의 궤도를 계속 돌며, 도중에 다른 어크레터 물질과 충돌하여 에너지를 잃게 되고, 그렇게 함으로써 어크레터 원반을 형성하게 되는데, 이 원반은 궤도축의 평면에 놓이게 된다.X선 버스터에서 이 물질은 중성자별 표면에 부착되어 밀도가 높은 층을 형성합니다.단지 몇 시간 동안 축적되고 중력이 압축된 후에, 핵융합은 이 문제에서 시작됩니다.이것은 안정된 과정으로 시작되지만, 뜨거운 CNO 사이클이 계속되면 온도가 상승(1 × 109 켈빈 이상)하는 물질의 퇴화 껍질이 발생하지만 열역학 조건을 완화하지는 않습니다.이로 인해 트리플 알파 사이클이 빠르게 선호되어 He 플래시가 발생합니다.이 플래시에 의해 공급되는 추가 에너지에 의해 CNO 연소율이 열핵 폭주 상태가 됩니다.버스트의 초기 단계에는 알파-p 프로세스가 있으며, 이 프로세스는 rp-프로세스로 빠르게 이행됩니다.핵합성은 A=100까지 진행될 수 있지만 Te107로 [4]최종 종료되는 것으로 나타났다.몇 초 안에 대부분의 부착된 물질이 연소되어 X선(또는 감마선) 망원경으로 관측할 수 있는 밝은 X선 섬광에 전원을 공급합니다.이론상으로는 핵성분, 축적된 물질 및 폭발 재에 의해 야기된 체제와 함께 점화 조건, 방출된 에너지, 재발과 같은 폭발의 변화를 일으키는 여러 연소 방식이 있다고 한다.이것은 대부분 수소, 헬륨 또는 탄소 함량에 의존합니다.탄소 점화도 매우 드문 "초폭발"의 원인일 수 있습니다.

X선 버스터의 동작은 재발하는 노바에의 동작과 유사합니다.이 경우 소형 물체는 수소를 축적하는 백색왜성으로, 최종적으로 폭발적으로 연소됩니다.

버스트 관찰

짧은 시간에 엄청난 양의 에너지가 방출되기 때문에, 많은 에너지가 흑체 복사 이론(이 경우 X선)에 따라 높은 에너지 광자로 방출됩니다.이러한 에너지 방출은 우주 망원경으로 별의 밝기가 증가하는 것을 관찰할 수 있으며, 이를 X선 폭발이라고 합니다.대기가 X선에 불투명하기 때문에 이러한 폭발은 지구 표면에서 관찰될 수 없다.대부분의 X선 폭발성들은 폭발이 어느 별의 안정성이나 궤도를 방해할 만큼 강력하지 않고, 모든 과정이 다시 시작될 수 있기 때문에 반복적인 폭발을 보인다.대부분의 X선 버스터는 불규칙한 주기를 가지며, 이는 별의 질량, 두 별 사이의 거리, 강착 속도 및 부착된 물질의 정확한 구성과 같은 요인에 따라 몇 시간에서 몇 달 정도 걸릴 수 있다.관찰적으로 X선 버스트 범주는 서로 다른 특징을 보입니다.타입 I의 X선 버스트는, 광도 프로파일의 급격한 상승에 이어, 천천히 서서히 저하합니다.타입 II X선 버스트는 빠른 펄스 형태를 나타내며 많은 고속 버스트가 분 단위로 분리될 수 있습니다.그러나 두 선원에서만 유형 II X선 버스트가 관찰되었으며 대부분의 X선 버스트는 유형 I이다.

X선 영상 망원경이 개선됨에 따라 폭발 관측의 보다 세밀한 변화가 기록되었습니다.익숙한 버스트 광곡선 형태 내에서 진동(준주기적 진동이라고 함) 및 딥과 같은 이상 징후가 관찰되었으며, 다양한 핵 및 물리적 설명이 제공되고 있지만 아직 증명된 [5]것은 없습니다.분광학에서는 Fe의 4 keV 흡수 특징과 H 및 He 유사 흡수선이 나타나지만, 이것들은 강착 원반에서 유래한 것으로 생각된다.EXO 0748-676에 대한 Z=35의 후속 적색편이 도출은 중성자별의 질량-중성자 방정식에 중요한 제약을 가했다. 이 관계는 여전히 미스터리이지만 천체물리학계의 [6]주요 우선 순위이다.

천문학에의 응용

중성자별의 질량이 폭발의 밝기를 결정하므로 발광 X선 폭발은 표준 초로 간주할 수 있다.따라서 관측된 X선 플럭스를 예측값과 비교하면 비교적 정확한 거리가 산출됩니다.X선 폭발 관측을 통해 중성자 별의 반지름을 결정할 수도 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Lewin, Walter H. G.; van Paradijs, Jan; Taam, R. E (1993). "X-Ray Bursts". Space Science Reviews. 62 (3–4): 223–389. Bibcode:1993SSRv...62..223L. doi:10.1007/BF00196124. S2CID 125504322.
  2. ^ Ayasli, S.; Joss, P. C. (1982). "Thermonuclear processes on accreting neutron stars - A systematic study". Astrophysical Journal. 256: 637–665. Bibcode:1982ApJ...256..637A. doi:10.1086/159940.
  3. ^ Iliadis, Christian; Endt, Pieter M.; Prantzos, Nikos; Thompson, William J. (1999). "Explosive Hydrogen Burning of 27Si, 31S, 35Ar, and 39Ca in Novae and X-Ray Bursts". Astrophysical Journal. 524 (1): 434–453. Bibcode:1999ApJ...524..434I. doi:10.1086/307778.
  4. ^ Schatz, H.; Rehm, K.E. (October 2006). "X-ray binaries". Nuclear Physics A. 777: 601–622. arXiv:astro-ph/0607624. Bibcode:2006NuPhA.777..601S. doi:10.1016/j.nuclphysa.2005.05.200. S2CID 5303383.
  5. ^ Watts, Anna L. (2012-09-22). "Thermonuclear Burst Oscillations". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 609–640. arXiv:1203.2065. Bibcode:2012ARA&A..50..609W. doi:10.1146/annurev-astro-040312-132617. ISSN 0066-4146. S2CID 119186107.
  6. ^ Schatz, H.; Rehm, K.E. (October 2006). "X-ray binaries". Nuclear Physics A. 777: 601–622. arXiv:astro-ph/0607624. Bibcode:2006NuPhA.777..601S. doi:10.1016/j.nuclphysa.2005.05.200. S2CID 5303383.