binario a raggi X - X-ray binary

Rappresentazione artistica di un binario a raggi X

Binarie X sono una classe di stelle binarie che sono luminosa radiografie . I raggi X sono prodotti dalla materia che cade da un componente, chiamato donatore (di solito una stella relativamente normale ), all'altro componente, chiamato accretore , che è molto compatto: una stella di neutroni o buco nero . La materia in caduta libera energia potenziale gravitazionale , fino a diversi decimi della sua massa a riposo, sotto forma di raggi X. (La fusione dell'idrogeno rilascia solo circa lo 0,7 percento della massa a riposo.) La durata e la velocità di trasferimento di massa in una binaria a raggi X dipendono dallo stato evolutivo della stella donatrice, dal rapporto di massa tra i componenti stellari e dalla loro separazione orbitale.

Si stima che 10 41 positroni sfuggano al secondo da un tipico binario di raggi X di piccola massa .

Classificazione

Microquasar SS-433.

Le binarie a raggi X sono ulteriormente suddivise in diverse sottoclassi (a volte sovrapposte), che forse riflettono meglio la fisica sottostante. Si noti che la classificazione per massa (alta, intermedia, bassa) si riferisce al donatore otticamente visibile, non all'accretore compatto che emette raggi X.

  • Binari a raggi X di massa intermedia (IMXB)
    • Binari a raggi X ultracompatti (UCXB)
  • Binari a raggi X ad alta massa (HMXB)
    • Binari
    Be/X-ray (BeXRB)
  • Binari a raggi X supergiganti (SGXB)
  • Transitori di raggi X veloci supergiganti (SFXT)
  • Altri
  • Binario a raggi X a bassa massa

    Una binaria a raggi X di piccola massa ( LMXB ) è un sistema stellare binario in cui uno dei componenti è un buco nero o una stella di neutroni . L'altro componente, un donatore, di solito riempie il suo lobo di Roche e quindi trasferisce massa alla stella compatta. Nei sistemi LMXB il donatore è meno massiccio dell'oggetto compatto, e può trovarsi sulla sequenza principale , una nana degenerata ( nana bianca ), o una stella evoluta ( gigante rossa ). Circa duecento LMXB sono stati rilevati nella Via Lattea e di questi, tredici LMXB sono stati scoperti in ammassi globulari . L' Osservatorio a raggi X Chandra ha rivelato LMXB in molte galassie lontane.

    Un tipico binario di raggi X di piccola massa emette quasi tutta la sua radiazione nei raggi X e in genere meno dell'uno percento nella luce visibile, quindi sono tra gli oggetti più luminosi nel cielo a raggi X, ma relativamente deboli nella luce visibile . La magnitudine apparente è tipicamente compresa tra 15 e 20. La parte più luminosa del sistema è il disco di accrescimento attorno all'oggetto compatto. I periodi orbitali degli LMXB vanno da dieci minuti a centinaia di giorni.

    La variabilità di LMXB sono più comunemente osservata come lampi di raggi X , ma a volte può essere visto in forma di pulsar X-ray . I lampi di raggi X sono creati da esplosioni termonucleari create dall'accrescimento di idrogeno ed elio.

    Binario a raggi X di massa intermedia

    Una binaria a raggi X di massa intermedia ( IMXB ) è un sistema stellare binario in cui uno dei componenti è una stella di neutroni o un buco nero. L'altro componente è una stella di massa intermedia. Un binario di raggi X di massa intermedia è l'origine dei sistemi binari di raggi X di bassa massa.

    Binario a raggi X ad alta massa

    Una binaria a raggi X di grande massa ( HMXB ) è un sistema stellare binario forte nei raggi X, e in cui la normale componente stellare è una stella massiccia : solitamente una stella O o B, una supergigante blu , o in alcuni casi , una stella di Wolf-Rayet . Il componente compatto, che emette raggi X, è una stella di neutroni o un buco nero . Una frazione del vento stellare della stella massiccia normale viene catturata dall'oggetto compatto e produce raggi X mentre cade sull'oggetto compatto.

    In una binaria di raggi X di grande massa, la stella massiccia domina l'emissione di luce ottica, mentre l'oggetto compatto è la sorgente dominante di raggi X. Le stelle massicce sono molto luminose e quindi facilmente rilevabili. Una delle binarie a raggi X di grande massa più famose è Cygnus X-1 , che è stato il primo candidato a un buco nero identificato. Altri HMXB includono Vela X-1 (da non confondere con Vela X ) e 4U 1700-37 .

    La variabilità di HMXBs si osservano in forma di pulsar a raggi X e non lampi di raggi X . Queste pulsar a raggi X sono dovute all'accrescimento di materia incanalata magneticamente nei poli del compagno compatto. Il vento stellare e il trabocco del lobo di Roche della stella massiccia normale si accumulano in quantità così grandi che il trasferimento è molto instabile e crea un trasferimento di massa di breve durata.

    Una volta che un HMXB ha raggiunto la sua fine, se la periodicità del binario era inferiore a un anno, può diventare un'unica gigante rossa con un nucleo di neutroni o una singola stella di neutroni . Con una periodicità più lunga, un anno e oltre, l'HMXB può diventare una doppia stella binaria di neutroni se non interrotta da una supernova .

    Microquasar

    Rappresentazione artistica del microquasar SS 433 .

    Un microquasar (o binario a raggi X che emette radio) è il cugino più piccolo di un quasar . I microquasar prendono il nome dai quasar, in quanto hanno alcune caratteristiche comuni: emissione radio forte e variabile, spesso risolvibile come una coppia di getti radio, e un disco di accrescimento che circonda un oggetto compatto che è un buco nero o una stella di neutroni . Nei quasar, il buco nero è supermassiccio (milioni di masse solari ); nei microquasar, la massa dell'oggetto compatto è solo di poche masse solari. Nei microquasar, la massa accresciuta proviene da una stella normale e il disco di accrescimento è molto luminoso nelle regioni ottiche e dei raggi X. I microquasar sono talvolta chiamati binari a raggi X a getto radio per distinguerli dagli altri binari a raggi X. Una parte dell'emissione radio proviene da getti relativistici , che spesso mostrano un apparente moto superluminale .

    I microquasar sono molto importanti per lo studio dei getti relativistici . I getti si formano vicino all'oggetto compatto e i tempi vicino all'oggetto compatto sono proporzionali alla massa dell'oggetto compatto. Pertanto, i quasar ordinari impiegano secoli per passare attraverso le variazioni che un microquasar sperimenta in un giorno.

    Microquasar degni di nota includono SS 433 , in cui le linee di emissione atomica sono visibili da entrambi i getti; GRS 1915+105 , con una velocità del getto particolarmente elevata e il luminosissimo Cygnus X-1 , rilevato fino ai raggi gamma ad alta energia (E > 60 MeV). Energie estremamente elevate delle particelle che emettono nella banda VHE potrebbero essere spiegate da diversi meccanismi di accelerazione delle particelle (vedi Accelerazione di Fermi e Meccanismo centrifugo di accelerazione ).

    Guarda anche

    Riferimenti

    link esterno