Астронет > Рентгеновские барстеры

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

На сайте

Астрометрия

Астрономические инструменты

Астрономическое образование

Астрофизика

История астрономии

Космонавтика, исследование космоса

Любительская астрономия

Планеты и Солнечная система

Солнце

Рис.1.а Кривая блеска барстера MXB 1730335 (так называемый быстрый
барстер), интервал энергий 225 кэВ; б схематическая кривая блеска барстера (L X
постоянная светимость, L XB
светимость во время вспышки, t R время развития, t D время
затухания вспышки, t r временной интервал между вспышками).
Рис. 2. Серия вспышек "быстрого" барстера MXB 1730335 (среди частых вспышек видна
одна обычная вспышка - 1-го типа).

Рентгеновские барстеры
6.08.2001 0:00 | "Физическая Энциклопедия"/Phys.Web.Ru

Ренгеновские барстеры (барстеры) - вспыхивающие галактические рентгеновские источники с интервалом повторения вспышек от нескольких минут до нескольких десятков часов. Время развития вспышки $t_R\approx(0,1-5) c$ , время затухания $t_D\approx(3-100) c$ . Запись рентгеновской вспышки барстера МХВ 1730-335 (осуществленная аппаратурой советской ИСЗ "Астрон", 1983) приведена на рис. 1.
Рентгеновские барстеры открыты в 1975 методами рентгеновской астрономии (приборами спутников "ANS" и "Vela", США). По каталогу Массачусетсского технологического института барстеры обозначаются буквами MXB с добавлением цифр, указывающих их экваториальные координаты: $\alpha$ (часы, минуты), $\delta$ (градусы). Барстеры, обнаруженные японским ИСЗ, обозначаются буквами XB. К 1985 открыто свыше 30 барстеров. Восемь барстеров находятся в шаровых звёздных скоплениях, ещё семь отождествлены со слабыми звёздными объектами ( $m_V\approx17-18^m$ ), имеющими характерный ультрафиолетовый избыток излучения.

Большинство барстеров расположено в пределах 30 ${}^{\circ}$ от направления на галактический центр, что свидетельствует о принадлежности их к сферической подсистеме Галактики. Следовательно, если считать средние расстояние до барстера по порядку величины совпадающим с расстоянием до центра Галактики ( $\approx10 кпк$ ), то данные наблюдений позволяют оценить абсолютную рентгеновскую светимость барстера L_X во время вспышки ( $L_X\approx10^{37}-10^{38} эрг/c$ ) и полную энергию $\varepsilon_X$ излучения за это время в рентгеновском диапазоне ( $\varepsilon_X\approx10^{38}-10^{39} эрг$ ). Между вспышками (в спокойной фазе) барстеры является медленно меняющимися рентгеновскими источниками с $L_X\approx10^{36}-10^{37} эрг/c$ и энергией фотонов $\varepsilon\lt15 кэВ$ . Если для описания спектра рентгеновской вспышки принять Планка закон излучения, то радиус излучающей области составит $\approx10 км$ .
Интервал между вспышками t_r не остается постоянным, он меняется в пределах 350%. У одного из барстеров (MXB 1730-335) обнаружены два типа вспышек (рис. 2): вспышки с интервалами $\approx100 с$ (вспышки 2-го типа) прерываются раз в 34 ч обычной вспышкой (1-го типа). У вспышек 2-го типа t_R составляет несколько секунд, t_D - от нескольких секунд до минут. Для трех барстеров (MXB 1735 44, MXB 1837 + 0,5, MXB 1636 53) наблюдались как рентгеновские, так и оптические всплески излучения, близкие по продолжительности, но с запаздыванием $\tau \approx 3 с$ оптического всплеска относительно рентгеновского. Наличие оптического "эха" позволяет предположить, что Барстер - тесная двойная звёздная система, в которой рентгеновское излучение одного компонента поглощается и переизлучается в оптическом диапазоне другим компонентом, находящимся на расстоянии $\Delta{r}\sim{c}\tau\approx 10^11 см$ .
Анализ данных наблюдений позволил определить орбитальные периоды, которые у семи источников оказались меньше 10 часов. Принято, что барстеры представляют собой тесную двойную систему из красного карлика (с массой $M\le 1 M_\odot$ ) и нейтронной заезды. В такой системе красный карлик, заполнив в процессе эволюции полость Роша, начинает терять вещество, которое перетекает на нейтронную звезду (см. Эволюция звёзд, Аккреция).
В рамках данной модели рентгеновское излучение барстера в спокойной фазе обусловлено выделением гравитационной энергии вещества, аккрецируемого нейтронной звездой. Тепловая эволюция аккрецируемого слоя (до сгорания термоядерного топлива) определяется двумя процессами - адиабатическим сжатием вещества и его охлаждением за счет лучистой или электронной теплопроводности. Если в момент загорания водорода или гелия вещество вырождено, то развивается тепловая вспышка (см. Гелиевая вспышка), приводящая к быстрому увеличению температуры, что в свою очередь ускоряет процесс энерговыделения и способствует выделению за короткое время большого количества энергии, главным образом в виде рентгеновского излучения.
Существенным доводом в пользу термоядерной модели барстеров является наблюдательный факт, что у барстеров отношение $\alpha$ энерговыделения в период между вспышками (связанного с аккрецией) к энерговыделению во время всплеска рентгеновского излучения (термоядерный взрыв той же массы вещества) близко к 100. Такое же значение $\alpha$ следует из теории. Наряду с рентгеновскими барстерами обнаружены два гамма-барстера (т. е. источники повторяющихся всплесков $\gamma$ -излучения): 1) гамма-барстер, открытый 5 марта 1979 (обнаружено более 10 $\gamma$ -всплесков); 2) источник в созвездии Орла (обнаружены 3 $\gamma$ -всплеска). Теоретическая модель гамма-барстеров не разработана.

Глоссарий Astronet.ru

Публикации с ключевыми словами: рентгеновский барстер - барстер Публикации со словами: рентгеновский барстер - барстер
См. также: Черные дыры в двойных звездных системах Барстеры Барстер

Обсудить эту публикацию

Версия для печати