WWW.BOOK.LIB-I.RU
БЕСПЛАТНАЯ  ИНТЕРНЕТ  БИБЛИОТЕКА - Электронные ресурсы
 

«Рентгеновские звезды А. C. Медведев доклад на спецсеминар Бочкарева Введение Ренгеновскими звездами принято считать объекты имеющую большую ...»

Рентгеновские звезды

А. C. Медведев

доклад на спецсеминар Бочкарева

Введение

Ренгеновскими звездами принято считать объекты имеющую большую светимость в

ренгеновском диапазоне (Lx 1035 1040 erg/s) и компактные размеры (R 1Пк). !!!

слайд

История ренгеновских звезд начинается с обнаружения ренгеновского источника

Sco-X-1 в 1962 году. Далее начались запуски специализированных ренгеновских !!!

слайд

спутников (начиная с “Ухуру”), которы значительно увеличили количество ренгеновских источников. На данный момент имеется общирный наблюдательный материал (спектры, кривые блеска) в ренгеновском диапазоне, полученный с миссий RXTE, ASCA, Ginga, ROSAT и др. В том числе с высоким спекральным разрешением, приближающем ренгеновские спектры к оптическим (Chandra, XMM-Newton, Astro-E2).

Благодаря бурному развитию рентгеновской астрономии класс ренгеновских звезд стал необычайно широк, сюда входят ТДС с различными компактными объектами (НЗ, БК и ЧД), одиночные нейтронные звезды (пульсары), транзиентные источники (микроквазары и двойные системы с высоким эксцентриситетом). Кроме того совсем недавно был обнаружен новый класс — ультраяркие рентгеновские источники (ULX), природа которых до сих пор является предметом горячих дискуссий.

Типы объектов !!!

слайд Для объяснения столь высокой ренгеновской светимости при компактных размерах были предложены различные типов механизмов аккреции. Аккреция является самым очень эффективным механизмом переработки энергии вещества в излучение.

Светимость, возникающая в результате различных типов аккреции может быть оценена как MM = M c2 L=G R Поэтому одной из важнейших задач теории аккреции является получение темпа аккреции. Различных типов аккреции бывает много, это может быть сферическисимметричная аккреция, дисковая аккреция на компактные объекты различной природы, а также аккреция разной степени интенсивности. Каждый такой тип порождает определенный класс ренгеновских объектов с характерными свойствами. Рассмотрим их более подробно.

Классическая дисковая аккреция (Шакура, Сюняев) В двойной системе вещество, вытекающее из нормальной звезды и падающее на !!!

черную дыру, обладает относительно последней значительным моментом вращения, слайд препядствующим свободному падению вещества. Оно может упасть на черную дыру лишь при наличии эффективных механизмов отвода момента. Отдача момента сопровождается выделе

–  –  –

Для дисковой аккреции характерна слабая степенная зависимость интенсивности излучения от частоты J 1/31 при h kTmax При этом заметной оказывается и оптическая светимость черной дыры. Оценки пока- !!!

зывают, что для черных дыр с M = 10M даже при M = 109 M /yr можно ожидать слайд оптической светимости порядка солнечной. В действительности она может оказаться гораздо больше. Это связано с переработкой жесткого излучения центральных областей диска его внешними слоями.

С увеличением скорости аккреции линейно растет светимость, поднимается эффективная температура излучения, и при потоках M = 109 108 M /yr черная дыра становится мощной ренгеновской звездой со светимостью L 1037 1038 эрг/сек, излучающей также (за счет переизлучения жесткого ренгена периферийными областями диска) в оптической и УФ областях спектра.

Сверхкритическая аккреция: джеты, микроквазары, SS 433 Сверхкритические аккреционные диски формируются вокруг черных дыр (или ней- !!!

слайд тронных звезд) при темпе аккреции вещества на черную дыру, превышающем критическое значение, соответствующее эддингтоновскому пределу светимости. При сверхкритической аккреции сила давления излучения превышает силу гравитационного притяжения, при этом наблюдается мощное истечение вещества из областей, окружающих черную дыру. Впервые структура сверхкритического аккреционного диска была описана теоретически Н. И. Шакурой и Р. А. Сюняевым в 1973 г.





Сверхкритический режим наступает в случае черных дыр звездных масс в тесных двойных системах при темпах аккреции превышающих 107 масс Солнца в год, в случае сверхмассивных черных дыр в квазарах и ядрах галактик при темпе аккреции большем, чем 1 10 масс Солнца в год. Сверхкритические аккреционные диски наблюдаются в некоторых наиболее ярких квазарах. В нашей Галактике сверхкритический режим аккреции имеют некоторые рентгеновские новые — микроквазары, но транзиентно, т. е. в течение нескольких часов во время максимума вспышки. Постоянный (перманентный) сверхкритический аккреционный диск имеет уникальный объект SS433 — тесная двойная система, состоящая из сверхгиганта 20 масс Солнца и черной дыры 12 масс Солнца.

Сверхкритический аккреционный диск SS433 порождает мощный, также сверхкритический, ветер, истекающий со скоростью несколько тысяч км/с, кроме того, перпендикулярно диску выбрасываются две узкие коллимированные струи вещества со скоростью 80000 км/с. Аккреционный диск SS433 и, соответственно, струи "прецессируют"с периодом 163 дня, т. е. вращаются вокруг оси полного момента двойной системы, с амплитудой 20 градусов. Прецессия является следствием взрыва Сверхновой при образовании черной дыры, произошедшего около 100000 лет назад и разбалансировавшего моменты вращения компонентов. Эта прецессия создает уникальную возможность для исследования методом наблюдений сверхкритического диска, ветра и струй SS433. Релятивистские струи видны почти во всех доступных современной астрономии диапазонах (кроме -диапазона). В ренгеновском диапазоне наблюдает- !!!

слайд ся спекр, близкий к спектру тормозного излучения, кроме того присутствуют линии высокоионизованных элеметов от струй.

–  –  –

Если аккреция сферически-симметричная, то темп аккреции уменьшается примерно в два раза. К уменьшению темпа аккреции (а следовательно и количество возможных источников) приводят также влияние магнитосферы нейтронной звезды, разогрев вещества и т.д.

Кроме того ренгеновскими источниками, засчет влияния магнитных полей, могут !!!

слайд оказаться и одиночные черные дыры (процесс аккреции с учетом влияния магнитного поля, впервые стал рассматривать Шварцман). Например, Карпов показал, что процессы ускорения частиц за счет перезамыкания магнитных силовых линий приводят к формированию значительной нетепловой электронной компоненты аккреционного потока. Ее синхротронное излучение лежит в значительно более жестких диапазонах, чем стандартный шварцмановский оптический спектр, и полная светимость этой компоненты всего в несколько раз меньше оптической, причем ее роль возрастает с уменьшением темпа аккреции. Потому одиночные черные дыры могут являться не только оптическими, как предполагал Шварцман[12], но и рентгеновскими источниками, вполне доступными современным космическим телескопам. Так, напри- !!!

слайд мер, близкими одиночными черными дырами могут оказаться некоторые объекты типа BL Lac, особенно не показывающие пространственной структуры при радионаблюдениях с высоким разрешением. Однако поиск таких объектов до сих пор не принес результатов.

Другие типы рентгеновских звезд Транзиентные источники, рентеновские новые.

Транзиент, или рентгеновская новая — это рентгеновская звезда, которая внезапно вспыхивает в каком-либо участке неба, где она раньше не наблюдалась. Интенсивность излучения такой звезды возрастает с характерным временем порядка недели, а затем блеск звезды постепенно, за несколько месяцев, падает до уровня фона. Кривая блеска рентгеновского транзиента удивительно напоминает кривую оптического блеска новой. Блеск транзиента в момент максимума вспышки может значительно превышать яркость самых мощных постоянных рентгеновских источников.

Общепринятое сейчас объяснение этого явления было предложено А. И. Цыганом. Рентгеновские новые — это двойные системы, но с большим эксцентриситетом. Пока нейтронная звезда находится далеко от оптического компонента, скорость истечения вещества из нормальной звезды невелика и соответственно мал поток возникающего в результате аккреции рентгеновского излучения. Как только нейтронная звезда входит в периастр (то есть подходит близко к нормальной звезде), из-за уменьшения расстояния между звездами и соответствующего возрастания гравитационного воздействия нейтронной звезды на оптический компонент мощность истечения резко возрастает, увеличивается темп аккреции и соответственно резко растет рентгеновский поток. В области периастра расстояние между звездами настолько мало, что значительная доля рентгеновского потока может перехватываться оптической звездой. Это перехваченное рентгеновское излучение обеспечивает дополнительный подогрев атмосферы нормальной звезды, в результате чего ее блеск может возрасти во много раз.

Аккреция на белый карлик Вырожденные карлики в тесных двойных системах образуют широкий класс звезд, известный как взрывные переменные (Cataclysmic variables). Они делятся на следующие четыре группы: новые, повторные новые, карликовые новые и новоподобные. Эти группы отличаются энерговыделением, амплитудой и частотой вспышек.

От многих взрывных переменных зарегистрировано рентгеновское излучение, которое возникает в результате аккреции на белый карлик вещества, перетекающего из нормального компонента двойной системы. Вспышки происходят за счет резкого падения вещества на поверхность белого карлика. До сих пор идут споры о том, каким образом происходит столь резкий отвод углового момента. Здесь имеются две гипотезы: первая, что потеря углового момента осуществляется за счет магнитной вязкости, а вторя — за счет спиральных ударных волн. В последнее время среди взрывных переменных особый интерес вызывает недавно обнаруженный класс звезд типа АМ Геркулеса (Her). Они выделяются большой поляризацией оптического излучения, достигающей нескольких десятков процентов. В спектрах этих звезд наблюдаются сильные эмиссионные линии, вид которых изменяется с периодом, равным орбитальному периоду двойной системы. От этих звезд зарегистрированы потоки пульсирующего рентгеновского и даже мягкого гамма-излучения. Хотя установлено, что они обусловлены главным образом очень сильным магнитным полем белых карликов, входящих в тесные двойные системы (по разным оценкам, напряженность поля составляет 107 108 Гс), детальное объяснение пока отсутствует. Во всем мире продолжается интенсивное исследование этих объектов.

Ренгеновские барстеры Явление барстеров — это внезапное возрастание рентгеновской интенсивности за время порядка нескольких секунд или даже меньше. Затем происходит понижение интенсивности с характерным временем в несколько десятков секунд (несколько минут). Светимость барстера в максимуме сравнима со светимостью самых ярких рентгеновских источников в нашей Галактике. Общий интегральный поток во вспышках имеет типичное значение fx 108 107 egr/m2 s, что для расстояния 10 кпк дает значение светимости Lx 1037 1038 эрг/с. Таких вспышек одного источника может быть несколько, временной промежуток между вспышками порядка нескольких часов, а иногда и дней. Такие вспышки называются вспышками I типа. Сейчас известно более 30 таких медленных барстеров. Медленные барстеры находятся вблизи галактического экватора и концентрируются к галактическому центру, входя в группу рентгеновских источников так называемого галактического горба (балджа). Эта группа насчитывает примерно 70 источников, из которых детально исследованы далеко не все.

Барстеры, как правило, имеют мягкий рентгеновский спектр (kT 3 10 КэВ), у них отсутствуют периодические пульсации излучения. Существуют сильные аргументы в пользу того, что эти источники являются нейтронными звездами, а не белыми карликами или черными дырами. Основной аргумент состоит в том, что спектры вспышек с хорошей степенью точности оказываются планковскими. С учетом того, что примерно семь барстеров надежно отождествлены с шаровыми скоплениями, а для других барстеров имеются довольно разумные оценки их расстояний, оказывается возможным определение радиуса излучающей области. Его значение 7 км, что близко к величинам радиусов нейтронных звезд. Наличие мягкого рентгеновского спектра и отсутствие периодических пульсаций могут быть связаны с тем обстоятельством, что у нейтронных звезд таких источников нет сильного магнитного поля.

Вспышки барстеров происходят, как правило, на фоне слабо модулированного потока излучения. Интересно, что соотношение проинтегрированных за один час вспышечного и постоянного потоков составляет 8 процентов. Это почти точно соответствует отношению ядерной энергии связи (8 МэВ) к гравитационной энергии протона, выделяемой при аккреции ( 130 МэВ). Вот почему считается, что вспышки происходят в результате ядерного горения в оболочке нейтронной звезды вещества, накопленного в результате аккреции. Термоядерная вспышка накопленного вещества может реально объяснить наблюдательные свойства барстеров. Наиболее подходящий материал для вспышки - гелий. Однако и горение водорода играет немаловажную роль.

Ультраяркие ренгеновские источники(ULX) В последнее время появляется все больше научных статей о т.н. ультрамощных рентгеновских источниках (ULX - ultra luminous X-ray sources). Интерес вызван тем, что количество наблюдательных данных по этим источникам растет, а вот природа объектов остается неясной.

Мы уже указывали причины по которым могут возникать рентгеновские источники большой светимости. В первую очередь — аккреция. (Напомним, что эффективность аккерции может достигать 40 процентов от mc2, что в десятки раз выше эффективности термоядерного горения.

) Однако если темп аккреции слишком велик (а, следовательно, велика и светимость), то давление излучения оказывается больше, чем сила тяготения, и все вещество уже не может упасть на поверхность компактного объекта. Одновременно спектр излучения смещается в мягкую область, так как рентген поглощается и перерабатывается в окружающей компактный объект оболочке. Поэтому для каждого объекта существует некоторый предел светимости. Предельная светимость называется эддингтоновской (т.к. впервые эту проблему рассмотрел Артур Эддингтон). Она пропорциональна массе компактного объекта и для 1M равна 1.31038 эрг/с. Если мы видим рентгеновский источник со светимостью порядка Lx = 1039 эрг/с, то следует думать, что в этом источнике находится существенно более массивный объект, чем стандартная нейтронная звезда (с типичной массой 1.4M ). А если светимость превышает Lx = 1040 1041 эрг/с, то даже для типичной черной дыры с массой 7-10 масс Солнца это очень много. Отсюда и возникает ультра- в названии данного типа источников.

История таки началась в 80-е гг. Тогда с помощью спутника Einstein ученые смогли получать изображения точечных источников в других галактиках.

Если известно расстояние до галактики, то по измеренному потоку можно немедленно получить оценку светимости:

L = 4D2 f где D — расстояние, а f — поток. Оказалось, что среди прочих наблюдаются объекты со светимостью 1039 эрг/с. В начале (поскольку разрешение приборов было еще недостаточно хорошим) считали, что источники находятся в центрах галактик.

Однако довольно быстро удалось выяснить, что это не так, т.е. они не являются каким-то подвидом активных ядер. Уже ROSAT показал целый зоопарк ультрамощных источников, находящихся вне ядер галактик.

С самого начала было высказано несколько гипотез о том, какие объекты могут скрываться за общим названием “ультрамощные источники”: от остатков сверхновых до плотных скоплений более слабых источников. Окончательной ясности с природой ультрамощных источников нет до сих пор.

В нашей Галактике аккрецирующие объекты со светимостью в спокойном состоянии (т.е. не во время вспышечной активности) 1039 неизвестны, т.е. близкого примера ультрамощного источника мы не видим. Зато в соседних они наблюдаются во все возрастающем количестве. Попробуем перечислить основные современные гипотезы о природе ультрамощных рентгеновских источников, и кратко обсудим их.

Основных гипотез о природе УМИ (ультрамощных источников) три:

1. Это просто далекие фоновые источники.

Возможно, что мы видим далекие активные ядра галактик, которые просто так удачно спроецировались, что мы наблюдаем их сквозь более близкие галактики. В этом случае никакой загадки нет: мы просто неверно рассчитываем светимость, т.к. считаем, что объект находится в наблюдаемой галактике, а на самом деле это далекая сверхмассивная черная дыра — сердце далекого квазара. Т.е. в формуле (1) мы неверно оценили расстояние.

Однако, хотя для части наблюдаемых источников это может быть верно, тем не менее для всех УМИ такое простое объяснение не подходит: слишком мала вероятность случайной проекции на довольно необычную область (например, область звездообразования или шаровое скопление). Данный вариант объяснения важен для эллиптических галактик, где трудно ожидать появления молодых аккрецирующих систем с черными дырами.

2. Мы видим джет, направленный прямо на нас.

Обычно светимость рассчитывают в предположении сферически-симметричного излучения. Но не стоит забывать про то, что излучение может быть направленным. Это особенно вероятно в случае дисковой аккреции. В этом случае вещество втекает в экваториальной плоскости компактного объекта, а избыток падающей материи выбрасывается в виде двух струй в перпендикулярном диску направлении. Если возникает струя вещества и излучения (джет), и мы смотрим близко к оси джета, то мы будем видеть большой поток излучения.

Если же мы не учтем этот факт, то при пересчете на полную светимость мы получим существенно завышенное значение. Т.е. в формуле (1) мы неверно используем поток (он различен в разных направлениях, а потому нельзя просто умножать на 4).

Эта гипотеза хороша тем, что все можно объяснить без экзотики обычными нейтронными звездами и черными дырами: реальная полная светимость окажется на уровне 1038 1039 эрг/с, а регистрировать мы будем мощный поток, идущий вдоль оси джета.

3. Аккреция на черные дыры промежуточных масс.

Пожалуй, это самая интригующая возможность. Если светимость велика, и мы не хотим иметь проблемы с эддингтоновским пределом, то можно предположить, что просто масса аккретора велика. Действительно, если светимость составляет 1041 эрг/с, то это вполне объяснимо при массе компактного объекта, равной 1000




Похожие работы:

«Кудинова Мария Андреевна СОБАКА В КУЛЬТУРАХ ЭПОХИ НЕОЛИТА И БРОНЗОВОГО ВЕКА НА ТЕРРИТОРИИ КИТАЯ Том 1 Специальность 07.00.06 – археология ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата исторических наук Научные руководители: доктор исторических наук, профессор, академик Молодин Вячеслав Иванович; кандидат исторических наук,...»

«ОТЕЧЕСТВЕННАЯ ИСТОРИЯ Рабочая программа для студентов исторического отделения ПРОГРАММА ЛЕКЦИОННОГО КУРСА Часть 1. ОТЕЧЕСТВЕННАЯ ИСТОРИЯ С ДРЕВНЕЙШИХ ВРЕМЕН ДО НАЧАЛА XVII ВЕКА 1-й курс, первый семестр Лектор – канд. ист. наук...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования "ИРКУТСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ" ФГБОУ ВО "ИГУ" Кафедра конституционного права и теории...»

«Ефремова-Шершукова Надежда Александровна НЕМЦЫ КАЗАХСТАНА: ДЕПОРТАЦИЯ, СПЕЦПОСЕЛЕНИЕ, РЕАБИЛИТАЦИЯ Специальность 07.00.02 – Отечественная история АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата исторических наук Томск – 2009 Работа в...»

«Могильников Евгений Владимирович учитель истории и обществознания Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение Рощинская средняя общеобразовательная школа №17 Курагинского района Красноярского края ПАСПОРТ УЧЕБНОГО ЗАНЯТИЯ Предмет история Класс 6 Тема учебного занятия Золотая Орда...»

«История современной России: поиск и обретение свободы (1985–2008) Г. И. Герасимов История современной России: поиск и обретение свободы (1985–2008) учебное пособие для вузов Г. И. Герасимов История совре...»

«ПРОГРАММА-МИНИМУМ кандидатского экзамена по специальности 08.00.01 "Экономическая теория" по экономическим наукам ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ Согласно паспорту специальности 08.00.01 "Экономическая теория", программа кандидатского экзамена состоит из четырех обязательных разделов...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ЖЕЛЕЗНОДОРОЖНОГО ТРАНСПОРТА Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Уральский государственный университет путей сообщения" (ФГБОУ ВПО УрГУПС) Кафедра "Философия и история" Основная образовательная программа...»








 
2017 www.book.lib-i.ru - «Бесплатная электронная библиотека - электронные ресурсы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.