• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Rentgenowskie układy podwójne



    Podstrony: 1 [2] [3]
    Przeczytaj także...
    Akrecja – w astronomii terminem tym określa się opadanie rozproszonej materii na powierzchnię ciała niebieskiego w wyniku działania grawitacji. Zjawisku temu może towarzyszyć wydzielanie dużej ilości energii w postaci promieniowania elektromagnetycznego, gdy opadająca materia wyświeca część utraconej grawitacyjnej energii potencjalnej. Szczególnie widowiskowa jest akrecja na obiekty zwarte – białe karły, gwiazdy neutronowe czy czarne dziury. Uważa się, że mechanizmem „zasilającym” aktywne jądra galaktyk jest właśnie akrecja materii na supermasywną czarną dziurę.Mikrokwazar – obiekt podobny do kwazara, ale dużo mniejszy. Mikrokwazary to gwiazdowe układy podwójne w naszej Galaktyce o wielu wspólnych cechach z kwazarami. Wykazują silną i zmienną emisję radiową, widoczny relatywistyczny dżet, i często efekt pozornej nadświetlnej ekspansji dżetu. Znaczną część energii emitują w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Są to jednak obiekty gwiazdowe, składające się z gwiazdy oddającej masę oraz gwiazdy zwartej – gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury - na którą gaz opada za pośrednictwem dysku akrecyjnego. Można je uważać za radiowo głośne układy rentgenowskie. Od kwazarów różnią się masą – czarne dziury w aktywnych galaktykach mają masę miliona lub nawet miliarda mas Słońca, a mikrokwazary – obiekt centralny o masie do kilkunastu mas Słońca. Różnią się także źródłem opadającej materii – w kwazarach jest to materia galaktyki macierzystej, w mikrokwazarach towarzysz. W obu typach obiektów zachodzą podobne procesy, jednak ze względu na wielokrotnie mniejszą masę przebieg tych samych zjawisk jest wielokrotnie szybszy w mikrokwazarze: zjawiska zachodzące w mikrokwazarze w skali jednego dnia w kwazarze zajdą na przestrzeni tysięcy lat.

    Rentgenowskie układy podwójne – klasa gwiazd podwójnych charakteryzujących się silną emisją promieniowania w zakresie rentgenowskim. Układ tworzy gwiazda zwarta - czarna dziura lub gwiazda neutronowa oraz towarzysz - gwiazda ciągu głównego. Emisja rentgenowska powstaje w wyniku opadania materii, czyli jej akrecji na gwiazdę zwartą, o silnym polu grawitacyjnym, co powoduje ogrzanie opadającej materii do wysokich temperatur, rzędu 10 K a nawet wyższych. Znanych jest kilkadziesiąt takich układów w naszej Galaktyce. Najjaśniejszym przedstawicielem tej klasy gwiazd jest źródło Cygnus X-1 (Cyg X-1).

    Pulsar rentgenowski – typ rentgenowskiego układu podwójnego składający się z gwiazdy neutronowej o bardzo silnym polu magnetycznym i gwiazdy ciągu głównego.Promieniowanie rentgenowskie (promieniowanie rtg, promieniowanie X, promienie X) – rodzaj promieniowania elektromagnetycznego, które jest generowane podczas wyhamowywania elektronów. Długość fali mieści się w zakresie od 10 pm do 10 nm. Zakres promieniowania rentgenowskiego znajduje się pomiędzy nadfioletem i promieniowaniem gamma.

    Spis treści

  • 1 Klasyfikacja
  • 2 Z punktu widzenia masy towarzysza
  • 3 Z punktu widzenia zmienności
  • 4 Widma energetyczne a zmienność układów rentgenowskich


  • Podstrony: 1 [2] [3]



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Oscylacje kwaziperiodyczne – zjawisko z dziedziny astronomii rentgenowskiej polegające na zmienności emisji promieniowania ze źródeł rentgenowskich z określonymi częstotliwościami. Częstotliwości te wyznacza się badając widmo mocy szeregu czasowego sygnału emitowanego przez źródło. Jeśli zależność widma mocy od częstotliwości jest opisana funkcją potęgową, mamy do czynienia z szumem. Oscylacja uwidacznia się jako wyraźny pik w widmie mocy na określonej częstotliwości. Charakterystyczne dla niskoczętotliwościowych oscylacji kwaziperiodycznych w małomasywnych podwójnych układach rentgenowskich są: częstotliwość centroidu piku między 5 a 60 Hz, szerokość piku wynosząca około połowy wartości częstotliwości centroidu, amplituda ok. 1-10% natężenia. Oscylacje te utrzymują się przez co najmniej 10000 cykli (van der Klis M., 1989, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 27, 517). Obserwacje satelity RXTE pokazały istnienie oscylacji kwaziperiodycznych o wysokich częstotliwościach, aż do 1000 Hz. Stwierdzono też obecność podwójnych pików w przypadku oscylacji niektórych źródeł (np. Sco X-1, van der Klis M., 1997, Astrophysical Journal Letters, 481, 97).
    Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna nazywana jest też po prostu Galaktyką. Ale wtedy dla odróżnienia od innych galaktyk pisana wielką literą "G". Zawiera od 100 (według starszych szacunków) do 400 miliardów (według nowszych szacunków) gwiazd. Ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 1000 lat świetlnych.
    Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego, z uwagi na wpływ grawitacji, nic, łącznie ze światłem, nie może opuścić. Zgodnie z ogólną teorią względności, do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana horyzontem zdarzeń, która wyznacza granicę bez powrotu. Nazywa się ją "czarną", ponieważ pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont, nie odbijając niczego, zupełnie jak ciało doskonale czarne w termodynamice. Mechanika kwantowa przewiduje, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze. Temperatura ta jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować w wypadku czarnych dziur o masie gwiazdowej bądź większych.
    Berster rentgenowski (ang. x-ray burster) – klasa ciasnych układów podwójnych, w których jeden składnik jest zwykłą gwiazdą podobną do Słońca, a drugi gwiazdą neutronową. W układach tych o jasności ponad 10 erg/s (czyli 10 J/s) gwiazda-Słońce wypełnia powierzchnię Roche’a i traci materię przez wewnętrzny punkt Lagrange’a. Spływająca materia osiada na gwieździe neutronowej poprzez dysk akrecyjny. Materia ta gromadzi się na powierzchni gwiazdy neutronowej i po przekroczeniu przez otoczkę pewnej masy krytycznej następuje wybuch termojądrowy. Stąd pochodzi nazwa – berster – od angielskiego określenia burst („wybuch”). W czasie wybuchu trwającego od 10 do 100 sekund wyzwolona jest olbrzymia energia, typowo rzędu 10 – 10 erga (10 – 10 J), a materia zwykle pozostaje na powierzchni gwiazdy neutronowej, choć stosunkowo niewielka (czynnik 2) ekspansja otoczki jest również obserwowana w najbardziej energetycznych berstach. Dlatego te eksplozje widoczne są przede wszystkim w zakresie rentgenowskim promieniowania elektromagnetycznego.
    Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.
    Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton .
    Scorpius X-1 (Sco X-1, Skorpion X-1) – źródło promieniowania rentgenowskiego, odległe od Ziemi o około 9000 lat świetlnych (2800 ± 300 parseków). Nie licząc Słońca, jest to najjaśniejsze źródło rentgenowskie na naszym niebie: jego moc promieniowania wynosi 2,3×10 W, co stanowi ponad 60 tysięcy razy więcej niż moc promieniowania Słońca. Źródło zostało odkryte w roku 1962 przez zespół pod kierunkiem Riccardo Giacconiego z Cambridge. Obserwacje wykonał detektor rentgenowski wystrzelony na pokładzie rakiety Aerobee, który miał za zadanie zbadać emisję rentgenowską Księżyca. Skorpion X-1 został pierwszym odkrytym źródłem rentgenowskim znajdującym się poza Układem Słonecznym w gwiazdozbiorze Skorpiona. Po raz pierwszy zaobserwowany wizualnie w 1966. Kolejne obserwacje pozwoliły na zidentyfikowanie optycznego odpowiednika tego źródła jako słabej gwiazdy zmiennej (V818 Scorpii).

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.01 sek.