X射线爆发源是一种会呈现周期性快速增加光度(通常是10或更高因次),且其峰值出现在电磁频谱X射线X射线联星。这种天文物理的系统是由吸积致密天体(通常是中子星,偶尔是黑洞)和一颗捐助者的主序星组成。捐助者的物质会落到中子星的表面并累积在那儿一阵子,直到氢融合成氦,并产生X射线。

担任捐助者的主序星在分类上既可以是高质量恒星(超过10太阳质量M))也可以是低质量恒星(少于1 1 M),构成的联星系统缩写为分别为HMXB和LMXB。X射线爆发源的观测不同于来自其它X射线瞬变源(像是X射线脉冲星软X射线暂现源),表现出急遽的上升时间(1-10秒),然后是软化的光谱(低温的黑体特性)。个别爆发能量的特征是全通量1039–40尔格[1]。相对于稳定吸积的中子星常态光度是1037尔格[2]

爆发天文物理学

联星中的捐助者进入洛希瓣(无论是由于很接近伴星,或是有较大的半径)时,它的物质会开始流失,并如同溪流般的流向中子星。恒星也可能通过超过爱丁顿极限引发的强烈恒星风而遭受质量损失,而其中一些物质会因为引力作用而吸积至中子星。在短的轨道周期和伴星质量巨大的情况下,这两种过程可能都有助于将伴星的物质转移到中子星。无论哪一种情况,来自捐助者表层的都是富含的物质。因为致密天体,像是中子星,有强大的重力场,物质朝向中子星落下时时都会有很高的速度,通常在途中也会与其它被吸积的物质碰撞,并因而形成吸积盘。在一颗X射线爆发源,这些来自伴星的物质可以在致密的中子星表面形成一层吸积物质。仅仅是几小时的累积和重力挤压,这些物质就可以开始核聚变。通常温度的增加(高于1 × 109 k),会造成热失控。这种恒星核合成的爆炸开始于热的碳氮氧循环,很快的就会进行Rp-过程,在几秒钟内吸积的物质就会烧尽,它提供的能量就是我们透过X射线望远镜观察到的明亮X射线闪光。理论显示,至少在某些情况下吸积的氢会持续不停的燃烧,造成累积的氦也会爆发。

X射线爆发源的行为类似复发新星。在致密天体是白矮星的情况下,持续的吸积氢,最后可能会产生失控的爆炸。

爆发的观测

因为在短时间内释放大量的能量,所以大部分的能量都是高能光子的形式,在这种情况下的X射线,理论上可说就是黑体。这种能量释放由太空望远镜观察到的是恒星光度的增加,被称为X射线爆发。因为我们大气层的透明度,在地面的天文台观察不到X射线。但是大多数观察到的X射线爆发都是一再复发的,因为每次爆发的强度都不是强大到可以破坏任何一颗的稳定或是轨道。许多的X射线爆发没有稳定的周期,可以是几个小时到几个月,要依据这些恒星的质量和联星之间的距离,以及增生物质的确切组成和吸聚率等因素。以观测结果而言,X射线爆发可以成两类,分别标示为I型II型。I型的X射线爆发有着明显的光度上升,伴随着缓慢的逐步下降。II型也有着明显和快速上升并且有间隔数分钟的脉冲。然而,迄今只观察到两个II型的X射线爆发,大多数的X射线爆发都是I型。爆发通量与持久性的通量比为α,范围从10至103,但通常都是上百的[1]。大多数从这些系统辐射出的X射线爆发会从数小时到数天,但在一些系统中会有多次延展性的爆发;在一些较少见的情况下会观察到尚无法解释的5-20分钟的反复微弱爆发[3]。缩写XRB可以是X射线爆发源(X-ray burster)或X射线爆发(X-ray burst)。

应用在天文学

由于中子星的质量决定爆裂时的光度,因此明亮的X射线爆裂可以说是标准烛光。因此,比较观测到的X射线通量与预测值的收益率,相对的可以得到较精确的距离。观测X射线爆裂,也可以测量中子星的半径。

相关条目

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 Lewin, Walter H. G.; van Paradijs, Jan; Taam, R. E. X-Ray Bursts. Space Science Reviews. 1993, 62 (3-4): 223–389. Bibcode:1993SSRv...62..223L. doi:10.1007/BF00196124. 
  2. ^ Ayasli, S.; Joss, P. C. Thermonuclear processes on accreting neutron stars - A systematic study. Astrophysical Journal. 1982, 256: 637–665. Bibcode:1982ApJ...256..637A. doi:10.1086/159940. 
  3. ^ Iliadis, Christian; Endt, Pieter M.; Prantzos, Nikos; Thompson, William J. Explosive Hydrogen Burning of 27Si, 31S, 35Ar, and 39Ca in Novae and X-Ray Bursts. Astrophysical Journal. 1999, 524: 434–453. Bibcode:1999ApJ...524..434I. doi:10.1086/307778.