X-ray pulsar

X-ray pulsarer eller tilvækst-drevne pulsarer er en klasse af astronomiske objekter, der er X-ray kilder viser strenge periodiske variationer i røntgen-intensitet. X-ray perioder spænder fra så lidt som en brøkdel af et sekund til så meget som flere minutter.

Hvordan det virker

En X-ray pulsar består af en magnetiseret neutronstjerne i kredsløb med en normal stjernernes følgesvend og er en type af binært stjernesystem. Den magnetiske feltstyrke ved overfladen af ​​neutronstjernens er typisk omkring 10 Tesla, over en billion gange stærkere end styrken af ​​magnetfeltet målt ved jordens overflade.

Gas accreted fra stjernernes kammerat og kanaliseres af neutron stjerne magnetfelt på de magnetiske poler, der producerer to eller flere lokaliserede røntgen hot spots, svarende til de to nordlys zoner på Jorden, men langt varmere. På disse hotspots den indfaldende gassen kan nå halvdelen af ​​lysets hastighed, før det påvirker neutronstjerne overflade. Så meget gravitationel potentiel energi er frigivet af indfaldende gas, at de hotspots, som anslås til omkring en kvadratkilometer i området, kan være ti tusind gange eller mere lysende end Solen

Temperaturer på millioner af grader produceres så hotspots udstråler mest røntgenstråler. Som neutronstjernens roterer, er impulser af røntgenstråler observeret som hotspots flytte ind og ud af synsfeltet, hvis magnetiske akse hælder i forhold til spinaksen.

Gasforsyning

Gassen, der forsyner X-ray pulsar kan nå neutron star af en række forskellige måder, der afhænger af størrelsen og formen af ​​neutron stjernens omløbsbane og arten af ​​ledsagestjerne.

Nogle følgesvend stjerner af X-ray pulsarer er meget massive unge stjerner, som regel OB supergiants, der udsender en stråling drevet stjernernes vind fra deres overflade. Det neutronstjerne er nedsænket i vinden og kontinuerligt indfanger gas, der flyder i nærheden. Vela X-1 er et eksempel på denne form for system.

I andre systemer, neutronen stjerne kredser så tæt til sin følgesvend, at dens stærke tyngdekraft kan trække materiale fra følgesvend atmosfære ind i en bane rundt om sig selv, en masse proces overførsel kendt som Roche lobe overløb. Det optagne materiale danner en gasformig tilvækst skive og spiraler indad til i sidste ende falde ned på neutron stjerne som i det binære system Cen X-3.

For endnu andre typer af X-ray pulsarer, følgesvend stjerne er en Vær stjerne, der roterer meget hurtigt og tilsyneladende kaster en skive af gas omkring dens ækvator. Baner af neutronstjerne med disse kammerater er som regel store og meget elliptisk i form. Når neutron stjerne passerer i nærheden eller gennem Be skive af, vil det fange materiale og midlertidigt blive en X-ray pulsar. Den skive af omkring Be stjerne udvider og kontrakter for ukendte årsager, så disse er forbigående X-ray pulsarer, der observeres kun sporadisk, ofte med måneder til år mellem episoder af observerbare røntgen pulsering.

Spin adfærd

Radio pulsarer og X-ray pulsarer udviser meget forskellige spin-adfærd og har forskellige mekanismer, der producerer deres karakteristiske impulser, selv om det er accepteret, at begge former for pulsar er manifestationer af en roterende magnetiseret neutronstjerne. Rotationen cyklus af neutron stjerne i begge tilfælde er identificeret med puls periode.

De store forskelle er, at radio pulsarer har perioder i størrelsesordenen millisekunder til sekunder og alle radio pulsarer er ved at miste impulsmoment og bremse. I modsætning hertil X-ray pulsarer udviser en række af spin adfærd. Nogle X-ray pulsarer observeres at være konstant spinning hurtigere eller langsommere, mens andre viser enten lille ændring i puls periode eller vise uregelmæssig spin-down og spin-up opførsel.

Kan findes Forklaringen på denne forskel i den fysiske karakter af de to Pulsar klasser. Over 99% af radio- pulsarer er enkelte objekter, der udstråler væk deres rotationsenergi i form af relativistiske partikler og magnetisk dipol stråling lyser enhver nærliggende stjernetåger, der omgiver dem. I modsætning hertil X-ray pulsarer er medlemmer af binære stjernesystemer og tilvækst stof fra enten stjernernes vind eller tilvækst diske. Den accreted stof overførsler impulsmoment til neutronstjerne forårsager spin sats at øge eller mindske ved hastigheder, der ofte flere hundrede gange hurtigere end den typiske spin-ned sats i radio pulsarer. Præcis hvorfor X-ray pulsarer viser en sådan varieret spin-adfærd stadig ikke klart forstået.

Observationer

X-ray pulsarer observeres ved hjælp af X-ray teleskoper, der er satellitter i lavt kredsløb om Jorden, selv om der er foretaget nogle bemærkninger, for det meste i de tidlige år af X-ray astronomi, ved hjælp af detektorer båret af balloner eller raketsonder.

Opdaget i 1968, Krabbe pulsar var den første til at blive forbundet med en supernova rest. Den første X-ray pulsar at blive opdaget fra sin X-Ray emission alene var Centaurus X-3, i 1971 med Uhuru røntgen satellit.

  0   0
Forrige artikel Arthur Compton
Næste artikel Filer-11

Kommentarer - 0

Ingen kommentar

Tilføj en kommentar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Tegn tilbage: 3000
captcha