Rentgenová dvojhvězda

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Těsné dvojhvězdy, které vysílají rentgenové záření. Jejich rentgenové záření je brzdné záření – emitují podobně jako lékařský rentgen, v němž jsou elektrony urychlovány elektrickým potenciálem mezi katodou a anodou. V rentgenové dvojhvězdě jsou elektrony a ionty urychlovány gravitačním potenciálem mezi normální plazmovou hvězdou a degenerovanou hvězdou (bílým trpaslíkem, neutronovou hvězdou nebo černou dírou).

Rentgenová dvojhvězda se liší od ostatních těsných dvojhvězd v tom, že jedna z hvězdné dvojice je malá kompaktní degenerovaná hvězda. Takové hvězdy mají obrovskou gravitační potenciální energii GMR–1, neboť mají hmotnost M velkou – stejnou jako normální hvězdy – avšak jejich poloměr R je tisíckrát az milionkrát menší než poloměr normálních hvězd. Jinak řečeno, gravitační kráter degenerované složky rentgenové dvojhvězdy je velmi hluboký, takže částice, která do něj padá, získá velkou kinetickou energii. Při dopadu na degenerovanou hvězdu (nebo nejdříve na její akreční disk) se kinetická energie částice vyzáří jako rentgenový nebo gama-foton.

Z normální plazmové hvězdy uniká plazma dvojím způsobem. Buď z rozpínající se atmosféry vnitřním libračním centrem, nebo jako mohutný tok hvězdného větru.

Obsah

Typy rentgenových dvojhvězd

Rentgenové dvojhvězdy se podle hmotnosti „napájecí“ plazmové hvězdy dělí na dva typy:

  1. při velké hmotnosti (tj. 10–60 Mo) je plazmovou hvězdou obr nebo veleobr spektrální třídy O nebo B (např. Centaurus X-3, Cygnus X-1);
  2. při malé hmotnosti je nedegenerovanou složkou hvězda ze střední nebo spodní části hlavní posloupnosti.

Rentgenové záření některých dvojhvězd pulzuje (rentgenové pulzary). Je to způsobeno rotací degenerované hvězdy, od níž je rentgenové záření emitováno. Z normální hvězdy přepadává plazma na magnetosféru pulzaru a postupně urychluje jeho rotaci (předává mu moment hybnosti). Proto patří rentgenové dvojhvězdy k rychlým pulzarům. Známým příkladem je Cygnus X-3.

U velmi hmotných rentgenových dvojhvězd, u nichž „napájecí“ plazmovou hvězdou je Wolfova–Rayetova hvězda, dochází v nepravidelných intervalech k erupcím, při nichž se zářivost zvýší až 200×. Zatím není objasněno, zda příčinou je prudký „poryv“ hvězdného větru z „napájecí“ hvězdy, nebo náhlá změna v akrečním disku degenerované hvězdy či v jejím magnetickém poli.


Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje