X ışını patlaması

X-ışını patlayıcıları, elektromanyetik spektrumun X-ışını bölgesinde tepe noktasına ulaşan, ışıma gücünde periyodik ve hızlı artışlar (genellikle 10 kat veya daha fazla) sergileyen X-ışını patlamaları gösteren bir X-ışını ikilisi sınıfıdır. Bu astrofiziksel sistemler, üzerine madde yığılan bir nötron yıldızı ile bir anakol yoldaş (verici) yıldızdan oluşur. Tip I ve Tip II olarak adlandırılan iki tür X-ışını patlaması vardır. Tip I patlamalar kontrolsüz termonükleer tepkimelerden (termonükleer kaçış) kaynaklanırken, Tip II patlamalar yığılma sırasında açığa çıkan kütleçekimsel (potansiyel) enerjinin salınımından ileri gelir. Tip I (termonükleer) patlamalarda, verici yıldızdan aktarılan kütle nötron yıldızının yüzeyinde birikir ve en sonunda tutuşup bir patlamayla füzyona uğrayarak X-ışınları üretir. X-ışını patlayıcılarının davranışı, tekrarlayan novaların davranışına benzer. Tekrarlayan novalarda sıkışık cisim, üzerine maddesini yığan ve en sonunda patlamalı bir yanmaya uğrayan hidrojen biriktiren bir beyaz cücedir.

Daha geniş bir sınıf olan X-ışını ikililerinin sıkışık cismi ya bir nötron yıldızı ya da bir karadeliktir. Ancak bir X-ışını patlamasının yayılmasıyla birlikte sıkışık cisim doğrudan bir nötron yıldızı olarak sınıflandırılabilir; çünkü karadeliklerin katı bir yüzeyi yoktur ve yığılan tüm madde olay ufkunu geçerek kaybolur. Bir nötron yıldızına ev sahipliği yapan X-ışını ikilileri, verici yıldızın kütlesine bağlı olarak daha alt gruplara ayrılabilir: Sırasıyla HMXB ve LMXB olarak kısaltılan, yüksek kütleli (10 Güneş kütlesinin üzerinde (M_☉)) veya düşük kütleli (1 M_☉'den az) X-ışını ikilileri.

X-ışını patlamaları tipik olarak keskin bir yükselme süresi (1–10 saniye) ve ardından spektral yumuşama (soğuyan kara cisimlerin bir özelliği) sergiler. Nötron yıldızı üzerine kararlı yığılma için 10³⁰ W mertebesinde olan kararlı ışıma gücüne kıyasla, bireysel patlama enerjisi 10³²–10³³ joule'lük entegre (toplam) bir akı ile karakterize edilir.^[1]^[2] Bu nedenle, patlama akısının kalıcı akıya oranı olan α değeri 10 ile 1000 arasında değişmekle birlikte tipik olarak 100 mertebesindedir.^[1] Bu sistemlerin çoğundan yayılan X-ışını patlamaları saatlerden günlere kadar değişen zaman ölçeklerinde tekrarlanır. Bazı sistemlerde daha uzun tekrarlanma süreleri görülürken, 5–20 dakika arasındaki tekrarlanma sürelerine sahip zayıf patlamalar henüz açıklanamamış olmakla birlikte sıradışı bazı durumlarda gözlemlenmektedir.^[3] XRB kısaltması hem cismi (X-ışını patlayıcısı) hem de ilişkili emisyonu (X-ışını patlaması) ifade etmek için kullanılabilir.

Ayrıca bakınız

Gama ışını patlaması

Kaynakça

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

Yıldız ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz.

[lewin93-1] 1 2 Lewin, Walter H. G.; van Paradijs, Jan; Taam, Ronald E. (1993). "X-Ray Bursts". Space Science Reviews. 62 (3–4): 223–389. Bibcode:1993SSRv...62..223L. doi:10.1007/BF00196124.

[2] Ayasli, Serpil; Joss, Paul C. (1982). "Thermonuclear processes on accreting neutron stars - A systematic study". Astrophysical Journal. 256: 637–665. Bibcode:1982ApJ...256..637A. doi:10.1086/159940 .

[3] Iliadis, Christian; Endt, Pieter M.; Prantzos, Nikos; Thompson, William J. (1999). "Explosive Hydrogen Burning of ²⁷Si, ³¹S, ³⁵Ar, and ³⁹Ca in Novae and X-Ray Bursts". Astrophysical Journal. 524 (1): 434–453. Bibcode:1999ApJ...524..434I. doi:10.1086/307778 .

[1]

[2]

[3]