Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- Rentgen dumanlıqları.
- Ulduzəmələgəlmə baş verən qalaktikalar.
- Aktiv nüvəli qalaktika və kvazarlar.
- Qalaktika topaları.
- Rentgen pulsarları.
- Kiçik kütləli qoşa rentgen mənbələr - Low-Mass X-ray Binaries (LMXB).
- Tranziyentlər.
- Kataklizmik dəyişən ulduzların rentgen şüalanması.
- Maqnit sahəsi 10 8 Gs –a çatan polyarlar
79 şüalanmasından alınır. Daha sərt rentgen oblastında isə bu şüalanma zəif və ayırd edilməmiş obyektlər tərəfindən yaradılır. Qalaktikada fon şüalanmasının tam işıqlığı ∼10 38
Rentgen dumanlıqları. Yüksək işıqlığa malik ulduzların yaratdığı ulduz küləyi ilə OB assosiasiyalarda ulduzlararası mühitin qarşılıqlı təsirindən rentgen şüalanması yarana bilər. 13-15 yüksək işıqlıqlı O və WR tipli ulduzlar bir topada ∼10
35 erq/san rentgen işıqlığı yarada bilər.
Belə mənbələrdə çoxlu sayda isti cavan ulduzlar və ifratnəhəng qalıqları mövcuddur, ona görə də yüksək rentgen şüalanma mənbələridir. Rentgen oblastında bu qalaktikaların işıqlığı ∼10
41 erq/san çatır. Aktiv nüvəli qalaktika və kvazarlar. Çox ehtimal ki, seyfert qalaktikalarının və kvazarların rentgen şüalanması onların nüvəsində yerləşmiş ifratböyük kütləli qara çuxurların ətrafında yaranan akkresiya disklərində baş verir. Seyfert qalaktikalarından kvazarlara doğru rentgen işıqlığı 10 42 erq/san-dən 10 47 erq/san-yə qadar artır. Radioqalaktikaların rentgen şüalanması onların nüvəsindən atılmış qızmar elektron buludları tərəfindən yaranır. Belə qalaktikalarda rentgen işıqlığı ∼10
43 erq/san tərtibində olur. Əksər aktiv nüvəli qalaktika və kvazarların rentgen şüalanması qüvvət funksiyası kimi ifadə olunur və çox güman ki, tərs Kompton effekti hesabına yaranır. Qalaktika topaları. Qalaktika topalarının rentgen şüalanması qalaktikalararası mühitdə temperaturu 10 7 -10 8 K çatan qızmar qazla bağlıdır. Belə qazın topalarda işıqlığı L
∼ 10
43 erq/san təşkil edir. Qızmar qaz qalaktikalar formalaşdığı dövrdə yaranmışdır, lakin çox seyrək olduğundan çox yavaş sürətlə soyumaqdadır. Rentgen pulsarları. Qoşa sistemdə maqnit sahəsinin intensivliyi H ∼ 10
– 10 14 Gs – a çatan neytron ulduzun səthinə digər komponentdən 80
axan maddə, maqnit sahəsinin qüvvə xətləri boyunca ulduzun maqnit qütblərinə toplanır. Maqnit qütbləri fırlanma qütbləri ilə üst-üstə düşmür. Belə ulduzun fırlanması nəticəsində periodik olaraq rentgen impulsları müşahidə olunur. Presessiya və ya tutulmalar nəticəsində də ümumi işıqlıq dəyişə bilər. Belə sistemlərdə işıqlıq Eddinqton həddindən çox ola bilər, çünki plazma qravitasiya ilə deyil maqnit sahəsi ilə tutulub saxlanır. İşıqlıq belə mənbələrdə 10 35 –dən 10 39
erq/san – yə çatır. Barsterlər. Neytron ulduzun maqnit sahəsi kiçik olarsa rentgen pulsarı müşəhidə olunmur. Adi vəziyyətdə akkresiya diski şüalandırır, lakin neytron ulduz səthinə toplanan maddə kritik həddə çatarkən termonüvə reaksiyası baş verir, nəticədə hidrogenlə zəngin olan maddə heliuma və digər ağır elementlərə çevrilir. Bu da 4-12 saatdan bir rentgen alışmaların baş verməsinə səbəb ola bilər. Bundan əlavə, bəzi barsterlərdə (MXB 1730-335) ikinci növ daha tez-tez və 20-400 san intervali ilə alışmalar baş verir ki, bu da akkresiya diskinin qərarlaşmaması ilə bağlı ola bilər. Barsterin işıqlılığı alışma zamanı 10 38 erq/san, sakit halda isə 10 36 -10
37 erq/san ola bilər. Alışma zamanı ondan qabaqki sakit vəziyyətə nisbətən 100 dəfə az ener$i ayrılır, çünki tipik neytron ulduza akkresiya vaxtı bir nuklona termonüvə reaksiyasından 100 dəfə çox potensial qravitasiya ener$isi ayrılır. Alışmalar bir neçə dəqiqə davam edir və alışmadan öncəki sakit hal nə qədər uzun sürərsə, alışma da bir o qədər güclü olur. 50- yə qədər barster məlumdur, bunlardan 6-sı kürəvi ulduz topalarında yerləşir. 4.7.2-ci şəkildə tipik barster alışmasının qrafiki verilmişdir.
cyg X-1 və bu kimi mənbələr həm çox kiçik zaman kəsiyində (millisaniyələrlə), həm də çox böyük zaman intervalında (aylar, illər) sürətli parlaqlıq dəyişmələri göstərirlər. cyg X-1 böyük kütləli rentgen qoşa ulduzlar sinfinə aiddir. Bu sistemdə
81 isti ulduz O-B-A spektral sinfinə məxsus nəhəng və ya ifratnəhəng ulduz olub ulduz küləyi vasitəsilə öz maddəsini itirməkdədəir. İkinci komponent kompakt neytron ulduzu və ya qara çuxurdan ibarətdir, elə bu komponent də rentgen şüalanması mənbəyidir. Sistemdə optik ulduz A9 spektral sinifli ifratnəhəng HD 226868-dir. Rentgen işıqlığı ∼ 10 37
Şəkil 4.7.2. Alışan rentgen mənbəyinin işıq əyrisi
komponentin kütləsi M ∼ 5-6 M - dir. Bir neçə belə sistem məlumdur.
doldurmuş qırmızı cırtdan (bəzən qırmızı nəhəng) olduğundan, ondan ikinci kompakt neytron ulduza maddə axır. Mənbələr təxminən 10 38
erq/san işıqlığa malikdirlər. Bunlara tipik misal Cyg X-3, Sco X-1 ola bilər.
82
Bundan başqa, işıqlığı ∼ 10
34 erq/san olan zəif mənbələr də mövcuddur. Bunlar da, çox ehtimal ki, elə həmin qırmızı cırtdanlardan ibərətdir. Zəif rentgen mənbələrindən biri də çox populyar olan SS433 mənbəyidir.
Sabit rentgen mənbələri ilə yanaşı arabir alışan və sonra sönən rentgen mənbələrinə də rast gəlinir. Onlardan bəzilərinin parlaqlığı nisbətən sabit rentgen şüalanması verən ən parlaq Sco X-1 mənbəyininki qədərdir. Belə mənbələr tranziyentlər adlandırılmışlar. Tranziyentlər sürətli və yavaş ola bilər. Yavaş tranziyentlərdə alışma bir neçə həftə və ay çəkə bilər. Sürətlilərdə isə alışma bir neçə saat və ya gün davam edə bilər. Yavaş sürətli tranziyentlər, həm də yavaş yenilər adlanır. Bunlar kiçik kütləli rentgen sistemlər olub 10-50 ildən bir akkresiya sürətini artırırlar. Rentgen yeniləri arasında qara çuxura namizədlərin sayı çoxdur. Sürətli tranziyentlər neytron ulduzlardır, onlar böyük ekssentristetə malik orbitlərdə ulduz küləyinə malik böyük kütləli ulduz ətrafında fırlanırlar. Neytron ulduz periastrı keçərkən onun səthinə akkresiya tempi çoxalır. Tranziyentlərin işıqlığı maksimumda 10 38 erq/san-yə çatır. Kataklizmik dəyişən ulduzların rentgen şüalanması. Kataklizmik dəyişən ulduzlar sıx qoşa ulduzlardır, optik komponent qırmızı cırtdan (bəzən qırmızı nəhəngdən) ibarətdir. Bu komponent Roş səddini doldurmuşdur, ona görə ağ cırtdandan ibarət ikinci komponentə maddə axını baş verir. Ağ cırtdanın maqnit sahəsinin qiymətindən asılı olaraq kataklizmik dəyişənlər üç tipə bölünür: 1. Maqnit sahəsi 10 8 Gs –a çatan polyarlar . Belə sistemdə Alven radiusu ağ cırtdanın Roş səddi ölçüsü tərtibindədir. Alven radiusu
π nisbəti ilə təyin olunan maqnit təzyiqinin akkresiya edən maddənin ρυ
/ 2 dinamik təzyiqinə bərabər olduğu ölçüdür. Belə şəraitdə akkresiya diski yaranmır və qırmızı cırtdandan axan plazma Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|