X-ışını ikilisi
X-ışını ikilileri, X-ışınlarında aydınlık olan ikili yıldızların bir sınıfıdır. X-ışınları bir maddenin verici denilen (genellikle normal bir yıldızın) bir bileşeninden bir beyaz cücenin, nötron yıldızının ya da kara deliğin sıkıştırılmasından oluşan kütle alıcı denilen diğer bileşenine düşmesiyle üretilir. Birbirlerini çeken madde X-ışınları gibi, geriye kalan kütlesinin birkaç ondalığı kadar, yerçekimi potansiyel enerjisini serbest bırakır. (Hidrojen füzyon, geriye kalan kütlenin sadece yüzde 0.7sini serbest bırakır.) Tipik sabit düşük kütleli bir X-ışını ikilisinden saniyede tahmini 1041 pozitron kaçmaktadır.
İçindekiler
Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]
X-ışını çiftleri, temel fiziği daha iyi yansıtabilmesi için birçok alt (bazen üst üste olan) sınıfa bölünmüştür. Kütleye göre sınıflandırma (yüksek, orta, düşük), sıkıştırılmış X-ışını yayan kütle alıcı anlamına değil, optik olarak görünür verici anlamına geldiğini unutmamalıyız.
- Düşük kütleli X-ışını ikilileri
- Orta kütleli X-ışını ikilileri
- Yüksek kütleli X-ışını ikilileri
- Dğerleri
Düşük kütleli X-ışını ikilileri[değiştir | kaynağı değiştir]
Düşük kütleli X-ışını ikilisi, bileşenlerinden biri kara delik ya da nötron yıldızı olan ikili bir yıldız. Diğer verici bileşeni genellikle Roche lobunu doldurur ve bu nedenle sıkışmış yıldıza kütle aktarır. Verici, sıkıştırılmış nesneden daha az yoğundur ve ana sekans evresinde olabilir. Yaklaşık yüz küsür düşük kütleli X-ışını ikilileri Samanyolunda tespit edilmiştir ve bu, on üç düşük kütleli X-ışını ikilisi küresel kümelerde tespit edilmiştir. Chandra X-ışını Gözlemevinden gelen yeni veriler, pek çok uzak galaksilerdeki düşük kütleli X-ışını ikililerini ortaya koymuştur.
Tipik bir düşük kütleli X-ışını ikilileri, X-ışınlarındaki radyasyonun neredeyse tamamını emer ve genellikle görünür ışığın %1'inden daha azdırlar. Bu yüzden, X-ışınları gökyüzünde en parlak objelerdir fakat görülebilir ışıklarda nispeten solukturlar .Belirgin büyüklükleri tipik olarak yaklaşık 15-20 civarındadır. Sistemin en parlak kısmı sıkılaşmış nesnenin etrafındaki yığılma diskidir. Düşük kütleli X-ışını ikililerinin yörünge süreleri on dakika ile yüzlerce gün arasında değişir.
Orta kütleli X-ışını ikilileri[değiştir | kaynağı değiştir]
Bir orta kütle X-ışını ikilisi bileşenlerinden biri bir nötron yıldızı veya bir kara delik olan bir ikili yıldız sistemidir. Diğer bileşeni bir ara kitle yıldızıdır.
Yüksek kütleli X-ışını ikilileri[değiştir | kaynağı değiştir]
Yüksek kütleli X-ışını ikilileri, X ışınlarında normal yıldız bileşeninin iri yıldız olduğu güçlü bir ikili yıldız sistemidir. Sıkılaştırılmışın yaydığı X-ışınının bileşeni genellikle bir nötron yıldızı, kara delik, ya da belki bir beyaz cücedir. İri normal bir yıldızın, yıldız rüzgar fraksiyonu sıkılaştırılmış bir nesne tarafından yakalanan ve sıkılaştırılmış bir nesne üzerine düşen X-ışınlarını üretmektedir.
Yüksek kütleli X-ışını ikilisinde, sıkılaştırılmış obje X-ışınları kaynağından baskınken, iri yıldız optiksel ışığın ışımasından daha baskındır. İri yıldızlar çok aydınlıklardır ve bu yüzden kolayca seçilebilirler. Yüksek kütleli X-ışını ikililerinden en ünlüsü ilk kara delik olmaya aday olan Cygnus X-1dir.
Microkuasarlar[değiştir | kaynağı değiştir]
Güçlü ve değişken radyo ışıması, radyo jetlerinin bir çifti gibi sık sık çözülebilir, ve bir kara delik ya da bir nötron yıldızı gibi şıkılaştırılmış bir objenin yığılma objesiyle çevrilmesi gibi özelliklerden dolayı mikrokuasarlar isimlerini kuasarlardan alır. Kuasarlarda, karadelikler süper kütlelilerdir, mikrokuasarlarda ise sıkılaştırılmış obje sadece birkaç solar kütledir. Microkuasarlarda, yığılmış obje normal bir yıldızdan gelir ve yığılmış disk optiksel ve X-ışınlarının çok aydınlık bölgelerinden gelir. Microkuasarlar bazen diğer X-ışını çiftlerinden ayırtedilebilmesi için radyo-jet X-ışını çiftleri olarak da adlandırılır. Radyo yayılımının bir kısmı, çoğu zaman belirgin süper aydınlık olan izafi jetlerden gelir.
Microkuasarlar, izafi jetler üzerine yapılan çalışmalarda büyük önem taşır. Jetler sıkılaştırılmış nesnenin yakınında oluşturulur ve sıkılaştırılmış nesnenin yakın zaman ölçeklerinde sıkılaştırılmış nesnenin kütlesine orantısı belirlenir. Bu nedenle, sıradan kuasarların çeşitli varyasyonlardan geçmesi asırlar sürerken, mikrokuasarlarınki sadece bir gün sürer.