نظام ثنائي للأشعة السينية

تُعدّ الثنائيات النجمية للأشعة السينية فئةً من النجوم الثنائية التي تُصدر أشعة سينية . وتنتج هذه الأشعة عن سقوط المادة من أحد مكونات النظام، ويُسمى النجم المانح (عادةً ما يكون نجمًا شائعًا نسبيًا من نجوم التسلسل الرئيسي )، إلى المكون الآخر، ويُسمى النجم المُستقبِل ، والذي قد يكون قزمًا أبيض أو نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود . تُطلق المادة الساقطة طاقة كامنة جاذبية ، تصل إلى 30% من كتلتها السكونية، على شكل أشعة سينية. ( يُطلق اندماج الهيدروجين حوالي 0.7% فقط من الكتلة السكونية). يعتمد عمر النظام الثنائي للأشعة السينية ومعدل انتقال الكتلة فيه على المرحلة التطورية للنجم المانح، ونسبة الكتلة بين مكوناته النجمية، والمسافة المدارية بينهما. ^{[ 1 ]}

تشير التقديرات إلى أن 1041 ^{بوزيترونًا} تهرب في الثانية الواحدة من نظام ثنائي نموذجي منخفض الكتلة للأشعة السينية . ^{[ 2 ] [ 3 ]}

تُقسّم الثنائيات النجمية التي تُصدر الأشعة السينية إلى عدة فئات فرعية (تتداخل أحيانًا)، والتي ربما تعكس الفيزياء الأساسية بشكل أفضل. تجدر الإشارة إلى أن التصنيف حسب الكتلة (عالية، متوسطة، منخفضة) يشير إلى النجم المانح المرئي بصريًا، وليس إلى النجم المُستقبل المُدمج الذي يُصدر الأشعة السينية.

• الثنائيات ذات الكتلة المنخفضة للأشعة السينية (LMXBs)
  • الظواهر العابرة للأشعة السينية اللينة (SXTs)
  • الثنائيات التكافلية للأشعة السينية
  • مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة أو المصادر فائقة النعومة ^{[ 5 ]} (SSXs)، (SSXB)
  • النجوم النابضة بالأشعة السينية ذات النبضات الملي ثانية المتراكمة (AMXPs) ^{[ 6 ] [ 7 ]}
  • الثنائيات فائقة الصغر للأشعة السينية (UCXBs) ^{[ 8 ]}
• الثنائيات النجمية متوسطة الكتلة التي تصدر أشعة سينية (IMXBs)
• الثنائيات عالية الكتلة للأشعة السينية (HMXBs)
  • الثنائيات Be/X-ray (BeXRBs)
  • الثنائيات العملاقة للأشعة السينية (SGXBs)
  • الظواهر العابرة السريعة العملاقة للأشعة السينية (SFXTs) ^{[ 9 ] [ 10 ]}
• آحرون
  • متفجرات الأشعة السينية
  • النجوم النابضة بالأشعة السينية
  • الميكروكوازارات (أنظمة ثنائية من الأشعة السينية ذات نفاثات راديوية يمكنها أن تضم إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود)

نظام الأشعة السينية الثنائي منخفض الكتلة ( LMXB ) هو نظام نجمي ثنائي يتكون من ثقب أسود أو نجم نيوتروني . ^{[ 1 ]} أما المكون الآخر، وهو النجم المانح، فيملأ عادةً فص روش الخاص به ، وبالتالي ينقل الكتلة إلى النجم المضغوط. في أنظمة LMXB، يكون النجم المانح أقل كتلة من النجم المضغوط، وقد يكون على التسلسل الرئيسي ، أو قزمًا متدهورًا ( قزمًا أبيض )، أو نجمًا متطورًا ( عملاقًا أحمر ). تم رصد ما يقرب من 200 نظام LMXB في مجرة ​​درب التبانة ، ^{[ 11 ]} ومن بينها، تم اكتشاف 13 نظام LMXB في العناقيد الكروية . وقد كشف مرصد تشاندرا للأشعة السينية عن أنظمة LMXB في العديد من المجرات البعيدة. ^{[ 12 ]}

يُصدر النظام الثنائي للأشعة السينية منخفض الكتلة عادةً معظم إشعاعه في نطاق الأشعة السينية ، وأقل من واحد بالمئة في نطاق الضوء المرئي، لذا فهو من بين ألمع الأجرام في سماء الأشعة السينية، ولكنه خافت نسبيًا في الضوء المرئي. يتراوح قدره الظاهري عادةً بين 15 و20. الجزء الأكثر سطوعًا في النظام هو قرص التراكم المحيط بالجسم المضغوط. تتراوح فترات دوران الأنظمة الثنائية للأشعة السينية منخفضة الكتلة من عشر دقائق إلى مئات الأيام.

تُلاحظ تغيرات أنظمة الأشعة السينية الثنائية منخفضة الكتلة عادةً على شكل انفجارات أشعة سينية ، ولكن يمكن رؤيتها أحيانًا على شكل نجوم نابضة بالأشعة السينية . وتنشأ انفجارات الأشعة السينية نتيجة انفجارات نووية حرارية ناتجة عن تراكم الهيدروجين والهيليوم. ^{[ 13 ]}

النظام الثنائي للأشعة السينية متوسط ​​الكتلة ( IMXB ) هو نظام نجمي ثنائي يتكون من نجم نيوتروني أو ثقب أسود، ونجم متوسط ​​الكتلة. ^{[ 13 ] [ 14 ]} ويُعدّ النظام الثنائي للأشعة السينية متوسط ​​الكتلة أصلًا لأنظمة الأشعة السينية الثنائية منخفضة الكتلة.

النظام الثنائي عالي الكتلة للأشعة السينية ( HMXB ) هو نظام نجمي ثنائي يتميز بانبعاث قوي للأشعة السينية، ويتكون من نجم عادي ضخم : عادةً ما يكون نجمًا من النوع O أو B، أو عملاقًا أزرق ، أو في بعض الحالات، عملاقًا أحمر أو نجم وولف-رايت . أما المكون المضغوط الذي ينبعث منه الأشعة السينية فهو نجم نيوتروني أو ثقب أسود . ^{[ 1 ]} يتم التقاط جزء من الرياح النجمية المنبعثة من النجم العادي الضخم بواسطة الجسم المضغوط، مما ينتج عنه أشعة سينية عند سقوطها عليه.

في نظام ثنائي للأشعة السينية عالي الكتلة، يهيمن النجم الضخم على انبعاث الضوء المرئي، بينما يُعد الجسم المضغوط المصدر الرئيسي للأشعة السينية. تتميز النجوم الضخمة بإضاءة شديدة، مما يسهل رصدها. يُعد Cygnus X-1 أحد أشهر أنظمة الأشعة السينية الثنائية عالية الكتلة ، والذي كان أول مرشح معروف لانبعاث ثقب أسود. ومن بين أنظمة الأشعة السينية الثنائية عالية الكتلة الأخرى Vela X-1 (لا يُخلط بينه وبين Vela X )، و 4U 1700−37 .

تُلاحَظ تغيرات أنظمة الأشعة السينية الثنائية عالية الكتلة على شكل نجوم نابضة بالأشعة السينية ، وليس على شكل انفجارات أشعة سينية . ويعود سبب هذه النجوم النابضة إلى تراكم المادة التي تُوجَّه مغناطيسيًا إلى قطبي النجم المرافق الصغير. ^{[ 13 ]} يتراكم في الرياح النجمية وتدفق فص روش للنجم العادي الضخم كميات هائلة من المادة، مما يجعل عملية النقل غير مستقرة للغاية، وينتج عنها انتقال كتلة قصير الأمد.

بمجرد أن يصل نظام النجوم الثنائية عالية الكتلة إلى نهايته، إذا كانت دورية النظام أقل من عام، فإنه قد يتحول إلى عملاق أحمر منفرد ذي نواة نيوترونية أو نجم نيوتروني منفرد . أما إذا كانت دورية النظام أطول، أي عام أو أكثر، فقد يتحول إلى نظام ثنائي من النجوم النيوترونية المزدوجة إذا لم يتعرض لانفجار مستعر أعظم . ^{[ 14 ]}

الكوازار المصغر (أو الثنائي الإشعاعي للأشعة السينية) هو نظير أصغر للكوازار . سُميت الكوازارات المصغرة بهذا الاسم نسبةً إلى الكوازارات، نظرًا لتشابه بعض خصائصها: انبعاث راديوي قوي ومتغير، غالبًا ما يُمكن تمييزه على شكل زوج من النفاثات الراديوية، وقرص تراكمي يحيط بجسم مضغوط إما ثقب أسود أو نجم نيوتروني . في الكوازارات، يكون الثقب الأسود فائق الكتلة (بملايين الكتل الشمسية )؛ ​​أما في الكوازارات المصغرة، فتبلغ كتلة الجسم المضغوط بضع كتل شمسية فقط. في الكوازارات المصغرة، تأتي الكتلة المتراكمة من نجم عادي، ويكون القرص التراكمي شديد اللمعان في نطاقي الضوء المرئي والأشعة السينية . تُسمى الكوازارات المصغرة أحيانًا بالثنائيات الإشعاعية للأشعة السينية ذات النفاثات الراديوية لتمييزها عن الثنائيات الإشعاعية الأخرى. جزء من الانبعاث الراديوي يأتي من نفاثات نسبية ، غالبًا ما تُظهر حركة فائقة السرعة ظاهريًا . ^{[ 18 ]}

تُعدّ الكوازارات الصغيرة ذات أهمية بالغة لدراسة النفاثات النسبية . تتشكل هذه النفاثات بالقرب من الجسم المضغوط، وتتناسب الأطر الزمنية بالقرب من هذا الجسم مع كتلته. لذا، تستغرق الكوازارات العادية قرونًا لتمر بالتغيرات التي يشهدها الكوازار الصغير في يوم واحد.

تشمل الكوازارات الميكروية البارزة SS 433 ، حيث تظهر خطوط انبعاث ذرية من كلا النفاثتين؛ وGRS 1915+105 ، الذي يتميز بسرعة نفاث عالية بشكل خاص؛ و Cygnus X-1 شديد السطوع ، الذي تم رصده حتى أشعة غاما عالية الطاقة (E > 60 MeV). ويمكن تفسير الطاقات العالية للغاية للجسيمات المنبعثة في نطاق VHE بعدة آليات لتسريع الجسيمات (انظر تسريع فيرمي وآلية التسارع بالطرد المركزي ).

• 4U 0614+091
• LS I +61 303
• SS 433
• الكوازار

• بوستنوف، كونستانتين أ.؛ يونجلسون، ليف ر. (5 مايو 2014). "تطور أنظمة النجوم الثنائية المدمجة" . مراجعات حية في النسبية . 17 (1) 3. arXiv : 1403.4754 . Bibcode : 2014LRR....17....3P . doi : 10.12942/ lrr -2014-3 . PMC 5255895. PMID 28179847 .  
• نيغيرويلا، إغناسيو؛ توريخون، خوسيه ميغيل؛ ريغ، بابلو؛ ريبو، مارك؛ سميث، ديفيد م. (2008). النجوم العملاقة فائقة السرعة العابرة للأشعة السينية وغيرها من الأجسام المتراكمة بفعل الرياح . انفجار سكاني: طبيعة وتطور الثنائيات النجمية للأشعة السينية في بيئات متنوعة. المجلد  1010. الصفحات 252-256 . arXiv : 0801.3863 . Bibcode : 2008AIPC.1010..252N . doi : 10.1063/1.2945052 . S2CID 18941968 .  doi : 10.1063/1.2945052 Bibcode : 2008AIPC.1010..252N

• صوت كاين/جاي (2009) الحلقة 135 من بودكاست علم الفلك: علم الفلك بالأشعة السينية
• كتالوج النجوم النابضة بالأشعة السينية فائقة اللمعان (ULXP)