X線バイナリ

X 線連星は、X 線で発光する連星の一種です。X 線は、ドナー(通常は比較的一般的な主系列星) と呼ばれる一方の構成要素から、中性子星またはブラックホールであるアクセプタ (集光星) と呼ばれるもう一方の構成要素に物質が落下することによって生成されます。落下する物質は、静止質量の最大 30 パーセントの重力位置エネルギーをX 線として放出します。(水素融合では静止質量の約 0.7 パーセントしか放出されません。) X 線連星の寿命と質量移動率は、ドナー星の進化の状態、恒星構成要素間の質量比、およびそれらの軌道分離によって異なります。^[1]

典型的な低質量X線連星からは1秒間に^1041個の 陽電子が逃げると推定されている。 ^{[2] [3]}

X 線連星はさらにいくつかの (時には重複する) サブクラスに細分化され、おそらく基礎となる物理をよりよく反映していると考えられます。質量による分類 (高、中、低) は、光学的に見えるドナーを指し、コンパクトな X 線放射集積体を指すのではないことに注意してください。

• 低質量X線連星（LMXB）
  • 軟X線トランジェント（SXT）
  • 共生X線連星
  • 超軟X線源または超軟X線源^[5]（SSX）、（SSXB）
  • 降着ミリ秒X線パルサー（AMXP）^{[6] [7]}
• 中質量X線連星（IMXB）
  • 超コンパクトX線連星（UCXB）^[8]
• 高質量X線連星（HMXB）
  • Be/X線連星（BeXRB）
  • 超巨星X線連星（SGXB）
  • 超巨星高速X線トランジェント（SFXT）^{[9] [10]}
• その他
  • X線バースター
  • X線パルサー
  • マイクロクエーサー（中性子星またはブラックホールのいずれかを含む電波ジェットX線連星）

低質量X線連星（LMXB ）は、構成要素の1つがブラックホールまたは中性子星である連星系です。^[1] もう一方の構成要素であるドナーは、通常、ロッシュローブを満たし、コンパクト星に質量を移します。LMXBシステムでは、ドナーはコンパクトオブジェクトよりも質量が小さく、主系列、縮退矮星（白色矮星）、または進化した星（赤色巨星）上にある可能性があります。約200のLMXBが天の川銀河で検出されており、^[11]そのうち13のLMXBは球状星団で発見されています。チャンドラX線観測衛星は、多くの遠方銀河でLMXBを発見しました。^[12]

典型的な低質量X線連星は、その放射のほぼすべてをX線で放射し、可視光で放射するのは通常1%未満であるため、X線天空では最も明るい天体の1つであるが、可視光では比較的暗い。見かけの等級は通常約15〜20である。システムの最も明るい部分は、コンパクトな天体の周りの降着円盤である。LMXBの軌道周期は10分から数百日の範囲である。

LMXBの変動は、X線バースターとして観測されることが最も一般的ですが、 X線パルサーの形で見られることもあります。X線バースターは、水素とヘリウムの集積によって生じる熱核爆発によって生成されます。 ^[13]

中質量X線連星（IMXB）は、一方の構成要素が中性子星またはブラックホールである連星系です。もう一方の構成要素は中質量星です。^{[13] [14]}中質量X線連星は、低質量X線連星系の起源です。

高質量X線連星（HMXB ）は、X線が強く、通常の恒星成分が大質量星である連星系です。大質量星は通常、O型またはB型星、青色超巨星、場合によっては赤色超巨星やウォルフ・ライエ星です。コンパクトなX線放射成分は中性子星またはブラックホールです。^{[1]大質量の通常の恒星の}恒星風 の一部がコンパクトな天体によって捕らえられ、コンパクトな天体に落下する際にX線を生成します。

高質量X線連星では、大質量星が可視光の放射を支配し、コンパクトな天体がX線の主な発生源となります。大質量星は非常に明るいため、簡単に検出できます。最も有名な高質量X線連星の1つは、最初に特定されたブラックホール候補である白鳥座X-1です。他のHMXBには、ほ座X-1 （ほ座Xと混同しないでください）や4U 1700-37があります。

HMXBの変動は、X線バースターではなく、X線パルサーの形で観測されます。これらのX線パルサーは、コンパクトな伴星の極に磁気的に集められた物質の集積によるものです。^[13]恒星風とロッシュローブオーバーフローは、非常に大量に集積するため、移動は非常に不安定で、短命な質量移動を引き起こします。

HMXBが終焉を迎えると、連星の周期が1年未満であれば、中性子核を持つ単一の赤色巨星、または単一の中性子星になる可能性がある。周期が1年以上と長い場合、超新星爆発によって中断されなければ、HMXBは二重中性子星連星になる可能性がある。^[14]

マイクロクエーサー（または電波を放射するX線連星）は、クエーサーの小型のいとこである。マイクロクエーサーは、クエーサーにちなんで名付けられている。なぜなら、マイクロクエーサーには、強力で変動する電波放射（多くの場合、一対の電波ジェットとして分解可能）と、ブラックホールまたは中性子星のいずれかであるコンパクトな天体を囲む降着円盤という共通の特徴があるからである。クエーサーでは、ブラックホールは超大質量（太陽の質量の何百万倍）であるが、マイクロクエーサーでは、コンパクトな天体の質量は太陽の質量のわずか数倍である。マイクロクエーサーでは、降着する質量は通常の星から来ており、降着円盤は可視光およびX線領域で非常に明るい。マイクロクエーサーは、他のX線連星と区別するために、電波ジェットX線連星と呼ばれることもある。電波放射の一部は相対論的ジェットから来ており、しばしば見かけ上の超光速運動を示す。^[15]

マイクロクエーサーは相対論的ジェットの研究にとって非常に重要です。ジェットはコンパクト天体の近くで形成され、コンパクト天体付近のタイムスケールはコンパクト天体の質量に比例します。そのため、通常のクエーサーが 1 日で経験する変化を経験するのに数世紀かかります。

注目すべきマイクロクエーサーには、両方のジェットから原子輝線が見えるSS 433 、特にジェット速度が高いGRS 1915+105 、高エネルギーガンマ線(E > 60 MeV)まで検出された非常に明るいCygnus X-1などがあります。VHE バンドで放出される粒子の極めて高いエネルギーは、粒子加速のいくつかのメカニズムによって説明できる可能性があります (フェルミ加速および加速の遠心メカニズムを参照)。

• 4U 0614+091
• LS I +61 303
• SS433 について
• クエーサー

• Negueruela, Ignacio; Torrejon, Jose Miguel; Reig, Pablo; Ribo, Marc; Smith, David M. (2008).超巨星高速X線トランジェントとその他の風集積体. 人口爆発: 多様な環境におけるX線連星の性質と進化. 第1010巻. pp. 252–256. arXiv : 0801.3863 . Bibcode :2008AIPC.1010..252N. doi :10.1063/1.2945052. S2CID  18941968. doi :10.1063/1.2945052書誌コード:2008AIPC.1010..252N
• オーディオ ケイン/ゲイ (2009) 天文学キャスト エピソード 135: X 線天文学
• 超高輝度X線パルサー（ULXP）カタログ