Röntgentähtitiede

Kompaktit tähdet vuorovaikuttavissa kaksoistähtijärjestelmissä:

Röntegensäteilyä lähettää lähes kaikki vuorovaikuttavat kaksoistähtijärjestelmät, joissa toisena tähtenä on jokin kompakti tähti. Systeemejä on kuitenkin eri tyyppisiä riippuen mikä kompakti tähti on kyseessä ja minkätyyppinen sen kumppanitähti on. Taulukossa 1 on luoteltu eri tyyppiset röntgensäteilyä lähettävät kaksoistähtijärjestelmät. Mekanismeja joilla kompakteihin tähtiin kertyy materiaa on myös kahden tyyppisiä. (i) Kumppanitähden Rochen pinnan täyttyminen ja kaasun kertyminen kompaktiin tähteen L1:sen kautta tai (ii) massiivisen kumppanitähden voimakkaan tähtituulen kautta.

Taulukko 1: Röntgensäteilyä lähettäviä kaksoistähtijärjestelmiä

Valkoiset kääpiöt vuorovaikuttavissa kaksoistähtijärjestelmissä:

Am Herculis tyyppiset tähtijärjestelmät koostuvat erittäin voimakkaan magneettikentän omaavasta valkoisesta kääpiöstä ja pienimassaisesta kumppanitähdestä. Tähtienväliset etäisyydet ovat pieniä, joten kumppani täyttää Rochen pintansa ja massansiirto valkoiseen kääpiöön kulkee L1:sen kautta. Koska valkoisen kääpiön magneettikenttä on voimakas, kertymäkiekkoa ei synny, vaan magneettikenttä kaappaa kaasun ja se kulkeutuu magneettisiä kenttäviivoja pitkin valkoisen kääpiön magneettisille navoille. Koska kaasun nopeus on noin 3000 km/s sen "törmätessä" valkoisen kääpiön pintaan, sen kineettinen energia muuntuu pääasiassa röntgensäteilyksi. Tämän tyyppisten tähtijärjestelmien säteily on erittäin polarisoitunutta, josta tulee niiden nimitys Polar.

Kääpiönovat ovat tähtijärjestelmiä joissa heikon magneettikentän omaava valkoinen kääpiö on vuorovaikuttavassa kaksoistähtijärjestelmässä pienimassaisen pääsarjan tähden kanssa. Tässäkin järjestelmässä massansiirto tapahtuu samalla tavalla kuin Polareiden tapauksessa, mutta nyt valkoisen kääpiön heikon magneettikentän takia sen ympärille muodostuu kertymäkiekko. Koska valkoisen kääpiön säde on suuri (verrattuna neutronitähtiin tai mustiin aukkoihin), kertymäkiekon sisäosa yltää aivan valkoisen kääpiön pinnalle. Pinnalle koko ajan kertyvä kaasu puristuu tiheämmäksi valkoisen kääpiön pinnalle kunnes pohjimmaisten kaasukerrosten lämpötila on noin 10 miljoonaa astetta. Tällöin kaasun lämpötila on jo niin suuri, että se vety alkaa fuusioitumaan heliumiksi räjähdysmäisesti, joka aiheuttaa ulko-osien kaasun voimakkaan novapurkauksen. Tyypillinen novapurkaus kestää parista päivästä pariinkymmeneen päivään ja sen aikana sen kirkkaus kasvaa 2-5:llä magnitudilla.

Kääpiönovien ja Polareiden välimaastossa on Intermediate Polarit (IM Polar). Niissä olevien valkoisten kääpiöiden magneettikentät ovat suhteellisen voimakkaita, minkä ansiosta niihin muodostuu osittainen kertymäkiekko. IM Polareiden mallintaminen on kuitenkin vaikeaa niiden epäselvän rakenteen vuoksi, jonka takia niiden käyttäytymistä on erittäin vaikea tutkia.

Kuva 15: Vasemmalla, Kääpiönova; Oikealla, Polar (AM Herculis) (Credits; Left CXC/M.Weiss, Right www.inet.hr)

Neutronitähdet ja mustat aukot vuorovaikuttavissa kaksoistähtijärjestelmissä:

Lähes kaikkien neutronitähtien magneettikenttä on niin heikko, että sen ympärille muodostunut kertymäkiekko ulottuu aivan neutronitähden pinnalle. Kuten kääpiönovien tapauksessa kaasu kuumenee neutronitähden pinnalla miljooniin asteisiin, mutta nyt tämä kuumeneminen tapahtuu paljon kääpiönovien tapausta nopeammin. Ensinnäkin lähes kaikki vedystä "palaa" jo ennen iskeytymistä neutronitähden pinnalle. Neutronitähden pinnalle kertynyt helium, ja raskaammat atomit, painuvat tiheämmäksi ja tiheämmäksi, kunnes kaasu fuusioituu nopeasti raskaimmiski alkuaineiksi. Tämä nähdään nopeana ja hetkellisenä röntgenalueen kirkkauden kasvuna. Näitä purkauksia tapahtuu hyvin tiheästi sillä kaasua ei ehdi kertymään paljon neutronitähden pinnalle ennen sen purkausta. Tällaista tähtijärjestelmää kutsutaan röntgenbursteriksi. Tämä tilanne muuttuu kuitenkin täysin mikäli kertymäkiekon massavirta (accretion rate) on suuri. Tällöin kertymäkiekon sisäosat ovat paljon kuumempia, minkä takia vedyn lisäksi myös heliumkin "palaa" ennen iskeytymistä neutronitähden pintaan. Tässä tapauksessa purkauksia ei enää voi syntyä. Eli kaikki heikon magneettikentän omaavat, vuorovaikuttavassa kaksoistähtijärjesmässä olevat neutronitähdet eivät ole röntgenburstereita.

LMXB:ssä (Low Mass X-ray Binary) neutronitähteen (NS) tai mustaan aukkoon (BH) kertyy kaasua L1:sen kautta pienimassaisen pääsarjan tähden täyttäessä sen Rochen pintansa. Kertymäkiekko muodostuu NS/BH:n ympärille kuten kääpiönovien tapauksessa, mutta sen rakenne poikkeaa niistä hieman. Koska NS/BH:n säde on erittäin pieni, kertymäkiekon sisäosat kuumuvat niin korkeisiin lämpötiloihin, että itse kertymäkiekko säteilee röntgensäteilyä.

Jos LMXB:ssä olevan neutronitähden magneettikenttä on voimakas, kaasu ajautuu neutronitähden magneettikenttäviivojen kautta sen magneettisille navoille synnyttäen ns. kuumat pisteet (hot spot), jotka lähettävät röntgensäteilyä. Mikäli magneettiset navat ovat hieman eri suunnassa kuin neutronitähden pyörimisakseli, tämä kuuma piste nähdään röntgenpulssina jokaisen neutronitähden pyörähdysjakson aikana (joissakin tapauksissa nähdään molemmat kuumat pisteet). Tästä tulee myös nimitys röntgenpulsari. Jatkuva kaasun kertyminen neutronitähden pintaan myös kiihdyttää neutronitähden pyörimisnopeutta.

Nopein tähän mennessä tunnettu tällainen millisekuntiröntgenpulsari on IGR J00291+5934, jonka periodin astrofysiikan ryhmän johtaja professori Poutanen tutkimusryhmineen määritti vuonna 2005. Sen periodi on vain 1.67 millisekuntia eli sekunnin aikana neutronitähti pyörii akselinsa ympäri 600 kertaa. Kaikista yli sadasta tunnetusta LMXB:stä ainoastaan seitsemän on tällaisia millisekuntiröntgenpulsareita eli suurin osa neutronitähdistä, jotka ovat osana kaksoistähtijärjestelmää, on röntgenburstereita.

Animaatio 1: Vasemmalla, Animaatio millisekuntiröntgenpulsarista; Oikealla, Animaatio röntgenbursterista (Credits; NASA/Dana Berry)

Mikäli LMXB:ssä musta aukko on neutronitähden tilalla, ainoana erona on se, että mustan aukon tapauksessa ei synny röntgenpulsseja. Tämä johtuu tietenkin siitä, että mustalla aukolla ei ensinnäkään ole magneettikenttää ja toisaalta sillä ei ole myöskään mitään fysikaalista pintaa mihin kertynyt kaasu voisi iskeytyä. Kertymäkiekkokin on periaatteessa samanlainen paitsi aivan sisäosista. Kaasu mustan aukon tapauksessa valuu ISCO:n (Innermost Stable Circular Orbit = Sisäisin stabiili ympyränmuotonen rata) etäisyydelle, joka sijaitsee kolmen Schwarzchildin säteen etäisyydellä mustan aukon singulariteetistä. ISCO:n sisäpuolella stabiileja ratoja ei siis ole, minkä takia kaasu putoaa spiraalimaisesti kohti mustan aukon tapahtumahorisonttia. Röntgensäteilyn lähteenä on mustan aukon ympärille muodostuneen kertymäkiekon sisäosan erittäin kuuma kaasu.

HMXB:ssä (High Mass X-ray Binary) neutronitähden (NS) tai mustan aukon (BH) kumppanina on massiivinen tähti. Tällöin massiivisen kumppanin voimakas tähtituuli ajautuu NS/BH:n lähelle jolloin sen ympärille voi muodostua heikko kertymäkiekko. Käytännössä prosessit ovat tämän jälkeen samat verrattuna LMXB:ihin. Tämä kuitenkin riippuu kumppanitähden tähtituulen tiheydestä. Mikäli tuuli on erittäin tiheää, se voi absorboida kertymäkiekon röntgensäteet ja emittoida ne uudelleen eri aallonpituusalueella muuttaen näin havaitsemaamme spektriä huomattavasti. Toisaalta mikäli kertymäkiekko on erittäin kirkas, sen emittoimat energeettiset fotonit voivat ionisoida sen ympärillä olevan tähtituulen, jonka jälkeen ionisoitunut tähtituuli ei enää voi absorboida röntgensäteitä.

HMXB:t ovat nuoria kaksoistähtijärjestelmiä, sillä massiivisten tähtien evoluutio on paljon nopeampaa verrattuna pienimassaisiin tähtiin (ks. kompaktit tähdet). Tämän vuoksi HMXB:t sijaitsevat aina tähtienmuodostusalueiden läheisyydessä eli Galaksien kiekon ja spiraalihaarojen alueilla. Koska kaksoistähtijärjestelmien molemmat komponentit muodostuvat aina samaan aikaan, HMXB:issä olevat neutronitähdet ovat aina nuoria. Nuoren neutronitähden magneettikenttä on erittäin voimakas, noin miljardi kertaa suurempi kuin auringolla. Tämän takia neutronitähden ollessa HMXB:ssä kaasu ajautuu sen magneettisille navoille ja neutronitähti havaitaan röntgenpulsarina.

Kuva 16: Vasemmalla, LMXB; Oikealla, HMXB (Credit; wwwastro.msfc.nasa.gov)

Lähteet (Charles, Seward; Exploring the X-ray Universe)

[Luonnontieteellinen tiedekunta] > [ Fysikaalisten tieteiden laitos] >  [Tähtitiede] >