Røntgenbinær

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
En kunstners tolkning av en røntgenbinær. Materie fra stjernen fanges inn av det kompakte objektet og danner en akkresjonsskive med bipolar utstråling.

Røntgenbinærer er tette dobbeltstjerner som i hovedsak gir seg til kjenne gjennom sin sterke røntgenstråling. Disse systemene består vanligvis av en relativt normal stjerne og en kompakt stjernerest – en hvit dverg, nøytronstjerne eller et sort hull – som kretser rundt hverandre.

Gass og romstøv fra stjernen fanges inn av stjernerestens store tiltrekkingskraft. Denne prosessen kalles for akkresjon og på grunn av omløpsbevegelsen dannes en akkresjonsskive. Da det innfallende materiet beveger stadig nærmere sentrum, frigjøres store mengder gravitasjonell potensiell energi, opp til flere titalls prosent av hvilemassen, som avgis i form av røntgenstråling. Dette er en svært effektiv prosess sammenlignet med stjernenes vanlige motor, fusjon av hydrogen, som bare frigjør rundt 0,7 % av hvilemassen. Himmelen sett i denne røntgenstrålingen er alt annet enn statisk: merkbare forandringer skjer på svært korte tidsskalaer.

Litteratur[rediger | rediger kilde]

  • Tauris T. M., van den Heuvel E., Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources i Compact Stellar X-Ray Sources, Cambridge University Press, 2006, ISBN 0521826594, astro-ph/0303456 (2003)

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

astronomistubbDenne astronomirelaterte artikkelen er dessverre kort eller mangelfull, og du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.