Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /wp-content/plugins/microkids-related-posts/microkids-related-posts.php on line 645

Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /wp-content/plugins/microkids-related-posts/microkids-related-posts.php on line 645
Banner top

Bursters


Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /wp-content/plugins/microkids-related-posts/microkids-related-posts.php on line 645
 burster

Obiektem zainteresowań naszej grupy są burstery rentgenowskie (ang. X-ray bursters) czyli układy podwójne zawierające gwiazdę neutronowąi relatywnie normalną gwiazdę. Nas w układach tych interesują gwiazdy neutronowe, gdyż są jednymi z najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie. Przy masie około 1.5 masy Słońca ich promień to zaledwie 10 km – dla porównania promień Słońca to około 700 000 km. Gęstości we wnętrzach gwiazd neutronowych mogą kilkakrotnie przewyższać gęstość jądrową osiągając wartości rzędu ~1014-1015 g/cm3. Jedna łyżeczka takiej materii ważyłaby na Ziemi nawet 6 miliardów ton! Materii o tak ogromnej gęstości nie jesteśmy w stanie w żaden sposób wytworzyć w laboratorium. W tak ekstremalnych warunkach mogą oprócz neutronów pojawiać się najróżniejsze cząstki elementarne takie jak np. piony, kaony czy nawet swobodne kwarki, mogą one być nadciekłe czy nadprzewodzące, mogą zachodzić przejścia fazowe. Teoretycy starają się przewidzieć właściwości fizyczne takiej materii jak i procesy, które mogą zachodzić w gwiazdach neutronowych, tworząc ich modele, które wyrażone w postaci zależności masy od promienia, czy temperatury od czasu są porównywane z dostępnymi obserwacjami. W ten sposób weryfikujemy poprawność założeń czy całych modeli.

Cele projektu

Przez długi czas obserwowane w czasie wybuchów widma bursterów rentgenowskich były modelowane przez widmo ciała doskonale czarnego. Model ten pozwala na wyznaczenie temperatury i promienia obszaru świecącego. W przypadku bursterów rentgenowskich jest wysoce prawdopodobne, że nie cała powierzchnia gwiazdy neutronowej ma taką samą jasność. Co oznacza, że wielkość promienia obszaru świecącego jest jedynie dolnym ograniczeniem na promień gwiazdy neutronowej. Modelowanie widma obserwowanego przez widmo ciała doskonale czarnego nie daje żadnej informacji o masie gwiazdy neutronowej, co jest niezwykle ważne jeśli chcemy poznać własności fizyczne materii w jej wnętrzu. Należy podkreślić, że potrzebna jest znajomość zarówno masy jak i promienia danej gwiazdy neutronowej, aby móc modelować własności materii, z której jest zbudowana.

Nasze modele atmosfer pozwalają z kolei na jednoczesne wyznaczenie temperatury gwiazdy neutronowej i jej grawitacji powierzchniowej dla założonego składu chemicznego. Na etapie modelowania widma obserwowanego jesteśmy w stanie, dodatkowo, jednocześnie wyznaczyć, wraz z wyżej wymienionymi parametrami, poczerwienienie grawitacyjne. Wyznaczenie dla danego obiektu jednocześnie grawitacji powierzchniowej i poczerwienienia grawitacyjnego pozwala na jednoznaczne wyznaczenie masy i promienia gwiazdy neutronowej. Oznacza to, że możemy określić równanie stanu materii wewnątrz gwiazdy, a więc nałożyć ograniczenia na fizykę super gęstej materii.

Wybrane wyniki

Nasze modele atmosfer użyte zostały do określenia masy i promienia gwiazdy neutronowej w układzie 4U 1820-30 (Kuśmierek i inni 2011). Autorzy rozważali atmosferę helową ze znaczącą domieszką żelaza. Otrzymane wyniki: M=1.3±0.6 M_sol i R=11+3-2 km wskazują, że parametry gwiazdy neutronowej mają wartości bliskie kanonicznym. Inaczej przedstawia się sytuacja dla gwiazdy w układzie MXB 1728-34. Otrzymaliśmy wyniki wskazujące, że obiekt zwarty w tym układzie może być gwiazdą dziwną (Majczyna i Madej 2005).

Instytucje biorące udział w projekcie:

dr Agnieszka Majczyna
agnieszka.majczyna [at] ncbj.gov.pl