Источник сверхмягкого рентгеновского излучения - Super soft X-ray source

А светящийся сверхмягкий источник рентгеновского излучения (SSXS или SSS) - это астрономический источник, излучающий только низкую энергию (т.е. мягкий) Рентгеновские лучи. Мягкое рентгеновское излучение имеет энергию от 0,09 до 2,5 кэВ диапазон, тогда как жесткое рентгеновское излучение находится в диапазоне 1–20 кэВ.[1] SSS излучают мало или совсем не излучают фотоны с энергией выше 1 кэВ, и большинство из них имеют эффективная температура ниже 100 эВ. Это означает, что излучение, которое они излучают, сильно ионизирует и легко поглощается межзвездной средой. Большинство SSS в нашей галактике скрыто межзвездным поглощением в галактическом диске.[2] Их легко увидеть во внешних галактиках: ~ 10 из них обнаружены в Магеллановых облаках и по крайней мере 15 - в M31.[2]

По состоянию на начало 2005 г. было зарегистрировано более 100 SSS в ~ 20 внешних галактиках, Большое Магелланово Облако (LMC), Малое Магелланово Облако (SMC), а Млечный Путь (МВт).[3] Те, у которых светимость ниже ~ 3 x 1038 эрг / s соответствуют устойчивому ядерное сжигание в срастании белые карлики (WD) s или постновые.[3] Есть несколько SSS со светимостью ≥1039 эрг / с.[3]

Считается, что сверхмягкие рентгеновские лучи производятся устойчивым термоядерная реакция на белый Гном поверхность материала, вытянутого из двоичный компаньон,[4] так называемый близкобинарный сверхмягкий источник (CBSS).[5] Для этого требуется достаточно высокий поток материала для поддержания плавления. Сравните это с новая звезда, где меньший поток вызывает сплавление материала только спорадически. Источники сверхмягкого рентгеновского излучения могут превращаться в сверхновая типа Ia, где внезапное слияние материала разрушает белый карлик и нейтронные звезды путем коллапса.[6]

Источники сверхмягкого рентгеновского излучения были впервые обнаружены Обсерватория Эйнштейна. Дальнейшие открытия были сделаны РОСАТ.[7] Многие различные классы объектов испускают сверхмягкое рентгеновское излучение (излучение преимущественно ниже 0,5 кэВ).[5]

Светящиеся сверхмягкие источники рентгеновского излучения

Светящиеся источники сверхмягкого рентгеновского излучения имеют характерную температуру черного тела в несколько десятков эВ (~ 20–100 эВ).[3] и болометрической светимости ~ 1038 эрг / с (ниже ~ 3 x 1038 эрг / с).[2][3]

По-видимому, светящиеся SSXS могут иметь эквивалентную температуру абсолютно черного тела до ~ 15 эВ и светимость в диапазоне от 1036 до 1038 эрг / с.[8] Число светящихся SSS в дисках обычных спиральных галактик, таких как MW и M31, оценивается примерно в 103.[8]

SSXS Млечный Путь

SSXS сейчас обнаружены в нашей галактике и в шаровом скоплении M3.[2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) - одна из редких сверхмягких рентгеновских двойных систем MW.[5] «Источник сильно покраснел из-за межзвездного материала, что затрудняет наблюдение в синем и ультрафиолетовом диапазоне».[9] Период, определенный для MR Velorum при ~ 4,03 дня, значительно больше, чем у других сверхмягких систем, который обычно меньше суток.[9]

Близко-двоичный сверхмягкий источник (CBSS)

Модель CBSS предполагает устойчивую ядерное горение на поверхности нарастания белый Гном (WD) как генератор потрясающего сверхмягкого рентгеновского потока.[5] По состоянию на 1999 год восемь SSXS имели орбитальные периоды от ~ 4 часов до 1,35 дня: RX J0019.8 + 2156 (МВт), RX J0439.8-6809 (Ореол MW около LMC), RX J0513.9-6951 (LMC), RX J0527.8-6954 (LMC), RX J0537.7-7034 (LMC), CAL 83 (LMC), CAL 87 LMC) и 1E 0035.4-7230 (SMC).[5]

Симбиотический двоичный

Основная статья: Симбиотическая переменная звезда

А симбиотический двоичный звезда это Переменная двойная звезда система, в которой красный гигант расширила свою внешнюю оболочку и сбрасывающая масса быстро, и еще одна горячая звезда (часто белый Гном ) ионизирует газ.[10] Три симбиотических двоичных файла по состоянию на 1999 г. - это SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) и RX J0048.4-7332 (WD, SMC).[5]

Невзаимодействующие белые карлики

Самый молодой, самый горячий WD, KPD 0005 + 5106, очень близко к 100 000 K, типа DO и является первым одиночным WD, зарегистрированным в качестве источника рентгеновского излучения с помощью ROSAT.[11][12]

Катаклизмические переменные

Основная статья: Катаклизмическая переменная звезда

«Катаклизмические переменные (CV) - это тесные двойные системы, состоящие из белого карлика и красного карлика, вторично переносящие материю через переполнение полости Роша».[13] Катаклизмические переменные, вызванные ядерным синтезом и аккрецией, оказались рентгеновский снимок источники.[14] Аккреционный диск может быть подвержен нестабильность ведущий к карликовая звезда вспышки: часть материала диска падает на белый карлик, катастрофические вспышки происходят, когда плотность и температура на дне накопленного водородного слоя поднимается достаточно высоко, чтобы воспламениться термоядерная реакция реакции, которые быстро сжигают водородный слой до гелия.

По-видимому, единственной немагнитной катаклизмической переменной SSXS является V Стрелец: болометрическая светимость (1–10) x 1037, двойная система, включающая аккретор черного тела (BB) при T <80 эВ и орбитальный период 0.514195 d.[5]

Аккреционный диск может стать термически стабильным в системах с высокими скоростями массообмена ().[13] Такие системы называются новоподобными (NL) звездами, поскольку в них отсутствуют вспышки, характерные для карликовых новых.[15]

Катаклизмические переменные VY Scl

Среди звезд NL есть небольшая группа, которая показывает временное уменьшение или прекращение Ṁ от вторичного. Это звезды типа VY Scl или антикарликовые новые.[16]

V751 Cyg

V751 Cyg (BB, MW) представляет собой VY Scl CV, имеет болометрическую светимость 6.5 x 1036 эрг / с,[5] и излучает мягкие рентгеновские лучи в покое.[17] Обнаружение слабого источника мягкого рентгеновского излучения V751 Cyg как минимум представляет проблему, поскольку это необычно для CV, которые обычно демонстрируют слабое жесткое рентгеновское излучение в состоянии покоя.[17]

Высокая светимость (6,5 х 1036 эрг / с) особенно трудно понять в контексте звезд VY Scl в целом, потому что наблюдения показывают, что двойные системы становятся простыми парами красный карлик + белый карлик в состоянии покоя (диск в основном исчезает).[17] «Высокая светимость мягких рентгеновских лучей создает дополнительную проблему для понимания того, почему спектр имеет лишь умеренное возбуждение».[17] Отношение He II λ4686 / Hβ не превышало ~ 0.5 ни в одном из спектров, зарегистрированных до 2001 г., что типично для ЦВ с аккреционной энергией и не приближается к отношению 2, обычно наблюдаемому в сверхмягких двойных системах (CBSS).[17]

Сдвиг границы приемлемых рентгеновских лучей в сторону более низкой светимости предполагает, что светимость не должна превышать ~ 2 x 1033 эрг / с, что дает только ~ 4 x 1031 эрг / с переработанного света в WD примерно равно ожидаемой ядерной светимости вторичной обмотки.[17]

Магнитные катаклизмические переменные

Основная статья: Полярный (катаклизмическая переменная)

Рентгеновские лучи от магнитных катаклизмических переменных являются обычным явлением, потому что аккреция обеспечивает непрерывный приток коронального газа.[18] График зависимости количества систем от периода орбиты показывает статистически значимый минимум для периодов от 2 до 3 часов, который, вероятно, можно понять с точки зрения эффектов магнитного торможения, когда звезда-компаньон становится полностью конвективной и обычного динамо (которое работает при основание конвективной оболочки) больше не может давать спутнику магнитный ветер, уносящий угловой момент.[18] Вращение было связано с асимметричным выбросом планетарных туманностей и ветров.[19] и поля на динамо-машинах in situ.[20] Периоды орбиты и вращения синхронизированы в сильно намагниченных ВД.[18] Те, у кого нет обнаруживаемого поля, никогда не синхронизируются.

При температурах в диапазоне от 11000 до 15000 К все WD с наиболее экстремальными полями слишком холодны, чтобы их можно было обнаружить источниками EUV / рентгеновского излучения, например, Grw + 70 ° 8247, LB 11146, SBS 1349 + 5434, PG 1031. +234 и GD 229.[21]

Большинство сильномагнитных WD представляются изолированными объектами, хотя G 23–46 (7,4 МГС) и LB 1116 (670 МГС) находятся в неразрешенных двойных системах.[22]

RE J0317-853 - самый горячий магнитный WD при 49 250 К, с исключительно интенсивным магнитным полем ~ 340 МГс и предполагаемым периодом вращения 725,4 с.[22] В диапазоне от 0,1 до 0,4 кэВ RE J0317-853 был обнаружен ROSAT, но не в более высоком диапазоне энергий от 0,4 до 2,4 кэВ.[нужна цитата ] RE J0317-853 связан с голубой звездой 16 угловых секунд из LB 9802 (также синий WD), но физически не связан.[22] Поле центрированного диполя не способно воспроизвести наблюдения, в отличие от диполя со смещением от центра 664 MG на южном полюсе и 197 MG на северном полюсе.[22]

До недавнего времени (1995 г.) только PG 1658 + 441 обладал эффективной температурой> 30 000 К.[22] Напряженность его полярного поля составляет всего 3 МГс.[22]

В РОСАТ Источник Wide Field Camera (WFC) RE J0616-649 имеет поле ~ 20 MG.[23]

PG 1031 + 234 имеет поверхностное поле, которое охватывает диапазон от ~ 200 до почти 1000 МГц и вращается с периодом 3час24м.[24]

Магнитные поля в CV ограничены узким диапазоном напряженности, максимум 7080 МГ для RX J1938.4-4623.[25]

По состоянию на 1999 г. ни одна из одиночных магнитных звезд не рассматривалась как источник рентгеновского излучения, хотя поля имеют непосредственное отношение к поддержанию короны у звезд главной последовательности.[18]

PG 1159 звезд

Звезды PG 1159 представляют собой группу очень горячих, часто пульсирующих WD, прототипом которых является PG 1159 в их атмосфере преобладают углерод и кислород.[18]

Звезды PG 1159 достигают светимости ~ 1038 эрг / с, но образуют довольно отдельный класс.[26] RX J0122.9-7521 был идентифицирован как галактическая звезда PG 1159.[27][28]

Новая звезда

Основная статья: Новая звезда

Всего имеется три SSXS с болометрической светимостью ~ 1038 эрг / с, которые являются новыми: GQ Mus (BB, MW), V1974 Cyg (WD, MW) и Nova LMC 1995 (WD).[5] По-видимому, по состоянию на 1999 г. орбитальный период Новой LMC 1995 г. не был известен.

U Sco, повторяющаяся новая звезда 1999 г., не наблюдаемая РОСАТ, - WD (74–76 эВ), Lболт ~ (8–60) x 1036 эрг / с, с периодом обращения 1,2306 дня.[5]

Планетарная туманность

Основная статья: Планетарная туманность

В SMC 1E 0056.8-7154 - это WD с болометрической светимостью 2 x 1037 с которой связана планетарная туманность.[5]

Сверхмягкие активные ядра галактик

Сверхмягкие активные ядра галактик достигают светимости до 1045 эрг / с.[5]

Вспышки большой амплитуды

Вспышки сверхмягкого рентгеновского излучения большой амплитуды интерпретируются как приливные сбои.[29]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Сверхмягкие источники рентгеновского излучения». Архивировано из оригинал на 07.06.2008.
  2. ^ а б c d Белый NE; Giommi P; Heise J; Angelini L; и другие. (1995). "RX J0045.4 + 4154: повторяющийся сверхмягкий рентгеновский переходный процесс в M31". Astrophys. Дж. Летт. 445: L125. Bibcode:1995ApJ ... 445L.125W. Дои:10.1086/187905. Архивировано из оригинал на 2009-07-03.
  3. ^ а б c d е Кахабка П. (декабрь 2006 г.). «Сверхмягкие источники рентгеновского излучения». Adv. Space Res. 38 (12): 2836–9. Bibcode:2006AdSpR..38.2836K. Дои:10.1016 / j.asr.2005.10.058.
  4. ^ Институт внеземной физики Макса Планка. "Источники сверхмягкого рентгеновского излучения - обнаружены с помощью РОСАТ".
  5. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Грейнер Дж (2000). «Каталог сверхмягких источников рентгеновского излучения». Новый Астрон. 5 (3): 137–41. arXiv:astro-ph / 0005238. Bibcode:2000NewA .... 5..137G. Дои:10.1016 / S1384-1076 (00) 00018-X.
  6. ^ Институт внеземной физики Макса Планка. "Материалы семинара по сверхмягким источникам рентгеновского излучения".
  7. ^ "Каталог сверхмягких источников рентгеновского излучения". Архивировано из оригинал на 2007-11-28.
  8. ^ а б Кахабка П; ван ден Хеувел EPJ (1997). «Светящиеся сверхмягкие рентгеновские источники» (PDF). Анну. Rev. Astron. Астрофизики. 35 (1): 69–100. Bibcode:1997ARA & A..35 ... 69K. Дои:10.1146 / annurev.astro.35.1.69.
  9. ^ а б Schmidtke PC; Cowley AP (сентябрь 2001 г.). "Синоптические наблюдения сверхмягкого двойного MR Velorum (RX J0925.7-4758): определение периода обращения". Astron. J. 122 (3): 1569–71. Bibcode:2001AJ .... 122.1569S. Дои:10.1086/322155.
  10. ^ "Описание звезды-симбиотика Дэвида Дарлинга".
  11. ^ Флеминг Т.А.; Вернер К; Барстоу, Массачусетс (октябрь 1993 г.). «Обнаружение первого коронального источника рентгеновского излучения около белого карлика». Astrophys. J. 416: L79. Bibcode:1993ApJ ... 416L..79F. Дои:10.1086/187075.
  12. ^ Вернер (1994). «Спектральный анализ самого горячего из известных богатых гелием белых карликов: KPD 0005 + 5106». Astron. Астрофизики. 284: 907. Bibcode:1994 A&A ... 284..907 Вт.
  13. ^ а б Като Т; Ishioka R; Уэмура М (декабрь 2002 г.). "Фотометрическое исследование KR Возничего во время высокого состояния в 2001 г.". Publ. Astron. Soc. JPN. 54 (6): 1033–9. arXiv:Astro-ph / 0209351. Bibcode:2002PASJ ... 54.1033K. Дои:10.1093 / pasj / 54.6.1033.
  14. ^ "Введение в переменные катаклизма (CV)".
  15. ^ Осаки, Йоджи (1996). "Вспышки гномов-Новы". Publ. Astron. Soc. Pac. 108: 39. Bibcode:1996PASP..108 ... 39O. Дои:10.1086/133689.
  16. ^ Уорнер Б (1995). Катаклизмические переменные звезды. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. Bibcode:1995cvs..book ..... W.
  17. ^ а б c d е ж Паттерсон Дж; Thorstensen JR; Жареный R; Skillman DR; и другие. (Январь 2001 г.). "Супергорбы в Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni". Publ. Astron. Soc. Pac. 113 (779): 72–81. Bibcode:2001PASP..113 ... 72P. Дои:10.1086/317973.
  18. ^ а б c d е Trimble V (1999). «Белые карлики в 1990-е годы». Бык. Astron. Soc. Индия. 27: 549–66. Bibcode:1999BASI ... 27..549T.
  19. ^ Спруит Х.С. (1998). «Происхождение скоростей вращения одиночных белых карликов». Astron. Астрофизики. 333: 603. arXiv:Astro-ph / 9802141. Bibcode:1998A&A ... 333..603S.
  20. ^ Schmidt GD; Грауэр А.Д. (1997). "Верхние пределы магнитных полей пульсирующих белых карликов". Astrophys. J. 488 (2): 827. Bibcode:1997ApJ ... 488..827S. Дои:10.1086/304746.
  21. ^ Schmidt GD; Смит PS (1995). «Поиск магнитных полей среди белых карликов Д.А.». Astrophys. J. 448: 305. Bibcode:1995ApJ ... 448..305S. Дои:10.1086/175962.
  22. ^ а б c d е ж Барстоу, Массачусетс; Jordan S; О'Донохью Д; Берли MR; и другие. (1995). "RE J0317-853: самый горячий из известных высокомагнитных белых карликов DA". MNRAS. 277 (3): 931–85. Bibcode:1995МНРАС.277..971Б. Дои:10.1093 / минрас / 277.3.971.
  23. ^ Барстоу, М. А .; Jordan, S .; O'Donoghue, D .; Burleigh, M. R .; и другие. (Декабрь 1995 г.). "RE J0317-853: самый горячий из известных высокомагнитных белых карликов DA". MNRAS. 277 (3): 971–985. Bibcode:1995МНРАС.277..971Б. Дои:10.1093 / минрас / 277.3.971.
  24. ^ Последний ВБ; Schmidt GD; Зеленый РФ (1987). «Вращательно-модулированный зеемановский спектр от 10 до 9 гаусса белого карлика PG 1031 + 234». Astrophys. J. 320: 308. Bibcode:1987ApJ ... 320..308L. Дои:10.1086/165543.
  25. ^ Schwope AD; и другие. (1995). «Двухполюсная аккреция в сильнопольном полярном RXJ 1938.6-4612». Astron. Астрофизики. 293: 764. Bibcode:1995A&A ... 293..764S.
  26. ^ Dreizler S; Вернер К; Хибер У (1995). Kӧster D; Вернер К. (ред.). Белые карлики. Лект. Примечания Phys. Конспект лекций по физике. 443. Берлин: Springer. п. 160. Дои:10.1007/3-540-59157-5_199. ISBN  978-3-540-59157-3.
  27. ^ Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Крэмптон Д. (1995). «Рентгеновское открытие горячей звезды PG1159, RX J0122.9-7521». Publ. Astron. Soc. Pac. 107: 927. Bibcode:1995PASP..107..927C. Дои:10.1086/133640.
  28. ^ Вернер К; Вольф Б; Cowley AP; Schmidtke PC; и другие. (1996). Грейнер (ред.). «Сверхмягкие источники рентгеновского излучения». Лект. Примечания Phys. 472: 131. Дои:10.1007 / BFb0102256.
  29. ^ Комосса S; Грейнер Дж (1999). «Обнаружение гигантской яркой рентгеновской вспышки от оптически неактивной пары галактик RX J1242.6-1119». Astron. Астрофизики. 349: L45. arXiv:Astro-ph / 9908216. Bibcode:1999A & A ... 349L..45K.