Super miękkie źródło promieniowania rentgenowskiego - Super soft X-ray source
Świetlny Supersoft Źródło rentgenowskie (SSXS lub SSS) jest astronomiczny źródłem, które emituje niskiej energii (czyli miękkie) rentgenowskie . Miękkie promienie rentgenowskie mają energie w zakresie od 0,09 do 2,5 keV , podczas gdy twarde promienie rentgenowskie mieszczą się w zakresie 1–20 keV. SSS emitują niewiele lub nie emitują żadnych fotonów o energii powyżej 1 keV, a większość z nich ma efektywną temperaturę poniżej 100 eV. Oznacza to, że emitowane przez nie promieniowanie jest silnie jonizujące i jest łatwo absorbowane przez ośrodek międzygwiazdowy. Większość SSS w naszej galaktyce jest ukryta przez międzygwiazdową absorpcję w dysku galaktycznym. Są łatwo widoczne w galaktykach zewnętrznych, z ~ 10 znalezionymi w Obłokach Magellana i co najmniej 15 widocznymi w M31.
Na początku 2005 roku odnotowano ponad 100 SSS w ~ 20 zewnętrznych galaktykach, Wielkim Obłoku Magellana (LMC), Małym Obłoku Magellana (SMC) i Drodze Mlecznej (MW). Te o jasności poniżej ~ 3 x 10 38 erg / s są zgodne ze stałym spalaniem jądrowym w akreujących białych karłach (WD) lub postnowych. Istnieje kilka SSS o jasności ≥10 39 erg / s.
Uważa się, że super miękkie promieniowanie rentgenowskie jest wytwarzane przez stałą fuzję jądrową na powierzchni materiału białego karła , wyciągniętego z podwójnego towarzysza , tak zwanego bliźniaczego supermiękkiego źródła (CBSS). Wymaga to przepływu materiału dostatecznie wysokiego, aby podtrzymać stopienie. Porównaj to z nową , gdzie mniejszy przepływ powoduje, że materiał tylko sporadycznie stapia się. Super miękkie źródła promieniowania rentgenowskiego mogą przekształcić się w supernową typu Ia , w której nagła fuzja materii niszczy białego karła i gwiazdy neutronowe poprzez zapadnięcie się.
Super miękkie źródła promieniowania rentgenowskiego zostały po raz pierwszy odkryte przez Obserwatorium Einsteina . Dalsze odkrycia zostały dokonane przez firmę ROSAT . Wiele różnych klas obiektów emituje supermiękkie promieniowanie rentgenowskie (emisja głównie poniżej 0,5 keV).
Świetlne supermiękkie źródła promieniowania rentgenowskiego
Świetlne super miękkie źródła promieniowania rentgenowskiego mają charakterystyczną temperaturę ciała doskonale czarnego rzędu kilkudziesięciu eV (~ 20–100 eV) i jasność bolometryczną ~ 10 38 erg / s (poniżej ~ 3 x 10 38 erg / s).
Najwyraźniej świecące SSXS mogą mieć równoważne temperatury ciała doskonale czarnego tak niskie, jak ~ 15 eV, a jasność waha się od 10 36 do 10 38 erg / s. Liczby świetlnego SSS w dyskach zwykłych galaktyk spiralnych, takich jak MW i M31 szacuje się na rzędu 10 3 .
Mleczna Droga SSXS
SSXS zostały teraz odkryte w naszej galaktyce oraz w gromadzie kulistej M3. MR Velorum (RX J0925.7-4758) jest jednym z nielicznych super miękkich rentgenowskich układów podwójnych MW. „Źródło jest mocno zaczerwienione przez materiał międzygwiazdowy, co utrudnia obserwację w świetle niebieskim i ultrafioletowym”. Okres wyznaczony dla MR Velorum na poziomie ~ 4,03 dnia jest znacznie dłuższy niż w przypadku innych systemów supersoft, czyli zwykle mniej niż jeden dzień.
Blisko binarne, super miękkie źródło (CBSS)
Model CBSS wywołuje stałe spalanie jądrowe na powierzchni akreującego białego karła (WD) jako generatora niesamowitego super miękkiego strumienia promieniowania rentgenowskiego. Od 1999 r. Osiem SSXS ma okresy orbitalne od ~ 4 godzin do 1,35 d: RX J0019.8 + 2156 (MW), RX J0439.8-6809 (MW halo w pobliżu LMC), RX J0513.9-6951 (LMC), RX J0527.8-6954 (LMC), RX J0537.7-7034 (LMC), CAL 83 (LMC), CAL 87 LMC) i 1E 0035.4-7230 (SMC).
Symbiotyczny plik binarny
Symbiotyczne binarny Gwiazda jest zmienną binarną gwiazda system, w którym czerwony olbrzymia rozszerza swoją zewnętrzną powłokę i rzuca masę szybko, a drugi Hot Star (często biały karzeł ) jest jonizujące gaz. Trzy symbiotyczne binaria od 1999 roku to SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) i RX J0048.4-7332 (WD, SMC).
Niedziałające białe karły
Najmłodszy, najgorętszy WD, KPD 0005 + 5106 , ma bardzo blisko 100 000 K, typu DO i jest pierwszym pojedynczym WD zarejestrowanym jako źródło promieniowania rentgenowskiego za pomocą ROSAT.
Zmienne kataklizmiczne
„Zmienne kataklizmiczne (CV) to bliskie układy podwójne składające się z białego karła i wtórnego czerwonego karła przenoszącego materię przez przelew Roche'a”. Zaobserwowano, że zarówno zmienne kataklizmiczne napędzane fuzją, jak i akrecją są źródłami promieniowania rentgenowskiego . Dysk akrecyjny może być podatny na niestabilność prowadzącą do wybuchów nowej karłowatej : część materiału dysku spada na białego karła, kataklizmiczne wybuchy pojawiają się, gdy gęstość i temperatura na dnie nagromadzonego wodoru wzrośnie na tyle wysoko, że zapali fuzję jądrową reakcje, które gwałtownie spalają warstwę wodoru do postaci helu.
Najwyraźniej jedyną niemagnetyczną zmienną kataklizmiczną SSXS jest V Sagittae : jaskrawość bolometryczna (1–10) x 10 37 , układ podwójny obejmujący akretor ciała czarnego (BB) przy T <80 eV i okres orbitalny 0,514195 d.
Dysk akrecyjny może stać się stabilny termicznie w systemach o dużych szybkościach transferu masy (Ṁ). Takie układy nazywane są gwiazdami podobnymi do nowych (NL), ponieważ brakuje im rozbłysków charakterystycznych dla nowych karłowatych.
Zmienne kataklizmiczne VY Scl
Wśród gwiazd NL jest mała grupa, która wykazuje tymczasowe zmniejszenie lub ustanie Ṁ z drugiej. Są to gwiazdy typu VY Scl lub nowe przeciwkarłowate.
V751 Cyg
V751 Cyg (BB, MW) to VY Scl CV, ma bolometryczną jasność 6,5 x 10 36 erg / s i emituje miękkie promieniowanie rentgenowskie w stanie spoczynku. Odkrycie słabego miękkiego źródła promieniowania rentgenowskiego V751 Cyg co najmniej stanowi wyzwanie, ponieważ jest to niezwykłe w przypadku CV, które zwykle wykazują słabą emisję twardego promieniowania rentgenowskiego w stanie spoczynku.
Wysoka jasność (6,5 x 10 36 erg / s) jest szczególnie trudna do zrozumienia w kontekście gwiazd VY Scl, ponieważ obserwacje sugerują, że układy podwójne stają się prostymi parami czerwony karzeł + biały karzeł w stanie spoczynku (dysk przeważnie znika). „Wysoka jasność w miękkich promieniach rentgenowskich stwarza dodatkowy problem ze zrozumieniem, dlaczego widmo ma tylko skromne wzbudzenie”. Stosunek He II λ4686 / Hβ nie przekraczał ~ 0,5 w żadnym z widm zarejestrowanych do 2001 r., Co jest typowe dla CV napędzanych akrecją i nie zbliża się do stosunku 2 powszechnie obserwowanego w supermiękkich układach podwójnych (CBSS).
Przesunięcie krawędzi dopuszczalnego pasowania rentgenowskiego w kierunku niższej jasności sugeruje, że jasność nie powinna przekraczać ~ 2 x 10 33 ergs / s, co daje tylko ~ 4 x 10 31 erg / s przetworzonego światła w WD, mniej więcej równe światłu wtórnego oczekiwana jasność jądra.
Magnetyczne zmienne kataklizmiczne
Promieniowanie rentgenowskie ze zmiennych kataklizmicznych magnetycznych jest powszechne, ponieważ akrecja zapewnia ciągły dopływ gazu koronalnego. Wykres liczby systemów w funkcji okresu orbity pokazuje statystycznie istotne minimum dla okresów od 2 do 3 godzin, które prawdopodobnie można zrozumieć w kategoriach skutków hamowania magnetycznego, gdy gwiazda towarzysząca staje się całkowicie konwekcyjna, a zwykłe dynamo (które działa przy podstawa konwekcyjnej powłoki) nie może już dawać towarzyszowi wiatru magnetycznego, który przenosi moment pędu. Za rotację obwiniano asymetryczne wyrzucanie mgławic planetarnych i wiatrów oraz pól na dynamo in situ. Okresy orbity i rotacji są zsynchronizowane w silnie namagnesowanych WD. Te bez wykrywalnego pola nigdy nie są synchronizowane.
Przy temperaturach w zakresie od 11000 do 15000 K wszystkie WD z najbardziej ekstremalnymi polami są o wiele za chłodne, aby można było je wykryć źródłami EUV / rentgenowskimi, np. Grw + 70 ° 8247, LB 11146, SBS 1349 + 5434, PG 1031 +234 i GD 229.
Większość silnie magnetycznych WD wydaje się być obiektami izolowanymi, chociaż G 23–46 (7,4 MG) i LB 1116 (670 MG) znajdują się w nierozpoznanych układach podwójnych.
RE J0317-853 to najgorętszy WD magnetyczny o temperaturze 49 250 K, z wyjątkowo intensywnym polem magnetycznym ~ 340 MG i implikowanym okresem rotacji 725,4 s. Między 0,1 a 0,4 keV, RE J0317-853 był wykrywalny przez ROSAT, ale nie w wyższym paśmie energii od 0,4 do 2,4 keV. RE J0317-853 jest powiązany z niebieską gwiazdą o 16 sek. Łuków z LB 9802 (również niebieski WD), ale nie jest fizycznie powiązany. Wyśrodkowane pole dipolowe nie jest w stanie odtworzyć obserwacji, ale dipol 664 MG poza środkiem na biegunie południowym i 197 MG na biegunie północnym tak.
Do niedawna (1995) tylko PG 1658 + 441 posiadał efektywną temperaturę> 30 000 K. Jego polarne natężenie pola wynosi tylko 3 MG.
Źródło kamery szerokokątnej ROSAT (WFC) RE J0616-649 ma pole ~ 20 MG.
PG 1031 + 234 ma pole powierzchni, które obejmuje zakres od ~ 200 MG do prawie 1000 MG i obraca się z okresem 3 h 24 m .
Pola magnetyczne w CV są ograniczone do wąskiego zakresu sił, z maksymalnie 7080 MG dla RX J1938.4-4623.
Żadna z pojedynczych gwiazd magnetycznych nie była postrzegana od 1999 r. Jako źródło promieniowania rentgenowskiego, chociaż pola mają bezpośrednie znaczenie dla utrzymania korony w gwiazdach ciągu głównego.
PG 1159 gwiazdek
Gwiazdy PG 1159 to grupa bardzo gorących, często pulsujących WD, których prototypem jest PG 1159 zdominowana przez węgiel i tlen w ich atmosferach.
Gwiazdy PG 1159 osiągają jasność ~ 10 38 erg / s, ale stanowią raczej odrębną klasę. RX J0122.9-7521 została zidentyfikowana jako galaktyczna gwiazda PG 1159.
Nova
Istnieją trzy SSXS o bolometrycznej jasności ~ 10 38 erg / s, które są nowymi: GQ Mus (BB, MW), V1974 Cyg (WD, MW) i Nova LMC 1995 (WD). Najwyraźniej od 1999 r. Okres orbitalny Nova LMC 1995 r., Jeśli binarny nie był znany.
U Sco, nowa nawracająca od 1999 roku nieobserwowana przez ROSAT , to WD (74–76 eV), L bol ~ (8–60) x 10 36 erg / s, z okresem orbitalnym 1,2306 d.
Mgławica planetarna
W SMC 1E 0056.8-7154 to WD o jasności bolometrycznej 2 x 10 37 , z którą związana jest mgławica planetarna.
Super miękkie, aktywne jądra galaktyczne
Supermiękkie, aktywne jądra galaktyczne osiągają jasność do 10 45 erg / s.
Wybuchy o dużej amplitudzie
Wybuchy o dużej amplitudzie super miękkiej emisji promieniowania rentgenowskiego zostały zinterpretowane jako zakłócenia pływowe .