Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSXS или SSS) — это астрономический источник, который испускает только низкоэнергетические (т. е. мягкие) рентгеновские лучи . Мягкие рентгеновские лучи имеют энергию в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ , тогда как жесткие рентгеновские лучи находятся в диапазоне от 1 до 20 кэВ. [1] SSS испускают мало или совсем не испускают фотонов с энергией выше 1 кэВ, и большинство из них имеют эффективную температуру ниже 100 эВ. Это означает, что испускаемое ими излучение является сильно ионизирующим и легко поглощается межзвездной средой. Большинство SSS в нашей собственной галактике скрыты межзвездным поглощением в галактическом диске. [2] Они легко заметны во внешних галактиках, около 10 из них найдены в Магеллановых Облаках и по крайней мере 15 видны в M31. [2]
По состоянию на начало 2005 года было зарегистрировано более 100 SSS в ~20 внешних галактиках, Большом Магеллановом Облаке (БМО), Малом Магеллановом Облаке (ММО) и Млечном Пути (МП). [3] Те, у которых светимость ниже ~3 x 10 38 эрг /с, соответствуют устойчивому ядерному горению в аккрецирующих белых карликах (БК) или постновых. [3] Есть несколько SSS со светимостью ≥10 39 эрг/с. [3]
Считается, что сверхмягкие рентгеновские лучи производятся в результате устойчивого ядерного синтеза на поверхности белого карлика из материала, вытянутого из двойного компаньона , [4] так называемого близкого двойного сверхмягкого источника (CBSS). [5] Для этого требуется поток материала, достаточно высокий для поддержания синтеза. Сравните это с новой , где меньший поток заставляет материал сливаться только спорадически. Источники сверхмягкого рентгеновского излучения могут эволюционировать в сверхновую типа Ia , где внезапное слияние материала уничтожает белый карлик и нейтронные звезды посредством коллапса. [6]
Источники сверхмягкого рентгеновского излучения были впервые обнаружены в обсерватории Эйнштейна . Дальнейшие открытия были сделаны ROSAT . [7] Многие различные классы объектов испускают сверхмягкое рентгеновское излучение (преимущественно излучение ниже 0,5 кэВ). [5]
Источники сверхмягкого рентгеновского излучения имеют характерную температуру черного тела в несколько десятков эВ (~20–100 эВ) [3] и болометрическую светимость ~10 38 эрг/с (ниже ~ 3 x 10 38 эрг/с). [2] [3]
По-видимому, яркие SSXS могут иметь эквивалентную температуру черного тела всего лишь около ~15 эВ и светимость в диапазоне от 10 36 до 10 38 эрг/с. [8] Количество ярких SSS в дисках обычных спиральных галактик, таких как MW и M31, оценивается примерно в 10 3 . [8]
SSXS теперь обнаружены в нашей галактике и в шаровом скоплении M3. [2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) является одной из редких сверхмягких рентгеновских двойных систем MW. [5] «Источник сильно покраснел из-за межзвездного вещества, что затрудняет его наблюдение в синем и ультрафиолетовом диапазонах». [9] Период, определенный для MR Velorum в ~4,03 дня, значительно больше, чем у других сверхмягких систем, которые обычно меньше дня. [9]
Модель CBSS предполагает устойчивое ядерное горение на поверхности аккрецирующего белого карлика (WD) в качестве генератора колоссального сверхмягкого рентгеновского потока. [5] По состоянию на 1999 год восемь SSXS имеют орбитальные периоды от ~4 часов до 1,35 дня: RX J0019.8+2156 (MW), RX J0439.8-6809 (гало MW вблизи 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]
Симбиотическая двойная звезда — это переменная двойная звездная система, в которой красный гигант расширил свою внешнюю оболочку и быстро теряет массу , а другая горячая звезда (часто белый карлик ) ионизирует газ. [10] Три симбиотических двойных звезды по состоянию на 1999 год — это SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) и RX J0048.4-7332 (WD, SMC). [5]
Самый молодой и горячий белый карлик, KPD 0005+5106 , имеет температуру, близкую к 100 000 К, относится к типу DO и является первым одиночным белым карликом, зарегистрированным как источник рентгеновского излучения с помощью ROSAT. [11] [12]
«Катаклизмические переменные (КП) — это тесные двойные системы, состоящие из белого карлика и вторичного красного карлика, переносящие материю через переполнение полости Роша». [13] Было обнаружено, что катаклизмические переменные, как слияние, так и аккреция, являются источниками рентгеновского излучения . [14] Аккреционный диск может быть склонен к нестабильности, приводящей к вспышкам карликовых новых : часть материала диска падает на белый карлик, катаклизмические вспышки происходят, когда плотность и температура в нижней части накопленного водородного слоя поднимаются достаточно высоко, чтобы зажечь реакции ядерного синтеза , которые быстро сжигают водородный слой до гелия.
По-видимому, единственной немагнитной катаклизмической переменной SSXS является V Sagittae : болометрическая светимость (1–10) x 10 37 , двойная звезда, включающая в себя аккретор черного тела (BB) при T < 80 эВ, и орбитальный период 0,514195 дня. [5]
Аккреционный диск может стать термически стабильным в системах с высокими скоростями массопередачи (Ṁ). [13] Такие системы называются звездами, подобными новостям (NL), поскольку у них отсутствуют вспышки, характерные для карликовых новых. [15]
Среди звезд NL есть небольшая группа, которая показывает временное уменьшение или прекращение Ṁ от вторичного компонента. Это звезды типа VY Scl или антикарликовые новые. [16]
V751 Cyg (BB, MW) является CV типа VY Scl, имеет болометрическую светимость 6,5 x 10 36 эрг/с [5] и испускает мягкое рентгеновское излучение в состоянии покоя. [17] Открытие слабого источника мягкого рентгеновского излучения V751 Cyg в минимальном состоянии представляет собой сложную задачу, поскольку это необычно для CV, которые обычно демонстрируют слабое жесткое рентгеновское излучение в состоянии покоя. [17]
Высокая светимость (6,5 x 10 36 эрг/с) особенно трудно понять в контексте звезд VY Scl в целом, поскольку наблюдения показывают, что двойные системы становятся простыми парами красный карлик + белый карлик в состоянии покоя (диск в основном исчезает). [17] «Высокая светимость в мягких рентгеновских лучах создает дополнительную проблему понимания того, почему спектр имеет лишь скромное возбуждение». [17] Отношение He II λ4686/Hβ не превышало ~0,5 ни в одном из спектров, зарегистрированных до 2001 года, что типично для CV с аккреционным питанием и не приближается к отношению 2, обычно наблюдаемому в сверхмягких двойных системах (CBSS). [17]
Смещение границы приемлемых рентгеновских аппроксимаций в сторону более низкой светимости предполагает, что светимость не должна превышать ~2 x 10 33 эрг/с, что дает только ~4 x 10 31 эрг/с переработанного света в WD, что примерно равно ожидаемой ядерной светимости вторичного компонента. [17]
Рентгеновские лучи от магнитных катаклизмических переменных обычны, поскольку аккреция обеспечивает непрерывную подачу коронального газа. [18] График зависимости числа систем от периода орбиты показывает статистически значимый минимум для периодов между 2 и 3 часами, что, вероятно, можно понять с точки зрения эффектов магнитного торможения, когда звезда-компаньон становится полностью конвективной, а обычное динамо (работающее у основания конвективной оболочки) больше не может давать компаньону магнитный ветер для переноса углового момента. [18] Вращение было приписано асимметричному выбросу планетарных туманностей и ветров [19] и полям динамо in situ. [20] Периоды орбиты и вращения синхронизированы в сильно намагниченных белых карликах. [18] Те, у которых нет обнаруживаемого поля, никогда не синхронизированы.
При температурах в диапазоне от 11 000 до 15 000 К все белые карлики с самыми экстремальными полями слишком холодны, чтобы их можно было обнаружить с помощью источников EUV/рентгеновского излучения, например, Grw +70°8247, LB 11146, SBS 1349+5434, PG 1031+234 и GD 229. [21]
Большинство сильно магнитных белых карликов, по-видимому, являются изолированными объектами, хотя G 23–46 (7,4 МГс) и LB 1116 (670 МГс) находятся в неразрешенных двойных системах. [22]
RE J0317-853 является самым горячим магнитным белым карликом при 49 250 К, с исключительно интенсивным магнитным полем ~340 МГс и подразумеваемым периодом вращения 725,4 с. [22] Между 0,1 и 0,4 кэВ RE J0317-853 был обнаружен ROSAT, но не в более высоком диапазоне энергий от 0,4 до 2,4 кэВ. [ требуется ссылка ] RE J0317-853 связан с голубой звездой в 16 угловых секундах от LB 9802 (также голубой белый карлиок), но физически не связан. [22] Центрированное дипольное поле не способно воспроизвести наблюдения, но нецентральный диполь 664 МГс на южном полюсе и 197 МГс на северном полюсе может. [22]
До недавнего времени (1995) только PG 1658+441 обладал эффективной температурой > 30 000 К. [22] Его полярная напряженность поля составляет всего 3 МГс. [22]
Источник широкоугольной камеры ROSAT (WFC) RE J0616-649 имеет поле ~20 МГ. [23]
PG 1031+234 имеет поверхностное поле, которое охватывает диапазон от ~200 МГС до почти 1000 МГС и вращается с периодом 3 ч 24 мин . [24]
Магнитные поля в CV ограничены узким диапазоном напряженностей, с максимумом 7080 МГс для RX J1938.4-4623. [25]
Ни одна из отдельных магнитных звезд не была замечена по состоянию на 1999 год в качестве источника рентгеновского излучения, хотя поля имеют прямое отношение к поддержанию корон у звезд главной последовательности. [18]
Звезды PG 1159 представляют собой группу очень горячих, часто пульсирующих белых карликов, прототипом которых является PG 1159, в атмосферах которой преобладают углерод и кислород. [18]
Звезды PG 1159 достигают светимости ~10 38 эрг/с, но образуют довольно отдельный класс. [26] RX J0122.9-7521 была идентифицирована как галактическая звезда PG 1159. [27] [28]
Существует три SSXS с болометрической светимостью ~10 38 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 год орбитальный период Nova LMC 1995, если она была двойной, не был известен.
U Sco, повторяющаяся новая звезда по состоянию на 1999 год, не наблюдаемая ROSAT , представляет собой белый карлик (74–76 эВ), L bol ~ (8–60) x 10 36 эрг/с, с орбитальным периодом 1,2306 дня. [5]
В SMC 1E 0056.8-7154 — это белый карлик с болометрической светимостью 2 x 10 37 , с которым связана планетарная туманность. [5]
Сверхмягкие активные ядра галактик достигают светимости до 10 45 эрг/с. [5]
Большие амплитудные выбросы сверхмягкого рентгеновского излучения были интерпретированы как события приливного разрушения . [29]