Super měkký rentgenový zdroj - Super soft X-ray source - Wikipedia

A světelný supersoft rentgenový zdroj (SSXS nebo SSS) je astronomický zdroj, který vydává pouze nízkou energii (tj. měkký) Rentgenové záření. Měkké rentgenové paprsky mají energie v rozmezí 0,09 až 2,5 keV rozsah, zatímco tvrdé rentgenové paprsky jsou v rozsahu 1–20 keV.[1] SSS emitují málo nebo žádné fotony s energiemi nad 1 keV a většina z nich má efektivní teplota pod 100 eV. To znamená, že záření, které emitují, je vysoce ionizující a je snadno absorbováno mezihvězdným médiem. Většina SSS v naší vlastní galaxii je skryta mezihvězdnou absorpcí na galaktickém disku.[2] Jsou snadno patrné ve vnějších galaxiích, ~ 10 se nachází v Magellanových mracích a nejméně 15 je vidět v M31.[2]

Na začátku roku 2005 bylo v ~ 20 vnějších galaxiích, v USA, hlášeno více než 100 SSS Velký Magellanovo mračno (LMC), Malý Magellanovo mračno (SMC) a mléčná dráha (MW).[3] Ti, kteří mají svítivost pod ~ 3 x 1038 erg / s jsou v souladu s ustáleným jaderné spalování v accreting bílí trpaslíci (WD) s nebo post-novae.[3] Existuje několik SSS se svítivostí ≥1039 erg / s.[3]

Předpokládá se, že super měkké rentgenové záření je produkováno stabilním způsobem jaderná fůze na bílý trpaslík povrch materiálu vytažený z a binární společník,[4] takzvaný blízký binární supersoft zdroj (CBSS).[5] To vyžaduje tok materiálu dostatečně vysoký k udržení fúze. Porovnejte to s nova, kde menší tok způsobuje, že se materiál taví jen sporadicky. Super měkké rentgenové zdroje se mohou vyvinout supernova typu Ia kde náhlá fúze materiálu ničí bílého trpaslíka a neutronové hvězdy zhroucením.[6]

Super měkké rentgenové zdroje byly poprvé objeveny Einsteinova observatoř. Další objevy byly provedeny ROSAT.[7] Mnoho různých tříd objektů vyzařuje supersoft X-záření (emise převážně pod 0,5 keV).[5]

Světelné supersoft rentgenové zdroje

Světelné super měkké rentgenové zdroje mají charakteristickou teplotu černého tělesa několik desítek eV (~ 20–100 eV)[3] a bolometrická svítivost ~ 1038 erg / s (pod ~ 3 x 1038 erg / s).[2][3]

Zdá se, že světelné SSXS mohou mít ekvivalentní teploty černého tělesa až ~ 15 eV a svítivost v rozmezí od 1036 do 1038 erg / s.[8] Počet světelných SSS na discích běžných spirálních galaxií, jako jsou MW a M31, se odhaduje na řádově 103.[8]

Mléčná dráha SSXS

SSXS byly nyní objeveny v naší galaxii a v kulové hvězdokupě M3.[2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) je jedním ze vzácných super měkkých rentgenových binárních souborů MW.[5] „Zdroj je silně zarudlý mezihvězdným materiálem, takže je obtížné jej pozorovat v modré a ultrafialové oblasti.“[9] Doba určená pro MR Velorum při ~ 4,03 d je podstatně delší než u jiných supersoft systémů, což je obvykle méně než den.[9]

Close-binární supersoft zdroj (CBSS)

Model CBSS vyvolává stabilně jaderné spalování na povrchu narůstajícího bílý trpaslík (WD) jako generátor úžasného super měkkého rentgenového toku.[5] Od roku 1999 má osm SSXS orbitální období mezi ~ 4 h a 1,35 d: RX J0019,8 + 2156 (MW), RX J0439.8-6809 (MW halo poblíž LMC), RX J0513.9-6951 (LMC), RX J0527.8-6954 (LMC), RX J0537.7-7034 (LMC), CAL 83 (LMC), CAL 87 LMC) a 1E 0035,4-7230 (SMC).[5]

Symbiotická binárka

Hlavní článek: Symbiotická proměnná hvězda

A symbiotická binárka hvězda je proměnná binární hvězda systém, ve kterém a červený obr rozšířil svou vnější obálku a je prolévání hmoty rychle a další horká hvězda (často a bílý trpaslík ) ionizuje plyn.[10] Tři symbiotické binární soubory od roku 1999 jsou SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) a RX J0048.4-7332 (WD, SMC).[5]

Neinteragující bílí trpaslíci

Nejmladší a nejžhavější WD, KPD 0005 + 5106, je velmi blízký 100 000 K typu DO a je to první singl WD zaznamenaný jako rentgenový zdroj pomocí ROSAT.[11][12]

Kataklyzmatické proměnné

Hlavní článek: Kataklyzmatická proměnná hvězda

„Kataklyzmatické proměnné (CV) jsou blízké binární systémy skládající se z bílého trpaslíka a červeně trpasličího sekundárního přenášejícího materiálu přes přetečení laloku Roche.“[13] Bylo pozorováno, že kataklyzmatické proměnné využívají fúzi i akreci rentgen Zdroje.[14] Může být náchylný na akreční disk nestabilita vedoucí k trpasličí nova výbuchy: část materiálu disku spadne na bílého trpaslíka, kataklyzmické výbuchy nastanou, když hustota a teplota ve spodní části nahromaděné vodíkové vrstvy stoupají dostatečně vysoko, aby se vznítily jaderná fůze reakce, které rychle spálí vodíkovou vrstvu na helium.

Zřejmě jedinou nemagnetickou kataklyzmatickou proměnnou SSXS je V Sagittae: bolometrická svítivost (1–10) x 1037, binární včetně akretoru černého tělesa (BB) při T <80 eV a oběžná doba 0,514195 d.[5]

Akreční disk se může stát tepelně stabilním v systémech s vysokou rychlostí přenosu hmoty (Ṁ).[13] Takové systémy se nazývají hvězdy podobné novám (NL), protože jim chybí výbuchy charakteristické pro trpasličí novy.[15]

VY Scl kataklyzmatické proměnné

Mezi hvězdami NL je malá skupina, která vykazuje dočasné snížení nebo zastavení Ṁ ze sekundárního. Jedná se o hvězdy typu VY Scl nebo anti-trpasličí novy.[16]

V751 Cyg

V751 Cyg (BB, MW) je VY Scl CV, má bolometrickou svítivost 6,5 x 1036 erg / s,[5] a vydává měkké rentgenové záření v klidovém stavu.[17] Objev slabého zdroje měkkého rentgenového záření V751 Cyg je přinejmenším výzvou, protože to je neobvyklé pro CV, které běžně vykazují slabé tvrdé rentgenové emise v klidovém stavu.[17]

Vysoká svítivost (6,5 x 1036 erg / s) je obzvláště těžké pochopit v kontextu hvězd VY Scl obecně, protože pozorování naznačují, že binární soubory se v klidovém stavu stávají jednoduchými páry červeného trpaslíka + bílého trpaslíka (disk většinou zmizí).[17] „Vysoká svítivost v měkkých rentgenových paprskech představuje další problém s porozuměním, proč je spektrum jen mírné excitace.“[17] Poměr He II λ4686 / Hβ nepřekročil ~ 0,5 v žádném ze spekter zaznamenaných do roku 2001, což je typické pro akreční CV a nepřibližuje se poměru 2 běžně pozorovanému v supersoft binárních souborech (CBSS).[17]

Posunutí okraje přijatelných rentgenových paprsků směrem k nižší svítivosti naznačuje, že svítivost by neměla překročit ~ 2 x 1033 ergs / s, což dává pouze ~ 4 x 1031 erg / s přepracovaného světla ve WD přibližně stejné jako sekundární očekávaná jaderná svítivost.[17]

Magnetické kataklyzmatické proměnné

Hlavní článek: Polární (kataklyzmatická proměnná)

Rentgenové záření z magnetických kataklyzmatických proměnných je běžné, protože narůstání poskytuje nepřetržitý přísun koronálního plynu.[18] Graf počtu systémů vs. doba oběžné dráhy ukazuje statisticky významné minimum pro období mezi 2 a 3 h, které lze pravděpodobně chápat z hlediska účinků magnetického brzdění, když se doprovodná hvězda stane zcela konvektivní a obvyklé dynamo (které pracuje na základna konvekční obálky) již nemůže dát společníkovi magnetický vítr, který by odnesl moment hybnosti.[18] Rotace byla obviňována z asymetrického vyhazování planetárních mlhovin a větrů[19] a pole na dynamech in situ.[20] Období oběžné dráhy a rotace jsou synchronizovány ve silně magnetizovaných WD.[18] Ti, kteří nemají detekovatelné pole, nejsou nikdy synchronizováni.

S teplotami v rozmezí 11 000 až 15 000 K jsou všechny WD s nejextrémnějšími poli příliš chladné na to, aby byly detekovatelné zdroje EUV / RTG, např. Grw + 70 ° 8247, LB 11146, SBS 1349 + 5434, PG 1031 +234 a GD 229.[21]

Většina vysoce magnetických WD se jeví jako izolované objekty, ačkoli G 23–46 (7,4 MG) a LB 1116 (670 MG) jsou v nevyřešených binárních systémech.[22]

RE J0317-853 je nejžhavější magnetický WD při 49 250 K, s výjimečně intenzivním magnetickým polem ~ 340 MG a předpokládanou periodou rotace 725,4 s.[22] Mezi 0,1 a 0,4 keV byl ROSAT detekovatelný RE J0317-853, ale ne v pásmu vyšších energií od 0,4 do 2,4 keV.[Citace je zapotřebí ] RE J0317-853 je spojen s modrou hvězdou 16 arcsec z LB 9802 (také modrá WD), ale není fyzicky spojen.[22] Vycentrované dipólové pole není schopno reprodukovat pozorování, ale off-center dipól 664 MG na jižním pólu a 197 MG na severním pólu ano.[22]

Až donedávna (1995) pouze PG 1658 + 441 mělo efektivní teplotu> 30 000 K.[22] Jeho síla polárního pole je pouze 3 MG.[22]

The ROSAT Zdroj širokoúhlé kamery (WFC) RE J0616-649 má pole ~ 20 MG.[23]

PG 1031 + 234 má povrchové pole, které se rozprostírá v rozmezí od ~ 200 MG do téměř 1000 MG a rotuje s periodou 3h24m.[24]

Magnetická pole v CV jsou omezena na úzký rozsah sil, s maximem 7080 MG pro RX J1938.4-4623.[25]

Žádná z jednotlivých magnetických hvězd nebyla od roku 1999 považována za zdroj rentgenových paprsků, ačkoli pole mají přímý význam pro udržení koron v hvězdách s hlavní sekvencí.[18]

PG 1159 hvězd

Hvězdy PG 1159 jsou skupinou velmi horkých, často pulzujících WD, pro které je prototyp PG 1159 v jejich atmosférách dominuje uhlík a kyslík.[18]

Hvězdy PG 1159 dosahují svítivosti ~ 1038 erg / s, ale tvoří poměrně odlišnou třídu.[26] RX J0122.9-7521 byl identifikován jako galaktická hvězda PG 1159.[27][28]

Nova

Hlavní článek: Nova

Existují tři SSXS s bolometrickou svítivostí ~ 1038 erg / s, které jsou nové: GQ Mus (BB, MW), V1974 Cyg (WD, MW) a Nova LMC 1995 (WD).[5] Zdá se, že od roku 1999 byla oběžná doba Nova LMC 1995, pokud nebyla známa binární data.

U Sco, opakující se nova od roku 1999 nepozorovaná ROSAT, je WD (74–76 eV), Lbol ~ (8–60) x 1036 erg / s, s oběžnou dobou 1,2306 d.[5]

Planetární mlhovina

Hlavní článek: Planetární mlhovina

V SMC je 1E 0056.8-7154 WD s bolometrickou svítivostí 2 x 1037 který má s ním spojenou planetární mlhovinu.[5]

Super měkká aktivní galaktická jádra

Supersoft aktivní galaktická jádra dosahují svítivosti až 1045 erg / s.[5]

Velké amplitudové výbuchy

Velké amplitudové výbuchy super měkké rentgenové emise byly interpretovány jako přílivové poruchy.[29]

Viz také

Reference

  1. ^ „Rentgenové zdroje Supersoft“. Archivovány od originál dne 07.06.2008.
  2. ^ A b C d Bílý SV; Giommi P; Heise J; Angelini L; et al. (1995). „RX J0045.4 + 4154: rekurentní rentgenový přechod Supersoft v M31“. Astrophys. J. Lett. 445: L125. Bibcode:1995ApJ ... 445L.125W. doi:10.1086/187905. Archivovány od originál dne 03.07.2009.
  3. ^ A b C d E Kahabka P (prosinec 2006). "Supersoft rentgenové zdroje". Adv. Space Res. 38 (12): 2836–9. Bibcode:2006AdSpR..38,2836 tis. doi:10.1016 / j.asr.2005.10.058.
  4. ^ Institut Maxe Plancka pro mimozemskou fyziku. „Super měkké rentgenové zdroje - objevené pomocí ROSAT“.
  5. ^ A b C d E F G h i j k l Greiner J (2000). "Katalog supersoft rentgenových zdrojů". Nový Astron. 5 (3): 137–41. arXiv:astro-ph / 0005238. Bibcode:2000NewA .... 5..137G. doi:10.1016 / S1384-1076 (00) 00018-X.
  6. ^ Institut Maxe Plancka pro mimozemskou fyziku. „Sborník workshopů o rentgenových zdrojích Supersoft“.
  7. ^ „Katalog rentgenových zdrojů Supersoft“. Archivovány od originál dne 28. 11. 2007.
  8. ^ A b Kahabka P; van den Heuvel EPJ (1997). „Luminous Supersoft X-Ray Sources“ (PDF). Annu. Rev. Astron. Astrophys. 35 (1): 69–100. Bibcode:1997ARA & A..35 ... 69K. doi:10.1146 / annurev.astro.35.1.69.
  9. ^ A b Schmidtke PC; Cowley AP (září 2001). „Synoptická pozorování Supersoft Binary MR Velorum (RX J0925.7-4758): Stanovení orbitálního období“. Astron. J. 122 (3): 1569–71. Bibcode:2001AJ .... 122.1569S. doi:10.1086/322155.
  10. ^ „Popis stránky symbiotické hvězdy Davida Darlinga“.
  11. ^ Fleming TA; Werner K; Barstow MA (říjen 1993). „Detekce prvního koronálního rentgenového zdroje o bílém trpaslíkovi“. Astrophys. J. 416: L79. Bibcode:1993ApJ ... 416L..79F. doi:10.1086/187075.
  12. ^ Werner (1994). "Spektrální analýza nejžhavějšího známého bílého trpaslíka bohatého na hélium: KPD 0005 + 5106". Astron. Astrophys. 284: 907. Bibcode:1994A & A ... 284..907W.
  13. ^ A b Kato T; Ishioka R; Uemura M (prosinec 2002). „Fotometrická studie KR Aurigae během vysokého stavu v roce 2001“. Publ. Astron. Soc. Jpn. 54 (6): 1033–9. arXiv:astro-ph / 0209351. Bibcode:2002 PASJ ... 54.1033K. doi:10.1093 / pasj / 54.6.1033.
  14. ^ „Úvod do kataklyzmatických proměnných (CV)“.
  15. ^ Osaki, Yoji (1996). „Dwarf-Nova Outbursts“. Publ. Astron. Soc. Pac. 108: 39. Bibcode:1996 PASP..108 ... 39O. doi:10.1086/133689.
  16. ^ Warner B (1995). Kataklyzmatické proměnné hvězdy. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode:1995cvs..book ..... W.
  17. ^ A b C d E F Patterson J; Thorstensen JR; Fried R; Skillman DR; et al. (Leden 2001). „Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni“. Publ. Astron. Soc. Pac. 113 (779): 72–81. Bibcode:2001PASP..113 ... 72P. doi:10.1086/317973.
  18. ^ A b C d E Trimble V (1999). „Bílé trpaslíky v 90. letech“. Býk. Astron. Soc. Indie. 27: 549–66. Bibcode:1999BASI ... 27..549T.
  19. ^ Spruit HC (1998). "Původ rychlostí rotace jednotlivých bílých trpaslíků". Astron. Astrophys. 333: 603. arXiv:astro-ph / 9802141. Bibcode:1998A & A ... 333..603S.
  20. ^ Schmidt GD; Grauer AD (1997). „Horní hranice magnetických polí pulzujících bílých trpaslíků“. Astrophys. J. 488 (2): 827. Bibcode:1997ApJ ... 488..827S. doi:10.1086/304746.
  21. ^ Schmidt GD; Smith PS (1995). "Hledání magnetických polí mezi bílými trpaslíky DA". Astrophys. J. 448: 305. Bibcode:1995ApJ ... 448..305S. doi:10.1086/175962.
  22. ^ A b C d E F Barstow MA; Jordan S; O'Donoghue D; Burleigh MR; et al. (1995). „RE J0317-853: nejžhavější známý vysoce magnetický bílý trpaslík DA“. MNRAS. 277 (3): 931–85. Bibcode:1995MNRAS.277..971B. doi:10.1093 / mnras / 277.3.971.
  23. ^ Barstow, M. A .; Jordan, S .; O'Donoghue, D .; Burleigh, M. R.; et al. (Prosinec 1995). „RE J0317-853: nejžhavější známý vysoce magnetický bílý trpaslík DA“. MNRAS. 277 (3): 971–985. Bibcode:1995MNRAS.277..971B. doi:10.1093 / mnras / 277.3.971.
  24. ^ Poslední WB; Schmidt GD; Green RF (1987). „Rotačně modulované Zeemanovo spektrum téměř 10 až 9 Gauss bílého trpaslíka PG 1031 + 234“. Astrophys. J. 320: 308. Bibcode:1987ApJ ... 320..308L. doi:10.1086/165543.
  25. ^ Schwope AD; et al. (1995). „Dvoupólový nárůst v polárním poli RXJ 1938.6-4612“. Astron. Astrophys. 293: 764. Bibcode:1995 A & A ... 293..764S.
  26. ^ Dreizler S; Werner K; Heber U (1995). Kӧster D; Werner K (eds.). Bílé trpaslíky. Přednáška Poznámky Phys. Přednášky z fyziky. 443. Berlín: Springer. p. 160. doi:10.1007/3-540-59157-5_199. ISBN  978-3-540-59157-3.
  27. ^ Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Crampton D (1995). „Rentgenový objev horké hvězdy PG1159, RX J0122.9-7521“. Publ. Astron. Soc. Pac. 107: 927. Bibcode:1995PASP..107..927C. doi:10.1086/133640.
  28. ^ Werner K; Wolff B; Cowley AP; Schmidtke PC; et al. (1996). Greiner (ed.). „Supersoft X-ray Sources“. Přednáška Poznámky Phys. 472: 131. doi:10.1007 / BFb0102256.
  29. ^ Komossa S; Greiner J. (1999). „Objev obrovského a světelného výbuchu rentgenového záření z opticky neaktivního páru galaxií RX J1242.6-1119“. Astron. Astrophys. 349: L45. arXiv:astro-ph / 9908216. Bibcode:1999A & A ... 349L..45K.