Источник сверхмягкого рентгеновского излучения

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SuperSoft X-ray Sources (SSS или SSXS)) является астрономическим источником, который излучает энергию в диапазоне мягких рентгеновских лучей. Эти рентгеновские источники были исследованы в начале 90-х годов спутником «ROSAT». Они имеют очень мягкие спектры (90 % фотонов имеют энергии меньше 0.5 кэВ) и высокие светимости L=1038 эрг/с. Эти источники были интерпретированы как тесные двойные системы с белым карликом и вторичной звездой спектрального класса F, переполняющей свою полость Роша. Темп аккреции в этих системах настолько высок (M=10-7 M⊙/год), что на поверхности белого карлика осуществляется стационарное термоядерное горение водорода. Источником рентгеновского излучения, таким образом, является горячий ( T~500 000 К) белый карлик[1].

Мягкие рентгеновские лучи имеют энергию в диапазоне от 0,09 до 2,5 кэВ, в то время как жесткие рентгеновские лучи находятся в диапазоне 1—20 кэВ[2]. SSS излучают мало или совсем не излучает фотоны с энергиями выше 1 кэВ, и большинство из них находятся в диапазоне эффективных температур ниже 100 эВ. Это означает, что излучение, которое они испускают сильно ионизовано и легко поглощается межзвездной средой. Большинство SSS в пределах нашей собственной галактики скрыты межзвездным поглощением в галактическом диске[3]. Они легко регистрируются во внешних галактиках: около 10 найдены в Магеллановых Облаках и, по крайней мере, 15 найдены в M31[3].

По состоянию на начало 2005 года более 100 SSS было зарегистрировано в 20 внешних галактиках, таких как Большое Магелланово Облако (БМО), Малое Магелланово Облако (ММО), а также во Млечном Пути (МП). [4] Их светимость была ниже ~ 1038 эрг/с, что соответствует устойчивому ядерному горению в аккрецирующих белых карликах (БК) или пост-Новых.[4] Также есть несколько SSS со светимостями ≥ 1039 эрг/с. [4] Сравните этот поток материала с новой звездой, где меньший поток вызывает только спорадические вспышки. Сверхмягкие рентгеновские источники могут превратиться в сверхновую типа Ia, когда внезапная аккреция материала превышает предел Чандрасекара и превращает белый карлик в нейтронную звезду через коллапс[5].

Сверхмягкие рентгеновские источники были впервые обнаружены в обсерватории Эйнштейна. Дальнейшие открытия были сделаны с помощью спутника ROSAT[6]. Много разных классов объектов выделяют сверхмягкое рентгеновское излучение (излучение в основном ниже 0,5 кэВ)[7].

Яркие сверхмягкие источники рентгеновского излучения[править | править код]

Яркие сверхмягкие источники рентгеновского излучения имеют характерную чернотельную температуру в несколько десятков эВ (~ 20—100 эВ)[4] и болометрическую светимость ~ 1038 эрг/с (ниже ~ 3х 1038 эрг/с)[3][4].

По-видимому, светящиеся SSS могут иметь эквивалентную температуру АЧТ ~ 15 эВ и светимость в диапазоне от 1036 до 1038 эрг/с[8][8]. Число ярких SSS в дисках обычных спиральных галактик, таких как Млечный Путь и M31 оцениваются числом порядка 103[8].

SSXS в Млечном пути[править | править код]

SSXS были обнаружены в нашей галактике и в шаровом скоплении M3[3]. MR Парусов (RX J0925.7-4758) является одним из редких в Млечном пути рентгеновских двойных систем[7]. «Источники сильно покраснели от межзвездного вещества, что делает их трудно наблюдаемыми в синей и ультрафиолетовой области»[9]. Период, определяемый для MR Парусов ~ 4,03 д, что значительно больше, чем у других SSXS, которые, как правило, меньше, чем один день[9].

Источник сверхмягкого рентгеновского излучения тесных двойных[править | править код]

Модель источника сверхмягкого рентгеновского излучения тесных двойных (Close-binary supersoft source (CBSS)) предполагает устойчивое ядерное горение на поверхности аккрецирующего белого карлика в качестве источника сверхмягкого рентгеновского потока[7]. В 1999 году, восемь CBSS имеют орбитальные периоды между ~ 4 ч и 1,35 д: RX J0019.8 + 2156 (Млечный Путь), RX J0439.8-6809 (гало Млечного пути вблизи БМО), RX J0513.9-6951 (БМО), RX J0527.8-6954 (ММО), RX J0537.7-7034 (БМО), CAL 83 (БМО), CAL 87 БМО), и 1E 0035.4-7230 (ММО)[7].

Симбиотические двойные[править | править код]

Основная статья: Симбиотические звёзды
Аккреция вещества на белый карлик

Симбиотическая двойная звезда является переменной двойной звездной системой, в которой красный гигант расширил свою внешнюю оболочку и масса быстро перетекает на другую горячую звезду (чаще всего белый карлик), который является причиной ионизации газа[10]. Три симбиотические двоичные по состоянию на 1999 год. являются SSXS:. AG Дракона (чёрная дыра, Млечный Путь), RR Телескопа (белый карлик, Млечный Путь) и RX J0048.4-7332 (белый карлик, Малое Магелланово Облако)[7].

Невзаимодействующие белые карлики[править | править код]

Самый молодой, самый горячий белый карлик, KPD 0005 + 5106, типа DO, чья температура очень близка к 100 000 К был первым одиночным белым карликом, который зарегистрирован в качестве источника рентгеновского излучения спутником ROSAT[11][12].

Катаклизмические переменные[править | править код]

Основная статья: Катаклизмическая переменная

Катаклизмические переменные ((англ.  Cataclysmic variables (CVs))) — тесные двойные системы, состоящие из белого карлика и красного карлика, с которого происходит перенос вещества через первую точку Лагранжа при переполнении полости Роша[13]. Оба типа звёзд, как с термоядерным горением на поверхности белого карлика, так и аккрецирующие катаклизмические переменные наблюдались как рентгеновские источники[14]. Аккреционный диск склонен к нестабильности, приводящей карликовую новую к взрывам: часть вещества диска падает на белый карлик, а катастрофические вспышки происходят, когда плотность и температура в нижней части накопленного слоя водорода достигают значений, достаточных для зажигания ядерных реакций синтеза, в которых слой водорода быстро сгорает в гелий.

Аккреция вещества со звезды-компаньона — красного карлика на белый карлик в представлении художника.

Аккреционный диск может стать термически стабильными в системах с высокими показателями массопереноса[13]. Такие системы называются новоподобными звездами, поскольку они не имеют частых взрывов характерных для карликовых новых[15].

По-видимому, только SSXS могут быть немагнитными аккрецирующими звездами типа V Стрелы: их болометрическая светимость равна (1—10)x1037, а двойная система включает черную дыру с температурой Т < 80 эВ, и орбитальным периодом 0,514 195 д[7].

Катаклизмические переменные типа VY Скульптора[править | править код]

Среди новоподобных звезд есть небольшая группа, которая показывает временное снижение или прекращение массопереноса от вторичной звезды. Это звезды типа VY Скульптора[16].

V751 Лебедя[править | править код]

V751 Лебедя (белый карлик, Млечный Путь) относятся к типу VY Скульптора, имеет болометрическую светимость 6,5х1036 эрг/с[7], и испускает мягкие рентгеновские лучи, когда прекращается массоперенос[17]. Обнаружение слабого мягкого рентгеновского источника типа V751 Лебедя как минимум представляет собой сложную задачу[17]. «Высокая светимость в мягких рентгеновских лучах создает дополнительную проблему понимания, почему спектр имеет такое скромное «возбуждение»»[17]. Отношение HeII(λ4686)/Hβ не превышало ~0,5 в любом из спектров, зарегистрированных до 2001 года, что характерно для аккреционных дисков катаклизмических переменных и в то время как соотношение характерное для сверхмягких двойных CBSS равно 2[17]. Сдвинутое рентгеновское излучение в сторону более мягких рентгеновских лучей позволяет предположить, что светимость не должна превышать ~2х1033 эрг/с, что, в свою очередь, дает только ~4х1031 эрг/с излучаемого белым карликом света, что примерно равно средней ожидаемой светимости термоядерной реакции[17].

Магнитные катаклизмические переменные[править | править код]

Основная статья: Поляр

Рентгеновские лучи от магнитных катаклизмических переменных являются общими, так как аккреция обеспечивает непрерывную подачу коронального газа[18]. Анализ количества объектов в системе и периода орбиты показывает статистически значимый минимум с периодом от 2 до 3 часов, которые, вероятно, могут быть поняты в условиях воздействия магнитного торможения, когда звезда-компаньон становится полностью конвективной и обычное динамо (которое работает на базе конвективной оболочки) уже не позволяет магнитному ветру компаньона уносить угловой момент[18]. Вращение может быть причиной асимметричности выброса планетарных туманностей и исходящих от них звездных ветров[19] и магнитных полей[20]. Орбита и период вращения синхронизированы в сильно намагниченных белых карликах[18].

При температурах в диапазоне от 11 000 К до 15 000 К, все белые карлики с самыми экстремальными магнитными полями слишком холодные, чтобы быть обнаружены как источники УФ/Рентгеновского излучения, например, Grw + 70°8247, LB 11146, SBS 1349 + 5434, PG 1031 +234 и GD 229[21].

Большинство сильно намагниченных белых карликов, которые в настоящее время считаются одиночными объектами, на самом деле, скорее всего, двойные системы G 23-46 (7,4 МГ) и LB 1116 (670МГ), как пример[22].

RE J0317-853 является самым горячим магнитным белым карликом с температурой 49 250К, с исключительно интенсивным магнитным полем ~ 340 МГ и периодом вращения 725,4 с[22]. Он был обнаружен с помощью спутника ROSAT в диапазоне от 0,1 и 0,4 кэВ[23]. RE J0317-853 был связан со звездой в 16 угловых секундах от LB 9802 (также горячим голубым белым карликом), но всё-таки физически они не ассоциированы[22]. Отцентрированное магнитное поле не в состоянии объяснить наблюдения, а вот смещенное от центра диполя магнитное поле 664 МГ на южном полюсе и 197 МГ на северном полюсе вполне позволяют[22].

До недавнего времени (1995 год) только PG 1658 + 441 обладал эффективной температурой > 30 000 К[22]. Его напряженность магнитного поля составляло всего 3 МГ[22].

Согласно наблюдениям широкоугольной камерой (WFC) обсерватории ROSAT, источник RE J0616-649 имеет напряженность магнитного поля ~ 20 МГ[24].

PG 1031 + 234 имеет поверхностное магнитное поле, которое находится в диапазоне от ~ 200 МГ до ~ 1000 МГ, и вращается с периодом 3 ч 24 мин[25].

Магнитные поля в катаклизмических переменных находятся в узком диапазоне, с максимумом 7080 МГ для RX J1938.4-4623[26].

Ни одна из одиночных магнитных звезд не зарегистрирована в качестве источника рентгеновского излучения, хотя эти поля непосредственно поддерживают короны в звездах главной последовательности[18].

Звезды типа PG 1159[править | править код]

Звезды типа PG 1159 представляют собой группу очень горячих, часто пульсирующих белых карликов, в атмосферах которых доминирует углерод и кислород[18]. Звезды типа PG 1159 достигают светимости ~ 1038 эрг/с, и образуют отдельный класс звезд[27]. RX J0122.9-7521 была идентифицирована как галактика типа PG 1159[28][29].

Новая звезда[править | править код]

Основная статья: Новая звезда
Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе (в представлении художника)

Три сверхмягких источника рентгеновского излучения с болометрической светимостью ~ 1038 эрг/с, являются Новыми: GQ Мухи (Черная дыра, Млечный Путь), V1974 Лебедя (Белый карлик, Млечный Путь), и Новая LMC 1995 (Белый карлик, Большое Магелланово Облако)[7] По состоянию на 1999 год орбитальный период новой LMC 1995, не был известен.

U Скорпиона, повторная новая замеченная спутником ROSAT в 1999, является белым карликом (74—76 эВ), с болометрической светимостью ~(8—60)х1036 эрг/с и орбитальным периодом 1,2306 д[7].

Планетарная туманность[править | править код]

Основная статья: Планетарная туманность

В ММО 1E 0056.8-7154 является белым карликом с болометрической светимостью 2х1037 эрг/с, который имеет планетарную туманность, связанную с ним[7].

Сверхмягкие активные ядра галактик[править | править код]

Сверхмягкие активные ядра галактик достигают светимости 1045 эрг/с[7].

Супервспышки сверхмягкого рентгеновского излучения[править | править код]

Супервспышки сверхмягкого рентгеновского излучения были интерпретированы как приливная нестабильность[30].

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. ↑ В.Ф. Сулейманов. 4. Краткие характеристики источников рентгеновского излучения // Рентгеновская Астрономия : журнал. — 1998. — № Методическое пособие к Специальному практикуму по астрофизике. Архивировано 24 декабря 2016 года.
  2. ↑ Supersoft X-Ray Sources. Архивировано 7 июня 2008 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 White NE; Giommi P; Heise J; Angelini L; Fantasia S. RX J0045.4+4154: A Recurrent Supersoft X-ray Transient in M31 (англ.) // Ap J Lett. : journal. — 1995. — Vol. 445. — P. L125. — doi:10.1086/187905. — Bibcode: 1995ApJ...445L.125W. Архивировано 3 июля 2009 года. Архивированная копия. Дата обращения: 25 августа 2016. Архивировано из оригинала 3 июля 2009 года.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Kahabka P. Supersoft X-ray sources // Adv Space Res.. — 2006. — Декабрь (т. 38, № 12). — С. 2836—2839. — doi:10.1016/j.asr.2005.10.058. — Bibcode: 2006AdSpR..38.2836K. (недоступная ссылка)
  5. ↑ Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. Proceedings of the Workshop on Supersoft X-ray Sources. Дата обращения: 25 августа 2016. Архивировано 13 июня 2011 года.
  6. ↑ Catalog of Supersoft X-ray Sources. Архивировано 28 ноября 2007 года.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Greiner J. Catalog of supersoft X-ray sources (англ.) // New Astron.[англ.] : journal. — 2000. — Vol. 5, no. 3. — P. 137—141. — doi:10.1016/S1384-1076(00)00018-X. — Bibcode: 2000NewA....5..137G. — arXiv:astro-ph/0005238. Архивировано 3 марта 2016 года.
  8. ↑ 1 2 3 Kahabka P; van den Heuvel EPJ. Luminous Supersoft X-Ray Sources (англ.) // Annu. Rev. Astron. Astrophys.[англ.] : journal. — 1997. — Vol. 35, no. 1. — P. 69—100. — doi:10.1146/annurev.astro.35.1.69. — Bibcode: 1997ARA&A..35...69K.
  9. ↑ 1 2 Schmidtke PC; Cowley A. P. SYNOPTIC OBSERVATIONS OF THE SUPERSOFT BINARY MR VELORUM (RX J0925.7-4758): DETERMINATION OF THE ORBITAL PERIOD (нем.) // Astron. J. : magazin. — 2001. — September (Bd. 122, Nr. 3). — S. 1569—1571. — doi:10.1086/322155. — Bibcode: 2001AJ....122.1569S.
  10. ↑ David Darling site symbiotic star description. Дата обращения: 25 августа 2016. Архивировано 23 декабря 2017 года.
  11. ↑ Fleming TA; Werner K; Barstow M. A. Detection of the First Coronal X-Ray Source about a White Dwarf (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1993. — October (vol. 416). — P. L79. — doi:10.1086/187075. — Bibcode: 1993ApJ...416L..79F.
  12. ↑ Werner. Spectral analysis of the hottest known helium-rich white dwarf: KPD 0005+5106 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1994. — Vol. 284. — P. 907. — Bibcode: 1994A&A...284..907W.
  13. ↑ 1 2 Kato T; Ishioka R; Uemura M. Photometric Study of KR Aurigae during the High State in 2001 (англ.) // Publ Astron Soc Japan : journal. — 2002. — December (vol. 54, no. 6). — P. 1033—1039. — doi:10.1093/pasj/54.6.1033. — Bibcode: 2002PASJ...54.1033K. — arXiv:astro-ph/0209351.
  14. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs). Дата обращения: 7 июля 2020. Архивировано 6 февраля 2012 года.
  15. ↑ Osaki, Yoji. Dwarf-Nova Outbursts (англ.) // PASP : journal. — 1996. — Vol. 108. — P. 39. — doi:10.1086/133689. — Bibcode: 1996PASP..108...39O.
  16. ↑ Warner B. Cataclysmic Variable Stars. — Cambridge: Cambridge University Press, 1995.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 Patterson J; Thorstensen JR; Fried R; Skillman DR; Cook LM; Jensen L. Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni // Publ Astron Soc Pacific (PASP). — 2001. — Январь (т. 113, № 779). — С. 72—81. — doi:10.1086/317973. — Bibcode: 2001PASP..113...72P.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Trimble V. White dwarfs in the 1990's (англ.) // Bull Astron Soc India[англ.] : journal. — 1999. — Vol. 27. — P. 549—566. — Bibcode: 1999BASI...27..549T.
  19. ↑ Spruit H. C. Origin of the rotation rates of single white dwarfs (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1998. — Vol. 333. — P. 603. — Bibcode: 1998A&A...333..603S. — arXiv:astro-ph/9802141.
  20. ↑ Schmidt GD; Grauer A. D. Upper Limits for Magnetic Fields on Pulsating White Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1997. — Vol. 488, no. 2. — P. 827. — doi:10.1086/304746. — Bibcode: 1997ApJ...488..827S.
  21. ↑ Schmidt GD; Smith P. S. A Search for Magnetic Fields among DA White Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1995. — Vol. 448. — P. 305. — doi:10.1086/175962. — Bibcode: 1995ApJ...448..305S.
  22. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow MA; Jordan S; O'Donoghue D; Burleigh MR; Napiwotzki R; Harrop-Allin M. K. RE J0317-853: the hottest known highly magnetic DA white dwarf (англ.) // MNRAS : journal. — 1995. — Vol. 277, no. 3. — P. 931—985. — doi:10.1093/mnras/277.3.971. — Bibcode: 1995MNRAS.277..971B.
  23. ↑ Fleming T. A. {{{заглавие}}} (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1995.
  24. ↑ Barstow, M. A.; Jordan, S.; O'Donoghue, D.; Burleigh, M. R.; Napiwotzki, R.; Harrop-Allin, M. K. RE J0317-853: the hottest known highly magnetic DA white dwarf (англ.) // MNRAS : journal. — 1995. — December (vol. 277, no. 3). — P. 971—985. — doi:10.1093/mnras/277.3.971. — Bibcode: 1995MNRAS.277..971B.
  25. ↑ Latter WB; Schmidt GD; Green R. F. The rotationally modulated Zeeman spectrum at nearly 10 to the 9th Gauss of the white dwarf PG 1031 + 234 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1987. — Vol. 320. — P. 308. — doi:10.1086/165543. — Bibcode: 1987ApJ...320..308L.
  26. ↑ Schwope A. D. et al. Two-pole accretion in the high-field polar RXJ 1938.6-4612 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1995. — Vol. 293. — P. 764. — Bibcode: 1995A&A...293..764S.
  27. ↑ Dreizler S; Werner K; Heber U. White Dwarfs // Lect Notes Phys. / Kӧster D; Werner K.. — Berlin: Springer, 1995. — Т. 443. — С. 160. — doi:10.1007/3-540-59157-5_199.
  28. ↑ Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Crampton D. X-Ray Discovery of a Hot PG1159 Star, RX J0122.9-7521 (англ.) // PASP : journal. — 1995. — Vol. 107. — P. 927. — doi:10.1086/133640. — Bibcode: 1995PASP..107..927C.
  29. ↑ Werner K; Wolff B; Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Crampton D. Supersoft X-ray Sources // Lect Notes Phys. / Greiner. — Berlin: Springer, 1996. — Т. 472. — С. 131.
  30. ↑ Komossa S; Greiner J. Discovery of a giant and luminous X-ray outburst from the optically inactive galaxy pair RX J1242.6-1119 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1999. — Vol. 349. — P. L45. — Bibcode: 1999A&A...349L..45K. — arXiv:astro-ph/9908216.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Источник_сверхмягкого_рентгеновского_излучения&oldid=135564125