WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте

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 0.5кэВ) и высокие светимости L=1038эрг/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=10-7M☉/год), что на поверхности белого карлика осуществляется стационарное термоядерное горение водорода. Источником рентгеновского излучения, таким образом, является горячий ( T~500 000К) 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 ~ 1038эрг/с, что соответствует устойчивому ядерному горению в аккрецирующих белых карликах (БК) или пост-Новых.[4] Также есть несколько SSS со светимостями≥1039эрг/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

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

По-видимому, светящиеся SSS могут иметь эквивалентную температуру АЧТ ~ 15 эВ и светимость в диапазоне от 1036 до 1038эрг/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

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

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

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

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

Катаклизмические переменные

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, чтобы зажечь ядерные реакции 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<80эВ, и орбитальным периодом 0.514195 д [7].

Катаклизмические переменные типа VY Скульптора

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

V751 Лебедя

V751 Лебедя (белый карлик, Млечный Путь) относятся к типу VY Скульптора, имеет болометрическую светимость 6,5х1036эрг/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 ~2х1033эрг/с, что, в свою очередь, дает только ~4х1031эрг/с излучаемого белым карликом света, что примерно равно средней ожидаемый светимости термоядерной реакции. [17]

Магнитные катаклизмические переменные

Рентгеновские лучи от магнитных катаклизмических переменных являются общими, так как аккреция обеспечивает непрерывную подачу коронального газа. [18]Анализ количества оьъектов 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 000К до 15 000К, 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 обладает эффективной температурой>30 000К.[22] Его напряженность магнитного поля составляет всего 3МГ. [22]

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

PG 1031 + 234 имеет поверхностное магнитное поле, которое находится в диапазоне от ~200МГ до ~1000МГ, и вращается с периодом 3ч24м. [25]

Магнитные поля в катаклизмических переменных находятся в узком диапазоне, с максимумом 7080МГ 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

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~1038эрг/с, и образуют отдельный класс звезд. [27] RX J0122.9-7521 была идентифицирована как галактика типа PG 1159. [28][29]

Новая звезда

Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе (в представлении художника)

Три сверхмягких источника рентгеновского излучения с болометрической светимостью~1038эрг/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)х1036эрг/с и орбитальным периодом 1.2306 д. [7]

Планетарная туманность

В ММО, 1E 0056.8-7154 является белым карликом с болометрической светимостью 2х1037эрг/с, который имеет планетарную туманность, связанную с ним. [7]

Сверхмягкие активные ядра галактик

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

Супервспышки сверхмягкого рентгеновского излучения

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

См. также

Примечания

  1. ↑ В.Ф. Сулейманов (1998). “4. Краткие характеристики источников рентгеновского излучения”. Рентгеновская Астрономия (Методическое пособие к Специальному практикуму по астрофизике).
  2. ↑ Supersoft X-Ray Sources. Архивировано 7 июня 2008 года.
  3. 1 2 3 4 White NE; Giommi P; Heise J; Angelini L; et al. (1995). “RX J0045.4+4154: A Recurrent Supersoft X-ray Transient in M31”. Ap J Lett. 445: L125. Bibcode:1995ApJ...445L.125W. DOI:10.1086/187905. Архивировано из оригинала 2009-07-03. Проверено 2016-08-25.
  4. 1 2 3 4 5 Kahabka P (Dec 2006). “Supersoft X-ray sources”. Adv Space Res. 38 (12): 2836—9. Bibcode:2006AdSpR..38.2836K. DOI:10.1016/j.asr.2005.10.058.
  5. ↑ Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. Proceedings of the Workshop on Supersoft X-ray Sources.
  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 (2000). “Catalog of supersoft X-ray sources”. New Astron. 5 (3): 137—41. arXiv:astro-ph/0005238. Bibcode:2000NewA....5..137G. DOI:10.1016/S1384-1076(00)00018-X.
  8. 1 2 3 Kahabka P; van den Heuvel EPJ (1997). “Luminous Supersoft X-Ray Sources”. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 35 (1): 69—100. Bibcode:1997ARA&A..35...69K. DOI:10.1146/annurev.astro.35.1.69.
  9. 1 2 Schmidtke PC; Cowley AP (Sep 2001). “SYNOPTIC OBSERVATIONS OF THE SUPERSOFT BINARY MR VELORUM (RX J0925.7-4758): DETERMINATION OF THE ORBITAL PERIOD”. Astron. J. 122 (3): 1569—71. Bibcode:2001AJ....122.1569S. DOI:10.1086/322155.
  10. ↑ David Darling site symbiotic star description.
  11. ↑ Fleming TA; Werner K; Barstow MA (October 1993). “Detection of the First Coronal X-Ray Source about a White Dwarf”. Ap J. 416: L79. Bibcode:1993ApJ...416L..79F. DOI:10.1086/187075.
  12. ↑ Werner (1994). “Spectral analysis of the hottest known helium-rich white dwarf: KPD 0005+5106”. Astron Astrophys. 284: 907. Bibcode:1994A&A...284..907W.
  13. 1 2 Kato T; Ishioka R; Uemura M (Dec 2002). “Photometric Study of KR Aurigae during the High State in 2001”. Publ Astron Soc Japan. 54 (6): 1033—9. arXiv:astro-ph/0209351. Bibcode:2002PASJ...54.1033K. DOI:10.1093/pasj/54.6.1033.
  14. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs).
  15. ↑ Osaki, Yoji (1996). “Dwarf-Nova Outbursts”. PASP. 108: 39. Bibcode:1996PASP..108...39O. DOI:10.1086/133689.
  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; et al. (Jan 2001). “Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni”. Publ Astron Soc Pacific (PASP). 113 (779): 72—81. Bibcode:2001PASP..113...72P. DOI:10.1086/317973.
  18. 1 2 3 4 5 Trimble V (1999). “White dwarfs in the 1990's”. Bull Astron Soc India. 27: 549—66. Bibcode:1999BASI...27..549T.
  19. ↑ Spruit HC (1998). “Origin of the rotation rates of single white dwarfs”. Astron Astrophys. 333: 603. arXiv:astro-ph/9802141. Bibcode:1998A&A...333..603S.
  20. ↑ Schmidt GD; Grauer AD (1997). “Upper Limits for Magnetic Fields on Pulsating White Dwarfs”. Ap J. 488 (2): 827. Bibcode:1997ApJ...488..827S. DOI:10.1086/304746.
  21. ↑ Schmidt GD; Smith PS (1995). “A Search for Magnetic Fields among DA White Dwarfs”. Ap J. 448: 305. Bibcode:1995ApJ...448..305S. DOI:10.1086/175962.
  22. 1 2 3 4 5 6 Barstow MA; Jordan S; O'Donoghue D; Burleigh MR; et al. (1995). “RE J0317-853: the hottest known highly magnetic DA white dwarf”. MNRAS. 277 (3): 931—85. Bibcode:1995MNRAS.277..971B. DOI:10.1093/mnras/277.3.971.
  23. ↑ Fleming TA (1995). Astron Astrophys. |title= пусто или отсутствует (справка)
  24. ↑ Barstow, M. A.; Jordan, S.; O'Donoghue, D.; Burleigh, M. R.; et al. (December 1995). “RE J0317-853: the hottest known highly magnetic DA white dwarf”. MNRAS. 277 (3): 971—985. Bibcode:1995MNRAS.277..971B. DOI:10.1093/mnras/277.3.971. Проверено 8 December 2014.
  25. ↑ Latter WB; Schmidt GD; Green RF (1987). “The rotationally modulated Zeeman spectrum at nearly 10 to the 9th Gauss of the white dwarf PG 1031 + 234”. Ap J. 320: 308. Bibcode:1987ApJ...320..308L. DOI:10.1086/165543.
  26. ↑ Schwope AD; et al. (1995). “Two-pole accretion in the high-field polar RXJ 1938.6-4612”. Astron Astrophys. 293: 764. Bibcode:1995A&A...293..764S.
  27. ↑ Dreizler S; Werner K; Heber U (1995). Kӧster D; Werner K, eds. “White Dwarfs”. Lect Notes Phys. Berlin: Springer. 443: 160. DOI:10.1007/3-540-59157-5_199.
  28. ↑ Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Crampton D (1995). “X-Ray Discovery of a Hot PG1159 Star, RX J0122.9-7521”. PASP. 107: 927. Bibcode:1995PASP..107..927C. DOI:10.1086/133640.
  29. ↑ Werner K; Wolff B; Cowley AP; Schmidtke PC; et al. (1996). Greiner, ed. “Supersoft X-ray Sources”. Lect Notes Phys. Berlin: Springer. 472: 131.
  30. ↑ Komossa S; Greiner J (1999). “Discovery of a giant and luminous X-ray outburst from the optically inactive galaxy pair RX J1242.6-1119”. Astron Astrophys. 349: L45. arXiv:astro-ph/9908216. Bibcode:1999A&A...349L..45K.

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии