SuperSoft X-ray Sources ( SSS tai SSXS) on tähtitieteellinen lähde, joka lähettää energiaa pehmeän röntgensäteilyn alueella . ROSAT- satelliitti tutki näitä röntgenlähteitä 1990-luvun alussa . Niillä on erittäin pehmeät spektrit (90 % fotoneista energiat ovat alle 0,5 keV ) ja korkeat valovoimat L=10 38 erg /s. Nämä lähteet on tulkittu läheisiksi binäärisysteemeiksi, joissa valkoinen kääpiö ja F- tyypin toissijainen tähti ylittävät sen Roche-keilan . Kasvunopeus näissä järjestelmissä on niin korkea (M=10 -7 M ⊙ /vuosi), että vedyn kiinteää lämpöydinpolttoa tapahtuu valkoisen kääpiön pinnalla . Näin ollen röntgensäteilyn lähde on kuuma (T~500 000 K ) valkoinen kääpiö [1] .
Pehmeiden röntgensäteiden energiat ovat alueella 0,09-2,5 keV , kun taas kovien röntgensäteiden välillä 1-20 keV . [2] SSS:t emittoivat vähän tai ei ollenkaan fotoneja , joiden energia on yli 1 keV , ja useimmat niistä ovat tehollisella lämpötila-alueella alle 100 eV . Tämä tarkoittaa, että niiden lähettämä säteily on erittäin ionisoitunutta ja absorboituu helposti tähtienväliseen väliaineeseen . Suurin osa omassa galaksissamme olevista SSS:istä on tähtienvälisen sukupuuton peittämiä galaktisessa levyssä. [3] Ne havaitaan helposti ulkogalakseissa: noin 10 löytyy Magellanin pilvistä ja vähintään 15 M31 :stä . [3]
Vuoden 2005 alkuun mennessä yli 100 SSS:ää on rekisteröity 20 ulkogalaksiin, kuten Suuri Magellanin pilvi (LMC), Pieni Magellanin pilvi (LMC) ja Linnunrata (MP). [4] Niiden valoisuus oli alle ~10 38 erg /s, mikä vastaa stabiilia ydinpolttoa lisääntyvissä valkoisissa kääpiöissä (WD) tai postnovoissa . [4] On myös useita SSS:itä, joiden luminositeetti on ≥10 39 erg /s. [4] Vertaa tätä materiaalivirtaa novaan , jossa pienempi virtaus aiheuttaa vain satunnaisia purkauksia. Superpehmeistä röntgensädelähteistä voi tulla tyypin Ia supernova , kun äkillinen materiaalin lisääntyminen ylittää Chandrasekhar-rajan ja muuttaa valkoisen kääpiön neutronitähdeksi romahduksen kautta. [5]
Superpehmeät röntgenlähteet löydettiin ensimmäisen kerran Einsteinin observatoriosta . Lisää löytöjä tehtiin ROSAT- satelliitin avulla . [6] Monet eri esineluokat lähettävät superpehmeitä röntgensäteitä (säteily enimmäkseen alle 0,5 keV ). [7]
Kirkkaiden superpehmeiden röntgenlähteiden tyypillinen mustan kappaleen lämpötila on useita kymmeniä eV (~ 20-100 eV ) [4] ja bolometrinen valoisuus ~10 38 erg /s (alle ~ 3x 10 38 erg /s). [3] [4]
Ilmeisesti valovoimaisilla SSS:illä voi olla vastaava mustan kappaleen lämpötila ~ 15 eV ja valovoima välillä 10 36 - 10 38 erg /s. [8] [8] Tavallisten spiraaligalaksien, kuten Linnunradan ja M31 :n, levyjen kirkkaiden SSS:ien määrän arvioidaan olevan luokkaa 10 3 . [kahdeksan]
SSXS:itä on löydetty omasta galaksistamme ja pallomaisesta M3 -joukosta . [3] MR Parusov ( RX J0925.7-4758 ) on yksi harvoista Linnunradan röntgensädebinaareista . [7] "Lähteet ovat voimakkaasti punastuneita tähtienvälisen aineen vaikutuksesta , mikä tekee niistä vaikeasti havaittavissa sinisessä ja ultravioletissa ." [9] MR Sailsille määritetty ajanjakso on ~4,03 päivää, mikä on huomattavasti pidempi kuin muilla SSXS-purjeilla, jotka ovat tyypillisesti alle yhden päivän. [9]
Läheisen binaarisen superpehmeän röntgenlähteen (CBSS) malli (CBSS) olettaa stabiilin ydinpalamisen lisääntyvän valkoisen kääpiön pinnalla superpehmeän röntgensädevirran lähteenä. [7] Vuodesta 1999 kahdeksalla CBSS:llä on kiertoradat välillä ~4 tuntia ja 1,35 päivää: RX J0019.8+2156 ( Linnunrata ), RX J0439.8-6809 ( Linnunradan halo lähellä LMC ), RX J0513. 9- 6951 ( BMO ), RX J0527.8-6954 ( MMO ), RX J0537.7-7034 ( BMO ), CAL 83 ( BMO ), CAL 87 BMO ja 1E 0035.4-7230 ( MMO ). [7]
Symbioottinen binääri on muuttuva binääritähtijärjestelmä , jossa punainen jättiläinen on laajentanut ulkokuoriaan ja massa virtaa nopeasti toiseen kuumaan tähteen (yleisimmin valkoiseen kääpiöön ), mikä saa kaasun ionisoitumaan. [10] Kolme symbioottista binaaritiedostoa vuodesta 1999 alkaen . ovat SSXS:. AG Dragon ( musta aukko , Linnunrata ), RR Telescope ( valkoinen kääpiö , Linnunrata ) ja RX J0048.4-7332 ( valkoinen kääpiö , pieni Magellanin pilvi ) [7]
Nuorin, kuumin valkoinen kääpiö , DO-tyyppinen KPD 0005+5106 , jonka lämpötila on hyvin lähellä 100 000 K , oli ensimmäinen yksittäinen valkoinen kääpiö , jonka ROSAT - satelliitti tallensi röntgenlähteeksi . [11] [12]
Cataclysmic muuttujat (( englanniksi Cataclysmic variables (CVs) ) ovat läheisiä binäärisysteemejä, jotka koostuvat valkoisesta kääpiöstä ja punaisesta kääpiöstä , joista aine siirtyy ensimmäisen Lagrange-pisteen kautta, kun Roche-keila ylivuotetaan . [13] Röntgenlähteinä on havaittu molempien tähtien tyyppejä, sekä lämpöydin palavia valkoisen kääpiön pinnalla että lisääntyviä kataklysmisiä muuttujia . [14] Kasvukiekko on alttiina epävakaudelle, mikä johtaa kääpiönovan räjähdyksiin: osa levyn aineesta putoaa valkoisen kääpiön päälle, ja katastrofaalisia purkauksia tapahtuu, kun kertyneen vetykerroksen pohjan tiheys ja lämpötila saavuttavat arvot . riittää sytyttämään ydinfuusioreaktiot , joissa vetykerros palaa nopeasti heliumiksi .
Kasvulevystä voi tulla lämpöstabiili järjestelmissä, joissa on korkea massasiirtonopeus . [13] Tällaisia järjestelmiä kutsutaan novan kaltaisiksi tähdiksi , koska niissä ei ole kääpiönoville tyypillisiä toistuvia räjähdyksiä [15] .
Ilmeisesti vain SSXS:t voivat olla V -tyypin ei-magneettisia kasautuvia tähtiä : niiden bolometrinen kirkkaus on (1 - 10)x10 37 , ja binäärijärjestelmä sisältää mustan aukon , jonka lämpötila on T<80 eV ja kiertoaika 0,514195 d. [7] .
Novan kaltaisten tähtien joukossa on pieni ryhmä, joka osoittaa tilapäistä vähenemistä tai pysähtymistä toissijaisesta tähdestä tulevan massansiirron aikana. Nämä ovat VY Sculptor - tyyppisiä tähtiä . [16]
V751 Cygnus ( valkoinen kääpiö , Linnunrata ) on VY Sculptor -tyyppiä , sen bolometrinen kirkkaus on 6,5x10 36 erg/s, [7] ja se lähettää pehmeitä röntgensäteitä , kun massansiirto pysähtyy. [17] Heikon pehmeän röntgenlähteen, kuten V751 Cygnuksen , havaitseminen on ainakin vaikea tehtävä. [17] " Pehmeiden röntgensäteiden korkea kirkkaus aiheuttaa lisäongelman ymmärtää, miksi spektrillä on niin vaatimaton "viritys". [17] HeII(λ4686)/Hp-suhde; ei ylittänyt ~0,5 missään ennen vuotta 2001 tallennetuista spektreistä , mikä on tyypillistä kataklysmisten muuttujien akkretiolevyille ja kun taas superpehmeille CBSS-binaareille tyypillinen suhde on 2. [17] Siirretty röntgensäteily kohti pehmeämpiä röntgensäteitä mahdollistaa olettaa, että valoisuus ei saisi ylittää ~2x10 33 erg /s, mikä puolestaan antaa vain ~ 4x10 31 erg /s valkoisen kääpiön säteilemää valoa , mikä on suunnilleen yhtä suuri kuin lämpöydinreaktion keskimääräinen odotettu valovoima . [17]
Röntgensäteet magneettisista kataklysmisistä muuttujista ovat yleisiä, koska kasautuminen tarjoaa jatkuvan koronakaasun syötön. [18] Analyysi järjestelmän kohteiden lukumäärästä ja kiertoradan jaksosta osoittaa tilastollisesti merkitsevän minimin 2-3 tunnin ajanjaksolla, mikä voidaan luultavasti ymmärtää magneettisen hidastuvuuden vaikutuksesta, kun seuratähti tulee täyteen. konvektiivinen ja tavallinen dynamo (joka toimii konvektiivisen kuoren pohjalla) ei enää salli kumppanin magneettisen tuulen kuljettaa pois kulmamomenttia . [18] Pyöriminen voi olla vastuussa epäsymmetriasta planetaaristen sumujen ja niistä lähtevien tähtituulten [19] ja magneettikenttien sinkoutumisessa . [20] Rata- ja pyörimisjakso on synkronoitu voimakkaasti magnetoituneissa valkoisissa kääpiöissä . [kahdeksantoista]
11 000 K - 15 000 K lämpötiloissa kaikki valkoiset kääpiöt , joilla on äärimmäiset magneettikentät, ovat liian kylmiä havaittaviksi UV- / röntgenlähteinä , esim. Grw + 70°8247 , LB 11146 , SBS 1349 + 5431310 +234 ja GD 229 . [21]
Suurin osa tällä hetkellä yksittäisiksi esineiksi uskotuista erittäin magnetoiduista valkoisista kääpiöistä on itse asiassa esimerkkinä binäärijärjestelmät G 23-46 (7,4 MY ) ja LB 1116 (670 MY ). [22]
RE J0317-853 on kuumin magneettinen valkoinen kääpiö 49 250 K lämpötilassa , poikkeuksellisen voimakas ~340 MG magneettikenttä ja 725,4 s pyörimisaika. [22] ROSAT- satelliitti havaitsi sen alueella 0,1-0,4 keV . [23] RE J0317-853 yhdistettiin 16 kaaren sekunnin päässä olevaan tähteen LB 9802:sta ( myös kuuma sininen valkoinen kääpiö ), mutta niitä ei ole liitetty fyysisesti. [22] Keskitetty magneettikenttä ei pysty selittämään havaintoja, mutta 664 MG :n magneettikenttä etelänavalla ja 197 MG pohjoisnavalla selittää sen . [22]
Viime aikoihin asti ( 1995 ) vain PG 1658 + 441 :n tehollinen lämpötila oli >30 000 K. [22] Sen magneettikentän voimakkuus on vain 3 MG . [22]
ROSAT -observatorion Wide Field Cameralla (WFC) tehtyjen havaintojen mukaan lähteen RE J0616-649 magneettikentän voimakkuus on ~ 20 MG . [24]
PG 1031 + 234 : n pintamagneettikenttä vaihtelee välillä ~200 MG - ~1000 MG ja pyörii jaksolla 3h24m. [25]
Magneettikentät kataklysmisissä muuttujissa ovat kapealla alueella, maksimissaan 7080 MG RX J1938.4-4623 . [26]
Yhtään magneettista tähteä ei ole tallennettu röntgenlähteeksi , vaikka nämä kentät tukevat suoraan pääsarjan tähtien koronaa . [kahdeksantoista]
PG 1159:n kaltaiset tähdet ovat ryhmä erittäin kuumia, usein sykkiviä valkoisia kääpiöitä , joiden ilmakehää hallitsevat hiili ja happi . [18] PG 1159:n kaltaiset tähdet saavuttavat ~10 38 erg /s valoisuuden ja muodostavat erillisen tähtiluokan. [27] RX J0122.9-7521 on tunnistettu PG 1159 -tyyppiseksi galaksiksi. [28] [29]
Kolme superpehmeää röntgenlähdettä , joiden bolometrinen kirkkaus on ~10 38 erg /s, ovat Nova : GQ Muhi ( Musta aukko , Linnunrata ), V1974 Cygnus ( valkoinen kääpiö , Linnunrata ) ja Nova LMC 1995 ( valkoinen kääpiö , suuri magellani ). Cloud ) [7] Vuodesta 1999 lähtien uuden LMC 1995 kiertorata ei ollut tiedossa.
U Scorpii , ROSAT- satelliitin vuonna 1999 havaitsema renovae , on valkoinen kääpiö (74-76 eV ), jonka bolometrinen kirkkaus on ~(8-60)x10 36 erg /s ja kiertoaika 1,2306 päivää . 7]
IMO : ssa 1E 0056.8-7154 on valkoinen kääpiö , jonka bolometrinen kirkkaus on 2x10 37 erg /s ja johon liittyy planetaarinen sumu . [7]
Superpehmeät aktiiviset galaktiset ytimet saavuttavat 10 45 erg/s valoisuuden . [7]
Ultrapehmeiden röntgensäteiden supersäihdyt on tulkittu vuoroveden epävakaudeksi. [kolmekymmentä]
| valkoiset kääpiöt | |
|---|---|
| koulutus | |
| Evoluutio | |
| Binäärijärjestelmissä _ |
|
| Ominaisuudet |
|
| Muut |
|
| Huomionarvoista | |
| Luokka: Valkoiset kääpiöt | |