Мягкий рентгеновский транзиент

Мягкие рентгеновские транзиенты ( SXT ), также известные как рентгеновские новые и рентгеновские транзиенты черных дыр, состоят из компактного объекта (чаще всего черной дыры, но иногда и нейтронной звезды ) и некоторого типа «нормальной» маломассивной звезды (т. е. звезды с массой, составляющей некоторую долю массы Солнца). [1] [2] Эти объекты демонстрируют резкие изменения в своем рентгеновском излучении, вероятно, вызванные переменной передачей массы от нормальной звезды к компактному объекту, процессом, называемым аккрецией . По сути, компактный объект «поглощает» нормальную звезду, и рентгеновское излучение может обеспечить наилучшее представление о том, как происходит этот процесс. [3] «Мягкое» название возникает потому, что во многих случаях наблюдается сильное мягкое (т. е. низкоэнергетическое) рентгеновское излучение от аккреционного диска, расположенного близко к компактному объекту, хотя есть исключения, которые являются довольно жесткими. [4]

Мягкие рентгеновские транзиенты Cen X-4 и Aql X-1 были обнаружены Hakucho , первым японским рентгеновским астрономическим спутником, который был обнаружен как рентгеновские барстеры . [5]

Во время эпизодов активной аккреции, называемых «вспышками», SXT яркие (с типичной светимостью более 10 37 эрг/с). Между этими эпизодами, когда аккреция отсутствует, SXT обычно очень слабые или даже ненаблюдаемые; это называется «спокойным» состоянием.

В состоянии «вспышки» яркость системы увеличивается в 100–10000 раз как в рентгеновском, так и в оптическом диапазоне. Во время вспышки яркий SXT является самым ярким объектом на рентгеновском небе, а его видимая величина составляет около 12. SXT имеют вспышки с интервалами в десятилетия или дольше, поскольку только несколько систем показали две или более вспышек. Система возвращается к состоянию покоя через несколько месяцев. Во время вспышки рентгеновский спектр «мягкий» или в нем преобладают низкоэнергетические рентгеновские лучи, отсюда и название « мягкие рентгеновские транзиенты».

SXT довольно редки; известно около 100 систем. SXT — это класс маломассивных рентгеновских двойных систем . Типичный SXT содержит субгигант или карлик K-типа , который передает массу компактному объекту через аккреционный диск . В некоторых случаях компактный объект — нейтронная звезда , но чаще встречаются черные дыры . Тип компактного объекта можно определить, наблюдая за системой после вспышки; будет видно остаточное тепловое излучение с поверхности нейтронной звезды, тогда как черная дыра не будет показывать остаточного излучения. Во время «спокойствия» масса накапливается в диске, а во время вспышки большая часть диска падает в черную дыру. Вспышка запускается, когда плотность в аккреционном диске превышает критическое значение. Высокая плотность увеличивает вязкость, что приводит к нагреванию диска. Повышение температуры ионизирует газ, увеличивая вязкость, и нестабильность увеличивается и распространяется по всему диску. Когда неустойчивость достигает внутреннего аккреционного диска, рентгеновская светимость возрастает и начинается вспышка. Внешний диск дополнительно нагревается интенсивным излучением внутреннего аккреционного диска. Похожий механизм неконтролируемого нагрева действует в карликовых новых . [6] [7]

Некоторые SXT в состоянии покоя показывают тепловое рентгеновское излучение с поверхности нейтронной звезды с типичной светимостью ~(10 32 —10 34 ) эрг/с. В так называемых «квазиперсистентных SXT», чьи периоды аккреции и покоя особенно длительны (порядка лет), остывание нагретой аккрецией коры нейтронной звезды можно наблюдать в состоянии покоя. Анализируя спокойные тепловые состояния SXT и остывание их коры, можно проверить физические свойства сверхплотного вещества в нейтронных звездах. [8] [9]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Танака, Y.; Шибазаки, N. (1996). "Рентгеновские новые". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 34 : 607–644. Bibcode :1996ARA&A..34..607T. doi :10.1146/annurev.astro.34.1.607.
  2. ^ МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2006). «Двойные черные дыры». В Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (ред.). Compact Stellar X-ray Sources. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. стр. 157–213. Bibcode : 2006csxs.book..157M. ISBN 978-0-521-82659-4.
  3. ^ Коркоран МФ (октябрь 2001 г.). «Падение Аквилы X-1».
  4. ^ Brocksopp, Catherine; Bandyopadhyay, Reba M .; Fender, Rob P. (2004). " Мягкие рентгеновские транзиентные выбросы, которые не являются мягкими". New Astronomy . 9 (4): 249–264. arXiv : astro-ph/0311152 . Bibcode : 2004NewA....9..249B. doi : 10.1016/j.newast.2003.11.002. S2CID  15753088.
  5. ^ Хаякава С. (1981). «Галактические рентгеновские лучи, наблюдаемые с помощью рентгеновского астрономического спутника «Хакучо»". Space Sci. Rev. 29 ( 3): 221–90. Bibcode : 1981SSRv...29..221H. doi : 10.1007/BF00229297. S2CID  121420165.
  6. ^ Ласота, Жан-Пьер (2001). «Модель нестабильности диска карликовых новых и маломассивных рентгеновских двойных транзиентов». New Astronomy Reviews . 45 (7): 449–508. arXiv : astro-ph/0102072 . Bibcode :2001NewAR..45..449L. doi :10.1016/S1387-6473(01)00112-9. S2CID  119464349.
  7. ^ Хамери, Жан-Мари (2020). «Обзор модели нестабильности диска для карликовых новых, мягких рентгеновских транзиентов и связанных с ними объектов». Advances in Space Research . 66 (5): 1004–1024. arXiv : 1910.01852 . Bibcode : 2020AdSpR..66.1004H. doi : 10.1016/j.asr.2019.10.022. S2CID  203736792.
  8. ^ Wijnands, Rudy; Degenaar, Nathalie; Page, Dany (2017). "Охлаждение нейтронных звезд, нагретых аккрецией". Journal of Astrophysics and Astronomy . 38 (3). id. 49. arXiv : 1709.07034 . Bibcode :2017JApA...38...49W. doi :10.1007/s12036-017-9466-5. S2CID  115180701.
  9. ^ Потехин, Александр Ю.; Чугунов, Андрей И.; Шабрие, Жиль (2019). «Тепловая эволюция и спокойное излучение транзитно аккрецирующих нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 629. id. A88. arXiv : 1907.08299 . Bibcode : 2019A&A...629A..88P. doi : 10.1051/0004-6361/201936003 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Soft_X-ray_transient&oldid=1195667814"