Мягкий рентгеновский переходный процесс
 | Эта статья нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( сентябрь 2009 г. ) |
Мягкие рентгеновские транзиенты ( SXT ), также известные как рентгеновские новые и рентгеновские транзиенты черной дыры, состоят из компактного объекта (чаще всего черной дыры, но иногда и нейтронной звезды ) и некоторого типа «нормального» объекта. звезда малой массы (т.е. звезда с массой, составляющей некоторую долю массы Солнца). [ 1 ] [ 2 ] Эти объекты демонстрируют резкие изменения в своем рентгеновском излучении, вероятно, вызванные переменным переносом массы от нормальной звезды к компактному объекту - процесс, называемый аккрецией . По сути, компактный объект «пожирает» нормальную звезду, и рентгеновское излучение может дать лучшее представление о том, как происходит этот процесс. [ 3 ] Название «мягкое» возникло потому, что во многих случаях наблюдается сильное мягкое (то есть низкоэнергетическое) рентгеновское излучение аккреционного диска , близкого к компактному объекту, хотя есть исключения, которые являются довольно жесткими. [ 4 ]
Мягкие рентгеновские транзиенты Cen X-4 и Aql X-1 были обнаружены Хакучо , рентгеновским первым японским астрономическим спутником, который является рентгеновским барстером . [ 5 ]
Во время эпизодов активной аккреции, называемых «вспышками», SXT яркие (с типичной светимостью выше 10 37 эрг/с). Между этими эпизодами, когда аккреция отсутствует, SXT обычно очень слабые или даже незаметные; это называется «спокойным» состоянием.
В состоянии «вспышки» яркость системы увеличивается в 100–10 000 раз как в рентгеновском, так и в оптическом диапазоне. Во время вспышки яркий SXT является самым ярким объектом на рентгеновском небе, а видимая звездная величина составляет около 12. У SXT есть вспышки с интервалами в десятилетия или дольше, поскольку лишь немногие системы показали две или более вспышек. Через несколько месяцев система снова приходит в состояние покоя. Во время вспышки рентгеновский спектр «мягкий» или в нем преобладают низкоэнергетические рентгеновские лучи, отсюда и название « мягкие рентгеновские переходные процессы».
SXT довольно редки; известно около 100 систем. SXT — это класс рентгеновских двойных систем малой массы . Типичный SXT содержит субгигант или карлик K-типа , который передает массу компактному объекту через аккреционный диск . В некоторых случаях компактным объектом является нейтронная звезда , но черные дыры чаще встречаются . 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 остаточное излучение. Во время «спокойствия» масса накапливается на диске, а во время вспышки большая часть диска попадает в черную дыру. Вспышка возникает, когда плотность в аккреционном диске превышает критическое значение. Высокая плотность увеличивает вязкость, что приводит к нагреву диска. Повышение температуры ионизирует газ, увеличивая вязкость, нестабильность увеличивается и распространяется по всему диску. Когда нестабильность достигает внутреннего аккреционного диска, рентгеновская светимость возрастает и начинается вспышка. Внешний диск дополнительно нагревается интенсивным излучением внутреннего аккреционного диска. Аналогичный механизм неконтролируемого нагрева действует в карликовые новые . [ 6 ] [ 7 ]
Некоторые SXT в спокойном состоянии демонстрируют тепловое рентгеновское излучение поверхности нейтронной звезды с типичными светимостями ~(10 32 —10 34 ) эрг/с. В так называемых «квазипостоянных SXT», периоды аккреции и покоя которых особенно велики (порядка лет), охлаждение нагретой аккрецией коры нейтронной звезды можно наблюдать в состоянии покоя. Анализируя спокойное тепловое состояние SXT и остывание их коры, можно проверить физические свойства сверхплотной материи нейтронных звезд. [ 8 ] [ 9 ]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Танака, Ю.; Шибазаки, Н. (1996). «Рентгеновские новые». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 34 : 607–644. Бибкод : 1996ARA&A..34..607T . дои : 10.1146/annurev.astro.34.1.607 .
- ^ МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2006). «Двойные черные дыры». У Левина, Уолтера; ван дер Клис, Мишель (ред.). Компактные звездные источники рентгеновского излучения . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. стр. 157–213. Бибкод : 2006csxs.book..157M . ISBN 978-0-521-82659-4 .
- ^ Коркоран М.Ф. (октябрь 2001 г.). «Падение Аквилы Х-1» .
- ^ Броксопп, Кэтрин; Бандиопадхьяй, Реба М .; Фендер, Роб П. (2004). « Мягкие рентгеновские транзиентные вспышки, которые не являются мягкими». Новая астрономия . 9 (4): 249–264. arXiv : astro-ph/0311152 . Бибкод : 2004NewA....9..249B . дои : 10.1016/j.newast.2003.11.002 . S2CID 15753088 .
- ^ Хаякава С (1981). «Галактическое рентгеновское излучение наблюдалось с помощью рентгеновского астрономического спутника «Хакучо» . Космическая наука. Преподобный . 29 (3): 221–90. Бибкод : 1981ССРв...29..221Н . дои : 10.1007/BF00229297 . S2CID 121420165 .
- ^ Ласота, Жан-Пьер (2001). «Модель дисковой нестабильности карликовых новых и рентгеновских двойных транзиентов малой массы». Новые обзоры астрономии . 45 (7): 449–508. arXiv : astro-ph/0102072 . Бибкод : 2001НовыйAR..45..449L . дои : 10.1016/S1387-6473(01)00112-9 . S2CID 119464349 .
- ^ Хамери, Жан-Мари (2020). «Обзор модели нестабильности диска для карликовых новых, мягких рентгеновских транзиентов и связанных с ними объектов». Достижения в космических исследованиях . 66 (5): 1004–1024. arXiv : 1910.01852 . Бибкод : 2020AdSpR..66.1004H . дои : 10.1016/j.asr.2019.10.022 . S2CID 203736792 .
- ^ Вейнандс, Руди; Дегенаар, Натали; Пейдж, Дэни (2017). «Охлаждение нейтронных звезд, нагретых аккрецией». Журнал астрофизики и астрономии . 38 (3). идентификатор. 49. arXiv : 1709.07034 . Бибкод : 2017JApA...38...49W . дои : 10.1007/s12036-017-9466-5 . S2CID 115180701 .
- ^ Потехин Александр Юрьевич; Чугунов Андрей Игоревич; Шабрие, Жиль (2019). «Тепловая эволюция и спокойное излучение временно аккрецирующих нейтронных звезд» . Астрономия и астрофизика . 629 . идентификатор. А88. arXiv : 1907.08299 . Бибкод : 2019A&A...629A..88P . дои : 10.1051/0004-6361/201936003 .