Una fuente luminosa de rayos X supersuave (SSXS o SSS) es una fuente astronómica que emite sólo rayos X de baja energía (es decir, suaves) . Los rayos X suaves tienen energías en el rango de 0.09 a 2.5 keV , mientras que los rayos X duros están en el rango de 1–20 keV. [1] Los SSS emiten pocos o ningún fotón con energías superiores a 1 keV, y la mayoría tiene una temperatura efectiva por debajo de 100 eV. Esto significa que la radiación que emiten es altamente ionizante y es fácilmente absorbida por el medio interestelar. La mayoría de los SSS dentro de nuestra propia galaxia están ocultos por absorción interestelar en el disco galáctico. [2] Son fácilmente evidentes en galaxias externas, con ~ 10 encontradas en las Nubes de Magallanes y al menos 15 vistas en M31.[2]
A principios de 2005, se han reportado más de 100 SSS en ~ 20 galaxias externas, la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la Vía Láctea (MW). [3] Aquellos con luminosidades por debajo de ~ 3 x 10 38 erg / s son consistentes con una combustión nuclear constante en las enanas blancas en crecimiento (WD) o post-novas. [3] Hay algunos SSS con luminosidades ≥10 39 erg / s. [3]
Se cree que los rayos X superblandos se producen por fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca de material extraído de un compañero binario , [4] la denominada fuente supersuave binaria cercana (CBSS). [5] Esto requiere un flujo de material lo suficientemente alto como para sostener la fusión. Compare esto con la nova , donde menos flujo hace que el material se fusione solo esporádicamente. Las fuentes de rayos X súper suaves pueden evolucionar hacia una supernova de tipo Ia , donde una fusión repentina de material destruye la enana blanca y las estrellas de neutrones mediante el colapso. [6]
Las fuentes de rayos X súper suaves fueron descubiertas por primera vez por el Observatorio Einstein . ROSAT hizo más descubrimientos . [7] Muchas clases diferentes de objetos emiten radiación X supersuave (emisión predominantemente por debajo de 0.5 keV). [5]
Fuentes luminosas de rayos X supersuaves
Las fuentes luminosas de rayos X súper suaves tienen una temperatura de cuerpo negro característica de unas pocas decenas de eV (~ 20–100 eV) [3] y una luminosidad bolométrica de ~ 10 38 erg / s (por debajo de ~ 3 x 10 38 erg / s) . [2] [3]
Aparentemente, los SSXS luminosos pueden tener temperaturas de cuerpo negro equivalentes tan bajas como ~ 15 eV y luminosidades que oscilan entre 10 36 y 10 38 erg / s. [8] Se estima que el número de SSS luminosos en los discos de galaxias espirales ordinarias como MW y M31 es del orden de 10 3 . [8]
Vía Láctea SSXS
Los SSXS ahora se han descubierto en nuestra galaxia y en el cúmulo globular M3. [2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) es uno de los raros binarios de rayos X súper suaves de MW. [5] "La fuente está muy enrojecida por el material interestelar, lo que dificulta su observación en azul y ultravioleta". [9] El período determinado para MR Velorum a ~ 4.03 d es considerablemente más largo que el de otros sistemas superblandos, que generalmente es menos de un día. [9]
Fuente supersoft binaria cerrada (CBSS)
El modelo CBSS invoca una combustión nuclear constante en la superficie de una enana blanca en crecimiento (WD) como el generador del prodigioso flujo de rayos X super suave. [5] A partir de 1999, ocho SSXS tienen períodos orbitales entre ~ 4 hr y 1.35 d: RX J0019.8 + 2156 (MW), RX J0439.8-6809 (MW halo cerca de LMC), RX J0513.9-6951 ( LMC), RX J0527.8-6954 (LMC), RX J0537.7-7034 (LMC), CAL 83 (LMC), CAL 87 LMC) y 1E 0035.4-7230 (SMC). [5]
Binario simbiótico
Una estrella binaria simbiótica es un sistema estelar binario variable en el que una gigante roja ha expandido su envoltura exterior y está desprendiendo masa rápidamente, y otra estrella caliente (a menudo una enana blanca ) está ionizando el gas. [10] Tres binarios simbióticos a partir de 1999 son SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) y RX J0048.4-7332 (WD, SMC). [5]
Enanas blancas que no interactúan
El WD más joven y caliente, KPD 0005 + 5106 , está muy cerca de 100.000 K, de tipo DO y es el primer WD único registrado como una fuente de rayos X con ROSAT. [11] [12]
Variables cataclísmicas
"Las variables cataclísmicas (CV) son sistemas binarios cercanos que consisten en una enana blanca y una enana roja que transfieren materia secundaria a través del desbordamiento del lóbulo de Roche". [13] Se ha observado que tanto las variables cataclísmicas impulsadas por fusión como por acreción son fuentes de rayos X. [14] El disco de acreción puede ser propenso a la inestabilidad que conduce a estallidos de novas enanas : una parte del material del disco cae sobre la enana blanca, los estallidos cataclísmicos ocurren cuando la densidad y la temperatura en la parte inferior de la capa de hidrógeno acumulada aumentan lo suficiente como para encienden reacciones de fusión nuclear , que queman rápidamente la capa de hidrógeno hasta convertirla en helio.
Aparentemente, la única variable cataclísmica no magnética SSXS es V Sagittae : luminosidad bolométrica de (1-10) x 10 37 , un binario que incluye un acretor de cuerpo negro (BB) en T <80 eV, y un período orbital de 0,514195 d. [5]
El disco de acreción puede volverse térmicamente estable en sistemas con altas tasas de transferencia de masa (Ṁ). [13] Estos sistemas se denominan estrellas de tipo nova (NL), porque carecen de estallidos característicos de las novas enanas. [15]
Variables cataclísmicas de VY Scl
Entre las estrellas de NL hay un pequeño grupo que muestra una reducción temporal o cese de Ṁ de la secundaria. Estas son las estrellas de tipo VY Scl o novas anti-enanas. [dieciséis]
V751 Cyg
V751 Cyg (BB, MW) es un VY Scl CV, tiene una luminosidad bolométrica de 6,5 x 10 36 erg / s, [5] y emite rayos X suaves en reposo. [17] El descubrimiento de una fuente débil de rayos X de V751 Cyg como mínimo presenta un desafío, ya que esto es inusual para los CV que comúnmente muestran una emisión débil de rayos X duros en reposo. [17]
La alta luminosidad (6,5 x 10 36 erg / s) es particularmente difícil de entender en el contexto de las estrellas VY Scl en general, porque las observaciones sugieren que las binarias se convierten en simples pares de enana roja + enana blanca en reposo (el disco desaparece en su mayor parte). [17] "Una alta luminosidad en rayos X suaves plantea un problema adicional para comprender por qué el espectro es de excitación sólo modesta". [17] La relación He II λ4686 / Hβ no excedió ~ 0,5 en ninguno de los espectros registrados hasta 2001, lo cual es típico de los CV potenciados por acreción y no se acerca a la relación de 2 que se observa comúnmente en binarios supersuaves (CBSS). [17]
Empujar el borde de los ajustes de rayos X aceptables hacia una luminosidad más baja sugiere que la luminosidad no debe exceder ~ 2 x 10 33 ergios / s, lo que da solo ~ 4 x 10 31 ergios / s de luz reprocesada en el WD aproximadamente igual a la secundaria. luminosidad nuclear esperada. [17]
Variables magnéticas cataclísmicas
Los rayos X de variables magnéticas cataclísmicas son comunes porque la acreción proporciona un suministro continuo de gas coronal. [18] Un gráfico del número de sistemas frente al período de órbita muestra un mínimo estadísticamente significativo para períodos entre 2 y 3 horas que probablemente se puede entender en términos de los efectos del frenado magnético cuando la estrella compañera se vuelve completamente convectiva y la dínamo habitual ( que opera en la base de la envolvente convectiva) ya no puede dar al compañero un viento magnético para llevarse el momento angular. [18] La rotación se ha atribuido a la expulsión asimétrica de nebulosas planetarias y vientos [19] ya los campos de dínamos in situ. [20] Los períodos de órbita y rotación están sincronizados en WD fuertemente magnetizados. [18] Aquellos sin campo detectable nunca se sincronizan.
Con temperaturas en el rango de 11.000 a 15.000 K, todos los WD con los campos más extremos son demasiado fríos para ser fuentes de rayos X / EUV detectables, por ejemplo, Grw + 70 ° 8247, LB 11146, SBS 1349 + 5434, PG 1031 +234 y GD 229. [21]
La mayoría de los WD altamente magnéticos parecen ser objetos aislados, aunque G 23-46 (7,4 MG) y LB 1116 (670 MG) se encuentran en sistemas binarios no resueltos. [22]
RE J0317-853 es el WD magnético más caliente a 49,250 K, con un campo magnético excepcionalmente intenso de ~ 340 MG y un período de rotación implícito de 725,4 s. [22] Entre 0,1 y 0,4 keV, ROSAT detectó RE J0317-853, pero no en la banda de mayor energía de 0,4 a 2,4 keV. [ cita requerida ] RE J0317-853 está asociado con una estrella azul de 16 segundos de arco de LB 9802 (también un WD azul) pero no físicamente asociado. [22] Un campo dipolo centrado no es capaz de reproducir las observaciones, pero un dipolo descentrado 664 MG en el polo sur y 197 MG en el polo norte sí. [22]
Hasta hace poco (1995) solo PG 1658 + 441 poseía una temperatura efectiva> 30.000 K. [22] Su fuerza de campo polar es de solo 3 MG. [22]
La fuente de la cámara de campo amplio ROSAT (WFC) RE J0616-649 tiene un campo de ~ 20 MG. [23]
PG 1031 + 234 tiene un campo de superficie que abarca el rango de ~ 200 MG a casi 1000 MG y gira con un período de 3 h 24 m . [24]
Los campos magnéticos en los CV se limitan a un rango estrecho de intensidades, con un máximo de 7080 MG para RX J1938.4-4623. [25]
Ninguna de las estrellas magnéticas individuales se ha visto en 1999 como una fuente de rayos X, aunque los campos son de relevancia directa para el mantenimiento de las coronas en las estrellas de la secuencia principal. [18]
PG 1159 estrellas
Las estrellas PG 1159 son un grupo de WD muy calientes, a menudo pulsantes, cuyo prototipo es PG 1159 dominado por carbono y oxígeno en sus atmósferas. [18]
Las estrellas PG 1159 alcanzan luminosidades de ~ 10 38 erg / s pero forman una clase bastante distinta. [26] RX J0122.9-7521 ha sido identificada como una estrella galáctica PG 1159. [27] [28]
Estrella nueva
Hay tres SSXS con luminosidad bolométrica de ~ 10 38 erg / s que son novas: GQ Mus (BB, MW), V1974 Cyg (WD, MW) y Nova LMC 1995 (WD). [5] Aparentemente, a partir de 1999 el período orbital de Nova LMC 1995 si no se conocía un binario.
U Sco, una nova recurrente en 1999 no observada por ROSAT , es un WD (74-76 eV), L bol ~ (8-60) x 10 36 erg / s, con un período orbital de 1.2306 d. [5]
Nebulosa planetaria
En el SMC, 1E 0056.8-7154 es un WD con luminosidad bolométrica de 2 x 10 37 que tiene una nebulosa planetaria asociada. [5]
Núcleos galácticos activos súper suaves
Los núcleos galácticos activos supersuaves alcanzan luminosidades de hasta 10 45 erg / s. [5]
Estallidos de gran amplitud
Los estallidos de gran amplitud de emisión de rayos X súper suaves se han interpretado como eventos de interrupción de las mareas . [29]
Ver también
- Detonación de carbono
- Supernova tipo Ia
- Astronomía de rayos x
Referencias
- ^ "Fuentes de rayos X supersuaves" . Archivado desde el original el 7 de junio de 2008.
- ^ a b c d NE blanco; Giommi P; Heise J; Angelini L; et al. (1995). "RX J0045.4 + 4154: un transitorio de rayos X Supersoft recurrente en M31" . Astrophys. J. Lett . 445 : L125. Código Bibliográfico : 1995ApJ ... 445L.125W . doi : 10.1086 / 187905 . Archivado desde el original el 3 de julio de 2009.
- ^ a b c d e Kahabka P (diciembre de 2006). "Fuentes de rayos X supersuaves". Adv. Space Res . 38 (12): 2836–9. Código Bibliográfico : 2006AdSpR..38.2836K . doi : 10.1016 / j.asr.2005.10.058 .
- ^ Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. "Fuentes de rayos X súper suaves - Descubiertas con ROSAT" .
- ^ a b c d e f g h yo j k l Greiner J (2000). "Catálogo de fuentes de rayos X supersuaves" . Nuevo Astron . 5 (3): 137–41. arXiv : astro-ph / 0005238 . Código bibliográfico : 2000NewA .... 5..137G . doi : 10.1016 / S1384-1076 (00) 00018-X .
- ^ Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. "Actas del taller sobre fuentes de rayos X supersuaves" .
- ^ "Catálogo de fuentes de rayos X Supersoft" . Archivado desde el original el 28 de noviembre de 2007.
- ^ a b Kahabka P; van den Heuvel EPJ (1997). "Fuentes luminosas de rayos X supersuaves" (PDF) . Annu. Rev. Astron. Astrophys . 35 (1): 69–100. Código Bibliográfico : 1997ARA & A..35 ... 69K . doi : 10.1146 / annurev.astro.35.1.69 .
- ^ a b Schmidtke PC; Cowley AP (septiembre de 2001). "Observaciones sinópticas del binario supersuave MR Velorum (RX J0925.7-4758): determinación del período orbital" . Astron. J . 122 (3): 1569–71. Código bibliográfico : 2001AJ .... 122.1569S . doi : 10.1086 / 322155 .
- ^ "Descripción estrella simbiótica del sitio de David Darling" .
- ^ Fleming TA; Werner K; Barstow MA (octubre de 1993). "Detección de la primera fuente de rayos X coronal sobre una enana blanca". Astrophys. J . 416 : L79. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 416L..79F . doi : 10.1086 / 187075 .
- ^ Werner (1994). "Análisis espectral de la enana blanca rica en helio más caliente conocida: KPD 0005 + 5106". Astron. Astrophys . 284 : 907. Bibcode : 1994A & A ... 284..907W .
- ^ a b Kato T; Ishioka R; Uemura M (diciembre de 2002). "Estudio fotométrico de KR Aurigae durante el Alto Estado en 2001" . Publ. Astron. Soc. Jpn . 54 (6): 1033–9. arXiv : astro-ph / 0209351 . Código bibliográfico : 2002PASJ ... 54.1033K . doi : 10.1093 / pasj / 54.6.1033 .
- ^ "Introducción a las Variables Cataclísmicas (CV)" .
- ^ Osaki, Yoji (1996). "Arrebatos de enano-Nova" . Publ. Astron. Soc. Pac . 108 : 39. Código Bibliográfico : 1996PASP..108 ... 39O . doi : 10.1086 / 133689 .
- ^ Warner B (1995). Estrellas variables cataclísmicas . Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode : 1995cvs..book ..... W .
- ^ a b c d e f Patterson J; Thorstensen JR; Fried R; Skillman DR; et al. (Enero de 2001). "Superhumps en binarios cataclísmicos. XX. V751 Cygni" . Publ. Astron. Soc. Pac . 113 (779): 72–81. Código Bibliográfico : 2001PASP..113 ... 72P . doi : 10.1086 / 317973 .
- ^ a b c d e Trimble V (1999). "Enanas blancas en la década de 1990". Toro. Astron. Soc. India . 27 : 549–66. Código bibliográfico : 1999BASI ... 27..549T .
- ^ Spruit HC (1998). "Origen de las tasas de rotación de las enanas blancas individuales". Astron. Astrophys . 333 : 603. arXiv : astro-ph / 9802141 . Bibcode : 1998A & A ... 333..603S .
- ^ Schmidt GD; Grauer AD (1997). "Límites superiores para campos magnéticos en enanas blancas pulsantes" . Astrophys. J . 488 (2): 827. bibcode : 1997ApJ ... 488..827S . doi : 10.1086 / 304746 .
- ^ Schmidt GD; Smith PS (1995). "Una búsqueda de campos magnéticos entre las enanas blancas de DA". Astrophys. J . 448 : 305. Bibcode : 1995ApJ ... 448..305S . doi : 10.1086 / 175962 .
- ^ a b c d e f Barstow MA; Jordan S; O'Donoghue D; Burleigh MR; et al. (1995). "RE J0317-853: la enana blanca DA altamente magnética conocida más caliente" . MNRAS . 277 (3): 931–85. Código Bibliográfico : 1995MNRAS.277..971B . doi : 10.1093 / mnras / 277.3.971 .
- ^ Barstow, MA; Jordan, S .; O'Donoghue, D .; Burleigh, MR; et al. (Diciembre de 1995). "RE J0317-853: la enana blanca DA altamente magnética conocida más caliente" . MNRAS . 277 (3): 971–985. Código Bibliográfico : 1995MNRAS.277..971B . doi : 10.1093 / mnras / 277.3.971 .
- ^ Último WB; Schmidt GD; Green RF (1987). "El espectro de Zeeman rotacionalmente modulado en casi 10 al noveno Gauss de la enana blanca PG 1031 + 234". Astrophys. J . 320 : 308. Código Bibliográfico : 1987ApJ ... 320..308L . doi : 10.1086 / 165543 .
- ^ Schwope AD; et al. (1995). "Acreción de dos polos en el polar de alto campo RXJ 1938.6-4612". Astron. Astrophys . 293 : 764. Bibcode : 1995A & A ... 293..764S .
- ^ Dreizler S; Werner K; Heber U (1995). Kӧster D; Werner K (eds.). Enanas blancas . Lect. Notas Phys . Apuntes de clases de física. 443 . Berlín: Springer. pag. 160. doi : 10.1007 / 3-540-59157-5_199 . ISBN 978-3-540-59157-3.
- ^ Cowley AP; Schmidtke PC; Hutchings JB; Crampton D (1995). "Descubrimiento de rayos X de una estrella PG1159 caliente, RX J0122.9-7521" . Publ. Astron. Soc. Pac . 107 : 927. Código Bibliográfico : 1995PASP..107..927C . doi : 10.1086 / 133640 .
- ^ Werner K; Wolff B; Cowley AP; Schmidtke PC; et al. (1996). Greiner (ed.). "Fuentes de rayos X supersuaves". Lect. Notas Phys . 472 : 131. doi : 10.1007 / BFb0102256 .
- ^ Komossa S; Greiner J (1999). "Descubrimiento de un estallido de rayos X gigante y luminoso del par de galaxias ópticamente inactivas RX J1242.6-1119". Astron. Astrophys . 349 : L45. arXiv : astro-ph / 9908216 . Bibcode : 1999A & A ... 349L..45K .