Una fuente de rayos X supersuave ( SSS o SSXS) es una fuente astronómica que emite energía en el rango de rayos X suaves . Estas fuentes de rayos X fueron estudiadas a principios de la década de 1990 por el satélite ROSAT . Tienen espectros muy suaves (el 90% de los fotones tienen energías inferiores a 0,5 keV ) y altas luminosidades L=10 38 erg /s. Estas fuentes han sido interpretadas como sistemas binarios cercanos con una enana blanca y una estrella secundaria de tipo F desbordando su lóbulo de Roche . La tasa de acreción en estos sistemas es tan alta (M=10 -7 M ⊙ /año) que se produce una quema termonuclear estacionaria de hidrógeno en la superficie de la enana blanca . Por lo tanto, la fuente de radiación de rayos X es una enana blanca caliente (T~500,000 K ) [1] .
Los rayos X blandos tienen energías en el rango de 0,09 a 2,5 keV , mientras que los rayos X duros están en el rango de 1 a 20 keV . [2] Los SSS emiten pocos o ningún fotón con energías superiores a 1 keV , y la mayoría de ellos se encuentran en el rango de temperatura efectivo por debajo de 100 eV . Esto significa que la radiación que emiten es altamente ionizada y fácilmente absorbida por el medio interestelar . La mayoría de los SSS dentro de nuestra propia galaxia están oscurecidos por la extinción interestelar en el disco galáctico. [3] Se detectan fácilmente en las galaxias exteriores: alrededor de 10 se encuentran en las Nubes de Magallanes y al menos 15 se encuentran en M31 . [3]
A principios de 2005, se han registrado más de 100 SSS en 20 galaxias exteriores, como la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (LMC) y la Vía Láctea (MP). [4] Su luminosidad estaba por debajo de ~10 38 erg /s, lo que corresponde a la quema nuclear estable en las enanas blancas en acreción (WD) o post- novas . [4] También existen varios SSS con luminosidades ≥10 39 erg /s. [4] Compare este flujo de material con una nova donde el flujo más pequeño solo causa explosiones esporádicas. Las fuentes de rayos X supersuaves pueden convertirse en una supernova de tipo Ia , cuando la acumulación repentina de material supera el límite de Chandrasekhar y convierte a la enana blanca en una estrella de neutrones a través del colapso. [5]
Las fuentes de rayos X supersuaves se descubrieron por primera vez en el Observatorio Einstein . Se realizaron más descubrimientos utilizando el satélite ROSAT . [6] Muchas clases diferentes de objetos emiten rayos X supersuaves (radiación en su mayoría por debajo de 0,5 keV ). [7]
Las fuentes de rayos X supersuaves brillantes tienen una temperatura de cuerpo negro característica de varias decenas de eV (~ 20-100 eV ) [4] y una luminosidad bolométrica de ~10 38 erg /s (por debajo de ~ 3x 10 38 erg /s). [3] [4]
Aparentemente, los SSS luminosos pueden tener una temperatura de cuerpo negro equivalente ~ 15 eV y una luminosidad en el rango de 10 36 a 10 38 erg /s. [8] [8] Se estima que el número de SSS brillantes en los discos de las galaxias espirales ordinarias como la Vía Láctea y M31 es del orden de 10 3 . [ocho]
Se han encontrado SSXS en nuestra propia galaxia y en el cúmulo globular M3 . [3] MR Parusov ( RX J0925.7-4758 ) es uno de los raros binarios de rayos X en la Vía Láctea . [7] "Las fuentes están muy enrojecidas por la materia interestelar , lo que las hace difíciles de ver en el azul y el ultravioleta ". [9] El período especificado para MR Sails es ~4.03 d, que es significativamente más largo que otros SSXS, que normalmente son menos de un día. [9]
El modelo de fuente supersuave binaria cercana (CBSS) de una fuente de rayos X supersuave binaria cercana (CBSS) supone una combustión nuclear estable en la superficie de una enana blanca en acreción como fuente de un flujo de rayos X supersuave. [7] A partir de 1999 , ocho CBSS tienen períodos orbitales entre ~4 h y 1,35 d: RX J0019.8+2156 ( Vía Láctea ), RX J0439.8-6809 ( halo de la Vía Láctea cerca de LMC ), RX J0513. 6951 ( BMO ), RX J0527.8-6954 ( MMO ), RX J0537.7-7034 ( BMO ), CAL 83 ( BMO ), CAL 87 BMO ) y 1E 0035.4-7230 ( MMO ). [7]
Un binario simbiótico es un sistema estelar binario variable en el que una gigante roja ha expandido su capa exterior y la masa fluye rápidamente hacia otra estrella caliente (más comúnmente una enana blanca ), lo que hace que el gas se ionice. [10] Tres binarios simbióticos a partir de 1999 . son SSXS:. AG Dragon ( agujero negro , Vía Láctea ), Telescopio RR ( enana blanca , Vía Láctea ) y RX J0048.4-7332 ( enana blanca , Pequeña Nube de Magallanes ) [7]
La enana blanca más joven y caliente , tipo DO KPD 0005+5106 , cuya temperatura está muy cerca de los 100.000 K , fue la primera enana blanca individual registrada como fuente de rayos X por el satélite ROSAT . [11] [12]
Las variables cataclísmicas ( en inglés Cataclysmic variables (CV) ) son sistemas binarios cercanos que consisten en una enana blanca y una enana roja , desde las cuales la materia se transfiere a través del primer punto de Lagrange cuando el lóbulo de Roche se desborda . [13] Se han observado como fuentes de rayos X ambos tipos de estrellas, ambas con combustión termonuclear en la superficie de una enana blanca y variables cataclísmicas en acreción . [14] El disco de acreción es propenso a la inestabilidad, lo que lleva a la nova enana a explosiones: parte de la materia del disco cae sobre la enana blanca y se producen estallidos catastróficos cuando la densidad y la temperatura en la parte inferior de la capa de hidrógeno acumulada alcanzan valores . suficiente para iniciar reacciones de fusión nuclear , en las que la capa de hidrógeno se quema rápidamente hasta convertirse en helio .
Un disco de acreción puede volverse térmicamente estable en sistemas con altas tasas de transferencia de masa . [13] Estos sistemas se denominan estrellas tipo nova porque no tienen las frecuentes explosiones características de las novas enanas [15] .
Aparentemente, solo las SSXS pueden ser estrellas acrecientes no magnéticas de tipo V Flechas : su luminosidad bolométrica es (1 - 10)x10 37 , y el sistema binario incluye un agujero negro con una temperatura T<80 eV y un período orbital de 0.514195 d [7] .
Entre las estrellas tipo nova , hay un pequeño grupo que muestra una disminución o cese temporal de la transferencia de masa desde la estrella secundaria. Estas son estrellas tipo VY Sculptor . [dieciséis]
V751 Cygnus ( enana blanca , Vía Láctea ) es del tipo VY Sculptor , tiene una luminosidad bolométrica de 6,5x10 36 erg/s, [7] y emite rayos X suaves cuando cesa la transferencia de masa. [17] La detección de una fuente débil de rayos X blandos como V751 Cygnus es al menos una tarea difícil. [17] "La alta luminosidad en los rayos X suaves crea el problema adicional de comprender por qué el espectro tiene una "excitación" tan modesta". [17] relación HeII(λ4686)/Hβ; no excedió ~0.5 en ninguno de los espectros registrados antes de 2001 , lo cual es típico para discos de acreción de variables cataclísmicas y mientras que la relación típica para binarias CBSS superblandas es 2. [17] La emisión de rayos X desplazada hacia rayos X más suaves permite suponer que la luminosidad no debe exceder ~2x10 33 erg /s, lo que, a su vez, da solo ~4x10 31 erg /s de luz emitida por una enana blanca , que es aproximadamente igual a la luminosidad promedio esperada de una reacción termonuclear . [17]
Los rayos X de las variables cataclísmicas magnéticas son comunes, ya que la acumulación proporciona un suministro continuo de gas coronal. [18] El análisis del número de objetos en el sistema y el período de la órbita muestra un mínimo estadísticamente significativo con un período de 2 a 3 horas, lo que probablemente se puede entender bajo la influencia de la desaceleración magnética, cuando la estrella compañera se vuelve completamente convectivo y la dínamo habitual (que funciona sobre la base de la capa convectiva) ya no permite que el viento magnético del compañero se lleve el momento angular . [18] La rotación puede ser responsable de la asimetría en la eyección de nebulosas planetarias y sus vientos estelares salientes [19] y campos magnéticos . [20] La órbita y el período de rotación están sincronizados en las enanas blancas altamente magnetizadas . [Dieciocho]
Con temperaturas que oscilan entre 11 000 K y 15 000 K , todas las enanas blancas con los campos magnéticos más extremos son demasiado frías para ser detectadas como fuentes de rayos X / UV , por ejemplo, Grw + 70°8247 , LB 11146 , SBS 1349 + 5434. PG 1031 +234 y GD 229 . [21]
La mayoría de las enanas blancas altamente magnetizadas que actualmente se cree que son objetos únicos son, de hecho, los sistemas binarios G 23-46 (7.4 MY ) y LB 1116 (670 MY ) como ejemplo. [22]
RE J0317-853 es la enana blanca magnética más caliente a 49 250 K , con un campo magnético excepcionalmente intenso de ~340 MG y un período de rotación de 725,4 s. [22] Fue detectado por el satélite ROSAT en el rango entre 0,1 y 0,4 keV . [23] RE J0317-853 se asoció con una estrella a 16 segundos de arco de distancia de LB 9802 (también una enana blanca azul caliente ), pero no están asociados físicamente. [22] El campo magnético centrado no puede explicar las observaciones, pero el campo magnético descentrado de 664 MG en el polo sur y 197 MG en el polo norte sí lo hace. [22]
Hasta hace poco ( 1995 ), solo PG 1658 + 441 tiene una temperatura efectiva de >30.000 K. [22] La fuerza de su campo magnético es de solo 3 MG . [22]
Según observaciones con la Cámara de Campo Amplio (WFC) del observatorio ROSAT , la fuente RE J0616-649 tiene una fuerza de campo magnético de ~ 20 MG . [24]
PG 1031 + 234 tiene un campo magnético de superficie que oscila entre ~200 MG y ~1000 MG y gira con un período de 3h24m. [25]
Los campos magnéticos en variables cataclísmicas están en un rango estrecho, con un máximo de 7080 MG para RX J1938.4-4623 . [26]
No se ha registrado ninguna estrella magnética como fuente de rayos X , aunque estos campos apoyan directamente las coronas en las estrellas de la secuencia principal . [Dieciocho]
Las estrellas como PG 1159 son un grupo de enanas blancas muy calientes, que pulsan con frecuencia, cuyas atmósferas están dominadas por el carbono y el oxígeno . [18] Estrellas como PG 1159 alcanzan una luminosidad de ~10 38 erg /sy forman una clase separada de estrellas. [27] RX J0122.9-7521 ha sido identificada como una galaxia de tipo PG 1159. [28] [29]
Tres fuentes de rayos X supersuaves con una luminosidad bolométrica de ~10 38 erg /s son Nova : GQ Muhi ( agujero negro , Vía Láctea ), V1974 Cygnus ( enana blanca , Vía Láctea ) y Nova LMC 1995 ( enana blanca , gran vía láctea). Cloud ) [7] A partir de 1999, se desconocía el período orbital del nuevo LMC 1995 .
U Scorpii , una re-nova detectada por el satélite ROSAT en 1999 , es una enana blanca (74-76 eV ), con una luminosidad bolométrica de ~(8-60)x10 36 erg /s y un período orbital de 1,2306 días [ 7]
En la OMI , 1E 0056.8-7154 es una enana blanca con una luminosidad bolométrica de 2x10 37 erg /s, que tiene asociada una nebulosa planetaria . [7]
Los núcleos galácticos activos supersuaves alcanzan una luminosidad de 10 45 erg/s. [7]
Las superllamaradas de rayos X ultrasuaves se han interpretado como inestabilidad de las mareas. [treinta]
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