跳转到内容

超软X射线源

维基百科，自由的百科全书

超软X射线源（super soft X-ray source，SSXS或SSS）是天文学上非常低能量的X射线源。超软X射线的能量范围在90至2,500电子伏特，而硬X射线的能量范围在1,000至20,000电子伏特[1]。因为超软X射线在我们的银河系内通常都在银河盘面内，而由于银河盘的星际吸收遮蔽 ，在多数的情况下检测到的能量都低于500电子伏特[2]。他门在外星系中则很明显，在大麦哲伦星系大约有10个，而在M31至少有15个[2]。

在2005年初期，在大麦哲伦星系、小麦哲伦星系、银河系等，大约20个星系中发现的SSS至少超过100个[3]。它们的光度都低于大约3 x 1038 erg/s，被认为是吸积的白矮星或后新星稳定核燃烧[3]。只有少数几个SSS光度大于或等于 ≥1039 erg/s[3]。

超软X射线被认为是从联星组中被拉扯到白矮星表面的物质稳定进行核聚变造成的[4]，这就是所谓的密近联星超软源 (close-binary supersoft source，CBSS)[5]，但这需要足够高的流量才足以维持核聚变。相较于新星，在较低的流量下，只有零星的物质进行核聚变。超软X射线源可以演变成Ia超新星，突然融合的物质可以让白矮星和中子星经由坍塌而毁灭[6]。

超软X射线源最初是由爱因斯坦卫星发现的，进一步的发现则是罗塞德卫星 [7]。许多不同类型的天体都会辐射出超软X射线 (主要的辐射都低于500电子伏特)[5]。

银河的SSXS

[编辑]

已经在我们的银河系和球状星团M3中发现SSSX[2]。MR Velorum (RX J0925.7-4758)是在银河系中罕见的超软X射线联星[5]。"这个来源被星际物质严重的红化，使得在紫外线和蓝色波段难以观测"[8]。 测量到MR Velorum的周期在～4.03天，远远超过其它的超软系统，而一般的周期通常都少于一天[8]。

密近联星超软源 (CBSS)

[编辑]

CBSS 模型需要白矮星庞大的吸积量做为发电机才能稳定的进行表面的核燃烧成为超软X射线源[5]。在1999年，有八个周期在4小时至1.35天之间的超软X射线源：RX J0019.8+2156 (MW)、RX J0439.8-6809 (LMC)、RX J0513.9-6951 (LMC)、RX J0527.8-6954 (LMC)、RX J0537.7-7034 (LMC)、CAL 83 (LMC)、CAL 87 LMC)、和1E 0035.4-7230 (SMC)[5]。

共生联星

[编辑]
主条目：共生变星

共生联星是联星系统组成的变星，通常其中一颗外面的气壳已经膨胀成红巨星，并且质量流失快速；而另一颗是表面气体已经游离的高温星(通常是白矮星)[9]. 在在1999年发现的三颗共生联星是SSXSs：天龙座AG (BB, MW),望远镜座RR (WD, MW)，和RX J0048.4-7332 (SMC, WD).[5]。

无交互作用白矮星

[编辑]

罗塞德卫星记录到的第一颗单一白矮星X射线源是最年轻、最热的白矮星，温度接近100,000K，光谱属于DO型[10][11]。

激变变星

[编辑]
主条目：激变变星

"激变变星是由白矮星和红矮星组成，经由洛希辧再次转移逸出物质的密接联星系"[12]。激变变星的核聚变和吸积的能量两者都被观察到是X射线源[13]。吸积盘可能会因为倾向于不稳定导致矮新星的爆发：盘面中一部分的物质掉落至白矮星，当底部累积的密度和产生的温度足够高时，点燃核聚变反应发生激变，而迅速的燃烧氢层成为氦层。

天箭座V显然是唯一的一颗SSXS的非磁性激变变星：它的热亮度是(1 - 10) x 1037，联星系的温度相当于低于80电子伏特的黑体，轨道周期为0.514195天[5]。

在高质量传输率(Ṁ)下，吸积盘可以成为热稳定系统[12]，这种系统因为缺乏矮新星爆发的特征，因此称为类新星 (nova-like) [14]。

玉夫座VY型激变变星

[编辑]

在类新星中有一小群显示出临时减少或停止续发Ṁ，他们属于玉夫座VY型，或是反矮新星[15]。

天鹅座V751

[编辑]

天鹅座V751 (BB, MW) 是玉夫座VY型的激变变星，它的热光度是6.5 x 1036 erg/s[5]，并且平静的发射出软X射线[16]。发现天鹅座V751微弱软X射线源的存在是一种挑战，因为这是不寻常的激变变星，它通常只显示在平静的硬X射线辐射 [16]。

它的高亮度 (6.5 x 1036 erg/s) 在普通的玉夫座VY型中特别令人难以理解，因为观测上认为这只是单纯由白矮星与红矮星组成的平静联星对 (几乎看不见吸积盘)[16]。 "在软X射线的高光度引发出需要额外理解的问题：为什么光谱中只有轻微的激发？"[16] 直到2001年之前，在任何的光谱记录中，氦II λ4686/Hβ 的比率不超过～0.5，这在典型的吸积动力激变变星和超软联星 (CBSS) 两者中都是不常见的比例[16]。

推进对低亮度X射线强度到可以接受的边缘，建议不应超过～2 x 1033 ergs/s，其中只有～4 x 1031 ergs/s是白矮星回收再生的光，大约等于感应再生的核亮度[16]。

磁激变变星

[编辑]
主条目：高偏振星

来自磁激变变星的X射线是很常见的，因为吸积持续提供气体给星冕[17]。一些数量系统相对于轨道周期，显示出在统计上有意义最小值在2和3小时之间，这可能可以理解是磁制动时的效应，伴星变得完全对流和通常是发电机 (完全在对流包层内运转)，不再产生磁风带走伴星的角动量[17]。旋转被归咎于不对称弹射的行星星云和风[18] and the fields on in situ dynamos[19]。轨道和旋转的周期因为白矮星强磁场而同步[17]，那些没有检测到的场则没有同步。

温度范围在11,000至15,000 K，所有在这种极端场的白矮星都太冷，但仍能检测到极紫外线/X射线，例如：Grw +70°8247、LB 11146、SBS 1349+5434、PG 1031+234和GD 229[20]。

许多强磁场的白矮星都是孤独的天体，虽然G 23-46 (7.4 MG) 和LB 1116 (670 MG) 都是未能解析的联星系统[21]。

RE J0317-853是最热的磁白矮星，温度为49,250 K，具有极强的磁场，大约是～340MG，和隐含725.4秒的[21]，罗塞德卫星检测出RE J0317-853介于100和400电子伏特，但是从400至2,400电子伏特没有更高的能量带[22]。 RE J0317-853与一颗相距16弧秒的蓝色星LB 9802 (也是白矮星) 有关联，但没有物理上的关联[21]。没有观测到在中心孳生的偶极长，但是在离开中心的南极有664MG的偶极场，和北极有197MG的偶极场[21]。

直到最近 (1995)，只有PG 1658+441拥有超过30,000 K的有效温度[21]，它的极场强度只有3MG[21]。

罗塞德卫星的广视野相机 (Wide Field Camera，WFC) 测得RE J0616-649 拥有～20 MG的磁场[23]。

PG 1031+234表面的场已经超过从～200MG至接近1,000MG，并且以3h24m的周期旋转[24]。

激变变星的优势磁场只局限于狭窄的范围内，RX J1938.4-4623最强的磁场达到7,080 MG[25]。

虽然主序星的磁场由星冕有关并直接维护，但1999年之前，没有一颗单独的磁星被观察到是X射线源[17]。

PG 1159星

[编辑]

PG 1159是一个非常热的恒星集团，是由大气层中的碳和氧主导的脉动白矮星原型[17]。

PG 1159星的光度达到～1038 erg/s，但是形成相当不同的一类[26]。RX J0122.9-7521已被确认是银河的PG 1159星[27][28]。

新星

[编辑]
主条目：新星

有三个热光度大约在1038 erg/s的超软X射线源，它们都是新星： 苍蝇座GQ(BB, MW)、天鹅座V1974(WD, MW)、和大麦哲伦新星1995 (WD)[5]。很显然的，如果大麦哲伦1995新星是联星，其轨道周期迄1999仍然是未知的。

天蝎座U，罗塞德卫星未曾观测的1999再发新星，是一颗白矮星(74-76 eV)， Lbol ~ (8-60) x 1036 erg/s，轨道周期为1.2306天[5]。

行星状星云

[编辑]
主条目：行星状星云

在小麦哲伦星系(SMC)的1E 0056.8-7154是一个热光度为2 x 1037的白矮星，和行星状星云结合在一起的系统[5]。

超软活动星系核

[编辑]

超软活动星系核的亮度可以达到1045 erg/s[5]。

大振幅爆发

[编辑]

超软X射线辐射的大振幅爆发曾经被解释为潮汐中断的事件[29]。

相关条目

[编辑]

参考资料

[编辑]
  1. ^ Supersoft X-Ray Sources. （原始内容存档于2008-06-07）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 White NE, Giommi P, Heise J, Angelini L, Fantasia S. RX J0045.4+4154: A Recurrent Supersoft X-ray Transient in M31. Ap J Lett.: L125. （原始内容存档于2009-07-03）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Kahabka P. Supersoft X-ray sources. Adv Space Res. Dec 2006, 38 (12): 2836–9. Bibcode:2006AdSpR..38.2836K. doi:10.1016/j.asr.2005.10.058. [永久失效链接]
  4. ^ Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. Super Soft X-ray Sources - Discovered with ROSAT. [2011-02-22]. （原始内容存档于2011-06-13）. 
  5. ^ 5.00 5.01 5.02 5.03 5.04 5.05 5.06 5.07 5.08 5.09 5.10 5.11 Greiner J. Catalog of supersoft X-ray sources. New Astron. 2000, 5: 137–41 [2011-02-22]. （原始内容存档于2016-03-03）. 
  6. ^ Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. Proceedings of the Workshop on Supersoft X-ray Sources. [2011-02-22]. （原始内容存档于2011-06-13）. 
  7. ^ Catalog of Supersoft X-ray Sources. （原始内容存档于2007-11-28）. 
  8. ^ 8.0 8.1 Schmidtke PC, Cowley AP. SYNOPTIC OBSERVATIONS OF THE SUPERSOFT BINARY MR VELORUM (RX J0925.7-4758): DETERMINATION OF THE ORBITAL PERIOD. Astron J. Sep 2001, 122: 1569–71. 
  9. ^ David Darling site symbiotic star description. [2011-02-22]. （原始内容存档于2017-12-23）. 
  10. ^ Fleming TA; et al. Ap J. 1994, 411: L79.  缺少或|title=为空 (帮助)
  11. ^ Werner. Astron Astrophys. 1994, 284: 907.  缺少或|title=为空 (帮助)
  12. ^ 12.0 12.1 Kato T, Ishioka R, Uemura M. Photometric Study of KR Aurigae during the High State in 2001. Publ Astron Soc Japan (PASJ). Dec 2002, 54 (6): 1033–9. 
  13. ^ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs). [2011-02-23]. （原始内容存档于2012-06-08）. 
  14. ^ Dwarf-Nova Outbursts. PASP. 1996, 108: 39. 
  15. ^ Warner B. Cataclysmic Variable Stars. Cambridge: Cambridge University Press. 1995. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 16.5 Patterson J, Thorstensen JR, Fried R, Skillman DR, Cook LM, Jensen L. Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni. Publ Astron Soc Pacific (PASP). Jan 2001, 113 (779): 72–81. 
  17. ^ 17.0 17.1 17.2 17.3 17.4 Trimble V. White dwarfs in the 1990's. Bull Astron Soc India. 1999, 27: 549–66. 
  18. ^ Spruit HC. Astron Astrophys. 1998, 333: 603.  缺少或|title=为空 (帮助)
  19. ^ Schmidt GD, Grauer AD. Ap J. 1997, 488: 827.  缺少或|title=为空 (帮助)
  20. ^ Schmidt GD, Smith PS. Ap J. 1995, 448: 305.  缺少或|title=为空 (帮助)
  21. ^ 21.0 21.1 21.2 21.3 21.4 21.5 Barstow MA, Jordan S, O'Donoghue D, Burleigh MR, Napiwotzki R, Harrop-Allin MK. RE J0317-853: the hottest known highly magnetic DA white dwarf. MNRAS. 1995, 277 (3): 931–85. 
  22. ^ Fleming TA. Astron Astrophys. 1995.  缺少或|title=为空 (帮助)
  23. ^ Author: Jordan, Finley
  24. ^ Latter WB, Schmidt GD, Green RF. Ap J. 1987, 320: 308.  缺少或|title=为空 (帮助)
  25. ^ Schwope AD; et al. Astron Astrophys. 1995, 293: 764.  缺少或|title=为空 (帮助)
  26. ^ Dreizler S, Werner K, Heber U. Kӧster D, Werner K , 编. White Dwarfs. Lect Notes Phys. (Berlin: Springer). 1995, 443: 160. 
  27. ^ Cowley AP, Schmidtke PC, Hutchings JB, Crampton D. PASP: 927.  缺少或|title=为空 (帮助)
  28. ^ Werner K, Wolff B, Cowley AP, Schmidtke PC, Hutchings JB, Crampton D,. Greiner , 编. Supersoft X-ray Sources. Lect Notes Phys. (Berlin: Springer). 1996, 472: 131. 
  29. ^ Komossa S, Greiner J. Astron Astrophys. 1999, 349: L45.  缺少或|title=为空 (帮助)
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=超軟X射線源&oldid=62460568”