Una fuente luminosa de rayos X supersuaves (SSXS o SSS) es una fuente astronómica que emite solo 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 a 20 keV. [1] Las SSS emiten pocos o ningún fotón con energías superiores a 1 keV, y la mayoría tienen una temperatura efectiva inferior a 100 eV. Esto significa que la radiación que emiten es altamente ionizante y es fácilmente absorbida por el medio interestelar. La mayoría de las SSS dentro de nuestra propia galaxia están ocultas por la 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 habían 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 la combustión nuclear constante en enanas blancas (WD) en acreción o post-novas. [3] Hay algunos SSS con luminosidades ≥10 39 erg/s. [3]
Se cree que los rayos X supersuaves se producen por fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca de material extraído de un compañero binario , [4] la llamada fuente supersuave de binario cercano (CBSS). [5] Esto requiere un flujo de material lo suficientemente alto como para sostener la fusión. Contraste esto con la nova , donde un flujo menor hace que el material solo se fusione esporádicamente. Las fuentes de rayos X supersuaves pueden evolucionar a supernova de tipo Ia , donde una fusión repentina de material destruye la enana blanca y las estrellas de neutrones, a través del colapso. [6]
Las fuentes de rayos X supersuaves fueron descubiertas por primera vez por el Observatorio Einstein . ROSAT hizo otros descubrimientos . [7] Muchas clases diferentes de objetos emiten radiación X supersuave (emisión predominantemente por debajo de 0,5 keV). [5]
Las fuentes luminosas de rayos X supersuaves 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, las SSXS luminosas pueden tener temperaturas de cuerpo negro equivalentes tan bajas como ~15 eV y luminosidades que van desde 10 36 a 10 38 erg/s. [8] Se estima que la cantidad de SSS luminosas en los discos de galaxias espirales ordinarias como MW y M31 es del orden de 10 3 . [8]
Se han descubierto SSXS en nuestra galaxia y en el cúmulo globular M3. [2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) es uno de los raros sistemas binarios de rayos X supersuaves de MW. [5] "La fuente está muy enrojecida por el material interestelar, lo que dificulta su observación en el azul y el ultravioleta". [9] El período determinado para MR Velorum en ~4,03 d es considerablemente más largo que el de otros sistemas supersuaves, que suele ser inferior a un día. [9]
El modelo CBSS invoca una combustión nuclear constante en la superficie de una enana blanca (WD) en acreción como generadora del prodigioso flujo de rayos X supersuaves. [5] En 1999, ocho SSXS tenían períodos orbitales entre ~4 h y 1,35 d: RX J0019.8+2156 (MW), RX J0439.8-6809 (halo de MW 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]
Una estrella binaria simbiótica es un sistema estelar binario variable en el que una gigante roja ha expandido su envoltura exterior y está perdiendo masa rápidamente, y otra estrella caliente (a menudo una enana blanca ) está ionizando el gas. [10] Tres sistemas binarios simbióticos a partir de 1999 son SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) y RX J0048.4-7332 (WD, SMC). [5]
La enana blanca más joven y caliente, KPD 0005+5106 , está muy cerca de los 100.000 K, es de tipo DO y es la primera enana blanca individual registrada como fuente de rayos X con ROSAT. [11] [12]
"Las variables cataclísmicas (CV) son sistemas binarios cercanos que consisten en una enana blanca y una enana roja secundaria que transfiere materia 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 acumulado aumentan lo suficiente como para encender reacciones de fusión nuclear , que queman rápidamente la capa de hidrógeno en helio.
Aparentemente, la única variable cataclísmica no magnética SSXS es V Sagittae : luminosidad bolométrica de (1–10) x 10 37 , un sistema 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 similares a novas (NL), porque carecen de los estallidos característicos de las novas enanas. [15]
Entre las estrellas NL hay un pequeño grupo que muestra una reducción temporal o cese de Ṁ de la secundaria. Se trata de las estrellas de tipo VY Scl o novas antienanas. [16]
V751 Cyg (BB, MW) es un CV VY Scl, 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 suaves 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 enanas rojas + enanas blancas en reposo (el disco desaparece en su mayor parte). [17] "Una alta luminosidad en rayos X suaves plantea un problema adicional para entender por qué el espectro es de solo modesta excitación". [17] La relación He II λ4686/Hβ no superó ~0,5 en ninguno de los espectros registrados hasta 2001, lo que es típico para las CV impulsadas por acreción y no se acerca a la relación de 2 que se ve comúnmente en las binarias supersuaves (CBSS). [17]
Llevar el límite de los ajustes aceptables de rayos X hacia una luminosidad más baja sugiere que la luminosidad no debería exceder ~2 x 10 33 ergs/s, lo que da solo ~4 x 10 31 ergs/s de luz reprocesada en la envuelta en blanco, aproximadamente igual a la luminosidad nuclear esperada del secundario. [17]
Los rayos X de las variables cataclísmicas magnéticas son comunes porque la acreción proporciona un suministro continuo de gas coronal. [18] Un gráfico del número de sistemas frente al período de la 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 el dinamo habitual (que opera en la base de la envoltura convectiva) ya no puede darle al compañero un viento magnético para transportar el momento angular. [18] La rotación se ha atribuido a la eyección asimétrica de nebulosas planetarias y vientos [19] y los campos a dinamos in situ. [20] Los períodos de órbita y rotación están sincronizados en enanas blancas fuertemente magnetizadas. [18] Aquellas que no tienen un campo detectable nunca están sincronizadas.
Con temperaturas en el rango de 11.000 a 15.000 K, todas las enanas blancas con los campos más extremos son demasiado frías para ser fuentes EUV/rayos X detectables, por ejemplo, Grw +70°8247, LB 11146, SBS 1349+5434, PG 1031+234 y GD 229. [21]
La mayoría de las enanas blancas altamente magnéticas 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 la enana blanca magnética 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, RE J0317-853 fue detectable por ROSAT, pero no en la banda de energía más alta de 0,4 a 2,4 keV. [ cita requerida ] RE J0317-853 está asociada con una estrella azul a 16 segundos de arco de LB 9802 (también una enana blanca azul) pero no está asociada físicamente. [22] Un campo dipolar centrado no puede reproducir las observaciones, pero un dipolo descentrado a 664 MG en el polo sur y 197 MG en el polo norte sí lo hace. [22]
Hasta hace poco (1995) sólo PG 1658+441 poseía una temperatura efectiva > 30.000 K. [22] Su intensidad de campo polar es de sólo 3 MG. [22]
La fuente RE J0616-649 de la cámara de campo amplio (WFC) de ROSAT 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 están confinados a un rango estrecho de intensidades, con un máximo de 7080 MG para RX J1938.4-4623. [25]
Hasta 1999, ninguna de las estrellas magnéticas individuales había sido vista como fuente de rayos X, aunque los campos tienen relevancia directa para el mantenimiento de las coronas en las estrellas de la secuencia principal. [18]
Las estrellas PG 1159 son un grupo de enanas blancas 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 PG 1159 galáctica. [27] [28]
Hay tres SSXS con una 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, en 1999 no se conocía el período orbital de Nova LMC 1995 si era un sistema binario.
U Sco, una nova recurrente no observada por ROSAT en 1999 , es una WD (74–76 eV), L bol ~ (8–60) x 10 36 erg/s, con un período orbital de 1,2306 d. [5]
En la SMC, 1E 0056.8-7154 es una enana blanca con luminosidad bolométrica de 2 x 10 37 que tiene una nebulosa planetaria asociada a ella. [5]
Los núcleos galácticos activos superblandos alcanzan luminosidades de hasta 10 45 erg/s. [5]
Los estallidos de gran amplitud de emisión de rayos X supersuaves se han interpretado como eventos de disrupción de mareas . [29]