Una fuente luminosa de rayos X supersuaves (SSXS o SSS) es una fuente astronómica que emite sólo rayos X de baja energía (es decir, suaves) . 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. [1] Los SSS emiten pocos o ningún fotón con energías superiores a 1 keV, y la mayoría tiene 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 los SSS dentro de nuestra propia galaxia están ocultos 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 inferiores a ~3 x 10 38 erg /s son consistentes con una combustión nuclear constante en enanas blancas (WD) o postnovas en acreción. [3] Hay algunos SSS con luminosidades ≥10 ·39 erg/s. [3]
Se cree que los rayos X supersuaves se producen mediante la fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca de material extraído de una compañera binaria , [4] la llamada fuente supersuave binaria cercana (CBSS). [5] Esto requiere un flujo de material suficientemente alto para sostener la fusión. Esto contrasta con la nova , donde un menor flujo hace que el material sólo se fusione esporádicamente. Las fuentes de rayos X súper blandas pueden evolucionar hasta convertirse en 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 realizó más 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 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]
Ahora 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 binarios de rayos X súper blandos 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 superblandos, que suele ser inferior a un día. [9]
El modelo CBSS invoca la combustión nuclear constante en la superficie de una enana blanca en acreción (WD) como generador del prodigioso flujo de rayos X súper blando. [5] A partir de 1999, ocho SSXS tienen períodos orbitales entre ~4 h y 1,35 d: RX J0019.8+2156 (MW), RX J0439.8-6809 (halo 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 binarios simbióticos a partir de 1999 son SSXS: AG Dra (BB, MW), RR Tel (WD, MW) y RX J0048.4-7332 (WD, SMC). [5]
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 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 las variables cataclísmicas impulsadas por la fusión y la acreción son fuentes de rayos X. [14] El disco de acreción puede ser propenso a la inestabilidad que conduce a estallidos de nova enana : una porción del material del disco cae sobre la enana blanca, los estallidos cataclísmicos ocurren cuando la densidad y la temperatura en el fondo de la capa de hidrógeno acumulada aumentan lo suficiente como para encienden reacciones de fusión nuclear , que rápidamente queman la capa de hidrógeno hasta convertirla en helio.
Aparentemente, la única variable cataclísmica no magnética de 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 tipo nova (NL), porque carecen de estallidos característicos de las novas enanas. [15]
Entre las estrellas NL hay un pequeño grupo que muestra una reducción o cese temporal de Ṁ desde la secundaria. Estas son las estrellas de tipo VY Scl o novas antienanas. [dieciséis]
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 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 enana roja + enana blanca en reposo (el disco desaparece en su mayor parte). [17] "Una alta luminosidad en los rayos X suaves plantea un problema adicional para comprender por qué el espectro tiene sólo una excitación modesta". [17] La relación He II λ4686/Hβ no superó ~0,5 en ninguno de los espectros registrados hasta 2001, lo cual es típico de los CV impulsados por acreción y no se acerca a la relación de 2 que se observa comúnmente en las binarias superblandas (CBSS). [17]
Llevar el límite 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 sólo ~4 x 10 31 ergios/s de luz reprocesada en el WD, aproximadamente igual a la del secundario. luminosidad nuclear esperada. [17]
Los rayos X de variables cataclísmicas magnéticas son comunes porque la acreción proporciona un suministro continuo de gas coronal. [18] Una gráfica del número de sistemas versus el período de órbita muestra un mínimo estadísticamente significativo para períodos entre 2 y 3 horas que probablemente pueda entenderse en términos de los efectos del frenado magnético cuando la estrella compañera se vuelve completamente convectiva y la dinamo habitual ( que opera en la base de la envoltura convectiva) ya no puede darle a su compañero un viento magnético para absorber el momento angular. [18] La rotación se ha atribuido a la eyección asimétrica de nebulosas planetarias y vientos [19] y a los campos de dinamos 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 detectables como fuentes de rayos X/EUV, p. ej. 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 energía más alta de 0,4 a 2,4 keV. [ cita necesaria ] RE J0317-853 está asociado con una estrella azul a 16 segundos de arco de LB 9802 (también un WD azul) pero no está asociado físicamente. [22] Un campo dipolar centrado no es capaz de reproducir las observaciones, pero un dipolo descentrado de 664 MG en el polo sur y 197 MG en el polo norte sí. [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 de la cámara de campo amplio (WFC) ROSAT RE J0616-649 tiene un campo de ~20 MG. [23]
PG 1031+234 tiene un campo de superficie que abarca un 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 ha sido vista hasta 1999 como 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]
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]
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] Al parecer, a partir de 1999 no se conocía el período orbital de Nova LMC 1995 si era binaria.
U Sco, una nova recurrente desde 1999 no observada por ROSAT , 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 el SMC, 1E 0056.8-7154 es un WD con una luminosidad bolométrica de 2 x 10 37 que tiene una nebulosa planetaria asociada. [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 súper suaves se han interpretado como eventos de alteración de las mareas . [29]