소프트 X선 과도

Soft X-ray transient

X선 노바에(X-ray novae)와 블랙홀 X선 과도현상으로도 알려진 소프트 X선 과도현상(SXT)은 콤팩트한 물체(대부분 블랙홀이지만 때로는 중성자 항성)와 어떤 종류의 "정상" 저질량 항성(즉 태양의 질량 일부분의 질량을 가진 항성)으로 구성된다.[1][2] 이 물체들은 X선 방출에서 극적인 변화를 보여주는데, 아마도 정상 별에서 콤팩트한 물체로 질량의 가변적인 전달에 의해 생성되었을 것이며, 이 과정이 바로 억양이라고 불리는 과정이다. 실제로, 콤팩트한 물체는 정상 별과 X선 방출로 이 과정이 어떻게 발생하는지를 가장 잘 볼 수 있다.[3] "부드러운" 이름은 많은 경우에 콤팩트한 물체에 가까운 돌출 디스크에서 강한 소프트(즉, 낮은 에너지) X선 방출이 있기 때문에 발생하지만, 상당히 어려운 예외가 있다.[4]

부드러운 X선 과도현상 Cen X-4와 Aql X-1이 X선 버스터로 알려진 일본 최초의 X선 천문학 위성인 하쿠초에서 발견되었다.[5]

"폭발"이라고 불리는 능동적 억양 에피소드 동안, SXT는 밝다 (일반적으로37 10 Erg/s 이상의 조명). 이 에피소드들 사이에, 억양이 없을 때, SST는 보통 매우 희미하거나 심지어 관측할 수 없다; 이것은 "quiescent" 상태라고 불린다.

"폭발" 상태에서 시스템의 밝기는 X선과 광학 모두에서 100–10000배 증가한다. 폭발 중에 밝은 SXT는 X선 하늘에서 가장 밝은 물체로 겉보기 크기는 약 12이다. 불과 몇 개의 시스템만이 두 개 이상의 폭발을 보였기 때문에 SXT는 수십 년 이상의 간격을 두고 폭발을 일으킨다. 그 시스템은 몇 달 만에 다시 소멸되어 다시 조용해졌다. 폭발 중에 X선 스펙트럼은 "부드러움"이거나 저 에너지 X선에 의해 지배되므로 소프트 X선 과도현상이라는 이름이 붙는다.

SXT는 매우 드물다; 약 100개의 시스템이 알려져 있다. SXT는 저질량 X선 바이너리의 일종이다. 일반적인 SXT에는 K형 보조기질 또는 왜성이 들어 있는데, 이 부기질량은 축약 디스크를 통해 소형 물체에 전달된다. 콤팩트한 물체가 중성자 별인 경우도 있지만 블랙홀이 더 흔하다. 콤팩트한 물체의 유형은 폭발 후 시스템을 관찰하여 결정할 수 있다. 중성자 별 표면의 잔류 열 방출은 볼 수 있지만 블랙홀은 잔류 방출은 보이지 않는다. "정광" 질량이 디스크에 축적되는 동안, 그리고 폭발하는 동안 대부분의 디스크는 블랙홀에 떨어진다. 돌출 디스크의 밀도가 임계값을 초과할 때 폭발이 트리거된다. 고밀도는 점도를 증가시켜 디스크의 발열을 초래한다. 온도가 올라가면 가스가 이온화되어 점도가 증가하며 불안정성이 증가하여 디스크 전체에 전파된다. 불안정성이 내측 응고 디스크에 도달하면 X선 광도가 상승하여 폭발하기 시작한다. 외부 디스크는 내부 축적 디스크로부터의 강렬한 방사선에 의해 더욱 가열된다. 유사한 폭주 가열 메커니즘이 왜소 노바에 작용한다.[6][7]

대기 상태의 일부 SST는 전형적인 조명도를 ~ (10-103234) erg/s로 하는 중성자 별 표면에서 열 X선 방사선을 보여준다. 응고 및 정지 기간이 특별히 긴 이른바 "준영구적 SSTs"에서(연간 순서에 따라), 응고 가열 중성자 별 지각의 냉각은 정지 상태에서 관찰할 수 있다. SST의 대기열 상태와 그 지각 냉각 상태를 분석하면 중성자 별에서 초감각 물질의 물리적 특성을 시험할 수 있다.[8][9]

참조

  1. ^ Tanaka, Y.; Shibazaki, N. (1996). "X-ray Novae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 34: 607–644. Bibcode:1996ARA&A..34..607T. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.607.
  2. ^ McClintock, Jeffrey E.; Remillard, Ronald A. (2006). Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (eds.). Black hole binaries. Cambridge, UK: Cambridge University Press. pp. 157–213. Bibcode:2006csxs.book..157M. doi:10.2277/0521826594 (inactive 31 October 2021). ISBN 978-0-521-82659-4.{{cite book}}: CS1 maint : 2021년 10월 현재 DOI 비활성화(링크)
  3. ^ Corcoran MF (Oct 2001). "The Fall of Aquila X-1".
  4. ^ Brocksopp, Catherine; Bandyopadhyay, Reba M.; Fender, Rob P. (2004). "Soft X-ray transient outbursts which are not soft". New Astronomy. 9 (4): 249–264. arXiv:astro-ph/0311152. Bibcode:2004NewA....9..249B. doi:10.1016/j.newast.2003.11.002. S2CID 15753088.
  5. ^ Hayakawa S (1981). "Galactic X-rays observed with X-ray astronomy satellite 'Hakucho'". Space Sci. Rev. 29 (3): 221–90. Bibcode:1981SSRv...29..221H. doi:10.1007/BF00229297. S2CID 121420165.
  6. ^ Lasota, Jean-Pierre (2001). "The disc instability model of dwarf novae and low-mass X-ray binary transients". New Astronomy Reviews. 45 (7): 449–508. arXiv:astro-ph/0102072. Bibcode:2001NewAR..45..449L. doi:10.1016/S1387-6473(01)00112-9. S2CID 119464349.
  7. ^ Hameury, Jean-Marie (2020). "A review of the disc instability model for dwarf novae, soft X-ray transients and related objects". Advances in Space Research. 66 (5): 1004–1024. arXiv:1910.01852. Bibcode:2020AdSpR..66.1004H. doi:10.1016/j.asr.2019.10.022. S2CID 203736792.
  8. ^ Wijnands, Rudy; Degenaar, Nathalie; Page, Dany (2017). "Cooling of Accretion-Heated Neutron Stars". Journal of Astrophysics and Astronomy. 38 (3). id. 49. arXiv:1709.07034. Bibcode:2017JApA...38...49W. doi:10.1007/s12036-017-9466-5. S2CID 115180701.
  9. ^ Potekhin, Alexander Y.; Chugunov, Andrey I.; Chabrier, Gilles (2019). "Thermal evolution and quiescent emission of transiently accreting neutron stars". Astronomy and Astrophysics. 629. id. A88. arXiv:1907.08299. Bibcode:2019A&A...629A..88P. doi:10.1051/0004-6361/201936003.