Fuente de rayos X supersuave

Una fuente luminosa de rayos X supersuaves (SSXS o SSS) es una fuente astronómica que emite únicamente 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 fotones 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 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 observadas 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 ]} Aquellas con luminosidades inferiores a ~3 × 10 ³⁸ erg /s son consistentes con la combustión nuclear constante en enanas blancas (WD) en acreción o postnovas. ^{[ 3 ]} Hay algunas SSS con luminosidades ≥10 ³⁹ erg/s. ^{[ 3 ]}

Se cree que los rayos X supersuaves se producen por la fusión nuclear constante en la superficie de una enana blanca a partir de material extraído de una compañera binaria , ^{[ 4 ]} la denominada fuente supersuave binaria cercana (CBSS). ^{[ 5 ]} Esto requiere un flujo de material suficientemente alto para mantener la fusión. Compárese esto con la nova , donde un flujo menor provoca que el material se fusione solo esporádicamente. Las fuentes de rayos X supersuaves pueden evolucionar en supernovas de tipo Ia , donde una fusión repentina de material destruye la enana blanca y las estrellas de neutrones mediante colapso. ^{[ 6 ]}

Las fuentes de rayos X supersuaves fueron descubiertas por primera vez por el Observatorio Einstein . Posteriormente, ROSAT realizó 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 × 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 10³⁶ ^hasta 10³⁸ ^erg /s. ^{[ 8 ]} Se estima que el número de SSS luminosas en los discos de galaxias espirales ordinarias como la Vía Láctea y M31 es del orden de ^10³ . ^{[ 8 ]}

Ahora se han descubierto SSXS en nuestra galaxia y en el cúmulo globular M3. ^{[ 2 ]} MR Velorum (RX J0925.7-4758) es una de las raras binarias de rayos X supersuaves de la Vía Láctea. ^{[ 5 ]} "La fuente está fuertemente enrojecida por 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 la combustión nuclear constante en la superficie de una enana blanca (WD) en acreción como generadora del prodigioso flujo de rayos X supersuaves. ^{[ 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 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 ]}

Un sistema estelar binario simbiótico 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 (VC) son sistemas binarios cercanos que consisten en una enana blanca y una enana roja secundaria que transfieren materia a través del desbordamiento del lóbulo de Roche." ^{[ 13 ]} Se ha observado que las variables cataclísmicas alimentadas tanto 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 nova enana : una porción 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 acumulada aumentan lo suficiente como para encender reacciones de fusión nuclear , que queman rápidamente la capa de hidrógeno a helio.

Aparentemente, la única variable cataclísmica no magnética SSXS es ​​V Sagittae : ​​luminosidad bolométrica de (1–10) × 10 ³⁷ , un sistema binario que incluye un acretor de cuerpo negro (BB) a 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 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. Estas son las estrellas de tipo VY Scl o novas antienanas. ^{[ 16 ]}

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 vs. período orbital muestra un mínimo estadísticamente significativo para períodos entre 2 y 3 h que probablemente se puede entender en términos de los efectos del frenado magnético cuando la estrella compañera se vuelve completamente convectiva y la dinamo usual (que opera en la base de la envoltura convectiva) ya no puede darle a la compañera un viento magnético para transportar 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 orbitales y de rotación están sincronizados en las WD fuertemente magnetizadas. ^{[ 18 ]} Aquellas sin 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 detectables de rayos X/EUV, 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. RE J0317-853 está asociada con una estrella azul a 16 arcsec 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 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 poseía una temperatura efectiva > 30 000 K. ^{[ 22 ]} Su intensidad de campo polar es de solo 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 superficial que abarca el rango de ~200 MG a casi 1000 MG y rota 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 ]}

Ninguna de las estrellas magnéticas individuales se había observado 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 enanas blancas muy calientes, a menudo pulsantes, cuyo prototipo es PG 1159, dominadas por carbono y oxígeno en sus atmósferas. ^{[ 18 ]}

Las estrellas PG 1159 alcanzan luminosidades de ~ ^10³⁸ 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, hasta 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 hasta 1999 , es una WD (74–76 eV), L _bol ~ (8–60) × 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 una luminosidad bolométrica de 2 × 10 ³⁷ que tiene una nebulosa planetaria asociada. ^{[ 5 ]}

Los núcleos galácticos activos supersuaves 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 marea . ^{[ 29 ]}

• detonación de carbono
• supernova de tipo Ia
• astronomía de rayos X