Жұмсақ Х-сәулелік уақытша құбылыстар: Қара құдықтың жұлдыздарды жұтуы

Кіріспе

Жұмсақ рентгендік транзиенттер (SXT), сондай-ақ рентгендік жаңа жұлдыздар және қара тесіктің рентгендік транзиенттері деп те аталады, тығыз объектіден (көбінесе қара тесік, кейде нейтронды жұлдыз) және "қалыпты", төмен массалы жұлдыздың бір түрінен (яғни, массасы Күн массасының бір бөлігіне тең жұлдыз) тұрады. Бұл объектілер рентген сәулеленуіндегі күрт өзгерістерді көрсетеді, бұл, әдетте, қалыпты жұлдыздан тығыз объектіге массаның өзгеретін ауысуынан, аккреция деп аталатын процестен туындайды. Тиісінше, тығыз объекті қалыпты жұлдызды "жұтады", ал рентген сәулеленуі осы процестің қалай жүретінін ең жақсы көрсетеді. "Жұмсақ" атауының себебі – көптеген жағдайларда тығыз объектіге жақын аккрециялық дискінен күшті жұмсақ (яғни, төмен энергиялы) рентген сәулеленуі шығады, бірақ ерекше жағдайлар да бар. Жұмсақ рентгендік транзиенттер Cen X 4 және Aql X 1 Жапонияның алғашқы рентгендік астрономиялық спутнигі Хакючо арқылы рентгендік жарылыстарға ұшырайтын объектілер ретінде табылды. "Жарылыстар" деп аталатын белсенді аккреция эпизодтары кезінде SXT жарқырап шығады (типикалық жарықтылығы 1037 эрг/с-тан жоғары). Бұл эпизодтар арасында, аккреция болмағанда, SXT әдетте өте әлсіз болады, тіпті байқауға келмейді; бұл "тыныштық" күйі деп аталады. "Жарылыс" күйінде жүйенің жарықтылығы рентген және оптикалық диапазондарда 100–10000 есеге артады. Жарылыс кезінде жарқын SXT – рентген аспанындағы ең жарқын объекті, ал көрінетін шамасы шамамен 12-ге тең. SXT ондаған жылдар немесе одан да ұзақ интервалдармен жарылыстарды көрсетеді, өйткені тек бірнеше жүйелер екі немесе одан да көп жарылыстарды көрсеткен. Жүйе бірнеше ай ішінде қайтадан тыныштық күйіне оралады. Жарылыс кезінде рентген спектрі "жұмсақ" болады, яғни төмен энергиялы рентген сәулелері басым, сондықтан олар "жұмсақ рентгендік транзиенттер" деп аталады. SXT өте сирек кездеседі; шамамен 100 жүйе белгілі. SXT – төмен массалы рентгендік бинарлық жұлдыздар класы. Типикалық SXT K типіндегі субгигант немесе карликтан тұрады, ол аккрециялық диск арқылы массаны тығыз объектіге ауыстырады. Кейбір жағдайларда тығыз объекті нейтронды жұлдыз болып табылады, бірақ қара тесіктер жиірек кездеседі. Тығыз объектінің типін жарылыс кезінен кейін жүйені бақылау арқылы анықтауға болады; нейтронды жұлдыздың бетінен қалдық жылулық сәулелену байқалады, ал қара тесік қалдық сәулелену көрсетпейді. "Тыныштық" күйінде дискке масса жиналады, ал жарылыс кезінде дискінің көп бөлігі қара тесікке түседі. Аккрециялық дискідегі тығыздықтың белгілі бір шекті мәннен асуы жарылысты тудырады. Жоғары тығыздық тұтқырлықты арттырады, бұл дискінің қызуына әкеледі. Температураның жоғарылауы газды иондайды, тұтқырлықты арттырады, ал тұрақсыздық күшейеді және диск бойымен таралады. Тұрақсыздық ішкі аккрециялық дискке жеткенде, рентген сәулеленуінің жарықтылығы артып, жарылыс басталады. Сыртқы диск ішкі аккрециялық дисктен келетін қарқынды сәулелену арқылы қыздырылады. Ұқсас қызу механизмі жарық жұлдыздарда да жұмыс істейді. Кейбір SXT "тыныштық" күйінде нейтронды жұлдыздың бетінен жылулық рентген сәулеленуін көрсетеді, оның типикалық жарықтылығы ~ (1032–1034) эрг/с-қа тең. "Квази тұрақты SXT" деп аталатын, аккреция және тыныштық кезеңдері өте ұзақ болатын (жылдармен өлшенетін) жүйелерде, аккрециямен қыздырылған нейтронды жұлдыздың қабығының салқындауын тыныштық күйінде байқауға болады. SXT-тың тыныштық термиялық күйін және олардың қабығының салқындауын талдау арқылы нейтронды жұлдыздардағы аса тығыз материяның физикалық қасиеттерін зерттеуге болады.

Soft X ray transients (SXTs), also known as X ray novae and black hole X ray transients, are composed of a compact object (most commonly a black hole but sometimes a neutron star) and some type of "normal", low mass star (i. e. a star with a mass of some fraction of the Sun's mass). These objects show dramatic changes in their X ray emission, probably produced by variable transfer of mass from the normal star to the compact object, a process called accretion. In effect the compact object "gobbles up" the normal star, and the X ray emission can provide the best view of how this process occurs. The "soft" name arises because in many cases there is strong soft (i. e. low energy) X ray emission from an accretion disk close to the compact object, although there are exceptions which are quite hard. Soft X ray transients Cen X 4 and Aql X 1 were discovered by Hakucho, Japan's first X ray astronomy satellite to be X ray bursters. During active accretion episodes, called "outbursts", SXTs are bright (with typical luminosities above 1037 erg/s). Between these episodes, when the accretion is absent, SXTs are usually very faint, or even unobservable; this is called the "quiescent" state. In the "outburst" state the brightness of the system increases by a factor of 100–10000 in both X rays and optical. During outburst, a bright SXT is the brightest object in the X ray sky, and the apparent magnitude is about 12. The SXTs have outbursts with intervals of decades or longer, as only a few systems have shown two or more outbursts. The system fades back to quiescence in a few months. During the outburst, the X ray spectrum is "soft" or dominated by low energy X rays, hence the name Soft X ray transients. SXTs are quite rare; about 100 systems are known. SXTs are a class of low mass X ray binaries. A typical SXT contains a K type subgiant or dwarf that is transferring mass to a compact object through an accretion disk. In some cases the compact object is a neutron star, but black holes are more common. The type of compact object can be determined by observation of the system after an outburst; residual thermal emission from the surface of a neutron star will be seen whereas a black hole will not show residual emission. During "quiescence" mass is accumulating to the disk, and during outburst most of the disk falls into the black hole. The outburst is triggered as the density in the accretion disk exceeds a critical value. High density increases viscosity, which results in heating of the disk. Increasing temperature ionizes the gas, increasing the viscosity, and the instability increases and propagates throughout the disk. As the instability reaches the inner accretion disk, the X ray luminosity rises and outburst begins. The outer disk is further heated by intense radiation from the inner accretion disk. A similar runaway heating mechanism operates in dwarf novae. Some SXTs in the quiescent state show thermal X ray radiation from the surface of a neutron star with typical luminosities ~(1032—1034) erg/s. In so called "quasi persistent SXTs", whose periods of accretion and quiescence are particularly long (of the order of years), the cooling of the accretion heated neutron star crust can be observed in quiescence. Analyzing the quiescent thermal states of the SXTs and their crust cooling, one can test the physical properties of the superdense matter in the neutron stars.