Введение
Мягкие рентгеновские транзиенты (SXT), также известные как рентгеновские новы и рентгеновские транзиенты черных дыр, состоят из компактного объекта (чаще всего черной дыры, но иногда нейтронной звезды) и некоторого типа "нормальной" маломассивной звезды (т.е. звезды с массой, составляющей долю массы Солнца). Эти объекты демонстрируют резкие изменения в своем рентгеновском излучении, вероятно, вызванные переменным переносом массы от нормальной звезды к компактному объекту, процессом, называемым аккрецией. По сути, компактный объект "поглощает" нормальную звезду, и рентгеновское излучение может дать наилучший обзор того, как происходит этот процесс. Название "мягкий" происходит от того, что во многих случаях наблюдается сильное мягкое (т.е. низкоэнергетическое) рентгеновское излучение от аккреционного диска вблизи компактного объекта, хотя существуют и исключения, которые характеризуются высокой жесткостью излучения. Мягкие рентгеновские транзиенты Cen X 4 и Aql X 1 были открыты спутником "Хакучо" – первым японским рентгеновским астрономическим спутником, который также обнаружил рентгеновские вспышки. Во время активных эпизодов аккреции, называемых "вспышками", SXT становятся яркими (с типичными светимостями выше 1037 эрг/с). Между этими эпизодами, когда аккреция отсутствует, SXT обычно очень слабые или даже ненаблюдаемые; это состояние называется "покоем". В состоянии "вспышки" яркость системы увеличивается в 100–10000 раз как в рентгеновском, так и в оптическом диапазонах. Во время вспышки яркий SXT является самым ярким объектом в рентгеновском небе, а его видимая звездная величина составляет около 12. SXT демонстрируют вспышки с интервалами в несколько десятилетий или более, поскольку лишь немногие системы показали две или более вспышки. Система возвращается в состояние покоя через несколько месяцев. Во время вспышки рентгеновский спектр "мягкий", то есть доминирует низкоэнергетическое рентгеновское излучение, отсюда и название "мягкие рентгеновские транзиенты". SXT довольно редки; известно около 100 таких систем. SXT относятся к классу маломассивных рентгеновских двойных систем. Типичный SXT содержит субгигант или карлик типа K, который передает массу компактному объекту через аккреционный диск. В некоторых случаях компактным объектом является нейтронная звезда, но черные дыры встречаются чаще. Тип компактного объекта можно определить путем наблюдения системы после вспышки: остаточное тепловое излучение с поверхности нейтронной звезды будет наблюдаться, в то время как черная дыра не будет демонстрировать остаточное излучение. Во время "покоя" масса накапливается в диске, а во время вспышки большая часть диска падает в черную дыру. Вспышка запускается, когда плотность в аккреционном диске превышает критическое значение. Высокая плотность увеличивает вязкость, что приводит к нагреву диска. Повышение температуры ионизирует газ, увеличивая вязкость, и нестабильность усиливается и распространяется по всему диску. Когда нестабильность достигает внутреннего аккреционного диска, рентгеновская светимость возрастает и начинается вспышка. Внешний диск дополнительно нагревается интенсивным излучением от внутреннего аккреционного диска. Аналогичный механизм неуправляемого нагрева действует в карликовых новых. Некоторые SXT в состоянии покоя демонстрируют тепловое рентгеновское излучение от поверхности нейтронной звезды с типичной светимостью ~(1032–1034) эрг/с. В так называемых "квазистабильных SXT", периоды аккреции и покоя которых особенно длительны (порядка лет), охлаждение нагретой аккрецией коры нейтронной звезды можно наблюдать в состоянии покоя. Анализируя состояния покоя SXT и охлаждение их коры, можно проверить физические свойства сверхплотного вещества в нейтронных звездах.