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明るい超軟X線源（SSXS、またはSSS）は、低エネルギー（つまりソフト）X線のみを放射する天体源です。軟X線のエネルギーは0.09～2.5 keVの範囲で、硬X線のエネルギーは1～20 keVの範囲です。[1] SSSは1 keVを超えるエネルギーの光子をほとんどまたはまったく放射せず、ほとんどのSSSの有効温度は100 eV未満です。これは、SSSが放射する放射線が高度に電離し、星間物質に容易に吸収されることを意味します。私たちの銀河系内のほとんどのSSSは、銀河系円盤内の星間吸収によって隠されています。[2]これらは外部銀河で容易に確認でき、マゼラン雲では約10個、M31では少なくとも15個が見られます。[2]
2005 年初頭の時点で、約 20 個の外部銀河、大マゼラン雲(LMC)、小マゼラン雲(SMC)、天の川銀河(MW) で 100 個を超える SSS が報告されています。[3]光度が約 3 x 10 38 erg / s未満のものは、降着中の白色矮星(WD) または後新星における安定した核燃焼と一致しています。 [3]光度が ≥ 10 39 erg / sの SSS もいくつかあります。[3]
超軟X線は、連星系伴星[4]から引き出された物質が白色矮星の表面で安定的に核融合を起こすことで生成されると考えられており、いわゆる近接連星超軟X線源（CBSS）[5]と呼ばれています。これには、核融合を維持できるだけの十分な物質の流れが必要です。これとは対照的に、新星では流れが少ないため、物質は散発的にしか融合しません。超軟X線源はIa型超新星に進化する可能性があり、そこでは突然の物質融合により白色矮星と中性子星が崩壊して破壊されます。[6]
超軟X線源は、アインシュタイン天文台によって初めて発見されました。その後、 ROSATによってさらなる発見がなされました。[7]さまざまな種類の物体が超軟X線（主に0.5 keV未満の放射）を放射しています。[5]
明るい超軟X線源
明るい超軟X線源は、数十eV（約20～100eV）[3]の黒体温度と約1038erg /s（約3× 1038erg /s以下）の放射輝度を持つ。 [2] [3]
どうやら、明るいSSXSは等価黒体温度が約15eVと低く、光度が1036 ～ 1038erg / sの範囲にあるようです。[8] MWやM31などの通常の渦巻銀河のディスク内の明るいSSSの数は、 103のオーダーであると推定されています。[8]
天の川銀河のSSXS
SSXS は現在、私たちの銀河系と球状星団 M3 で発見されています。[2] MR Velorum (RX J0925.7-4758) は、珍しい MW 超軟 X 線連星の 1 つです。[5]「この源は星間物質によって著しく赤化しており、青色と紫外線での観測が困難です。」[9] MR Velorum の周期は約 4.03 日と決定されており、これは通常 1 日未満である他の超軟 X 線連星よりもかなり長いです。[9]
クローズバイナリスーパーソフトソース (CBSS)
CBSSモデルは、膨大な超軟X線フラックスの発生源として、降着する白色矮星（WD）の表面での安定した核燃焼を想定している。 [5] 1999年現在、8つのSSXSの軌道周期は約4時間から1.35日である：RX J0019.8+2156（MW）、RX J0439.8-6809（LMC付近のMWハロー）、RX J0513.9-6951（LMC）、RX J0527.8-6954（LMC）、RX J0537.7-7034（LMC）、CAL 83（LMC）、CAL 87（LMC）、および1E 0035.4-7230（SMC）。[5]
共生二元性
共生連星は、赤色巨星が外層を膨張させて急速に質量を放出し、別の高温の恒星（多くの場合白色矮星）がガスを電離している変光連 星系です。 [10] 1999年時点で共生連星は3つあり、AG Dra（BB、MW）、RR Tel（WD、MW）、RX J0048.4-7332（WD、SMC）の3つがSSXSです。[5]
相互作用しない白色矮星
最も若く、最も高温のWDであるKPD 0005+5106は、100,000 Kに非常に近く、DO型であり、ROSATによってX線源として記録された最初の単一のWDです。[11] [12]
激変変数
「激変星（CV）は、ロッシュローブオーバーフローを介して物質を輸送する白色矮星と赤色矮星からなる近接連星系です。」[13]核融合と降着の両方のエネルギーを持つ激変星は、 X線源であることが観測されています。[14]降着円盤は不安定になりやすく、矮星新星の爆発につながる可能性があります。円盤物質の一部が白色矮星に落ち、蓄積された水素層の底部の密度と温度が十分に高くなり、核融合反応が点火され、水素層が急速にヘリウムに燃え尽きると、激変爆発が発生します。
明らかにSSXSの非磁性激変星はV Sagittaeのみである。これは、(1–10) x 10 37の放射輝度、T < 80 eVの黒体(BB)加速器を含む連星、および軌道周期0.514195日である。[5]
降着円盤は、質量移動率（Ṁ）の高い系では熱的に安定することがある。[13]このような系は、矮小新星に特徴的な爆発を欠くため、新星型（NL）星と呼ばれる。[15]
VY Scl 激変星
NL星の中には、副星からのṀが一時的に減少または停止する小さなグループがあります。これらはVY Scl型星または反矮小新星です。[16]
V751 シグ
V751 Cyg (BB, MW) は VY Scl CV であり、6.5 x 10 36 erg/sの放射光度を持ち、 [5]静止時に軟 X 線を放射します。[17] V751 Cyg の最小時の弱い軟 X 線源の発見は、静止時に弱い硬 X 線放射を示す CV としては珍しいため、課題となっています。[17]
高い光度（6.5 x 10 36 erg/s）は、VY Scl 星の一般的な文脈では特に理解しにくい。なぜなら、観測では、連星系は静止期（ディスクはほとんど消える）に単純な赤色矮星と白色矮星のペアになることが示唆されているからだ。[17]「軟 X 線での高い光度は、スペクトルがなぜそれほど励起されていないのかを理解する上で、さらなる問題を引き起こす。」[17] He II λ4686/Hβ 比は、2001 年までに記録されたどのスペクトルでも約 0.5 を超えなかった。これは、降着動力 CV に典型的であり、スーパーソフト連星（CBSS）で一般的に見られる 2 の比率には近づかない。[17]
許容可能なX線フィッティングの限界をより低い光度の方に押し上げると、光度は～2 x 10 33 ergs/sを超えてはならないことが示唆され、WDでの再処理光は～4 x 10 31 ergs/sとなり、二次星の予想される核光度とほぼ等しくなります。[17]
磁気激変変数
磁気激変星からのX線は、集積によってコロナガスが継続的に供給されるため一般的です。[18]システムの個数と軌道周期をプロットすると、2時間から3時間の間に統計的に有意な最小値を示します。これは、伴星が完全に対流状態になり、通常のダイナモ（対流エンベロープの底で動作）が伴星に角運動量を運ぶ磁気風を供給できなくなるときの磁気ブレーキの影響で理解できる可能性があります。[18]回転は、惑星状星雲と風の非対称な放出[19]と、その場のダイナモの磁場によるものとされています。[20]軌道周期と自転周期は、強く磁化されたWDで同期しています。[18]検出可能な磁場を持たないWDが同期することはありません。
温度範囲が11,000～15,000 Kであるため、最も極端な磁場を持つWDはすべて、EUV/X線源として検出するには温度が低すぎる。例えば、Grw +70°8247、LB 11146、SBS 1349+5434、PG 1031+234、GD 229などである。[21]
最も高磁気を帯びたWDは孤立した天体であると思われるが、G 23–46（7.4 MG）とLB 1116（670 MG）は未分解の連星系にある。[22]
RE J0317-853 は 49,250 K で最も高温の磁気渦巻銀河で、磁場は ~340 MG と非常に強く、推定自転周期は 725.4 秒です。[22] 0.1 keV から 0.4 keV の間では、RE J0317-853 は ROSAT によって検出されましたが、0.4 keV から 2.4 keV のより高いエネルギー帯域では検出されませんでした。[要出典] RE J0317-853 は、LB 9802 (これも青い渦巻銀河) から 16 秒角離れた青い星と関連していますが、物理的には関連していません。[22]中心にある双極子磁場では観測結果を再現できませんが、南極で 664 MG、北極で 197 MG の中心から外れた双極子磁場では再現できます。[22]
最近（1995年）まで、PG 1658+441のみが30,000 Kを超える有効温度を持っていました。[22]その極場強度はわずか3 MGです。[22]
ROSAT広視野カメラ（WFC）のソースRE J0616-649は約20MGの視野を持っています。[23]
PG 1031+234の表面磁場は約200MGから約1000MGの範囲に及び、3時間24分の周期で自転している。[24]
CV内の磁場は狭い範囲の強度に制限されており、RX J1938.4-4623では最大値が7080MGである。[25]
磁場は主系列星のコロナの維持に直接関係しているが、1999年現在、単一の磁気星はX線源として観測されていない。[18]
PG 1159 スター
PG 1159星は、非常に高温で脈動するWDのグループであり、その原型はPG 1159で、大気中に炭素と酸素が優勢です。[18]
PG 1159星は光度が約10 38 erg/sに達するが、かなり独特なクラスを形成している。[26] RX J0122.9-7521は銀河のPG 1159星として特定されている。[27] [28]
ノヴァ
新星である約10 38 erg/sの放射輝度を持つSSXSは3つあります。GQ Mus（BB、MW）、V1974 Cyg（WD、MW）、およびNova LMC 1995（WD）。 [5]どうやら、1999年時点ではNova LMC 1995が連星である場合の軌道周期はわかっていなかったようです。
U Scoは1999年時点ではROSATによって観測されていない回帰新星であり、WD（74〜76 eV）、L bol ~（8〜60）x 10 36 erg/s、軌道周期は1.2306日である。[5]
惑星状星雲
SMCでは、1E 0056.8-7154は、2 x 10 37の放射輝度を持つWDであり、それに関連する惑星状星雲があります。[5]
超ソフトな活動銀河核
超ソフト活動銀河核は最大1045エルグ/秒の光度に達する。[5]
大振幅の爆発
超軟X線放射の大振幅爆発は潮汐破壊現象として解釈されている。[29]
参照
参考文献
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