Transitorio de rayos X suave

Los transitorios de rayos X suaves (SXT), también conocidos como novas de rayos X y transitorios de rayos X de agujeros negros, se componen de un objeto compacto (más comúnmente un agujero negro pero a veces una estrella de neutrones) y algún tipo de estrella "normal" de baja masa (es decir, una estrella con una masa de alguna fracción de la del Sol). masa). Estos objetos muestran cambios dramáticos en su emisión de rayos X, probablemente producidos por una transferencia variable de masa de la estrella normal al objeto compacto, un proceso llamado acreción. En efecto, el objeto compacto "engulle" la estrella normal, y la emisión de rayos X puede proporcionar la mejor vista de cómo ocurre este proceso. El "suave" El nombre surge porque en muchos casos hay una fuerte emisión de rayos X suaves (es decir, de baja energía) desde un disco de acreción cercano al objeto compacto, aunque hay excepciones que son bastante duras.

Los transitorios suaves de rayos X Cen X-4 y Aql X-1 fueron descubiertos por Hakucho, el primer satélite de astronomía de rayos X de Japón que era un estallido de rayos X.

Durante los episodios de acreción activa, llamados "estallidos", los SXT son brillantes (con luminosidades típicas superiores a 10³⁷ erg/s). Entre estos episodios, cuando la acumulación está ausente, los SXT suelen ser muy débiles o incluso imperceptibles; esto se llama el "quiescente" estado.

En el "arrebato" indican que el brillo del sistema aumenta en un factor de 100–10000 tanto en rayos X como en óptica. Durante el estallido, un SXT brillante es el objeto más brillante en el cielo de rayos X y la magnitud aparente es de aproximadamente 12. Los SXT tienen estallidos con intervalos de décadas o más, ya que solo unos pocos sistemas han mostrado dos o más estallidos. El sistema vuelve a la inactividad en unos pocos meses. Durante el estallido, el espectro de rayos X es "suave" o dominados por rayos X de baja energía, de ahí el nombre de transitorios de rayos X suaves.

Los SXT son bastante raros; Se conocen alrededor de 100 sistemas. Los SXT son una clase de binarios de rayos X de baja masa. Un SXT típico contiene una subgigante o enana de tipo K que está transfiriendo masa a un objeto compacto a través de un disco de acreción. En algunos casos, el objeto compacto es una estrella de neutrones, pero los agujeros negros son más comunes. El tipo de objeto compacto se puede determinar mediante la observación del sistema después de un estallido; se verá la emisión térmica residual de la superficie de una estrella de neutrones, mientras que un agujero negro no mostrará emisión residual. Durante la "quiescencia" la masa se acumula en el disco y, durante el estallido, la mayor parte del disco cae en el agujero negro. El estallido se desencadena cuando la densidad en el disco de acreción excede un valor crítico. La alta densidad aumenta la viscosidad, lo que resulta en el calentamiento del disco. El aumento de temperatura ioniza el gas, aumentando la viscosidad, y la inestabilidad aumenta y se propaga por todo el disco. A medida que la inestabilidad alcanza el disco de acreción interno, la luminosidad de los rayos X aumenta y comienza el estallido. El disco exterior se calienta aún más por la intensa radiación del disco de acreción interior. Un mecanismo de calentamiento desbocado similar opera en las novas enanas.

Algunos SXT en estado de reposo muestran radiación térmica de rayos X procedente de la superficie de una estrella de neutrones con luminosidades típicas de ∼(10³²—10³⁴) erg/s. En los llamados "SXT cuasi-persistentes", cuyos períodos de acreción y reposo son particularmente largos (del orden de años), el enfriamiento de la corteza de estrellas de neutrones calentada por acreción se puede observar en reposo. Al analizar los estados térmicos inactivos de los SXT y el enfriamiento de su corteza, se pueden probar las propiedades físicas de la materia superdensa en las estrellas de neutrones.