Ultrasvětelný zdroj rentgenového záření

Ultrasvětelný zdroj rentgenového záření

Ultraluminous zdroje rentgenového ( ULX ) je astronomická zdroj rentgenových paprsků , která je menší světelný než aktivní galaktické jádro , ale je trvale světelný než jakékoliv známé hvězdné procesu (více než 10 39 erg / s, nebo 10 32 watty ), za předpokladu, že vyzařuje izotropně (stejně ve všech směrech). Typicky existuje asi jeden ULX na galaxii v galaxiích, které je hostí, ale některé galaxie jich obsahují mnoho. Mléčná dráha nebylo prokázáno, že obsahují ULX, i když SS 433 může být možným zdrojem. Hlavní zájem o ULX pramení z jejich svítivosti přesahujícíEddington svítivost z neutronových hvězd a dokonce i hvězdných černých děr . Není známo, co pohání ULX; modely zahrnují paprskovou emisi hvězdných hmotných objektů, přibývající středně hmotné černé díry a super-Eddingtonovu emisi.

Pozorovací fakta

ULX byly poprvé objeveny v 80. letech 20. století Einsteinovou observatoří . Pozdější pozorování provedl ROSAT . Velkého pokroku dosáhly rentgenové observatoře XMM-Newton a Chandra , které mají mnohem větší spektrální a úhlové rozlišení . Průzkum ULX pozorováním Chandra ukazuje, že v galaxiích, které hostí ULX (většina nikoli), je přibližně jeden ULX na galaxii. ULX se nacházejí ve všech typech galaxií, včetně eliptických galaxií, ale jsou všudypřítomnější v galaxiích tvořících hvězdya v gravitačně interagujících galaxiích. Desítky procent ULX jsou ve skutečnosti kvasary pozadí ; pravděpodobnost, že ULX bude zdrojem pozadí, je větší v eliptických galaxiích než ve spirálních galaxiích .

Modely

Skutečnost, že ULX mají Eddingtonovy jasy větší než hvězdné hmotné objekty, naznačuje, že se liší od normálních rentgenových dvojhvězd . Existuje několik modelů pro ULX a je pravděpodobné, že různé modely platí pro různé zdroje.

Paprsková emise - Pokud je vyzařování zdrojů silně vyzařováno, Eddingtonův argument se obejde dvakrát: zaprvé proto, že skutečná svítivost zdroje je nižší, než se předpokládá, a zadruhé proto, že nahromaděný plyn může přicházet z jiného směru, než ve kterém jsou emitovány fotony . Modelování ukazuje, že zdroje hvězdné hmoty mohou dosahovat svítivosti až 10 40 erg/s (10 33 W), což je dostatečné pro vysvětlení většiny zdrojů, ale příliš nízké pro nejsvítivější zdroje. Pokud je zdrojem hvězdná hmota a má tepelné spektrum , jeho teplota by měla být vysoká, teplota krát Boltzmannova konstanta kT≈ 1 keV a kvaziperiodické oscilace se neočekávají.

Středně hmotné černé díry - Černé díry jsou v přírodě pozorovány s hmotností řádově desetinásobku hmotnosti Slunce a s hmotností milionů až miliard sluneční hmotnosti. První z nich jsou " hvězdné černé díry ", konečný produkt masivních hvězd, zatímco ty druhé jsou supermasivní černé díry a existují v centrech galaxií. Středně hmotné černé díry (IMBH) jsou hypotetickou třetí třídou objektů s hmotností v rozmezí stovek až tisíců hmotností Slunce. [2] Středně hmotné černé díry jsou dostatečně lehké na to, aby neklesaly do středu svých hostitelských galaxií dynamickým třením, ale dostatečně masivní , aby bylo možné vyzařovat při svítivosti ULX bez překročení Eddingtonova limitu . Pokud je ULX černá díra střední hmotnosti, ve stavu vysoké/měkké by měla mít tepelnou složku z akrečního disku vrcholící při relativně nízké teplotě ( kT ≈ 0,1 keV) a může vykazovat kvaziperiodické oscilace při relativně nízké teplotě. frekvence .

Argumentem ve prospěch některých zdrojů jako možných IMBH je analogie rentgenových spekter jako zvětšených hvězdných hmot černých děr rentgenových dvojhvězd. Bylo pozorováno, že spektra rentgenových dvojhvězd procházejí různými přechodovými stavy. Nejpozoruhodnější z těchto stavů jsou nízký/tvrdý stav a vysoký/měkký stav (viz Remillard & McClintock 2006). Nízký/tvrdý stav neboli mocninový stav je charakterizován absorbovaným mocninným rentgenovým spektrem se spektrálním indexem od 1,5 do 2,0 (tvrdé rentgenové spektrum). Historicky byl tento stav spojen s nižší svítivostí, i když u lepších pozorování pomocí satelitů, jako je RXTE, tomu tak nutně nemusí být. Vysoký/měkký stav je charakterizován absorbovanou tepelnou složkou (černé těleso s teplotou disku ( kT ≈ 1,0 keV) a mocninný zákon (spektrální index ≈ 2,5). Alespoň jeden zdroj ULX, Holmberg II X-1, byl pozorován ve stavech se spektry charakteristickými pro vysoký i nízký stav. To naznačuje, že některé ULX mohou přidávat IMBH (viz Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).

Pozadí kvasary - Významná část pozorovaných ULXs jsou ve skutečnosti pozadím zdroje. Takové zdroje lze identifikovat velmi nízkou teplotou (např. měkký přebytek v PG kvasarech).

Supernova zbytky - Bright supernovy (SN) zbytky snad dosáhnout zářivý výkon tak vysoké jako 10 39 J / s (10 32 W). Pokud je ULX pozůstatkem SN, není proměnný v krátkých časových intervalech a slábne v časovém měřítku v řádu několika let.

Pozoruhodné ULX

SS 433 - možný ULX ray objekt

• Holmberg II X-1 : Tento slavný ULX sídlí v trpasličí galaxii. Několikanásobná pozorování pomocí XMM odhalila zdroj v nízkém/tvrdém i vysokém/měkkém stavu, což naznačuje, že tento zdroj by mohl být zvětšený rentgenový binární nebo rostoucí IMBH.
• M74 : Možná obsahuje černou díru střední hmotnosti , jak ji pozoroval Chandra v roce 2005.
• M82 X-1 : Toto je nejjasnější známá ULX (k říjnu 2004) a často byla označena za nejlepšího kandidáta na umístění černé díry střední hmotnosti. M82-X1 je spojena s hvězdokupou , vykazuje kvaziperiodické oscilace (QPOs), má modulaci 62 dní ve své rentgenové amplitudě.
• M82 X-2 : Neobvyklý ULX, který byl objeven v roce 2014 jako pulsar spíše než černá díra.

• M101 -X1 : Jeden z nejjasnějších ULX se svítivostí až 10 41 erg/s (10 34 W). Tento ULX se shoduje s optickým zdrojem, který byl interpretován jako supergigantní hvězda, což podporuje případ, že se může jednat o rentgenovou dvojhvězdu .

• NGC 1313 X1 a X2 : NGC 1313, spirální galaxie v souhvězdí Reticulum , obsahuje dva ultraluminiscenční zdroje rentgenového záření. Tyto dva zdroje měly nízkoteplotní diskové komponenty, což je interpretováno jako možný důkaz přítomnosti středně hmotné černé díry .

• RX J0209.6-7427 : Přechodný rentgenový binární systém Be byl naposledy detekován v roce 1993 v Magellanově mostě, u kterého bylo zjištěno, že jde o pulsar ULX, když se po 26 letech v roce 2019 probudil z hlubokého spánku.