مصدر أشعة سينية فائق النعومة

مصدر الأشعة السينية فائق النعومة شديد اللمعان ( SSXS أو SSS) هو مصدر فلكي يُصدر أشعة سينية منخفضة الطاقة فقط (أي ناعمة) . تتراوح طاقة الأشعة السينية الناعمة بين 0.09 و2.5 كيلو إلكترون فولت ، بينما تتراوح طاقة الأشعة السينية الصلبة بين 1 و20 كيلو إلكترون فولت. ^{[ 1 ]} تُصدر مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة عددًا قليلًا من الفوتونات أو لا تُصدر أي فوتونات ذات طاقات أعلى من 1 كيلو إلكترون فولت، ومعظمها ذو درجة حرارة فعالة أقل من 100 إلكترون فولت. هذا يعني أن الإشعاع الذي تُصدره شديد التأين ويمتصه الوسط بين النجوم بسهولة. معظم مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة داخل مجرتنا مخفية بسبب امتصاص الوسط بين النجوم في قرص المجرة. ^{[ 2 ]} وهي واضحة للعيان في المجرات الخارجية، حيث تم العثور على حوالي 10 منها في سحابتي ماجلان، ورُصد ما لا يقل عن 15 منها في مجرة ​​أندروميدا (M31). ^{[ 2 ]}

حتى أوائل عام 2005، تم الإبلاغ عن أكثر من 100 مصدر ضوئي من نوع SSS في حوالي 20 مجرة ​​خارجية، وسحابة ماجلان الكبرى (LMC)، وسحابة ماجلان الصغرى (SMC)، ومجرة درب التبانة (MW). ^{[ 3 ]} تتوافق تلك التي تقل لمعانها عن 3 × ^10³⁸ إرج /ثانية مع الاحتراق النووي المستمر في الأقزام البيضاء المتراكمة أو ما بعد المستعرات العظمى. ^{[ 3 ]} وهناك عدد قليل من مصادر SSS ذات لمعان ≥ ^10³⁹ إرج/ثانية. ^{[ 3 ]}

يُعتقد أن الأشعة السينية فائقة النعومة تنتج عن اندماج نووي مستمر على سطح قزم أبيض ، من مادة مُستمدة من نجم ثنائي مرافق ، ^{[ 4 ]} وهو ما يُعرف بمصدر الأشعة السينية فائقة النعومة في نظام ثنائي متقارب (CBSS). ^{[ 5 ]} يتطلب هذا تدفقًا عاليًا للمادة يكفي لاستمرار الاندماج. على النقيض من ذلك ، في حالة المستعر الأعظم ، يكون التدفق أقل، مما يؤدي إلى اندماج المادة بشكل متقطع. يمكن أن تتطور مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة إلى مستعر أعظم من النوع Ia ، حيث يؤدي اندماج مفاجئ للمادة إلى تدمير القزم الأبيض والنجوم النيوترونية من خلال الانهيار. ^{[ 6 ]}

اكتُشفت مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة لأول مرة بواسطة مرصد أينشتاين . ثمّ اكتُشفت لاحقًا بواسطة مرصد روسات . ^{[ 7 ]} تُصدر العديد من فئات الأجسام المختلفة إشعاعًا سينيًا فائق النعومة (يكون الإشعاع في الغالب أقل من 0.5 كيلو إلكترون فولت). ^{[ 5 ]}

تتميز مصادر الأشعة السينية فائقة النعومة ذات الإضاءة العالية بدرجة حرارة جسم أسود مميزة تبلغ بضع عشرات من الإلكترون فولت (حوالي 20-100 إلكترون فولت) ^{[ 3 ]} ولمعان بولومتري يبلغ حوالي ^10³⁸ إرج/ثانية (أقل من حوالي 3 × ^10³⁸ إرج/ثانية). ^{[ 2 ] [ 3 ]}

يبدو أن المجرات فائقة اللمعان ذات الأشعة السينية يمكن أن تمتلك درجات حرارة جسم أسود مكافئة منخفضة تصل إلى حوالي 15 إلكترون فولت، ولمعانًا يتراوح بين ^10³⁶ و10³⁸ ^إرج /ثانية. ^{[ 8 ]} ويُقدّر عدد هذه المجرات في أقراص المجرات الحلزونية العادية، مثل مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا، بنحو ^10³ . ^{[ 8 ]}

تم اكتشاف أنظمة الأشعة السينية فائقة النعومة (SSXSs) في مجرتنا وفي العنقود الكروي M3. ^{[ 2 ]} يُعدّ MR Velorum (RX J0925.7-4758) أحد الأنظمة الثنائية النادرة للأشعة السينية فائقة النعومة في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 5 ]} "يُعاني هذا المصدر من احمرار شديد بسبب المادة بين النجوم، مما يجعل رصده في نطاقي الأزرق والأشعة فوق البنفسجية صعبًا." ^{[ 9 ]} تبلغ الدورة المحددة لـ MR Velorum حوالي 4.03 يومًا، وهي أطول بكثير من دورة الأنظمة فائقة النعومة الأخرى، والتي عادةً ما تكون أقل من يوم واحد. ^{[ 9 ]}

يفترض نموذج CBSS احتراقًا نوويًا مستمرًا على سطح قزم أبيض متراكم (WD) كمصدر لتدفق الأشعة السينية فائقة النعومة الهائل. ^{[ 5 ]} اعتبارًا من عام 1999، كان لدى ثمانية من هذه النجوم فترات مدارية تتراوح بين 4 ساعات و1.35 يومًا تقريبًا: RX J0019.8+2156 (مجرة درب التبانة)، و RX J0439.8-6809 (هالة مجرة ​​درب التبانة بالقرب من سحابة ماجلان الكبرى)، وRX J0513.9-6951 (سحابة ماجلان الكبرى)، وRX J0527.8-6954 (سحابة ماجلان الكبرى)، وRX J0537.7-7034 (سحابة ماجلان الكبرى)، وCAL 83 (سحابة ماجلان الكبرى)، وCAL 87 (سحابة ماجلان الكبرى)، و1E 0035.4-7230 (سحابة ماجلان الصغرى). ^{[ 5 ]}

النجم الثنائي التكافلي هو نظام نجمي ثنائي متغير ، حيث قام عملاق أحمر بتوسيع غلافه الخارجي ويفقد كتلته بسرعة، بينما يقوم نجم ساخن آخر (غالبًا قزم أبيض ) بتأيين الغاز. ^{[ 10 ]} ثلاثة أنظمة ثنائية تكافلية، حتى عام 1999، هي نجوم ثنائية متغيرة من نوع SSXS: AG Dra (عملاق أحمر، مجرة ​​درب التبانة)، و RR Tel (قزم أبيض، مجرة ​​درب التبانة)، وRX J0048.4-7332 (قزم أبيض، سحابة ماجلان الصغرى). ^{[ 5 ]}

يُعدّ القزم الأبيض الأصغر والأكثر سخونة، KPD 0005+5106 ، من النوع DO، ويقترب من درجة حرارة 100,000 كلفن، وهو أول قزم أبيض منفرد يُسجّل كمصدر للأشعة السينية بواسطة مرصد ROSAT. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

المتغيرات الكارثية (CVs) هي أنظمة ثنائية متقاربة تتكون من قزم أبيض وقزم أحمر ثانوي ينقل المادة عبر فيضان فص روش. ^{[ 13 ]} وقد لوحظ أن المتغيرات الكارثية التي تعمل بالطاقة الاندماجية وتلك التي تعمل بالطاقة التراكمية تُعد مصادر للأشعة السينية . ^{[ 14 ]} قد يكون قرص التراكم عرضة لعدم الاستقرار مما يؤدي إلى انفجارات النجوم القزمة : يسقط جزء من مادة القرص على القزم الأبيض، وتحدث الانفجارات الكارثية عندما ترتفع الكثافة ودرجة الحرارة في أسفل طبقة الهيدروجين المتراكمة بدرجة كافية لإشعال تفاعلات الاندماج النووي ، والتي تحرق طبقة الهيدروجين بسرعة إلى هيليوم.

يبدو أن المتغير الكارثي غير المغناطيسي الوحيد في SSXS هو V Sagittae : ​​لمعان بولومتري (1–10) × 10 ³⁷ ، وهو نظام ثنائي يتضمن جسمًا أسودًا (BB) عند درجة حرارة أقل من 80 إلكترون فولت، وفترة مدارية تبلغ 0.514195 يومًا. ^{[ 5 ]}

يمكن أن يصبح قرص التراكم مستقرًا حراريًا في الأنظمة ذات معدلات نقل الكتلة العالية (Ṁ). ^{[ 13 ]} تُسمى هذه الأنظمة بالنجوم الشبيهة بالمستعرات العظمى (NL)، لأنها تفتقر إلى الانفجارات المميزة للمستعرات العظمى القزمة. ^{[ 15 ]}

من بين نجوم NL توجد مجموعة صغيرة تُظهر انخفاضًا مؤقتًا أو توقفًا في Ṁ من النجم الثانوي. هذه هي نجوم من نوع VY Scl أو النجوم المضادة للأقزام المستعرة. ^{[ 16 ]}

تُعدّ الأشعة السينية الصادرة من المتغيرات الكارثية المغناطيسية شائعةً لأنّ التراكم يُوفّر إمدادًا مستمرًا من غاز الإكليل الشمسي. ^{[ 18 ]} يُظهر رسم بياني لعدد الأنظمة مقابل فترة المدار حدًا أدنى ذا دلالة إحصائية للفترات بين ساعتين وثلاث ساعات، وهو ما يُمكن تفسيره على الأرجح بتأثيرات الكبح المغناطيسي عندما يُصبح النجم المرافق مُحمّلًا بالكامل بالحمل الحراري، ولا يعود بإمكان الدينامو المعتاد (الذي يعمل عند قاعدة الغلاف الحملي) تزويد النجم المرافق برياح مغناطيسية لحمل الزخم الزاوي. ^{[ 18 ]} يُعزى الدوران إلى القذف غير المتماثل للسدم الكوكبية والرياح ^{[ 19 ]} والمجالات إلى الديناموهات الموجودة في الموقع. ^{[ 20 ]} تتزامن فترات المدار والدوران في الأقزام البيضاء ذات المغناطيسية القوية. ^{[ 18 ]} أما تلك التي لا يُمكن رصد مجال مغناطيسي لها، فلا تتزامن أبدًا.

مع درجات حرارة تتراوح بين 11000 و 15000 كلفن، فإن جميع الأقزام البيضاء ذات المجالات الأكثر تطرفًا باردة جدًا بحيث لا يمكن اكتشافها كمصادر للأشعة فوق البنفسجية/الأشعة السينية، على سبيل المثال، Grw +70°8247، LB 11146، SBS 1349+5434، PG 1031+234 و GD 229. ^{[ 21 ]}

يبدو أن معظم الأقزام البيضاء ذات المغناطيسية العالية عبارة عن أجسام معزولة، على الرغم من أن G 23–46 (7.4 ميغاغاجرام) و LB 1116 (670 ميغاغاجرام) موجودان في أنظمة ثنائية غير قابلة للفصل. ^{[ 22 ]}

يُعدّ RE J0317-853 أشدّ الأقزام البيضاء المغناطيسية حرارةً، إذ تبلغ درجة حرارته 49,250 كلفن، ويتميز بحقل مغناطيسي شديد الكثافة يبلغ حوالي 340 ميغاغاوص، وفترة دوران مُستنتجة تبلغ 725.4 ثانية. ^{[ 22 ]} رُصد RE J0317-853 بواسطة مرصد ROSAT ضمن نطاق طاقة يتراوح بين 0.1 و0.4 كيلو إلكترون فولت، ولكنه لم يُرصد في نطاق الطاقة الأعلى من 0.4 إلى 2.4 كيلو إلكترون فولت. يرتبط RE J0317-853 بنجم أزرق يبعد 16 ثانية قوسية عن LB 9802 (وهو أيضًا قزم أبيض أزرق)، ولكنهما ليسا مرتبطين به فيزيائيًا. ^{[ 22 ]} لا يُمكن لنموذج المجال ثنائي القطب المركزي أن يُعيد إنتاج هذه الملاحظات، بينما يُمكن لنموذج المجال ثنائي القطب غير المركزي، الذي تبلغ قوته 664 ميغاغاوص عند القطب الجنوبي و197 ميغاغاوص عند القطب الشمالي، أن يُعيد إنتاجها. ^{[ 22 ]}

حتى وقت قريب (1995)، كان PG 1658+441 هو النجم الوحيد الذي يمتلك درجة حرارة فعالة تزيد عن 30000 كلفن. ^{[ 22 ]} تبلغ قوة مجاله القطبي 3 ميغاغاوص فقط. ^{[ 22 ]}

يبلغ مجال كاميرا المجال الواسع (WFC) التابعة لمرصد روسات RE J0616-649 حوالي 20 ميغاغرام. ^{[ 23 ]}

يمتلك PG 1031+234 مجالًا سطحيًا يمتد من ~200 ميغاغا إلى ما يقرب من 1000 ميغاغاغا ويدور بفترة 3 ^ساعات و24 ^دقيقة . ^{[ 24 ]}

تقتصر المجالات المغناطيسية في CVs على نطاق ضيق من القوة، بحد أقصى 7080 MG لـ RX J1938.4-4623. ^{[ 25 ]}

لم يُرصد أي من النجوم المغناطيسية المفردة كمصدر للأشعة السينية حتى عام 1999، على الرغم من أن المجالات ذات صلة مباشرة بالحفاظ على الهالات في نجوم التسلسل الرئيسي. ^{[ 18 ]}

نجوم PG 1159 هي مجموعة من الأقزام البيضاء شديدة الحرارة، والتي غالباً ما تكون نابضة، ويُعد PG 1159 النموذج الأولي لها ، حيث يهيمن الكربون والأكسجين على غلافها الجوي. ^{[ 18 ]}

تصل لمعان نجوم PG 1159 إلى حوالي 10³⁸ ^إرج /ثانية، لكنها تُشكّل فئةً مميزةً نوعًا ما. ^{[ 26 ]} وقد تمّ تحديد RX J0122.9-7521 كنجم PG 1159 مجريّ. ^{[ 27 ] [ 28 ]}

توجد ثلاثة نجوم من نوع SSXS ذات لمعان كلوميتري يبلغ حوالي 10³⁸ ^إرج /ثانية، وهي عبارة عن مستعرات جديدة: GQ Mus (نجم أسود، درب التبانة)، وV1974 Cyg (قزم أبيض، درب التبانة)، وNova LMC 1995 (قزم أبيض). ^{[ 5 ]} ويبدو أنه حتى عام 1999، لم تكن الفترة المدارية لـ Nova LMC 1995، في حال كان نظامًا ثنائيًا، معروفة.

U Sco، وهو نجم مستعر متكرر منذ عام 1999 لم تتم ملاحظته بواسطة ROSAT ، هو قزم أبيض (74-76 إلكترون فولت)، L _bol ~ (8-60) × 10 ³⁶ إرج/ثانية، مع فترة مدارية تبلغ 1.2306 يومًا. ^{[ 5 ]}

في سحابة ماجلان الصغرى، يُعدّ 1E 0056.8-7154 قزمًا أبيضًا ذو لمعان بولومتري يبلغ 2 × 10 ³⁷ ، ويرتبط به سديم كوكبي. ^{[ 5 ]}

تصل النوى المجرية النشطة فائقة النعومة إلى لمعان يصل إلى 10 ⁴⁵ إرج/ثانية. ^{[ 5 ]}

تم تفسير الانفجارات الكبيرة ذات السعة العالية لانبعاثات الأشعة السينية فائقة النعومة على أنها أحداث تمزق مدّي . ^{[ 29 ]}

• انفجار الكربون
• مستعر أعظم من النوع Ia
• علم الفلك بالأشعة السينية