Надм'яке рентгенівське джерело () — астрономічний об'єкт, електромагнітне випромінювання якого переважно припадає на діапазон м'якого рентгенівського випромінювання (від 0,1 до 2,5 кеВ). Більшість надм'яких рентгенівських джерел виявили в інших галактиках, оскільки в межах Чумацького Шляху низькоенергетичні рентгенівські промені поглинаються міжзоряною речовиною. У Чумацькому Шляху відомо лише кілька десятків таких джерел, хоч їхню загальну кількість оцінюють у кілька тисяч.
Історія та властивості Надм'які рентгенівські джерела вперше описано 1991 року після аналізу даних ROSAT щодо Великої Магелланової Хмари. Рентгенівська світність надм'яких рентгенівських джерел може сягати 1038 ерг на секунду, досягаючи межі Еддінгтона, тоді як їхні рентгенівські спектри є надзвичайно м'якими з енергією від 20 до 100 еВ. Це відповідає ефективній температурі від 105 до 106 К і на два порядки менше, ніж в інших рентгенівських подвійних зір.
На основі рентгенівської світності, відстані та ефективної температури обчислено, що радіус надм'яких рентгенівських джерел є характерним для білих карликів. Спектри надм'яких рентгенівських джерел тлумачать як наслідок неперервного або циклічного горіння водню на поверхні білих карликів у шарі, оптично товстому для рентгенівського випромінювання. Для цього потрібен притік речовини на білий карлик близько 10−7 на рік, який у більшості випадків переноситься на компактну зорю з зорі-компаньйона.
Маса зорі-компаньйона в більшості випадків щонайменше дорівнює масі акретуючого білого карлика. Ця властивість відрізняє надм'які рентгенівські джерела від близько споріднених з ними рентгенівських подвійних зір і катаклізмічних змінних.
Змінність Деякі надм'які рентгенівські джерела тривалий час залишаються у стані горіння водню на поверхні білого карлика. Так, навколо рентгенівського джерела CAL 87 утворилася емісійна туманність з іонізованої речовини, формування якої за сучасного рівня випромінювання тривало б близько 10 000 років.
Крім того, надм'які рентгенівські джерела часто є змінними, як в оптичному, так і в рентгенівському діапазонах. Ці два спектральні діапазони антикорелюють: коли рентгенівська яскравість досягає максимуму, система має низьку видиму яскравість, і навпаки. Перемикання між цими двома станами триває лише кілька днів. Такі зміни відбуваються циклічно з характерним періодом близько 100 днів. Зміни яскравості пов'язують зі зміною швидкості переносу маси з компаньйона на білий карлик і вважають ознакою подвійної природи надм'яких рентгенівських джерел. Із варіаціями швидкості переносу маси змінюється також радіус фотосфери навколо білого карлика, внаслідок чого випромінювання переважно випускається в та поглинається міжзоряним газом. Такі подвійні системи класифікують як рентгенівські подвійні зорі, катаклізмічні змінні та симбіотичні зорі.
Надм'які рентгенівські джерела в катаклізмічних подвійних системах незалежно класифікували як зорі типу V Стріли за їхніми властивостями в оптичному спектрі. Це напіврозділені системи з масивним білим карликом масою від 0,7 до 1,2 , який обертається разом навколо спільного центра мас із зорею головної послідовності або субгігантом. Швидкість акреції дуже висока — від 10−7 до 10−5 на рік, тобто близька до межі Еддінгтона. Унаслідок горіння водню на поверхні білого карлика виникає зоряний вітер зі швидкістю втрати маси до 10−7 на рік. Цей вітер спричиняє на поверхні акреційного диска нестійкість Кельвіна — Гельмгольца, унаслідок чого поверхневий шар зноситься. Через певний час цей процес поглинає все м'яке рентгенівське випромінювання, а зоряний вітер отримує додаткову енергію. Зоряний вітер падає на зорю-компаньйон, що призводить до ерозії її зовнішньої атмосфери. Розміри компаньйона зменшуються нижче межі Роша, і через це припиняється потік речовини до білого карлика. Такі цикли увімкнення та вимкнення рентгенівського випромінювання повторюються з періодом близько 100 днів.
Окрім червоних карликів або холодних субгігантів, речовину на білий карлик можуть переносити й зорі ранніх спектральних класів, наприклад Be-зорі. Це відбувається не через переповнення порожнини Роша в подвійній системі, а шляхом акреції речовини із зоряного вітру гарячої зорі. Однак швидкість акреції при цьому дуже мала, тому багата на водень речовина спочатку накопичується на поверхні білого карлика протягом років або десятиліть. Після цього густина перевищує критичне значення, і горіння водню спалахує на короткий період — від кількох тижнів до місяців. Потім подвійна система знову повертається до стану спокою.
Спалахи нових 20 % усіх спалахів класичних і повторних нових проходять фазу, під час якої їх можна виявити як надм'яке рентгенівське джерело. Така фаза може тривати до 10 років. Нові є наслідком вибухового займання водню на поверхні білого карлика та викиду речовини внаслідок вивільнення енергії. Утворений при цьому зоряний вітер формує псевдофотосферу, яка повторно поглинає випромінювання і спочатку перевипромінює його в оптичному діапазоні. Лише коли скинута атмосфера достатньо розшириться і її густина зменшиться, рентгенівське випромінювання від горіння водню може вийти назовні. Завершення надм'якої фази тлумачать як припинення горіння водню на білому карликуMichael F. Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0.
Надм'які рентгенівські джерела як попередники наднових типу Ia Наднові типу Ia виникають, зокрема, тоді, коли маса білого карлика перевищує межу Чандрасекара. Попередниками цих наднових не можуть бути нові зорі, оскільки під час спалаху нової зоря втрачає більше речовини, ніж встигла акретувати. Натомість у надм'яких рентгенівських джерелах на поверхні білого карлика відбувається стале горіння водню, і маса карлика під час цього процесу зростає та може перевищити зазначену граничну масу. Необхідною умовою є висока швидкість переносу маси протягом тривалого часу. Це може траплятися в деяких катаклізмічних змінних, наприклад у карликових нових у стані постійного спалаху. У симбіотичних зорях теплова нестійкість у червоному гіганті може спричинити великий перенос маси на білий карлик.
Щоб перетворитися на наднову типу Ia, швидкість переносу маси не повинна бути ні надто високою, ні надто низькою: якщо швидкість переносу маси перевищує порогове значення, потік речовини стає нестійким, і вся подвійна система проходить фазу спільної оболонки, наприкінці якої спільна оболонка відкидається; зазвичай після цього залишається розділена подвійна зоря без подальшого масообміну. якщо ж швидкість переносу маси занадто низька, виникає вибухове горіння водню у спалахах нової. Незрозуміло, як подвійна система може достатньо довго залишатися в цьому вузькому діапазоні параметрів, щоб акретувати значну масу та перевищити межу Чандрасекара.
У будь-якому разі щонайменше за мільйон років до вибуху наднової типу Ia подвійна система мала б демонструвати неперервне горіння водню на поверхні білого карлика, а отже, мало б спостерігатися й м'яке рентгенівське випромінювання. Однак кількість виявлених надм'яких рентгенівських джерел на два порядки менша, ніж потрібно для істотного внеску в утворення наднових типу Ia. Втім, це може бути наслідком поглинання м'якого рентгенівського випромінювання у багатій на водень оболонці навколо подвійної системи. Уже зоряний вітер зі швидкістю втрати маси 10−11 на рік може поглинути стільки рентгенівського випромінювання, що виявлення надм'якого рентгенівського джерела стане неможливим. Такий зоряний вітер може бути безпосереднім наслідком горіння водню або ж складатися з речовини, яку білий карлик не акретує, оскільки вона не перетікає через точку Лагранжа L1.
У кулястих скупченнях густина зір настільки висока, що через динамічну взаємодію там частіше формуються тісні подвійні системи. До них належать не лише катаклізмічні змінні, а й рентгенівські подвійні зорі, які в кулястих скупченнях спостерігають приблизно у 200 разів частіше, ніж у загальному галактичному полі. Тому й наднові типу Ia, якби вони з певною ймовірністю розвивалися з надм'яких рентгенівських джерел, мали б частіше траплятися в напрямку кулястих скупчень. Однак кілька досліджень у близьких галактиках не виявили збігу положень наднових типу Ia з кулястими скупченнями.
Інші джерела надм'якого рентгенівського випромінювання Окрім білих карликів, на поверхні яких відбувається постійне горіння водню — у симбіотичних зорях, нових, катаклізмічних змінних і рентгенівських подвійних зорях — існують й інші астрономічні джерела надм'якого рентгенівського випромінювання: білі карлики безпосередньо після асимптотичної гілки гігантів пульсуючі білі карлики класу PG1159 зорі типу AM Геркулеса (поляри) зорі типу DQ Herculis (проміжні поляри) планетарні туманності залишки наднових активні ядра галактик.
У двох типів білих карликів, що не входять до подвійних систем (об'єкти після асимптотичної гілки гігантів та зорі PG1159), рентгенівське випромінювання є тепловим випромінюванням нещодавно оголеного зоряного ядра.
У зорях типів AM Геркулеса й DQ Геркулеса рентгенівське випромінювання виникає через нагрівання поверхні білого карлика поблизу магнітних полюсів, де акретована речовина різко гальмується (гальмівне випромінювання).
Примітки