Подвійні зорі Be/X-ray (BeXRBs або BeXBs) — це клас масивних рентгенівських подвійних зір, що складаються із зорі Be та нейтронної зорі. Нейтронна зоря зазвичай знаходиться на широкій, високоеліптичній орбіті навколо зорі Be. Зоряний вітер Be утворює диск, обмежений площиною, яка часто відрізняється від орбітальної площини нейтронної зорі. Коли нейтронна зоря проходить через диск Be, вона за короткий час накопичує велику масу гарячого газу. Коли газ падає на нейтронну зорю, спостерігається яскравий спалах у жорсткому рентгенівському випромінюванні.

Визначення та класифікація Подвійні зорі Be/X належать до категорії високомасивних рентгенівських подвійних зоряних систем. Оптичний компаньйон — це не надгігантська, швидкообертова зоря типу Be з емісійними лініями, що вказують на клас світності III-V. Більшість BeXRB мають ексцентричні орбіти та містять нейтронну зорю, що підтверджено рентгенівськими пульсаціями.

BeXRB класифікуються як тимчасові або постійні. Транзиторні BeXRB демонструють два типи спалахів:

Спалахи I типу – це регулярні, періодичні події, що відбуваються поблизу періастрону (найближчого орбітального підходу нейтронної зорі);

Спалахи II типу – це великі, непередбачувані події, що досягають світності Еддінгтона () та тривалістю кілька орбітальних періодів.

Стійкі BeXRB демонструють нижчу рентгенівську світність, стабільніші криві блиску з незначною мінливістю, повільніше обертаються нейтронні зорі з періодами обертання понад 200 секунд і зазвичай мають широкі орбіти з низьким ексцентриситетом.

Фізичні властивості Зорі типу Be демонструють спектральні лінії випромінювання (особливо Hα) та інфрачервоний надлишок від свого навколозоряного диска. Цей диск утворюється з матеріалу, викинутого швидко обертовою зорею типу Be. Нейтронні зорі в BeXRB також є швидкими ротаторами, з періодами обертання від кількох секунд до кількох сотень секунд. Ці системи демонструють кореляцію між орбітальним та спіновим періодами. Нейтронні зорі зазвичай демонструють пульсації у своєму рентгенівському випромінюванні через сильне магнітне поле, яке спрямовує акретований газ до магнітних полюсів.

Нейтронна зоря скорочує диск зорі типу Be через приливні сили. Докази цього включають кореляцію між еквівалентною шириною Hα та орбітальним періодом, вищу щільність диска, ніж у ізольованих зір типу Be, коротші періоди змінності V/R та квантовані стани інфрачервоного потоку, що відповідають резонансним радіусам скорочення. Під час періастрону нейтронна зоря акреціює матеріал із диска, спричиняючи рентгенівські спалахи. Часові масштаби формування та розсіювання диска корелюють з орбітальним періодом системи.

BeXRB існують як у Чумацькому Шляху, так і в Магелланових Хмарах, причому Мала Магелланова Хмара містить багато з цих систем завдяки своїй нижчій металічністі та вищій швидкості зореутворення.

Спостереження З точки зору спостережень, ідентифікація BeXRB значною мірою залежить від їхніх оптичних та ІЧ-сигнатур, головним чином емісійної лінійної спектроскопії та ІЧ-фотометрії. Існує сильна кореляція між інтенсивністю ІЧ-кольорів та емісійними лініями Hα, що свідчить про спільне походження в навколозоряному диску. Ці діагностичні методи допомагають астрономам ідентифікувати кандидатів у зорі типу Be, пов'язані з нещодавно відкритими джерелами рентгенівського випромінювання. Для точної ідентифікації цих оптичних аналогів використовуються такі методи, як фотометричні кольорові діаграми та вузькощілинна спектроскопія.

Визначні BeXRB

X Персей X Персей — це подвійна система, що містить змінну γ Кассіопеї та пульсар. Вона має відносно довгий період та низький ексцентриситет для цього типу подвійної системи, що означає, що рентгенівське випромінювання є постійним і зазвичай не сильно змінним. Спостерігалися деякі сильні рентгенівські спалахи, ймовірно, пов'язані зі змінами в акреційному диску, але кореляції з сильними оптичними варіаціями не виявлено.

LSI+61°303 LSI+61°303 є можливим прикладом BeXRB. Це періодична подвійна система, що випромінює радіохвилі, а також є джерелом гамма-випромінювання CG135+01. Вона також є змінним радіоджерелом, яке характеризується періодичними нетепловими радіоспалахами з періодом 26,496 днів. Період у 26,5 днів пояснюється ексцентричним орбітальним рухом компактного об’єкта, ймовірно нейтронної зорі, навколо швидко обертової зорі спектрального класу B0 Ve. Фотометричні спостереження в оптичному та інфрачервоному діапазонах також демонструють модуляцію з періодом 26,5 днів. Хоча маса компактного об’єкта в системі LSI +61°303 точно не визначена, ймовірно, вона є надто великою для нейтронної зорі, тому об’єкт, імовірно, є чорною дірою.

З приблизно 20 представників класу подвійних зоряних систем Be/X-ray, станом на 1996 рік, лише X Персея та LSI+61°303 мають рентгенівські спалахи значно вищої світності та жорсткішого спектру (kT ≈ 10–20 кеВ) проти (kT ≤ 1 кеВ). LSI+61°303 також демонструє сильні радіоспалахи, більш схожі на ті, що спостерігаються у «стандартних» короткоперіодичних високомасивних рентгенівських подвійних зоряних системах, таких як SS 433, Cyg X-3 та Cir X-1.

RX J0209.6-7427 RX J0209.6-7427 – це BeXRB, розташований у Магеллановому мосту. З цього джерела, де знаходиться нейтронна зоря, спостерігалося кілька рідкісних спалахів. Останній спалах було виявлено у 2019 році приблизно через 26 років. Акреційна нейтронна зоря в цій системі – це ультраяскравий рентгенівський пульсар (ULXP), що робить його другим найближчим ULXP та першим ULXP у нашій сусідній галактиці в Магелланових Хмарах.

Swift J010902.6-723710 Swift J010902.6-723710 – це BeXRB, виявлена за допомогою огляду Small Magellanic Cloud (SMC) Survey (S-CUBED). Рентгенівський спалах, виявлений 10 жовтня 2023 року, мав характеристики спалахів типу I та II. Передбачуваний орбітальний період становить 60,623 дні. Зоря-компаньйон системи – «зоря B0-0.5 спектрального класу Ve». Нейтронна зоря системи має великий акреційний диск.

Посилання

Додаткова література

Зовнішні посилання

Подвійні системи Be/X-ray та кандидати, автори: Наталія В. Рагузова та Сергій Б. Попов