การเปลี่ยนแปลงของรังสีเอ็กซ์แบบอ่อน
เอ็กซ์เรย์ทรานเซียนต์แบบอ่อน ( SXTs ) หรือที่รู้จักกันในชื่อเอ็กซ์เรย์โนวาและเอ็กซ์เรย์ทรานเซียนต์ของหลุมดำ ประกอบด้วยวัตถุขนาดกะทัดรัด (ส่วนใหญ่เป็นหลุมดำแต่บางครั้งก็เป็นดาวนิวตรอน ) และดาวฤกษ์มวลน้อย "ปกติ" บางประเภท (เช่น ดาวฤกษ์ที่มีมวลเป็นเศษส่วนของมวลของดวงอาทิตย์) [ 1 ] [ 2 ]วัตถุเหล่านี้แสดงการเปลี่ยนแปลงอย่างมากในการปล่อยเอ็กซ์เรย์ ซึ่งอาจเกิดจากการถ่ายโอนมวลที่แปรผันจากดาวฤกษ์ปกติไปยังวัตถุขนาดกะทัดรัด กระบวนการนี้เรียกว่าการสะสมมวลในทางปฏิบัติ วัตถุขนาดกะทัดรัดจะ "กลืนกิน" ดาวฤกษ์ปกติ และการปล่อยเอ็กซ์เรย์สามารถให้มุมมองที่ดีที่สุดว่ากระบวนการนี้เกิดขึ้นได้อย่างไร[ 3 ]ชื่อ "อ่อน" เกิดขึ้นเนื่องจากในหลายกรณีมีการปล่อยเอ็กซ์เรย์แบบอ่อน (เช่น พลังงานต่ำ) ที่รุนแรงจากจานสะสมมวลที่อยู่ใกล้กับวัตถุขนาดกะทัดรัด แม้ว่าจะมีข้อยกเว้นที่ค่อนข้างแข็งก็ตาม[ 4 ]
ดาวเทียมดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ดวงแรกของญี่ปุ่นที่ชื่อHakuchoค้นพบรังสีเอ็กซ์ชนิดอ่อนCen X-4และAql X-1ว่าเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์[ 5 ]
ในช่วงที่มีการสะสมมวลอย่างรวดเร็ว ซึ่งเรียกว่า "การระเบิด" นั้น SXT จะสว่างมาก (โดยทั่วไปมีความสว่างมากกว่า 10³⁷ เอิร์ก/วินาที) ระหว่างช่วงที่ไม่มีการสะสมมวลนั้น SXT มักจะจางมาก หรืออาจสังเกตไม่เห็นเลย ซึ่งเรียกว่าสภาวะ "สงบ"
ในสภาวะ "การปะทุ" ความสว่างของระบบจะเพิ่มขึ้น 100–10000 เท่า ทั้งในรังสีเอ็กซ์และแสงที่มองเห็นได้ ในระหว่างการปะทุ SXT ที่สว่างที่สุดจะเป็นวัตถุที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าในย่านรังสีเอ็กซ์ และความสว่างปรากฏจะอยู่ที่ประมาณ 12 SXT จะมีการปะทุเป็นช่วงๆ ห่างกันหลายสิบปีหรือนานกว่านั้น เนื่องจากมีเพียงไม่กี่ระบบเท่านั้นที่แสดงการปะทุสองครั้งขึ้นไป ระบบจะค่อยๆ จางลงจนสงบลงในอีกไม่กี่เดือน ในระหว่างการปะทุ สเปกตรัมรังสีเอ็กซ์จะเป็น "อ่อน" หรือถูกครอบงำด้วยรังสีเอ็กซ์พลังงานต่ำ จึงเป็นที่มาของชื่อปรากฏการณ์ รังสีเอ็กซ์ชั่วคราว แบบอ่อน (Soft X-ray transients)
ระบบ ดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลน้อย ( SXT) นั้นค่อนข้างหายาก มีการค้นพบระบบประมาณ 100 ระบบเท่านั้น SXT จัดเป็นระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลน้อยประเภทหนึ่งโดยทั่วไปแล้ว SXT จะประกอบด้วย ดาวกึ่งยักษ์หรือดาวแคระ ประเภท Kที่กำลังถ่ายโอนมวลไปยังวัตถุขนาดกะทัดรัดผ่านจานสะสมมวลในบางกรณี วัตถุขนาดกะทัดรัดนั้นอาจเป็นดาวนิวตรอนแต่หลุมดำนั้นพบได้บ่อยกว่า สามารถระบุชนิดของวัตถุขนาดกะทัดรัดได้จากการสังเกตระบบหลังจากเกิดการระเบิด จะเห็นการแผ่รังสีความร้อนที่เหลืออยู่จากพื้นผิวของดาวนิวตรอน ในขณะที่หลุมดำจะไม่แสดงการแผ่รังสีที่เหลืออยู่ ในช่วง "สงบ" มวลจะสะสมในจาน และในช่วงที่เกิดการระเบิด มวลส่วนใหญ่ในจานจะตกลงไปในหลุมดำ การระเบิดจะถูกกระตุ้นเมื่อความหนาแน่นในจานสะสมมวลเกินค่าวิกฤต ความหนาแน่นสูงจะเพิ่มความหนืด ซึ่งส่งผลให้จานร้อนขึ้น อุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นทำให้ก๊าซแตกตัวเป็นไอออน ส่งผลให้ความหนืดเพิ่มขึ้น และความไม่เสถียรก็เพิ่มขึ้นและแพร่กระจายไปทั่วจาน เมื่อความไม่เสถียรไปถึงจานสะสมมวลชั้นใน ความสว่างของรังสีเอ็กซ์ก็จะเพิ่มขึ้นและการระเบิดก็เริ่มต้นขึ้น จานชั้นนอกจะได้รับความร้อนเพิ่มขึ้นอีกจากรังสีที่รุนแรงจากจานสะสมมวลชั้นใน กลไกการให้ความร้อนแบบควบคุมไม่ได้ที่คล้ายกันนี้เกิดขึ้นในดาวแคระโนวา[ 6 ] [ 7 ]
SXT บางชนิดในสภาวะสงบแสดงการแผ่รังสีเอ็กซ์ความร้อนจากพื้นผิวของดาวนิวตรอนที่มีความสว่างทั่วไปประมาณ ~(10 32 — 10 34 ) erg/s ใน SXT ที่เรียกว่า "กึ่งคงที่" ซึ่งมีช่วงเวลาการสะสมมวลและสภาวะสงบที่ยาวนานเป็นพิเศษ (ในระดับหลายปี) สามารถสังเกตการเย็นตัวของเปลือกดาวนิวตรอนที่ได้รับความร้อนจากการสะสมมวลได้ในสภาวะสงบ การวิเคราะห์สถานะความร้อนในสภาวะสงบของ SXT และการเย็นตัวของเปลือกดาวนิวตรอน ทำให้สามารถทดสอบคุณสมบัติทางกายภาพของสสารที่มีความหนาแน่นสูงในดาวนิวตรอนได้[ 8 ] [ 9 ]