Kunstnerens indtryk af en 'supergiant hurtig røntgenovergang'. Billedkredit: ESA Klik for større billede
ESAs integrerede gammastråleobservatorium har opdaget en ny, stærkt befolket klasse af røntgenhurtige "forbigående" binære stjerner, uopdaget i tidligere observationer.
Med denne opdagelse bekræfter Integral, hvor meget det bidrager til at afsløre et helt skjult univers.
Den nye klasse af dobbeltstjernesystemer er kendetegnet ved et meget kompakt objekt, der producerer meget energiske, tilbagevendende og hurtigt voksende røntgenudbrud og en meget lysende "supergiant" ledsager.
Den kompakte genstand kan være et hævende legeme, såsom et sort hul, en neutronstjerne eller en pulsar. Forskere har kaldt en sådan klasse af objekter "supergiante hurtige røntgenstransienter". "Transienter" er systemer, der viser perioder med forbedret røntgenemission.
Før lanceringen af Integral var der kun blevet registreret et dusin røntgen-binære stjerner indeholdende supergiganter. Faktisk troede videnskabsmænd, at sådanne røntgenstrålesystemer med høj masse var meget sjældne, idet de antog, at kun et par af dem ville eksistere på én gang, da stjerner i supergiant fase har en meget kort levetid.
Imidlertid indikerer Integrals data kombineret med andre røntgen-satellitobservationer, at forbigående supergiante røntgen-binære systemer sandsynligvis er meget mere rigelige i vores Galaxy end tidligere antaget.
Især viser Integral, at sådanne "supergiant hurtige røntgenstransienter", kendetegnet ved hurtige udbrud og supergiant ledsagere, danner en bred klasse, der ligger skjult i hele Galaxy.
På grund af den forbigående karakter blev disse systemer i de fleste tilfælde ikke detekteret af andre observatorier, fordi de manglede kombinationen af følsomhed, kontinuerlig dækning og bred synsfelt for Integral.
De viser korte udbrud med meget hurtigt stigende tider - når toppen af fakkel på kun et par snesevis af minutter - og varer typisk kun et par timer. Dette gør hovedforskellen med de fleste andre observerede kortvarige binære røntgensystemer, der viser længere udbrud, der typisk varer et par uger op til måneder.
I sidstnævnte tilfælde er den lange varighed af udbruddet i overensstemmelse med en "viskos" masseudveksling mellem stjernen og et akkrediterende kompakt objekt.
I "supergiant hurtige røntgenstransienter", der er forbundet med stærkt lysende supergiante stjerner, synes den korte varighed af udbruddet at pege på en anden og ejendommelig masseudvekslingsmekanisme mellem de to kroppe.
Dette kan have noget at gøre med den måde, de stærke strålende vinde, der er typisk for meget massive stjerner, foder det kompakte objekt med stjernemateriale.
Forskere tænker nu på grundene til sådanne korte udbrud. Det kan skyldes, at den overordnede donor skubber ud materiale på en ikke-kontinuerlig måde. For eksempel kan en klumpet og iboende variabel karakter af en supergiants strålende vind give anledning til pludselige episoder med øget akkretionshastighed, hvilket fører til de hurtige røntgenstråler.
Alternativt kan strømmen af materiale, der transporteres af vinden, af grunde, der ikke er særlig godt forstået, være meget turbulent og uregelmæssig, når det falder ind i det enorme tyngdekraftpotentiale for det kompakte objekt.
”Under alle omstændigheder er vi temmelig sikre på, at de hurtige udbrud er forbundet med masseoverførselstilstand fra den overordnede stjerne til det kompakte objekt,” siger Ignacio Negueruela, hovedforfatter af resultaterne, fra University of Alicante, Spanien.
”Vi mener, at de korte udbrud ikke kan relateres til den kompakte ledsagers art, da vi observerede hurtige udbrud i tilfælde, hvor de kompakte genstande var meget forskellige - sorte huller, langsomme røntgenpulsarer eller hurtige røntgenpulsarer.”
At studere kilder som ”supergiante hurtige røntgenstransienter” og forstå årsagerne til deres opførsel er meget vigtigt for at øge vores viden om akkretionsprocesser for kompakte stjernestore genstande. Desuden giver det værdifuld indsigt i de udviklingsveje, der fører til dannelse af højmasse røntgenstrålesystemer.
Originalkilde: ESA Portal
