Связь между корональным рентгеновским излучением Солнцеобразных маломассовых звезд и их магнитной активностью хорошо установлена сильной корреляцией между их рентгеновской яркостью и размером зоны конвекции, а также интенсивностью их вращения.
Эти параметры являются основными ингредиентами, питающими их магнитные динамо. Большинство массивных OB-звезд также являются яркими рентгеновскими лучами, хотя традиционно это излучение не связано с магнетизмом по двум основным причинам.
Во-первых, внутренняя структура звезд главной последовательности претерпевает значительные изменения с увеличением массы, переходя от радиационного ядра и конвективной оболочки к конвективному ядру и радиационной оболочке. Наиболее изученной популяцией магнитных звезд, достаточно массивной, чтобы иметь радиационные оболочки, являются так называемые химически специфические ApBp звезды.
В отличие от низкомассовых прохладных звезд, звезды ApBp имеют сильные, крупномасштабные, преимущественно диполярные магнитные поля и представляют собой лишь подпопуляцию (∼ 10%) всех звезд типа А и позднего типа В. Недавние попытки охарактеризовать магнитные свойства более массивные ОВ-звезды, такие как большое исследование, проведенное в рамках проекта "Магнетизм в массивных звездах" показали, что все звезды типа OBA имеют схожие магнитные характеристики.
Это позволяет предположить, что поля этих звезд не генерируются одновременно, а являются остатком предыдущей фазы или события, произошедшего ранее в ходе эволюции или даже образования звезд. Более того, поскольку такой масштабный магнетизм не является вездесущей особенностью звезд с радиационной оболочкой, это не может объяснить, что большинство массивных звезд имеют рентгеновское излучение.
Во-вторых, даже если мелкие подповерхностные конвекционные слои, связанные с пиками непрозрачности железа, могут возбуждать стохастические пульсации и, возможно, обеспечивать механический нагрев поверхности, массивные звезды все равно не будут иметь горячих коронок. Действительно, их излучаемые ветры на порядок плотнее, чем солнечные звезды. Поскольку плотность ветра недостаточно низкая для возникновения теплового пробега, их ветер остается холодным, близким к эффективной температуре поверхности.
Поэтому даже Плотные звезды, обладающие большими магнитными полями, не излучают рентгеновские лучи в процессе корональной обработки так же, как низкомассовые звезды. Вместо этого, рентгеновское излучение для массивных звезд обычно связано с их сильным ветром, а точнее с ветровым материалом, который был нагрет различными механизмами.
Процессы рентгеновского излучения для OB- звезд
Большинство массивных OB- звезд излучают относительно мягкое, стабильное рентгеновское излучение (0,5 кэВ) по сравнению со звездами с низкой массой (несколько кэВ). Они очень яркие, LX ∼ 1031-1033 ergs-1, но это рентгеновское излучение отражает только ∼ 10-7 их болотометрическую яркость.
Это отражает тот факт, что наиболее универсальный ударный механизм, который нагревает несколько процентов ветрового материала, обусловлен изменениями скорости в скорости ультразвуковых ветровых рентгеновских лучей от магнитных массивных акушерских звезд .
Низкие скорости скачкообразного прыжка этих встроенных ветровых разрядов (EWS) создают мягкое излучение, которое распространяется по всему ветру таким образом, что создает временнóй почти устойчивый рентгеновский поток и доплеровские (>1500 км/с) линии выбросов.
Массивные звездчатые двоичные файлы с столкновением между их взаимными ветрами вблизи конечной скорости (∼2000km/s) также в некоторых случаях могут привести к сильному излучению (LX ∼ 1031-1034) гораздо более тяжелых рентгеновских лучей (до 5-10кВ), которые часто будут сильно отличаться в зависимости от периода обращения .
Наконец, для звезд с магнитным полем на их поверхности рентгеновские лучи могут быть получены с помощью модели магнитного шока. В этой парадигме излучение управляемого звездой ветра направляется крупномасштабным дипольным магнитным полем таким образом, что материал вынужден течь по силовым линиям поля и сталкиваться вблизи вершин замкнутых контуров, создавая ударно-нагретый объем плазмы.
Хотя такие удары почти лоб в лоб, магнитное поле может ограничивать ветер только радиусом до Альфвена RA ≈ (BeqR⋆)1/2/(Mv˙ ∞)1/4 и ветер может не полностью ускориться до достижения вершины самой высокой петли. Поэтому рентгеновские лучи, как ожидается, будут мягче, чем бинарные, но все же более яркими и энергичными, чем одиночные немагнитные звезды. Кроме того, если магнитная ось наклоняется по отношению к оси вращения, можно наблюдать модуляцию рентгеновского излучения в течение периода вращения, как это видно на магнитной звезде типа O θ1 OriC.
Рентгеновские лучи от магнитных OB- звезд
Рентгеновские наблюдения важны для нашего понимания магнитных массивных звезд, поскольку они отслеживают горячий газ и создают ограничения на кинематику и удары в этих магнитосферах.
Рентгеновское излучение от популяции магнитных ПЗв в целом также может служить ориентиром для моделей магнитосфер путем изучения тенденций в освещенности рентгеновского излучения (и, в конечном счете, рентгеновской температуры) в зависимости от звездных/магнитных параметров, например, предсказанных в исследовании параметров, представленном Owocki et al. Такие исследования могут помочь объяснить широкий спектр рентгеновских свойств магнитных звезд, которые на первый взгляд не все соответствуют простой парадигме.
Для звезд без центробежной опоры магнитозахватываемого материала (динамическая магнитосфера) ожидается тенденция к увеличению рентгеновского излучения со скоростью потери массы (которая зависит от величины светового потока звездного болта), Для звезд с достаточно быстрым вращением, таким образом, что радиус Кеплера (RK; материал, принудительно вращающийся выше этого радиуса, центробежно поддерживается против силы тяжести) ближе к поверхности, чем радиус Альфвена , наблюдается та же тенденция со светимостью. Наблюдается также тенденция к увеличению яркости рентгеновского излучения в зависимости от размера поддерживаемого центром региона, что можно объяснить увеличением скорости скачков в результате центробежного ускорения.
