Линия Fe Kα (K-альфа железа) традиционно используется в астрофизических исследованиях для определения физического состава космических объектов. Эта спектральная линия рентгеновского диапазона возникает, когда электрон на внутренней K-оболочке иона железа, находящегося в фотосфере, внешнем светящемся слое звёздной атмосферы, выбивается в результате внешнего энергетического воздействия. Данная линия регулярно фиксируется в рентгеновских спектрах солнечных и звёздных вспышек. Однако доминирующий механизм, запускающий этот процесс ионизации, на протяжении многих лет оставался нерешённой проблемой в научном сообществе.
Для объяснения этого явления астрономы разработали две основные физические модели. Первая предполагала фотоионизацию рентгеновскими фотонами, испускаемыми горячей плазмой самой вспышки. Вторая базировалась на ударной ионизации высокоэнергетическими электронами, ускоряющимися на начальном этапе процесса вспышки.
С целью проверки этих гипотез и выявления истинной природы линии Fe Kα группа исследователей из Киотского университета организовала специальную наблюдательную кампанию. Результаты их работы были опубликованы в издании The Astrophysical Journal.
Объектом исследования была выбрана тройная звёздная система UX Овна (UX Arietis). Учёные провели многодневные синхронные наблюдения в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Для этого орбитальные обсерватории были задействованы как единый комплексный измерительный стенд. В процессе использовались рентгеновский инструмент НАСА NICER, установленный на борту Международной космической станции, и японский космический ультрафиолетовый телескоп Hisaki. Примечательно, что телескоп Hisaki изначально разрабатывался для спектроскопии планет Солнечной системы, однако исследователи доказали возможность применения этого аппарата и для изучения удалённых звёзд.
В ходе мониторинга системе удалось зафиксировать одну супервспышку. Анализ хронометража показал, что пик ультрафиолетового излучения появился раньше максимума рентгеновского излучения примерно на полтора часа. При этом было установлено, что пиковая интенсивность линии Fe Kα строго совпадает по времени с максимумом теплового рентгеновского континуума, генерируемого горячей плазмой вспышки, а не с пиком ультрафиолетового свечения, которое физически связано с активностью высокоэнергетических электронов.
Эти хронологические данные послужили однозначным доказательством того, что именно фотоионизация выступает доминирующим механизмом генерации линии Fe Kα во время звёздных вспышек. Процесс протекает следующим образом. Горячая плазма, удерживаемая магнитными полями в петлях звёздной вспышки, испускает рентгеновские фотоны, они достигают поверхности звезды и ионизируют атомы железа в фотосфере, что в итоге приводит к эмиссии исследуемой спектральной линии.
"Интересно, что давняя, нерешённая проблема в исследованиях солнечных и звёздных вспышек была решена благодаря скоординированным наблюдениям с помощью Hisaki и NICER, учитывая, что Hisaki изначально не был предназначен для изучения Солнца или других звёзд", — отмечает основной автор исследования Сюн Иноуэ.
Данная работа представляет собой первый прецедент, когда наблюдения с высоким временным разрешением позволили наглядно продемонстрировать этот механизм в условиях звёздной вспышки. Благодаря результатам исследования астрофизики получают в свое распоряжение надёжный метод инструментального контроля, анализ линии Fe Kα теперь можно использовать как диагностический маркер для точного определения пространственной локализации вспышек на поверхностях звёзд.
В ближайшем будущем научная группа планирует задействовать рентгеновский телескоп нового поколения XRISM. Этот аппарат обладает более высоким энергетическим разрешением, что позволит ещё точнее измерять параметры линии Fe Kα. Расширение инструментальной базы даст возможность изучать внутреннюю структуру и координаты вспышек с принципиально иной степенью детализации. Авторы работы рассчитывают, что полученные данные внесут существенный вклад в последующие исследования звёздной активности и характеристик экзопланет.