Kai iš geležies atomo išmušamas vidinio sluoksnio elektronas, likusieji, stengdamiesi užpildyti tuštumą, paskleidžia 6,4 kiloelektronvoltų energijos rentgeno spinduliuotę. Ši vadinamoji geležies Kα linija yra svarbus diagnostinis įrankis astronomijai. Ji aptinkama Saulės ir kitų žvaigždžių žybsnių spektruose ir gali padėti nustatyti žybsnio vietą ir dydį žvaigždės paviršiuje net be tiesioginių vaizdų. Tačiau kuris procesas išmuša tą elektroną – fotojonizacija rentgeno fotonais iš karštos žybsnio plazmos ar susidūrimai su didelės energijos elektronais žybsnio pradžioje?
Asociatyvi „Pixabay“ nuotr.
Ilgą laiką neturėjome net užuominų, kuris procesas dominuoja. Naujame tyrime pateikiamas aiškus atsakymas: svarbesnė yra fotojonizacija. Tyrimo autoriai keletą dienų vienu metu stebėjo trinarės žvaigždžių sistemos Avino UX superžybsnį dviem kosminiais teleskopais: NASA rentgeno teleskopu NICER, esančiu Tarptautinėje kosminėje stotyje, ir Japonijos ultravioletinių spindulių teleskopų „Hisaki“.
Superžybsnis paskleidė panašų kiekį energijos abiejuose stebėtuose ruožuose – keliasdešimt tūkstančių kartų daugiau, nei galingiausi Saulės žybsniai, – tačiau šviesio pasiskirstymas laike gerokai skyrėsi. Ultravioletinė spinduliuotė, kurią daugiausiai skleidžia aukštos energijos elektronai, pasiekė piką maždaug 1,4 valandos anksčiau nei rentgeno spinduliuotė. Geležies Kα linija intensyvumo piką pasiekė kartu su šiluminiu rentgeno maksimumu, o ne su ultravioletinės spinduliuotės piku. Tai aiškiai rodo, kad dominuojantis Kα linijos generavimo mechanizmas yra fotojonizacija: karšta plazma žybsnio kilpoje spinduliuoja rentgeno fotonus, kurie atsimuša į geležies atomus žvaigždės paviršiuje ir išmuša vidinius elektronus, sudarydami sąlygas Kα linijai formuotis.
Šis rezultatas leis astronomams nuo šiol naudoti geležies Kα linijos savybes kaip patikimą diagnostinį įrankį – pagal jos intensyvumą ir laiką galima nustatyti žybsnio geometriją ir vietą žvaigždės paviršiuje.
Tyrimo rezultatai publikuojami „The Astrophysical Journal“.
