Mjuk röntgentransient
Mjuka röntgentransienter ( SXTs ), även känd som röntgennovaer och svarta hålsröntgentransienter, är sammansatta av ett kompakt objekt (oftast ett svart hål men ibland en neutronstjärna ) och någon typ av "normal", lågmassastjärna (dvs. en stjärna med en massa på någon bråkdel av solens massa). Dessa objekt visar dramatiska förändringar i deras röntgenstrålning, troligen producerad av variabel överföring av massa från den normala stjärnan till det kompakta objektet, en process som kallas för ackretion . I själva verket "slukar" det kompakta föremålet upp den normala stjärnan, och röntgenstrålningen kan ge den bästa bilden av hur denna process sker. Det "mjuka" namnet uppstår för att det i många fall finns en stark mjuk (dvs lågenergi) röntgenstrålning från en ansamlingsskiva nära det kompakta föremålet, även om det finns undantag som är ganska hårda.
Mjuka röntgentransienter Cen X-4 och Aql X-1 upptäcktes av Hakucho , Japans första röntgenastronomisatellit som var röntgensprängare .
Under aktiva ackretionsepisoder, kallade "utbrott", är SXT:er ljusa (med typiska ljusstyrkor över 10 37 erg/s). Mellan dessa episoder, när ackretionen saknas, är SXTs vanligtvis mycket svaga, eller till och med omöjliga att observera; detta kallas det "vila" tillståndet.
I tillståndet "utbrott" ökar systemets ljusstyrka med en faktor 100–10000 i både röntgenstrålar och optiskt. Under utbrott är en ljusstark SXT det ljusaste objektet på röntgenhimlen, och den skenbara magnituden är cirka 12. SXT:erna har utbrott med intervall på decennier eller längre, eftersom endast ett fåtal system har visat två eller flera utbrott. Systemet försvinner tillbaka till stillastående på några månader. Under utbrottet är röntgenspektrat "mjukt" eller domineras av lågenergiröntgenstrålar, därav namnet Soft X-ray transients.
SXT:er är ganska sällsynta; cirka 100 system är kända. SXT:er är en klass av binärer för röntgen med låg massa . En typisk SXT innehåller en av K-typ som överför massa till ett kompakt föremål genom en ackretionsskiva . I vissa fall är det kompakta föremålet en neutronstjärna , men svarta hål är vanligare. Typen av kompakt föremål kan bestämmas genom observation av systemet efter ett utbrott; resterande termisk emission från ytan av en neutronstjärna kommer att ses medan ett svart hål inte kommer att visa resterande emission. Under "vila" ackumuleras massa till skivan, och under utbrott faller det mesta av skivan in i det svarta hålet. Utbrottet utlöses när densiteten i accretionskivan överstiger ett kritiskt värde. Hög densitet ökar viskositeten, vilket resulterar i uppvärmning av skivan. Ökande temperatur joniserar gasen, ökar viskositeten, och instabiliteten ökar och fortplantar sig genom skivan. När instabiliteten når den inre ackretionsskivan stiger röntgenljusstyrkan och utbrottet börjar. Den yttre skivan värms ytterligare upp av intensiv strålning från den inre ackretionsskivan. En liknande rinnande uppvärmningsmekanism fungerar i dvärgnovaer .
Vissa SXTs i vilotillstånd visar termisk röntgenstrålning från ytan av en neutronstjärna med typiska ljusstyrkor ~(10 32 —10 34 ) erg/s. I så kallade "kvasi-persistent SXTs", vars perioder av ackretion och vila är särskilt långa (i storleksordningen år), kan kylningen av den ackretionuppvärmda neutronstjärnskorpan observeras i stillastående. Genom att analysera de vilande termiska tillstånden hos SXT:erna och deras jordskorpans kylning kan man testa de fysiska egenskaperna hos den supertäta materien i neutronstjärnorna.