Astronomen der Open University in Milton Keynes, Großbritannien und anderswo berichten über die Entdeckung eines neuen Be/Röntgen-Doppelsterns. Das neu entdeckte System mit der Bezeichnung 4XMM J182531.5–144036 weist eine anhaltende Röntgenemission auf. Der Befund wurde in einem Papier detailliert beschrieben veröffentlicht 4. Januar auf dem Preprint-Server arXiv.
Röntgendoppelsterne bestehen aus einem normalen Stern oder einem Weißen Zwerg, der Masse auf einen kompakten Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch überträgt. Basierend auf der Masse des Begleitsterns unterteilen Astronomen sie in Röntgendoppelsterne mit geringer Masse (LMXBs) und Röntgendoppelsterne mit hoher Masse (HMXBs).
Be/Röntgen-Binärdateien (Be/XRBs) sind die größte Untergruppe von HMXBs. Diese Systeme bestehen aus Be-Sternen und normalerweise Neutronensternen, einschließlich Pulsaren. Beobachtungen haben ergeben, dass die meisten dieser Systeme eine schwache anhaltende Röntgenemission aufweisen, die durch mehrwöchige Ausbrüche unterbrochen wird.
4XMM J182531.5–144036 wurde erstmals im April 2008 mit dem XMM-Newton-Satelliten der ESA als harte Röntgenquelle entdeckt. Da seine Natur noch nicht bekannt ist, hat ein Team von Astronomen unter der Leitung von Andrew Mason Jr. von der Open University die verfügbaren Daten von XMM-Newton, der NASA-Raumsonde Chadra, dem Very Large Telescope (VLT) und dem galaktischen Flugzeug UKIDSS (UKIRT Infrarot Deep Sky Survey) analysiert Umfrage, um diese Quelle zu untersuchen.
Die Studie ergab, dass die Position von 4XMM J182531.5–144036 mit einem Infrarotobjekt übereinstimmt, das im Vergleich zu den Spektren früher Zwerg- oder Riesensterne vom B-Typ einen Nahinfrarotüberschuss aufweist. Auch dieses Objekt weist eine starke Wasserstoffemissionslinie auf. Die Forscher stellten fest, dass diese Eigenschaften charakteristisch für Be-Sterne sind.
Darüber hinaus wurde eine kohärente Röntgenpulsation von 4XMM J182531.5–144036 mit einer Periode von 781 Sekunden festgestellt. Das Vorhandensein einer solchen Pulsation ist typisch für BeXRB-Pulsare. Die Astronomen fügten hinzu, dass das Röntgenpulsprofil asymmetrisch sei, was bei Röntgenpulsaren zu beobachten sei und Informationen über die Magnetfeldstruktur des Neutronensterns liefern könne.
Der Veröffentlichung zufolge ist die Röntgenpulsation in weit auseinander liegenden XMM-Newton- und Chandra-Beobachtungen mit demselben Profil zu beobachten. Dies weist darauf hin, dass die Röntgenemission wahrscheinlich anhaltend ist.
Die Umlaufzeit von 4XMM J182531.5–144036 liegt nach Berechnungen der Forscher im Bereich von 250–500 Tagen. Es wurde festgestellt, dass die Umlaufbahn des Systems eine geringe Exzentrizität aufweist.
„Wir kommen daher zu dem Schluss, dass 4XMM J182531.5–144036 ein neu identifiziertes persistentes, langperiodisches Be/Röntgen-Binärsystem ist“, schrieben die Autoren der Studie.
Die Astronomen schätzen, dass die Entfernung zu 4XMM J182531.5–144036 zwischen 3.300 und 23.00 Lichtjahren beträgt. Sie stellten jedoch fest, dass das System zu schwach ist, um vom ESA-Satelliten Gaia entdeckt zu werden, sodass keine unabhängige Entfernungsschätzung verfügbar ist.
Mehr Informationen:
AB Mason et al, 4XMM J182531.5–144036: Eine neue persistente Be/Röntgen-Binärdatei gefunden
im Rahmen der zufälligen XMM-Newton-Umfrage, arXiv (2024). DOI: 10.48550/arxiv.2401.02468
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