Ultrajasne źródła rentgenowskie (ULX) mają jasność Lx>1039 erg/s i nie znajdują się w jądrach galaktyk. Jasność definiująca tę klasę obiektów nie ma podstaw astrofizycznych, ale została wybrana jako odpowiadająca, w przybliżeniu, jasności Eddingtona czarnej dziury o masie 10 mas Słońca. ULX zostały zidentyfikowane w 1999 roku i początkowo panował konsensus, że zawierają one tzw. czarne dziury o masach pośrednich (z ang. IMBH), czyli czarne dziury z masami powyżej stu mas Słońca, co umieszczałoby je w kategorii źródeł pod-Eddingtonowskich. Jedynie nieliczni IMBH-sceptycy (przede wszystkim King et al. 2001) wskazywali, że ULX mogą być zwykłymi rentgenowskimi układami podwójnymi obserwowanymi w szczególnej fazie ich ewolucji gwiazdowej, podczas której gwiazda towarzysząca akreującemu ciału zwartemu (czarna dziura o masie gwiazdowej, gwiazda neutronowa lub biały karzeł) przekazuje mu masę w wyjątkowo wysokim (super-Eddingtonowskim) tempie. W takim przypadku obserwowana super-Eddingtonowska jasność musiałaby być tylko jasnością pozorną, wywołaną geometryczną kolimacją emitowanego promieniowania, ponieważ w reżimie superkrytycznym jasność rośnie tylko z logarytmem tempa akrecji. W 2014 roku ogłoszenie detekcji pulsara rentgenowskiego w ULX-2 w galaktyce M82 (Bachetti et al. 2014) natychmiast zakończyło kontrowersję na korzyść hipotezy akretora o masie gwiazdowej. Kluźniak i Lasota (2015) zwrócili uwagę na to, że pulsar (PULX) w ULX-2 jest nie tylko bardziej jasny niż wcześniej obserwowane pulsary rentgenowskie, ale także, że jego tempo przyspieszenia spinu (przyspieszenia częstości obrotu wokół własnej osi) jest co najmniej o rząd wielkości większe niż w dotychczas znanych układach i przewidzieli istnienie innych PULX-ów o podobnych własnościach, sugerując, że ULX P13 w galaktyce NGC 7793 należy do tej klasy obiektów. Zostało to potwierdzone, a do tej pory zaobserwowano 10 PULX-ów - wszystkie mają ultraduże tempa przyspieszenia spinu (patrz Rys. 1). W sumie zaobserwowano około 1800 ULX-ów (Rys2. przedstawia ULXy w galaktyce „Wir” – M51), w tym tylko jeden znajduje się w Galaktyce. Cztery z PULX-ów to układy podwójne typu Be-X, w których obserwuje się wybuchy promieniowania X, gdy ekscentryczna orbita gwiazdy neutronowej przecina dysk wokół-gwiazdowy masywnej gwiazdy Be. Takie układy stają się ULX-ami podczas tzw. gigantycznych wybuchów, co ilustruje, jak zwykłe pulsary rentgenowskie stają się PULX-ami, gdy są zalane akrecją super-Eddingtonowską.
W nowej pracy, opublikowanej w New Astronomy Reviews, Andrew King (Leicester, Amsterdam), Jean-Pierre Lasota (CAMK, IAP) i Matthew Middleton (Southampton) dokonują szczegółowego przeglądu najważniejszych obserwacji ULX-ów w różnych zakresach widmowych oraz w wielu skalach czasowych i przestrzennych. Omawiają ostatnie postępy w zrozumieniu istoty ULX-ów i aktualne pytania pozostające bez odpowiedzi. Przedstawiają i oceniają obecne modele ULX-ów w świetle informacji uzyskanych dzięki najnowszym obserwacjom. Zastosowanie tych modeli do ULX-ów zawierających gwiazdy neutronowe oferuje szczególnie rygorystyczne testy, ponieważ jest to jedyny przypadek, w którym masa akretora jest ustalona. Autorzy stwierdzili, że model promieniowania skolimowanego przez wiatr dyskowy jest zgodny z dużą ilością danych danych obserwacyjnych i z ogólnymi własnościami układów podwójnych. Biorąc pod uwagę, że model bąbli fotonowych nie wydaje się zbyt obiecujący, jest to jedyny model, który można bezpośrednio zastosować zarówno do akretoroów będącymi czarnymi dziurami, jak i do układów zawierająchych gwiazdy neutronowe. Popularny model PULXa-magnetara należy wykluczyć, ze względu na ultraduże przyspieszenie spinu tych ultrajasnych źródeł, które jest nie do pogodzenia z obserwowaną jasnością super-Eddingtonowską.
Bachetti M., et al., 2014, Nature, 514, 202. doi:10.1038/nature13791
King A., Lasota J.-P., Middleton M., 2023, NewAR, 96, 101672. doi:10.1016/j.newar.2022.101672
King A.R., et al., 2001, ApJL, 552, L109. doi:10.1086/320343
Kluzniak W., Lasota J.-P., 2015, MNRAS, 448, L43. doi:10.1093/mnrasl/slu200
