Mikrokvasarer (røntgen-binære stjerner [1] ) er binære stjernesystemer, hvor resten af den første stjerne, komprimeret til et mørkt kompakt objekt (såsom en neutronstjerne eller et sort hul ), er gravitationsbundet til en anden almindelig stjerne , som bevæger sig i en stram bane omkring den første komponent [2] .
I mikrokvasarer ophobes stof på en neutronstjerne eller et sort hul , ledsaget af sporadiske udbrud af nærlys (eller, i nogle tilfælde, med tilsyneladende superluminal ) hastighed af stofstråler - de såkaldte. jetfly , som giver et observeret billede tæt på det, der er observeret i tilfælde af kvasarer (tiltagende supermassive sorte huller i galaksernes centre).
For første gang blev navnet "mikroquasar" anvendt på røntgenkilden Scorpion X-1 , som har jetradioemissioner, der morfologisk ligner meget de relativistiske emissioner fra radiolyse kvasarer. Et af de karakteristiske eksempler på mikrokvasarer er objektet SS 433 [1] .
Mikrokvasarer observeres som variable kilder i røntgen- og radioområdet, mens de i røntgenområdet er kompakte kilder med super- Eddington-lysstyrke , og i radioområdet er de udvidede par kilder - jetfly med radioemitterende bundter med en synkrotronemissionsmekanisme og relativistiske emissionshastigheder. Mikrokvasarer er variable kilder i både radio- og røntgenbåndene; levetiden for bundter, der udsender i radiobåndet, varierer fra flere dage til flere uger. På grund af kildens kompakthed er røntgenstrålingen karakteriseret ved hurtig variabilitet, udviklingstiden for røntgenudbruddet af "klassiske" mikrokvasarer (GRS1915+105) er få minutter, mens kvasi-periodiske svingninger med en periode på titusinder af sekunder observeres i røntgenområdet.
Den første sådan genstand blev opdaget i 1978, da to astronomer fra University of Cambridge, der ledte efter supernova-rester, opdagede en kilde til usædvanlig radio- og røntgenstråling i stjernebilledet Aquila, som de kaldte SS-433 [3]