Mikrokvasarer (röntgen-dubbelstjärnor [1] ) är binära stjärnsystem där resten av den första stjärnan, komprimerad till ett mörkt kompakt föremål (som en neutronstjärna eller ett svart hål ), är gravitationsmässigt bunden till en andra vanlig stjärna , som rör sig i en snäv bana runt den första komponenten [2] .
I mikrokvasarer ansamlas materia på en neutronstjärna eller ett svart hål , åtföljt av sporadiska utbrott av nära-ljus (eller, i vissa fall, med uppenbar superluminal ) hastighet av materia jetstrålar - de så kallade. jets , vilket ger en observerad bild som ligger nära den som observerats i fallet med kvasarer (ackreterande supermassiva svarta hål i galaxernas centrum).
För första gången applicerades namnet "mikroquasar" på röntgenkällan Scorpion X-1 , som har jetradioemissioner som morfologiskt liknar de relativistiska emissionerna från radioljusa kvasarer. Ett av de karakteristiska exemplen på mikrokvasarer är objektet SS 433 [1] .
Mikrokvasarer observeras som variabla källor i röntgen- och radioområdet, medan de i röntgenområdet är kompakta källor med super- Eddington-ljusstyrka och i radioområdet är de utökade parkällor - jetstrålar med radioemitterande buntar med en synkrotronemissionsmekanism och relativistiska emissionshastigheter. Mikrokvasarer är variabla källor i både radio- och röntgenbanden; livslängden för gäng som sänder ut i radiobandet sträcker sig från flera dagar till flera veckor. På grund av källans kompakthet kännetecknas röntgenstrålningen av snabb variabilitet, utvecklingstiden för röntgenskuren av "klassiska" mikrokvasarer (GRS1915+105) är några minuter, medan kvasiperiodiska svängningar med en period av tiotals sekunder observeras i röntgenområdet.
Det första objektet av detta slag upptäcktes 1978, när två astronomer från University of Cambridge, som letade efter supernovarester, upptäckte en källa till ovanlig radio- och röntgenstrålning i konstellationen Aquila, som de kallade SS-433 [3]