Авторы рапортуют об обнаружении упорядоченной структуры магнитного поля на расстоянии 6 шварцишльдовских радиусов от Стрельца A*. Также обнаружена переменность, связанная с этой структурой.

Результат получен на длине волны 1.3 миллиметра с помощью интерферометрии со сверхдлинной базой (проект Event Horizon Telescope). Основные результаты видны на красивом рис. 3 в статье.

Хотя мы не можем рассмотреть аккреционные диски - они слишком маленькие, - в некоторых затменных системах можно строить их карты. При этом обнаруживается много интересных структур: спиральные волны, эллиптическая форма диска и т.д. В обзоре дается достаточно полное описание того, как это делают. С картинками.

Очень подробное описание. Настоящая радость для студентов. Более 200 только пронумерованных формул на менее чем 40 страницах. Если бы студенты себе такие шпаргалки ставили, то за это сразу надо зачет давать.

Прошлогодняя статья. Даже попала в мои "итоги года". Наконец-то авторы положили ее в Архив.

Это, пожалуй, одно из двух самых сильных свидетельств, что в некоторых (!) ультрамощных источниках действительно сидят черные дыры промежуточных масс (второй пример - источник HLX-1, про него в 2014 тоже были работы. и тож попали в итоги года).

Наконец-то появилась очень важная статья. Люди годами спорили: сидят ли в ультрамощных рентгеновских источниках (УМРИ) обычные черные дыры или черные дыры промежуточных масс. А тут наглядно показано, что в одном из УМРИ сидит нейтронная звезда!

В данном случае, по всей видимости, мы видим сильно направленное излучение (как в прожекторе), поэтому нам кажется, что источник имеет большую полную светимость. Но на самом деле не во все стороны он светит так сильно.

Как бы то ни было, источник очень интересный.

Для одного из ультрамощных источников получен хороший верхний предел на массу черной дыры. Он равен 15 солнечным массам. Т.е., это обычная черная дыра (не промежуточной массы). Соответственно, авторы полагают, что тут речь идет о сверхкритической аккреции.

Полезный обзор по аккреции на черные дыры. Обзор без формул. Мне кажется, особенно полезно будет студентам, которые пытаются разобраться с формулами по другим обзорам и работам, т.к. здесь ясно показаны основные идеи и принципы, которые не всегда ясны новичкам прямо из формул.

Краткий, но емкий обзор по взаимодействию вещества в диске с магнитным полем аккретора (в основном, конечно, речь идет о нейтронных звездах, но не только). Всем, кто близок к теме, рекомендуется.

Большой обзор по физике аккреции. Но речь идет не о плотных дисках, состоящих из относительно холодного вещества, а о течении горячего газа. Такие системы чато связаны с ветрами и струйными истечениями. Видимо, именно такая ситуация актуальна для центра нашей Галактики. В общем - интересно. Хотя обзор, все-таки, для специалистов (и теоретиков, и наблюдателей, т.е. с точки зрения теоретика статья не перегружена формулами и изобилует отсылками к фактическим данным).

Обзор является частью сборника по аккреции на черные дыры и посвящен тому, как с помощью наблюдений можно что-то узнать о параметрах аккреционных течений. Статья получилась, на мой взгляд, довольно "лоскутной", т.е. цельной картины из нее не возникает. Тем не менее, тем, кто по своей тематике близок к обсуждающимся вопросам, будет полезно и местами интересно.

Типично астрономическое открытие: вспыхнуло неизвестно что, неизвестно где, да ив спыхнуло как-то по-новому.

Изучая архивные данные Чандры, авторы обнаружили транзиент. Расстояние неизвестно, в других диапазонах никаких данных, транзиент "из пустого места", но вблизи есть галактика М86. Авторы полагают, что совпадение не случайно. И на этом строят свою интерпретацию (приливной разрыв белого карлика черной дырой промежуточной массы - около 10 000 масс Солнца, - в слабом шаровом скоплении, которое не видно). Но авторы понимают, что интерпретация отчасти построена на песке, а потому обсуждают и другие варианты.

Хороший обзор по аккреции на черные дыры. Без ненужных деталей, но при этом все самое важное включено. Как раз для студентов.

Подробно изложена новая модель квазисферической аккреции. Она позволяет успешно описать некоторые наблюдательные проявления аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах, которые ранее выглядели довольно загадочно.

Существенно, что статья принята в УФН, т.е. будет и доступный по сети вариант на русском языке.

По сути, все сказано названием и именем автора. Добавлю только, что есть еще задачи (без решений) и полезное приложение (студенты оценят).

Почему тонкие диски вокруг черных дыр лежат в плоскости экватора - было ясно. А вот толстые ... Авторы представляют результаты численного моделирования. Согласно им и толстые диски ложатся в экваториальную плоскость. Если черная дыра достаточно быстро вразается, то внутренни части диска одатся в экваториальную плоскость, джеты бьют перпендикулярно ей (в направлении оси вращения), и. в итоге, и внешние части диска принимают "правильное" положение.

Заголовок не вполне отражает суть, а отражает выраженную в конце обзора надежду. Тем не менее. В заметке полно, но достаточно популярно рассмотрены многие интересные эффекты, наблюдающиеся у источников с аккрецирующими черными дырами и связанные с эффектами сильной гравитации.

Одним из самых непонятных процессов в эволюции тесных двойных систем остается стадия с общей оболочкой. На этой стадии орбита системы должна существенно уменьшаться, но детали остаются неясными. В обзоре представлено современное состояние дел. Причем, авторы пытаются делать упор не на наблюдения или популяционный синтез, а на физическое понимание процессов.

Первый аккрецирующий миллисекундный пульсар был идентифицирован в 1998 году. Сейчас их известно 14. Таких объектов должно быть довольно много, но обнаружить миллисекундные пульсации у таких рентгеновских источников непросто.

В обзоре дается подробный обзр как наблюдательных данных, так и понимания физики процессов, протекающих в этих источниках. В частности, детально рассматриваются термоядерные вспышки и квазипериодические осцилляции.

Существует один красивый эффект. Допустим, мы наблюдаем линзированный квазар. Т.е., на пути луча от далекого квазара есть галактика, выступающая в роли гравитационной линзы. А в этой галактике есть звезды. Так вот, становится вероятным микролинзирование квазара на звездах галактики-линзы. В оптике это регулярно наблюдается. Удивительно то, что это позволяет восстановить размер диска, видимого в разных длинах волн. По сути, можно определять структуру диска - тестировать модели аккреции. теперь это возможно и в рентгеновской области.

Речь идет об аккрецирующих компактных объектах в тесных двойных системах. В некоторых из таких систем поток рентгеновского излучения то возрастает, то уменьшается. Состояние с низким потоком называют спокойным. Давно обсуждается, можно ли надежно отличить систему с нейтронной звездой от системы с черной дырой. Авторы делают новый важный шаг в этом направлении.

У систем с нейтронной звездой рентгеновская светимость выше ультрафиолетовой, у черных дыр - наоборот. Отношение потоков должно лучше дискриминировать между системами с черными дырами и нейтронными звездами. И причина должна быть более хитрой, чем просто разница в темпе аккреции.

В короткой заметке во-первых рассказывается, чем так важна статья Н.И. Шакуры и Р.А. Сюняева (1973), посвященная теории дисковой аккреции (до публикации результатов работы спутников COBE и WMAP это была самая цитируемая статья в астрофизике, а сейчас работа остается самой цитируемой публикацией отечественных ученых). Во-вторых, описано, какие основные (на взгляд автора) события в развитии теории дисковой аккреции произошли за последние десятилетия, прошедшие после публикации статьи Шакуры и Сюняева.

Доплеровская томография - потрясающий метод, позволяющий "увидеть", как движется вещество в двойных системах. Наблюдая, как смещаются спектральные линии в течение орбитального периода двойной, можно в некотором смысле построить карту этой системы. В полную силу метод заработал в конце 80-х, хотя первые шаги нужно отнести к 60-м годам. В обзоре рассмотрена история развития методики.

Авторы используют потрясающую методику, позволяющую получать оценки аккреционных дисков квазаров, наблюдая их микролинзирование на звездах далеких галактик. Редко такие оценки получаются достаточно точными, но используя два десятка квазаров, авторы определяют средний размер. Он оказывается порядка 4 световых дней. Это существенно больше, чем предсказывает стандартная теория Шакуры-Сюняева для наиболее вероятных параметров.

Как известно, наша сверхмассивная черная дыра иногда "всхрапывает". Причины такое слабой нерегулярной активности неизвестны. Авторы развивают одну из моделей. Она состоит в том, что разрушение и испарение астреода с размером километров в 10 способно объяснить вспышки. Для разрушения астероиду надо подобраться примерно на 1 а.е. от дыры. Там есть аккреционный поток, что приводит в испарению фрагментов. зредко могут разрушаться и более крупные тела. Авторы обсуждают возможность того, что активность центра галактики, имевшая место около 300 лет назад, может быть связана с разрушением планеты размером с Юпитер.

Авторы развили новую модель квазисферической аккреции. Существеннейшим моментом является то, что удалось получить реалистичные значения магнитных полей по параметрам изменения периодов вращения нейтронных звезд, а также описать корреляции между изменениями периода и светимости.

Впервые исследован источник, у которого основная доля излучения приходит из областей, крайне близких к горизонту черной дыры. У этой сейфертовской галактики в активном ядре большая часть излучения в диске генерируется на растоянии менее двух гравитационных радиусов от сингулярности. Т.е. речь идет об области, удаленной менее чем на один гравитационны радиус от горизонта событий. Разумеется, обсуждаются и другие интерпретации данных, но, по мнению авторов, они менее вероятны.

Стадия общей оболочки очень важна в эволюции двойных. Она возникает, когда вещество "переливается через край". Обычно в расчетах эту стадию параметризуют. Автор дает обзор того, что мы знаем об этой стадии и приходит к выводу, что обычной параметризацией пользоваться плохо. Зато мы хорошо понимаем физику стадии с общей оболочкой.

Впервые удалось получить (пусть и модельно зависимую) информацию о структуре аккреционного потока внутри радиуса Бонди (т.н. радиус гравитационного захвата) для сверхмассивной черной дыры вне нашей Галактики. Авторы восстанавливают распределение плотности и температуры вплоть до 0.2 радиуса Бонди. Это удается сделать, поскольку дыра достаточно массивная (чуть больше миллиарда масс Солнца), а галактика близкая (менее 10 Мпк). Кроме того, ядро не очень яркое и не проявляет бурной струйной активности.

Задачей является определение того, какая из теоретических моделей аккреции наиболее адекватно описывает реальность. К сожалению, пока разрешения все-таки не хватает. Во-первых, хотя качественно структуру потока авторы и восстановили, но точность еще недостаточно велика, чтобы начать отбрасывать модели. Во-вторых, на расстоянии около 0.1-0.2 радиусов Бонди поток еще может только выходить на асимптотические решения, которые фигурируют в теориях. Тем не менее, результат очень интересный. Может быть NuSTAR даст окончательный ответ.

Многие компактные объекты в тесных двойных системах показывают транзиентную активность. Т.е., они то имеют высокую светимость, то уходят в спокойное состояние. В спокойном состоянии источники с нейтронными звездами и с черными дырами имеют разные свойства. На нейтронную звезду трудно сбросить вещество "по-тихому". Поэтому в среднем черные дыры в спокойном состоянии имеют светимости на два порядка меньше, чем нейтронные звезды. Но не все.

Авторы рассказывают о системе GS 1354-64, которая в спокойном состоянии имеет высокую (типичную для нейтронных звезд) светимость. При этом со всех остальных точек зрения (включая определение массы) это отличный кандидат в черные дыры. По всей видимости, объяснение следует искать в свойствах аккреционного диска этой системы.

Большой, подробный, местами очень технический обзор по аккреции на черные дыры. Описаны все основные типы аналитических решений, а также некоторые численные модели.

Очень полезный (для студентов) обзор. Хорошо излагаются основы. Описано, как изучают спектры, как они формируются, как наблюдаются, как данные наблюдений обрабатывают. Какие модели используют, что за физика стоит за этими моделями и т.д и т.п. При этом обзор абсолютно не перегружен. Идеально для студентов в качестве очнь хорошего введения.

У меня такие работы вызывают бурный восторг: за счет микролинзирования удается непосредственно изучать свойства дисков квазаров в оптическом дивапазоне. Это дает уникальные данные о параметрах аккреции, позволяет выбирать между аккреционными моделями. Так самая простая стакндартная модель тонкого диска Шакуры-Сюняева проходит лишь в одном (единственный радиояркий квазар в выборке) из 12 случаев.

В лекции описана физика аккреционных дисков и некоторые астрофизические приложения, в основном связанные с тесными двойными системами с компактными объектами. Все начинается с совсем простых базовых вещей, что очень удобно для первого знакомства с темой.

Сверхмассинвая черная дыра в центрге Галактики (источник Стрелец А*) светит мало, но периодически происходят вспышки в рентгене и ИК, когда светимость возрастает на два с лишним порядка. Природа вспышек неясна. Авторы предлагают свою модель.

В их модели вспышки связаны с пересоединением силовых линий, т.е. выделяется энергия магнитного поля в аккреционном потоке (точнее, в области последней устойчивой орбиты).

ISCO - последняя устойчивая орбита. Обычно полагают, что диск вокруг черной дыры обрывается там. В частности, наблюдая флуоресцентную линию железа при разных светимостях, полагают, что можно определять именно ISCO (а оттуда всякие полезные параметры черной дыры). Все это так, пока светимость заметно меньше критической (эддингтоновской). Авторы рассматривают, что происходит, когда светимость близка к эддингтоновской.

Если темп аккреции больше 0.3 от критического, то постепенно радиус, измеряемый по линии железа, становится (согласно результатам, приводимым в статье) заметно меньше радиуса ISCO. При темпе, близком к эддингтоновсокму, получить какую-то разумную оценку радиуса внутреннего края диска по линии уже нельзя.

Большой обзор, в которым описан комплекс данных, полученным в оптическом и инфракрасном диапазонах, свидетельствующий в пользу наличия струйных истечений от аккрецирующих черных дыр в тесных двойных системах.

Авторы получили детальные спектроскопические данные для кандидата в черные дыры GX 339-4. В частности, хорошо промеряна линия железа. Фитирование линии позволяет определить внутреннюю границу аккреционного диска. Это довольно стандартная методика. Новизна состоит в том, что такие измерения проводились для данного источника, когда он имел светимость в разы и десятки раз выше, чем в случае описываемых наблюдений. Показано, что радиус внутренней границы диска при низкой светимости существенно выше, чем при более высоких. Т.е., впервые отчетливо продемонстрировано, что, как и предполагалось в стандартных моделях, на низкой светимости диск существенно отстоит от черной дыры. Соответственно, меняется режим течения во внутренних областях, непосредственно прилегающих к черной дыре.

См. также arxiv:0911.2306

Хороший обзор по массивным рентгеновским двойным. Особое внимание уделено вриациям периода вращения нейтронной звезды, которые могут быть связаны с аккреционными процессами (неоднородности в звездном ветре, образование дисков, flip-flop неустойчивость).

Вещество протозвездных дисков может быть достаточно ионизованно, чтобы магнитные поля были сильно связаны с веществом. Тогда поведение диска должно описываться уже магнитогидродинамикой.

В обзоре, начиная с самых азов, выписываются основные уравнения. Пока, наконец, автор не приходит к уже достаточно сложным моделям. В итоге в обзоре почти 200 формул. Желающие разобраться приглашаются.

Существует очень красивый эффект микролинзирования аккреционного диска квазара на звездах в галактике-линзе. Это позволяет (конечно, модельно зависимым образом) определить размер диска. Причем, это можно сделать в разных длинах волн. Последнее позволяет дать ограничения на модель аккреции, т.к. в каждой из них есть теоретические предсказания по этому поводу.

Авторы представляют детальный анализ очередного линзированного квазара. На этот раз, по их заявлению, им удалось получить достаточно сильные ограничения на модели аккреции. Как и ожидалось, альфа-модели Шакуры-Сюняева напрямую плохо приложимы к активным ядрам (диски доминированы излучением).

Гиперакреция на черные дыры может реализовываться сразу после коллапса или же после слияния двух компактных объектов. Как известно, именно в таких системах, согласно современной картине, возникают гамма-всплески.

Обзор написан очень понятно, поэтому его можно смело всем рекомендовать. Также про аккрецию на черную дыру, но только после слияний, см. свежую оригинальную статью arxiv:0810.2535.

Дается обзор результатов по наблюдениям рентгеновских пульсаров на спутнике INTEGRAL. Наиболее интересно описание зависимости энергии циклотронной линии от светимости (это измерено для трех источников). Также рассматривается эволюция периодов и зависимость доли пульсирующего от различных параметров.

Известно, что центральная черная дыра нашей Галактики - Sgr A* - демонстрирует вспышечную активность в разных диапазонах. В статье авторы говорят о возможности обнаружении структур, находящихся совсем близко к горизонту событий, по наблюдениям на субмиллиметровых волнах с помощью интерферометров с большой базой. Пока такие интерференционные системы еще не заработали, но это дело совсем недалекого будущего.

Авторы численно исследуют аккрецию из звездного ветра на компактный источник в тесных двойных системах. Особое внимание уделяется системе Vela X-1. Авторы не только детально считают гидродинамику, но и аккуратно моделируют спектр.

Не устаю удивляться, какие возможности дает гравитационное микролинзирование для изучения неразличимых с помощью современных приборов объектов. Идея проста, продставьте себе линзирование далекого квазара: есть квазар, есть мы, а между нами галактика, выступающая в роли линзы. Но в этой галактике есть звезды. И они могут давать эффект микролинзирования. Источником в данном случае является аккреционный диск вокруг сверхмассивной черной дыры в квазаре. В результате, мы можем получать оценки размера излучающей части диска. Это использовалось для проверки моделей диска (модель Шакуры-Сюняева хорошо подходит), для изучения корреляции размера диска с массой черыной дыры и т.д. В очередной статьей авторы изучают линзирование в рентгеновском диапазоне, что довольно нетривиально. Можно оценить размер излучающей области. Результат (менее 6 граврадиусов) налагает существенные ограничения на модели корон дисков в активных ядрах.

Рассматриваются астрофизические джеты и роль магнитного поля в их формировании, а также его влияния на наблюдаемые свойства. В частности, роль магнитного поля велика в "запуске" джета: энергия гравитационного поля перекачивается в энергию вращения в основании джета, а та, с помощью магнитного поля, уже переходит в кинетическую энергию струи.

Существенно, что Спруиту опять удается сочетать строгое изложение с понятным описанием с помощью простых формул.

В галактике NGC 4258 благодаря наличию мазерных источников в аккреционном диске вокруг черной дыры, мы можем получать хорошие данные о внутреннем парсеке. Это довольно редкий случай, т.к., изучив сотни галактик, других подобных систем найдено мало (всего мегамазерных галактик известно около сотни - пять процентов от исследованных, - но столь "качественных" - 4-5 штук. Исследования таких мегамазерных систем в диске позволяет получать очень точные оценки масс черных дыр и определять расстояния до галактик.

Красивый результат. Авторы показывают, что при слиянии двух сверхмассивных черных дыр будут интересные наблюдательные эффекты в электро-магнитном излучении.

Сверхмассивные черные дыры сливаются при слияниях галактик. Поэтому вокруг дыр не пусто - много газа. Соответственно, будет аккреционный диск. Именно в диске и будет происходить диссипация энергии гравволн. Оказывается, что хотя волны будут очень слабо "раскачивать" диск, тем не менее этого достаточно, чтобы за недели (а то и годы) до полного слияния возникал наблюдаемый сигнал. Кроме того, конечно же должен быть сигнал и от самого слияния. Интересно, что он придет к нам на несколько часов (или даже дней) позже гравитационного сигнала (пока там диск переконвертирует гравитационные волны в электро-магнитные).

Так что авторы полагают, что во-первых, можно надеяться увидеть сливающиеся черные дыры и до LISA (хотя, разумеется, LISA тут ничем не заменишь: увидеть сигнал, косвенно связанный со слиянием, совсем не тоже самое, что увидеть сам гравитационно-волновой сигнал). Во-вторых, уже после запуска LISA стоит ловить электро-магнитные сигналы, соответствующие наблюдающимся гравитационно-волновым.

Аккреция на нейтронные звезды и черные дыры идет не ровным спокойным потоком. Есть турбулентные движения, различные неустойчивости и тп. Все это отражается на кривой блеска источника, на тайминге и тд. Разумеется, астрономы "оборачивают" задачу: по таймингу, по наблюдениям флуктуаций светимости и другим меняющимся характеристикам они пытаются узнать что-то новое о процессе аккреции. О некоторых новостях в таких исследованиях можно узнать их обзора.

См. также статью arxiv:0802.0376, посвященную аналогичному вопросу, но только исключительно для систем с черными дырами.

Развитие техники наблюдений в рентгеновском диапазоне позволяет детально изучать достаточно слабые источники в двойных системах со светимостью порядка 10³⁵ эрг/с. Среди них есть и сильно переменные источники, и объекты с достаточно стабильной светимостью. По-видимому, большинство является нейтронными звездами. Некоторые из них могут являться прародителями миллисекундных радиопульсаров. Этот последний момент делает такие системы особенно интересными. Кроме того, в некоторых случаях мы можем получать информацию о внутреннем строении нейтронных звезд, если наблюдается тепловое излучение, связанное не с аккрецией, а с запасенным теплом и пикноядерными реакциями.

Как известно, в центре нашей галактики находится сверхмассивная черная дыра (с массой несколько миллионов солнечных). Как известно, дыра наша весьма неактивна: ее светимость мала в сравнении с эддингтоновским пределом для такой массы. Как известно, с ней связан источник Sagittarius A*. Как известно, этот источник вспыхивает. Как известно, причина вспышек неизвестна.

Авторам удалось отнаблюдать одну из вспышек сразу в четырех диапазонах с помощью первоклассных инструментов. Можно надеяться, что эти данные таки помогут теоретикам построить окончательную модель вспышек.

См. также arxiv:0712.2882, где "конкурирующая фирма" обсуждает ту же вспышку. Этой группе удалось отнаблюдать ее и на VLA.

Существует такая проблема: как быстро вырастить из зародышевых черных дыр сверхмассивные объекты в центрах галактик? Дело в том, что просто "напихать" вещество внутрь дыры за счет аккреции нельзя, т.к. при аккреции выделяется энергия, и этот поток излучения остановит аккрецию (точнее отрегулирует ее в соответствии с т.н. Эддингтоновским пределом, определяемым массой черной дыры).

Авторы рассматривают аккрецию на черную дыру из плотной газовой оболочки. Это похоже на ситуацию, в которой начинается рост массы черных дыр в центрах молодых галактик. За счет отвода энергии конвекцией, авторам удается обеспечить достаточно высокий рост массы. Так можно дорастить массу до нескольких тысяч солнечных за миллион лет. Потом оболочка, в которой идет конвекция, рассеивается. Это важный этап в процессе увеличения массы черных дыр. Вероятно, наблюдения на космическом телескопе следующего поколения могут дать ответ на вопрос реализуется ли такой сценарий в действительности.

Большой подробный обзор. Причиной для его написания послужил рост данных по тесным двойным системам с компактными объектами. Благодаря многоволновым наблюдениям - от радио до гамма - удается получать данные о поведении и дисков, и джетов. Что, в свою очередь, позволяет строить модели, в которых завязана эволюция диска и джета.

По данным о микролинзировании на волнах от 0.4 до 8 микрон удалось определить размер диска квазара HE1104-1805 на разных длинах волн (см. также следующую статью).

Совершенно поразительное, с моей точки зрения, дело! Удается прощупывать (в оптике!) аккреционные диски квазаров. Речь идет о наблюдение структур размером менее 10¹⁶ сантиметров с расстояний более 10²⁶ сантиметров. Удается это благодаря микролинзированию.

Мы привыкли к тому, что микролинзирование наблюдается у нас в Галактике или в ее ближайших спутниках. Но, оказывается, оно может сработать и в других ситуациях.

Наблюдаются квазары, линзируемые галактиками. Это сильное линзирование. Но в галактиках есть звезды. И именно они могут давать эффект микролинзирования, позволяющий прощупать диск квазара!

Более того, удается показать, что размер диска квазара связан с массой черной дыры.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

У известного кандидата в черные дыры Cyg X-1 существует модуляция излучения с периодом около 150 дней. Это много больше орбитального периода. Благодаря новым данным авторы получили возможность достаточно подробно исследовать эту переменность. Вероятнее всего, мы имеем дело с прецессией аккреционного диска. Такое явление наблюдается и у другой известной системы - SS 433. Вообще, системы очень похожи! Только режимы аккреции разные.

Небольшой обзор по рентгеновским наблюдениям УМИ. Разумеется, автор обсуждает обе гипотезы о природе этих источников (черные дыры промежуточных масс или же обычные "звездные" черные дыры), но обзор все-таки именно что наблюдательный, и в этом его достоинство. Не защищая ни одну из гипотез, автор излагает основные факты и рассматривает, как они укладываются (или не укладываются) в рамки моделей.

QPO - квазипериодические осцилляции. Явление состоит в том, что в аккрецирующих источниках наблюдается переменность на некоторых зарактерных частотах, но частота "плывет". Т.е., это не пульсарная частота, а что-то менее регулярное. Что - до конца не ясно. Существует достаточно много моделей. Есть надежда, что правильно понимание природы QPO приведет к тому, что мы получим новый канал информации о нейтронных звездах и черных дырах.

Второй обзор Фреда Лэмба несколько пересекается с QPOшным и посвящен аккреции на нейтронные звезды в маломассивных двойных системах.

Теория аккреции развивается уже достаточно давно. Тем не менее, даже для достаточно простых течений не достигнуто полное понимание. Как ясно из названия статьи, в ней провидится численное исследование трехмерной сферически-симметричной аккреции с учетом магнитных полей.

Как и в более ранних исследованиях (в том числе и самого автора статьи) темп аккреции конечно же меньше, чем в случае классической аккреции Бонди. Важным новым выводом является невозможность установления стационарного сверхзвукового сферически-симметричного течения при наличии мелкомасштабных магнитных полей.

Сергей Фабрика из САО давно и успешно занимается изучением системы SS433. И вот, написал о ней целую книгу.

Конечно, речь там не только об одном единственном объекте. Многие соображения применимы и к другим источникам, например к ультрамощным рентгеновским источникам. Сергей считает, что они являются аналогами SS433.

Продолжаем тему рентгеновских двойных. Последние данные наблюдений показали наличие очень слабых источников, являющихся рентгеновскими двойными, в которых идет аккреция. Природа систем неясна. Авторы рассматривают несколько идей. Связаны они с аккрецией с очень маломассивного компаньона. Возможно, что такие системы являются реликтами населения III, т.е. очень старыми системами, в звездах которых мало тяжелых элементов.

В статье представлены основные направления развития европейских космических проектов, связанных с астрономией.

Недавно ESA был объявлен конкурс на проекты, осуществление которых относится к 2015-2025 гг., а также на чуть более далекую перспективу. Было подано более 150 заявок, из них 47 имеют прямое отношение к астрономии. Безусловно поддержка проектов основана на некотором анлизе наиболее перспективных направлений. Их было выделено три.
1. Другие миры и жизнь во Вселенной
a) Экзопланеты
b) Жизнь
c) Образование звезд и планет
2. Ранняя Вселенная
a) Темная энергия
b) Инфляция
c) Образование структур
3. Эволюция яростной (violent) Вселенной
a) Поведение вещества в экстремальных условиях
b) Черные дыры
c) Сверхновые

Затем этот список был сведен к четырем основным вопросам, на которые должна ответить астрономия в ближайшие два десятилетия.
1. Каковы условия для образования планет и появления жизни?
2. Как появилась Солнечная система?
3. Каковы фундаментальные законы Вселенной?
4. Как появилась наблюдаемая Вселенная и из чего она сделана?

Пожалуй, кроме первых двух, вопросы слишком общие. Тем не менее, одобренные проекты должны помочь найти на них ответы, или хотя бы продвинуться в их понимании.

В ближайшее время продвижение в понимании устройства Вселенной связывается с такими проектами:
1. Corot (ESA) и Kepler (USA). Эти миссии предназначены для поиска планет типа Земли.
2. Herschel (ESA) и JWST (USA-ESA-others). Эти мощные инфракрасные обсерватории позволят лучше разобраться в процессах образования звезд и планетных систем.
3. GAIA (ESA) и SIM (USA). Эти астрометрические миссии, кроме всего прочего, помогут резко увеличить число известных планет-гигантов.

В несколько более отдаленном будущем европейские астрономы получат космический интерферометр, работающий в ИК диапазоне. Он будет нужен для детального исследования планет типа Земли. В частности, можно будет напрямую изучать их атмосферы. Кроме того, будет построен большой космический инфракрасный телескоп.

После миссии Planck, прдназначенной для изучения микроволнового фона (т.е. реликтового излучения) будет построен еще более мощный прибор, нужный для детального исследования поляризации реликта. Это позволит понять, какой была Вселенная сразу после стадии инфляции.

Наконец будет построена новая рентгеновская обсерватория, которая придет на смену XMM-Newton. А чуть позже и гамма-обсерватория, которая призвана заменить спутник INTEGRAL.

Как видно, европейскую астрономию ждет блестящее будущее.

Продолжаются попытки понять природу ультрамощных рентгеновских источников (УМИ).

Существует несколько моделей, описывающих аккреционные диски. Среди них и т.н. "худые" (slim) диски. Авторы прилагают данную модель в источнику Х-8 в галактике в Треугольнике (М33). По-мнению авторов наблюдения хорошо описываются в рамках существования тесной двойной системы с черной дырой обычной (звездной) массы, аккрецирующей со сверхэддингтоновским (т.е. сверхкритическим) темпом.

В диссертации микроквазары (аккрецирующие двойные с релятивистскими джетами) обсуждаются как возможные неотождествленные источники, наблюдавшиеся прибором EGRET.

Черные дыры в тесных двойных системах наблюдаются как рентгеновские источники благодаря аккреции. Наблюдений показали наличие разных режимов, отличающихся (с наблюдательной точки зрения) по спектральным характеристикам, мощности излучения, модуляции излучения и т.п.

В обзоре суммируется классификация состояний источников с черными дырами. Кратко обсуждаются физические условия в каждом из состояний.

Распечатывая статью будьте внимательны! Последние 24 страницы (из 40) пустые, т.к. большие рисунки нельзя было поместить в Архив из-за ограничения на объем.

Честно говоря, всегда нравились картинки и фильмы, демонстрирующие дисковую аккрецию.
Рассмотрен режим пропеллера при дисковой аккреции на замагниченную звезду. Результаты могут применяться как для аккреции на нейтронные звезды и белые карлики, так и для исследования звезд типа Т Тельца.

На первой серии рисунков показано, как изменяется конфигурация магнитного поля. На левом рисунке (Т=0, время отсчитывается в условных единицах, соответствующих одному обороту с кеплеровской скоростью на расстоянии 2.86 радиуса звезды) показана начальная конфигурация поля. Затем начинается расчет, и видно, как силовые линии формируют "магнитные башни". В нижней части дано увеличенное изображение линий вблизи диска для Т=70.

На второй серии рисунков продемонстрировано, что несмотря на то, что система находится на стадии пропеллера, когда быстровращающееся магнитное поле препятствует проникновения вещества на поверхность звезды, некоторая аккреция тем не менее возможна. На среднем рисунке отчетливо видно это "проникновение".

Это анонс новой версии каталога физических моделей аккреционных дисков с учетом облучения (иррадиации) центральной звездой. Каталог содержит около 3000 моделей с различными центральными звездами, размерами и наклоном дисков, разными обилиями пыли и темпами аккреции. Для каждой модели приведены зависимости физических параметров от радиуса и синтетические спектры. Каталог доступен по следующим адресам:
http://www-cfa.harvard.edu/youngstars/dalessio/ (США),
http://www.astrosmo.unam.mx/~dalessio/ (Мексика) и
http://www.laeff.esa.es/models/dalessio/ (Испания).

Еще один обзор, написанный классиком Мареком Абрамовицом, из под пера которого вышел целый ряд широко известных работ по аккреции.

Теория существенно сверхэддингтоновской аккреции на черные дыры была разработана в 80-х годах в Варшаве группой Богдана Пачиньского в терминах "польских пончиков": оптически толстых вращающихся потоков со слабой вязкостью. Другой подход slim-диски был позднее предложен Абрамовицем и Ласотой, но он действует только для умеренного превышения эддингтоновского предела.

В обзоре рассматривается истечение вещества из аккреционного диска в катаклизмических переменных под действием давления излучения в линиях. Рассматривается как чисто гидродинамический, так и магнитогидродинамические механизмы. Обсуждаются физические принципы и их реализация в численных схемах.

Еще одна глава из "Compact stellar X-ray sources".

van der Klis является, пожалуй, самым крупным экспертом по QPO - квазипериодическим осцилляциям, Этот тип переменности наблюдается у аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр. По QPO можно получать важную информацию о параметрах систем.

Пульсации аккрецирующих белых карликов, входящих в состав некоторых катаклизмических переменных, были зарегистрированы достаточно недавно (это сложная наблюдательная задача). В принципе, по таким колебаниям можно изучать внутреннюю структуру пульсирующих звезд. Но пока в этой области получен только один результат: для системы GW Lib на основе изучения ее пульсаций получены оценка массы белого карлика (M_WD=1.05M_o) и массы оболочки аккрецированного вещества (M_env=0.4x10^-4 M_o).

Слияния двойных (сверх)массивных черных дыр с массами 10⁵-10⁷ M_o будут с легкостью регистрироваться космическим лазерным интерферометром LISA (Laser Interferometer Space Antenna) даже с красных смещений z=20.

Однако данное гравитационное событие не пройдет незамеченным и в других диапазонах: оно будет сопровождаться электромагнитным "послесвечением", возникающим по следующей причине:

• Задолго до слияния черные дыры начинают "сгребать" окружающий их газ, который в вязкой шкале времени формирует диск вокруг (снаружи от) двойной системы (circumbinry disc).
• Внутренняя граница диска примерно совпадает с точкой, где приливные силы от двойной системы сравниваются с действующими в диске вязкими силами.
• Вначале внутренний край диска следует за черными дырами по мере их сближения, но на последнем этапе скорость сближения компонент системы резко возрастает и диск от этого процесса "отстает".
• После слияния образуется одиночная черная дыра, окруженная диском.
• Через некоторое время под действием вязких сил внутренний край диска приближается к черной дыре и в системе возникает рентгеновский источник со светимостью до 10⁴⁴ эрг/с и временем жизни порядка десяти лет (для массы черной дыры 10⁶ масс солнца).
  
  Это и есть "послесвечение" слившихся черных дыр.

Авторы обращают внимание на то, что тепловая модель формирования джетов, разработанная для протозвездных объектов окруженных диском, прекрасно подходит и для катаклизмических переменных: двойных звезд в которых присутствует белый карлик окруженный аккреционным диском. Применение тепловой модели к этому новому типу систем позволяет естественным образом ответить на вопрос почему у них отсутствуют джеты. Причиной этого оказывается относительная слабость влияния магнитных полей на диск в катаклизмических переменных.

В осесимметричном аккреционном диске каждое его кольцо испускает тепловое чернотельное излучение. Но температура излучения у разных колец отличается. В итоге суммарный спектр имеет в широком интервале частот степенной вид. До того, как в 1969 году Линденбелл впервые рассчитал спектр аккреционного диска, считалось, что степенной спектр может производиться только нетепловыми источниками излучения. В последствии к подобным источникам излучения стал применяться термин "мультитемпературный".

В "стандартной" теории аккреционных дисков, которую разработали Шакура и Сюняев, предполагалось, что на внутреннем крае диска вязкие натяжения обращаются в ноль. Сегодня для дисков вокруг черных дыр чаще применяется модель, в которой к веществу на внутреннем крае диска приложен некоторый момент сил. Авторы данной работы сравнили две указанные модели на примере хорошо изученных спутником RXTE кандидатов в черные дыры: 4U 1543-47, XTE J1550-564 и GRO J1655-40. Их вывод таков: обе модели хорошо описывают наблюдаемые спектры, только в классической модели радиус внутренней границы должен быть в 2.2 раза меньше. Этот результат важен для определения углового момента черных дыр и темпа аккреции на них.

Если аккрецирующее вещество несет вмороженное в себя магнитное поле, то давление поля растет быстрее, чем давление самого вещества. И если в начале поле не было очень очень слабым, то может наступить момент, когда основную роль в динамике аккреции станут играть именно магнитные поля. Теория данных процессов отличается от того, что предсказывает как стандартная альфа-модель, так и модели адвекционных дисков.

Схематичное изображение структуры диска с магнитным полем

В обзоре подробно рассмотрены все аспекты данной теории.

Рассмотрена модель черной дыры, окруженной аккреционным диском, с умеренно сильной магнитной связью, когда самая внутренняя часть аккреционного диска вращается твердотельно из-за крупномасштабного магнитного поля. Показано, что если момент вращения черной дыры превосходит некоторое критическое значения

то энергия вращения черной дыры начинает вкачиваться в диск и может повысить его светимость на порядки величины.

В противоположном случае (при a < a_cr) движение внутренней области диска определяется магнитным полем, а его внутренняя граница располагается на радиусе коротации (там, где Кеплеровская орбитальная угловая скорость становится равной скорости вращения черной дыры). Светимость диска в этом случае резко снижается по сравнению со стандартной (альфа) моделью.

Можно ли определить спиновый параметр ("скорость вращения") черной дыры просто глядя на нее? Да, по форме и положению ее "тени" на фоне яркого аккреционного диска ("тень" - область откуда к нам не приходят фотоны), хотя такое определение иногда не дает однозначного результата.

Формы теней черных дыр при различных параметрах. Белая точка указывает положение центра черной дыры, серая линия - совпадающие оси вращения черной дыры и аккреционного диска. Горизонтальное направление каждого из рисунков выбрано так, чтобы ширина тени была максимальной.

Если у белого карлика слабое магнитное поле, а аккреционный диск тонкий (толщина внутреннего края в несколько раз меньше размера звезды), то диск доходит до поверхности звезды в области экватора вращения. Скорость вещества диска там выше, чем скорость поверхности звезды. Вещество тормозится и растекается по поверхности, образуя так называемый "пограничный слой", в котором выделяется практически столько же энергии, как во всем остальном аккреционном диске в целом. Вещество растекается по поверхности звезды, приближаясь к полюсам, его скорость и температура постепенно сравниваются с параметрами звезды.

Этот процесс выглядит также, как многократно ранее описанное образование пограничного слоя у аккрецирующей нейтронной звезды со слабым магнитным полем. Для белых карликов численное моделирование (проведенное в статье) делается, кажется, впервые.

Если звезда в тесной двойной системе не заполняет полость Роша, но близка к этому, и, одновременно, обладает мощным звездным ветром, то аккреция может быть достаточно мощной, а ее физика - очень интересной.

В данной работе приведены результаты трехмерного гидродинамического моделирования, проведенные группой японских исследователей. Техническая сторона (собственно само численное моделирование) в статье рассмотрена очень кратко, зато много графических иллюстраций. Особое внимание авторы уделяют вопросу качественному различию структуры потоков при аккреции из ветра (сильное недозаполнение полости Роша), при течении через точку Лагранжа (полость Роша заполнена) и в промежуточных случаях (малое отклонение от полости Роша).

Слева типичная геометрия потока при аккреции из звездного ветра, справа - при заполнении полости Роша.

Статья, в которой вязкие Кеплеровские аккреционные диски описываются в рамках кинетической теории. Достаточно интересно с теоретической точки зрения.

Первой работой, относящейся к данному направлению, автор считает вышедшую в 1952 году назад статью Бонди (Bondi) о сферической аккреции. [50 лет этой статье исполнилось в 2002, когда и был опубликован данный обзор.] С этого времени поток статей рос экспоненциально и было сделано очень много.

QPO - квазипериодические осцилляции. Это важный феномен, наблюдающийся в аккрецирующих тесных двойных системах с нейтронными звездами и черными дырами. Причины возникновения QPO неясны. Есть достаточно много моделей и все время появляются новые (см. самую последнюю в свежей работе The MHD Alfven wave oscillation model of kHz Quasi Periodic Oscillation of Accreting X-ray Binaries).

Здесь же авторы рассматривают QPO как нелинейный резонанс (см. также их статью Resonance in forced oscillations of an accretion disk and kHz QPOs). Поскольку явление наблюдается и у систем с нейтронными звездами, и у систем с черными дырами, то, полагают авторы, надо смотреть на то общее, что у них есть. У черных дыр нет ни поверхности, ни магнитного поля. Значит, остается аккреционный диск. И именно он играет ключевую роль в их модели: QPO - это резонансные колебания аккреционного диска.

В отдельной статье (astro-ph/0402012) авторы рассматривают QPO в системах с черными дырами, надеясь с помощью этого инструмента получить ответ о природе ультрамощных рентгеновских источников.

Для катаклизмических переменных (двойные системы с белым карликом) можно пытаться строить изображения аккреционного диска, если наблюдаются его затмения второй звездой. Метод предложен давно, и давно уже применяется. Об основах методики, основных результатах и планах как раз можно узнать из этого короткого обзора.

А еще можно посмотреть анимашки:
http://www.astro.ufsc.br/~bap/anslide1.gif
http://www.astro.ufsc.br/~bap/anslide2.gif
http://www.astro.ufsc.br/~bap/slide0.gif
http://www.astro.ufsc.br/~bap/ipmovie.gif.

Глитч - это сбой периода вращения. Наблюдаются они у обычных радиопульсаров (например, у пульсара в Крабе) и недавно были открыты у аномальных ренгеновских пульсаров. Но никогда глитчи не наблюдались у аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах.

При глитче скачком меняется период вращения. Меняется на незначительную величину. Связывают это или с изменением момента инерции коры звезды, или с отрывом вихревых нитей, которые "прицеплены" к коре изнутри.

Авторы этой работы приводят данные о резком (заведомо менее 10 часов) изменении периода нейтронной звезды в системе KS 1947+300. Это двойная с Ве-звездой. Период вращения нейтронной звезды 18.7 секунды. Ввиду сложности поведения периода вращения аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах авторы рассматривают различные причины скачка периода. Однако, по их мнению, глитч - самая вероятная. Тем не менее отметим, что дело это пока темное. Тем более, что глитч получается очень нетипичным как по величине, так и по последующей эволюции вращения нейтронной звезды. В любом случае, авторам удалось увидеть очень интересное явление.

Термоядерное горение белого карлика вызывает взрыв сверхновой типа Ia. Начинается этот процесс в самых плотных слоях звезды: в ее центре. Это утверждение совершенно верно для невращающихся, сферически симметричных карликов. Оно остается верным при медленном и умеренно быстром их вращении. Но когда скорость вращения на экваторе становится сравнимой с Кеплеровой, ситуация меняется: горение может начаться не в центре звезды, а на некотором расстоянии от него.

Кроме того быстро вращающиеся белые карлики дольше не загораются. Из этого авторы работы делают вывод, что слияния двойных белых карликов не должны приводить к сверхновым Ia (т.е. такие сверхновые порождаются из медленно вращающихся белых карликов в тесных системах с нормальными компаньонами).

Смотрите, также, статью на связанную тему "Explosion models for thermonuclear supernovae resulting from different ignition conditions" (astro-ph/0401230).

В астрономии почти всегда получается так: ищут, где ярче. Например, если открыт новый тип источников, то какой-нибудь один становится наиболее изученным, "стандартным" и т.д. и т.п. Для мягких рентгеновских транзиентов (это маломассивные рентгеновские двойные с нейтронными звездами) таковой является система Aql X-1.

Это двойная с орбитальным периодом около 19 часов, находящаяся на расстоянии 4-7 кпк от нас. Маломассивный компонент - звезда класса К, заполняющая полость Роша. Примерно раз в год источник вспыхивает.

Осенью 2000 г. во время очередной вспышки проводились совместные наблюдения в оптике и рентгене (спутник RXTE). Такие исследования очень важны, т.к. физика процессов в мягких рентгеновских транзиентах остается до конца непонятой.

На 12 страницах (включая рисунки) автор успевает успешно упомянуть:

• о высоком и низком (мягком и жестком) состоянии аккрецирующих источников;
• о тепловой и нетепловой комптонизации фотонов;
• об источнике мягких фотонов;
• об отражении рентгеновского излучения от поверхности звезды, диска и их короны;
• о переменности излучения - квазипериодических осцилляциях;

Непосредственно увидеть аккреционный диск в тесной двойной системе пока нельзя: слишком далеки от нас эти объекты. Однако, есть методика, которая позволяет построить карту диска. Называется это - доплеровская томография.

Система WZ Sge. Слева показана карта в линии ионизованного гелия, а справа - в линии водорода H_β

Суть метода заключается в исследовании профилей эмиссионных линий в зависимости от орбитальной фазы двойной системы. Исследуются разные типы двойных систем, например, катаклизмические переменные. В обзоре кратко описывается суть методики и даются примеры (один из них показан на рисунке).

В последние десять лет были открыты аккрецирующие рентгеновские пульсары с миллисекундными периодами. В стандартной модели аккреции возникают некоторые проблемы с объяснением наблюдаемых свойств этих объектов. Например, с объяснением того, что темп аккреции у них различается почти на два порядка величины, или что эти объекты демонстрируют очень высокие темпы торможения.

Для объяснения наблюдаемых явлений авторы предлагают модифицированную модель диска у которого внешняя граница расположена на радиусе коротации. Размер такого диска зависит от периода вращения нейтронной звезды.

Сегодня известно пять аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров. Большую часть обзора занимает пульсар SAX J1808.4-3658 - он был открыт первым и является самым изученным объектом в данной группе. От него к сегодняшнему дню наблюдались уже четыре вспышки. Последняя из них произошла в октябре 2002 г. и вызвала особый интерес, поскольку в ходе нее у объекта наблюдались килогерцовые квазипериодические осцилляции (QPO) одновременно на двух частотах и почти когерентные (периодические) пульсации во время рентгеновской вспышки первого типа. До сих пор килогерцовые QPO наблюдались только у рентгеновских новых - кандидатов в черные дыры, т.е. в системах с компактным объектом не обладающим собственным точно измеренным периодом вращения. Остальные четыре объекта этого класса были открыты в последние два года, к настоящему времени опубликованы результаты только небольшого количества их наблюдений. Возможно, в ближайшее время мы получим новые интересные результаты, касающиеся этих пульсаров.

Более развернутую и обновляемую версию данного обзора можно найти на сайте автора http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/

Объекту SAX J1808.4-3658 также посвящена статья astro-ph/0309345 "Апериодическое временное поведение аккрецирующего миллисекундного пульсара SAX J1808.4-3658"

Наблюдения с борта рентгеновского спутника RXTE обнаружили высокочастотные квазипериодические осцилляции (QPO) у ряда аккрецирующих рентгеновских систем с черными дырами. По крайней мере у двух систем колебания происходят на двух частотах, относящихся как 2:3. Для объяснения этого явления авторы предложили модель яркого пятна во внутренней части аккреционного диска вокруг керровской черной дыры. Вблизи внутреннего края диска, около последней устойчивой круговой орбиты, частоты радиальных колебаний обращающейся частицы составляют 1/3 орбитальной частоты. Наблюдение подобного пятна под некоторым углом к диску должно порождать квазипериодические осцилляции с отношениями частот 2:3 или 3:4.

Напомним, ультрамощные источники (УМИ) - это объекты, наблюдаемые обычно в рентгеновском диапазоне, поток излучения от которых сответствует изотропной светимости более 10³⁹ эрг/с. Эта светимость соответствует аккреции на черную дыру с массой 10 масс Солнца. Если мы видим бОльший поток, то или масса черной дыры больше (а откуда их взять?), или излучение не изотропно - джет.

Наблюдения указывают, что ультрамощные источники обычно находятся там же, где и молодые массивные звезды (хотя видят источники и в эллиптических галактиках). Некоторые из УМИ совпадают с остатками сверхновых. Это привело автора статьи к мысли, что источником вещества для аккреции может быть тоже самое вещество, что было выброшено при взрыве сверхновой.

Давно было показано, что после взрыва значительная часть вещества может выпадать обратно. Такой процесс получил название возвратная аккреция (fall-back). Вещество может образовывать диск, что может приводить к анизотропии излучения и образованию джетов. Но по видимому впервые идею возвратной аккреции применяют для объяснения ультрамощных источников (у меня эта работа вызвала реакцию: "Почему же я-то не догадался?!" - С.П.). Автор не претендует на объяснение всех известных объектов этого типа, т.к. стадия возвратной аккреции со столь высоким энерговыделением является достаточно короткой (около 100000 лет). Однако можно объяснить порядка 10 процентов источников, например те, что "сидят" в остатках сверхновых.

Сейчас известно достаточно много кандидатов в черные дыры в тесных двойных системах (см. обзор Черепащука в УФН). Некоторые из этих систем могут находиться в т.н. "спокойных" состояниях, когда их светимость становится чрезвычайно низкой. Причины этого неясны. Одной из наиболее популярных гипотез является адвекционная: в этом случае горячее вещество утекает под горизонт, и не происходит выделения энергии в виде электромагнитного излучения. В данной статье авторы предлагают альтернативу: "все уходит в свисток". Энергия уходит в кинетическую энергию струй, бьющих перпендикулярно аккреционному диску.

Что происходит с аккреционным диском, который пронизывается глобальным магнитным полем? Ход аккреции в нем контролируется одновременно двумя процессами - магнитным полем и вязкостью плазмы. Авторам данной работы удалось построить аналитическую модель для такого диска в адвекционно-доминированном случае (когда основная часть выделяемого в вязких процессах тепла переносится по радиусу потоком вещества, а не диффундирует поперек диска, как в стандартной модели). Силовые линии поля, поперечно пересекающие диск, порождают магнитный ветер - частицы вещества с поверхности диска ускоряются вдоль силовых линий. Вдоль оси вращения диска при этом образуются джетоподобные структуры. Все эти детали изображены на представленной схеме.

"Концептуальная схема" замагниченного аккреционного диска

Роджер Блэнфорд - живой классик современной астрофизики, его соавтор - Митчел Бегельман, также очень известный исследователь. Представленная ими работа сочетает в себе оригинальные результаты с обзором современного состояния гидродинамической аккреции (без существенного влияния магнитных полей).

При аккреции на черные дыры вещество излучает очень неэффективно. Диски оказываются полностью конвективными. Авторами получена серия 2-мерных автомодельных решений для конвективных дисков.

Распределение физических параметров в аккреционном диске без конвекции. Показаны поверхности постоянных значений (снизу вверх на рисунке) плотности p, давления P, сферического радиуса r, угловой скорости W, цилиндрического радиуса R, удельного углового момента L, интеграла Бернулли B и энтропии S. Все поверхности проходят через одну и ту же точку на экваторе диска.

В обзоре рассмотрены также следующие темы: одно- и двумерное описание дисков, циркуляция и отток вещества в дисках, отклонения от автомодельности во внутренних и внешних частях дисков, альтернативные модели адиабатической аккреции (неконвективные диски, адвекционно-доминированные диски, полностью конвективные диски, слабо связанные диски).

Фундаментальны астрофизический обзор, который выйдет в томе Annual Reviews этого года.

За последние десятилетие астрофизика существенно продвинулась, как в понимании ключевых физических процессов дисковой аккреции, так и в наблюдениях аккрецирующих рентгеновских источников.

В обзоре рассмотрены следующие вопросы: современная теория аккреции с учетом нелинейных флуктуаций, гидродинамические волны в дисках, гидродинамические неустойчивости, роль МГД турбулентности и ее численное моделирование, 2- и 3-мерное моделирование дисков.

Схема аккреционного диска с малым вкладом давления излучения

В галактике должно находиться 10⁸-10⁹ нейтронных звезд, родившихся за время ее жизни. Большинство из них слишком холодные, чтобы можно было заметить их собственное излучение, но они могли бы светит за счет аккреции из межзвездной среды. Расчеты, проводившиеся перед запуском рентгеновской обсерватории ROSAT (примерно в 1990 г.), показывали, что она должна была увидеть сотни и тысячи подобных слабых одиночных источников, а обнаружены были единицы (точнее, достоверно не открыто ни одного, есть семь объектов-кандидатов). Куда делись остальные? Какие факторы были учтены неправильно?

Оказывается их было насколько.

1. Оказалось, что пространственные скорости нейтронных звезд в среднем существенно выше, чем предполагалось в 1990 г.
2. Для правильной оценки аккреционной светимости нейтронных звезд необходимо учитывать влияние их атмосфер.
3. Для оценки темпа аккреции использовалась классическая формула Бонди, которые авторы предлагают модифицировать. Дело в том, что при аккреции энергия магнитных полей, вмороженных в межзвездное вещество, возрастает быстрее всего. На некотором расстоянии от нейтронной звезды эта энергия становится сравнимой с кинетической энергий вещества и аккреция начинает тормозиться.

Одна из целей научного подхода - описание наблюдаемых явлений с точки зрения наиболее общего (единого ) подхода. Отсюда поиски "теории всего", "Великое объекдинение" и т.д. Похожие вещи происходят во всех областях науки. В астрономии, например, пытаются объяснить активность галактик разных типов в терминах эволюционных стадий сверхмассивных черных дыр.

Аккрецирующие черные дыры встречаются не только в ядрах галактик. Есть такие объекты в тесных двойных системах. По всей видимости есть черные дыры промежуточных масс. Должны быть одиночные черные дыры, аккрецирующие вещество межзвездной среды... Процессы должны быть в какой-то степени похожи (о разных типах черных дыр см., например, обзоры Черепащука в УФН). В данной статье авторы представляют попытку единого описания различных объектов, содержащих аккрецирующие черные дыры, чья светимость существенно меньше эддингтоновской. Разница в том, что при светимости порядка эддингтоновской доминирует вклад диска, а при существенно меньшей светимости - нетепловое излучение релятивистского джета. Кандидатов в такое состояние много: от тесных двойных до активных и неактивных ядер галактик.

Основные предположения авторов сводятся к тому, что
джет всегда присутствует,
при некотором темпе аккреции (менее нескольких процентов от эддингтоновского) диск перестает быть существенным источником излучения,
если мы смотрим "в жерло", то вклад джета больше вклада диска.

Сравнение с наблюдениями показывает работоспособность модели, однако ясно, что она нуждается в дальнейшем развитии и новых проверках, поскольку очевидно, что реальность устроена несколько сложнее, чем просто тонкий диск + джет.

Гравитационное поле вокруг быстро вращающейся нейтронной или странной звезды имеет более сложный вид, даже чем поле Керровской черной дыры. Теперь можно не решать уравнения Эйнштейна, а воспользоваться формулами, выведенными автором данной статьи, которые правильно учитывают все физические эффекты. Если, конечно, вас удовлетворяет 10% точность.