Маломассивная тесная рентгеновская двойная - это звездная система, где аккретором является нейтронная звезда или черная дыра, а донором - маломассивная нормальная звезда. Важно определить, что является критерием "массивности". В массивных двойных системах источником вещества обычно является звездный ветер. Это довольно широкие пары, где когда-то хватало места двум массивным звездам (пока первая - более массивная - не взорвалась). Часто аккреционный диск не образуется: вещество квазисферически падает на компактный объект. Время жизни таких систем как ярких рентгеновских источников невелико (менее миллиона лет), т.к. невелико время жизни звезды-донора, и соответственно все ее эволюционные стадии будут очень короткими. Обычно масса звезды-донора больше 10 масс Солнца. Совсем другая ситуация в маломассивных двойных. Это очень тесные системы. Вещество перетекает с нормальной звезды на черную дыру или нейтронную звезду, образуя аккреционный диск. Перетекание вещества в таких системах идет долго (сотни миллионов - миллиарды лет). Источники в маломассивных двойных могут быть весьма мощными (светимость определяется темпом аккреции, а он в случае диска может быть очень большим). Как правило масса звезды-донора меньше одной солнечной.

Внимательный читатель должен спросить:"А что же с системами, где массы нормальных компонент лежат между 1 и 10 массами Солнца?" Такие системы конечно же есть, но, не вдаваясь в детали, скажем лишь, что увидеть рентгеновский источник в такой паре непросто. Есть некоторые эффекты селекции, которые делают число наблюдаемых (доступных нам) систем промежуточных масс небольшим. В таких парах нормальная звезда недостаточно массивна, чтобы давать сильный звездный ветер, а эпизод дисковой аккреции обычно оказывается очень скоротечным (тысячи лет). Тем не менее мы знаем несколько галактических источников, которые относят к системам с нормальным компонентом промежуточной массы: Геркулес Х-1, Лебедь Х-2 и V404 Лебедя.

То, что именно они видны в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в балджах дисковых, неудивительно. Массивных двойных там быть не должно, т.к. последние миллиарды лет темп звездообразования в таких системах был очень низким: массивных звезд в галактиках ранних типов просто нет. А вот компактные остатки их эволюции есть! Миллиарды лет назад, когда в этих галактиках шло активное формирование новых звезд, образовывались и массивные. Затем они, пройдя свой эволюционный путь, взорвались, оставив компактный объект - нейтронную звезду или черную дыру.

Дисковая аккреция на черную дыру. Вещество с маломассивной звезды претекает на компактный объект, образуя т.н. аккреционный диск. Аккреционный диск обычно дает основной вклад в светимость всей системы. Часть вещества может выбрасываться в виде двух струй - джетов. Из-за большого гравитационного потенциала вблизи компактного объекта скорость вещества в джетах может дотигать релятивистских значений. Поэтому на рисунке джет, направленный на нас, художник показал синим цветом (и сделал более ярким), а от нас - красным (и более слабым).

Результат моделирования аккреционного диска в тесной двойной системе (из работы М. Оуэна и Д. Блондина [Michael Owen, John Blondin], по материалам Астрономической картинки дня). Вещество перетекает с нормальной звезды (на рисунке не показана) на компактный объект (яркая точка в центре). Авторам удалось промоделировать трехмерную структуру диска с учетом неустойчивостей. Отметим, однако, что задача эта очень сложная, и последнее слова в расчетах структуры реальных аккреционных дисков еще не сказано.

Если массивная звезда входила в пару со звездой много меньшей массы, и если система не распалась после взрыва сверхновой, то через сотни миллионов или даже миллиарды лет может появиться рентгеновский источник. Кроме того, маломассивная двойная может образоваться просто в результате захвата: компактный объект и нормальная звезда, жившие до этого отдельно друг от друга, в результате гравитационного взаимодействия могут образовать пару. Как правило нужно, чтобы во взаимодействии участвовала и третья звезда.