Открыта еще одна двойная нейтронная звезда - самая тесная их известных сегодня. Орбитальный период этой системы всего 2.4 часа и она сольется через 85 миллионов лет. Открытие этой двойной почти в десять раз повысило ожидаемый темп слияния двойных нейтронных звезд! Статья опубликована в Nature (v.426, p.531, 2003). Подробнее об этой работе можно прочитать в заметке Блинникова.

Этому же пульсару посвящена работа astro-ph/0312101 (V.Kalogera et al), а обсуждению возможных сценариев образования этой двойной системы - работа astro-ph/0312152 (J.D.M.Dewi & E.P.J. van den Heuvel).

Вот она - первооткрывательница. Марта Бурге (в жизни она симпатичнее, чем на фото).

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).

У двух планетарных туманностей на южном небе - NGC 6026 и NGC 6337 - по результатам длительной и точной фотометрии обнаружена периодичность: 0.26 и 0.17 дня, соответственно. Наличие такой переменности, величина и постоянство периода являются прямыми указаниями на то, что ядра этих туманностей - тесные двойные системы, состоящие из белых карликов.

Когда с помощью какого-либо спутника открываются новые источники, но в названии объекта присутствует аббревиатура прибора (см. также вообще полезный список сокращений). Например: GRS - GRANAT, E - Einstein, RX - ROSAT, GS - GINGA .... Вот стали появляться источники с IGR - INTEGRAL.

IGR J16318-4848 - это двойная система с аккрецирующим компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой). Ранее этот источник не видели из-за сильного поглощения. Но INTEGRAL работает в достаточно жестком диапазоне, а там поглощение не столь существенно.

Если вращение звезд в двойной системе не синхронно (т.е. угловые скорости звезд отличаются от скорости орбитального вращения или вектора моментов импульса компонент системы не совпадают по направлению с вектором орбитального момента) или если орбита двойной системы не круговая, то в системе начинают действовать диссипативные механизмы, которые стремятся привести систему в окончательное состояние: с круговой орбитой и звездами, всегда обращенными друг к другу одной стороной. Какие механизмы тут работают и как быстро происходят процессы синхронизации и циркуляризации? Вот основная тема данной работы.

Отметим, что вращению звезд, точнее их магнитному торможению посвящена еще одна совсем свежая работа: "Magnetic Braking Revisited" .

Авторы предлагают методику, позволяющую по данным о жестком (рентгеновском) спектре аккрецирующих черных дыр, определять их массу. Проведенное сравнение с источниками разных типов (от тесных двойных до активных ядер галактик) говорит о хорошей точности оценок. Авторы полагают, что таким способом можно будет получать оценки масс черных дыр в некоторых типах активных ядер галактик, для которых обычными методами это сделать не удается.

Этот обзор - одна из глав (пятая) новой, еще не вышедшей книги "Компактные звездные источники". Глава посвящена наблюдениям различных типов рентгеновских двойных систем в диапазонах от инфракрасного до ультрафиолетового. В первой части обзора рассмотрены массивные рентгеновские двойные, во второй - маломассивные. С примерами из наблюдений реальных систем рассмотрен целый ряд интересных вопросов: рентгеновские новые, поведение систем во время вспышек, спектроскопия, химсостав звезды-донора и т.п.

Квазипериодические осцилляции (QPO) рентгеновских источников отличаются от высокостабильных импульсов рентгеновских пульсаров: их частота "плавает" в интервале от нескольких до 10-20%. На больших интервалах времени частота QPO может измениться в двое. QPO бывают нескольких типов, различающихся по частоте. Высокочастотные - с частотами в несколько сотен герц - происходят, по-видимому, в непосредственной близи от релятивистских объектов (скорее всего черных дыр, но, возможно, и нейтронных звезд).

В данной работе предложена простая, но ранее не рассматривавшаяся модель: высокочастотные QPO вызываются фундаментальными колебаниями (p-модами) тонких аккреционных торов, обращающихся вблизи черной дыры на которую идет аккреция. Похоже, что эта модель объясняет всю совокупность наблюдаемых данных.

Глава из книги, описывающая современные данные по рентгеновским источникам в близких галактиках. Благодаря Чандре и ХММ-Ньютон мы знаем сотни рентгеновских источников в десятке близких галактик (в конце года про это будет статья в Земле и Вселенной). Среди них есть очень интересные объекты, например, сверхмощные (superluminous) источники. Обо всем этом зоопарке рассказывается в обзоре. Есть несколько красивых цветных иллюстраций.

Спутник Чандра пронаблюдал восемь слабых малоизученных рентгеновских источников, которые (по всей видимости) являются тесныхми двойными системами. Это важно, т.к. Чандра (в случае обнаружения объекта) дает очень точные координаты, и тогда можно искать данный объект в других диапазонах (оптика, ИК,...).

Из восьми источников Чандра увидел пять. Необнаружение остальных может быть связано с их транзиентным (вспышечным) характером.

Chandra-HRC - это рентгеновская камера высокого разрешения (Chandra High Resolution Camera). Авторы показывают результаты обработки семнадцати групп изображений Туманности Андромеды, покрывающие фактически весь ее диск. Эти данные позволяют не просто увидеть множество рентгеновских источников в ближайшей крупной галактике, но и изучить их поведение со временем (между первой группой изображений и последней примерно 2.5 года).

Из 173 обнаруженных источников около четверти показали существенную переменность. Т.к. М31 достаточно близка к нам, то для 53 источников удалось получить оптические отождествления. Анализ показывает как наличие источников с нейтронными звездами, так и наличие источников с черными дырами. Причем в маломассивных системах их количества оказывается сравнимыми.

О наблюдениях отдельной популяции тесных рентгеновских двойных в М31 - сверхмягких источниках - см. статью Supersoft X-ray Sources in M31.

Благодаря Чандре и ХММ-Ньютон мы можем изучать популяции рентгеновских источников и за пределами Местной группы галактик, правда, не в столь мелких подробностях. Об источниках в известной галактике Сомбреро см. работу X-ray Point Sources in the Sombrero Galaxy: Supersoft sources, the globular cluster/LMXB connection, and an overview.

Тесные системы, состоящие из двух нейтронных звезд, очень интересные и, главное, полезные астрофизические объекты. Это и очень точная космическая лаборатория (только по одному двойному пульсару B1913+16 [правда следует признать, что этот пульсар наблюдался дольше и точнее всех остальных.] Общая Теория Относительности проверена с точностью лучше 1%, а в некоторых аспектах - с точностью 0.1%.) и один из самых перспективных источников гравитационных волн, и возможный источник гамма-вспесков (более популярной сегодня считается модель в которой гамма-всплески сопровождают взрывы редкого типа сверхновых звезд - так называемых гиперновых.) Как и откуда могут рождаться тесные двойные нейтронные звезды?

Авторы данной работы рассмотрели эволюцию двойных систем состоящих из нейтронной и гелиевой звезд. Масса нейтронной звезды полагалась стандартной (1.4M_o), а гелиевой - варьировалась от 2.8 до 6.4M_o. Полуось системы также варьировалась. Подобная система сама является довольно поздней эволюционной стадии массивной двойной системы, в которой одна звезда уже взорвалась как Сверхновая, оставив после себя нейтронную звезды, а вторая находится на стадии непосредственно предшествующей этому.

Авторы статьи показали, что эволюция описанных систем может идти двумя путями: самые легкие He-звезды в наиболее тесных системах проходят стадию общей оболочки, когда нейтронная звезда проникает во внешние слои гелиевой, при этом оболочка невырожденной звезды сбрасывается, а компоненты системы очень сильно сближаются. Если стадия общей оболочки продолжается до конца, то после взрыва Сверхновой из такой системы образуется двойная нейтронная звезда с орбитальным периодом около 0.01 дня (=15 минут), которые затем сливаются за время порядка 1  миллиона лет. Если гелиевая звезда взрывается во время стадии с общей оболочкой, то образуется несколько более широкая пара нейтронных звезд.

Более массивные (из указанного выше интервала масс) и широкие пары общую оболочку не проходят, из них образуются двойные нейтронные звезды с орбитальными периодами порядка 0.1-1 дня - подобные двойным пульсарам B1913+16 and B1534+12.

Эволюционные треки гелиевых звезд с массами 2.8M_o и 3.6M_o
на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Шаровые скопления - очень удобная цель для рентгеновских обсерваторий в смысле изучения тесных маломассивных двойных. Во-первых, их там много (в сто раз больше на ту же звездную массу по- сравнению с полем Галактики). Во-вторых, расстояния до шаровых скоплений хорошо известны, а значит известно расстояние и до изучаемых двойных. Далее... Известен возраст скоплений, известно покраснение в оптике, известна металличность и т.д.

Спутник Чандра может наблюдать очень слабые источники. Поэтому в галактических шаровых скоплениях он видит целый "зоопарк". Кроме прочих источников наблюдается много маломассивных систем в спокойном (выключенном) состоянии. Это системы, состоящие из нейтронной звезды и маломассивной нормальной звезды, в которых по каким-то причинам в данный момент нет мощной аккреции. Нейтронная звезда видна в рентгеновском диапазоне или из-за слабой аккреции, или из-за запасенного в недрах тепла.

Благодаря большому числу известных источников этого типа (т.е. маломассивных в спокойном состоянии) можно наводить неплохую статистику, что авторы статьи и делают. Интересной особенностью популяции таких источников является наличие нижнего предела светимости (т.е. ниже некоторой число падает фактически в ноль). Предел составляет примерно 10³² эрг/с.

Объект RX J0806+15 с периодом 5.4 мин (321.5 с) был открыт в 1994 году со спутника ROSAT и, если наблюдаемый в нем период правильно интерпретирован как орбитальный, то это самая короткопериодическая двойная из всех известных. Этот факт хотелось бы подтвердить, так как столь компактные двойные (а эта система может состоять только из двух компактных объектов, вероятнее всего, белых карликов) являются очень сильными источниками гравитационных волн. Для этого были проведены три сеанса оптических наблюдений данной системы в 2001, 2002 и 2003 годах. Сравнение периодов системы, измеренных в этих наблюдениях с периодами полученными ROSAT (1994-95 гг.), показало, что наблюдаемый период укорачивается. К сожалению, по данным ROSAT для данной системы получаются два близких значения периодов, что приводит к двум различным значениям их производных: f'=6.11x10^-16 и 3.14 x10^-16 Гц/с (приведены значения производных для орбитальной частоты). Оба значения согласуются с темпом сближения, который может иметь место в системе двух белых карликов, эволюционирующих под действием гравитационных волн. Уменьшение периода - аргумент в пользу того, что RX J0806+15 - двойная система с периодом 321.5 с.

Вот он - обещанный перекос в сторону наших интересов. Для нас - это очень интересная работа. Авторы с помощью любимого нами популяционного синтеза рассматривают маломассивные двойные на стадии, когда активная аккреция еще не началась, но компактный объект (нейтронная звезда) натягивает на себя вещество слабенького звездного ветра, испускаемого нормальной звездой. Светимости таких объектов получаются маленькими- 10^28-31 эрг/с.

На самом деле авторы не учитывают важный параметр - магнитное поле нейтронной звезды. его наличие может свести на нет столь небольшую аккрецию.

Слишком часто на форумах можно прочесть сообщения далеких от науки людей, в которых профессиональные ученые обвиняются в слепом следовании популярным (модным) гипотезам, которые плохо проверены. Связано это не столько с учеными, сколько с подачей материала в СМИ. В самих научных работах все выглядит совсем не так. Специально для таких "форумчан": детальная разборка, что может сидеть в необычном источнике- черная дыра или белый карлик.

Речь идет о сверхмощном источнике,чья светимость, в предположении сферической симметрии должна быть порядка 10⁴⁰ эрг/с. Если это и правда так, то аккреция должна идти на черную дыру с массой порядка 100 масс Солнца. Однако, источник сильно переменный. При сохранении чернотельного спектра такая переменность говорит об изменении излучающей площади в тысячу раз. Вряд ли возможно описать это в терминах аккреции на черную дыру. А при аккреции на белый карлик такое вполне возможно. Хотя, можно объяснить весь комплекс явлений не только аккрецией на белый карлик, но и аккрецией на черную дыру звездной массы.

В общем, статья будет интересна тем, кого серьезно интересует, как разбираются (в очень конкретном случае) различные альтернативные возможности.

Если двойная система тесная то один из ее компонентов может заполнить свою полость Роша (на самом деле в астрофизическом смысле это просто определение тесных двойных), после чего в системе начнется перетекание вещества с одного компонента на другой. Если второй компонент компактная звезда (например, нейтронная), то возникнет яркий рентгеновский источник. А если это обычная звезда, только меньшей массы и, поэтому, медленнее эволюционирующая? Аккреция на такую звезду может вызвать увеличении ее радиуса и привести к "досрочному" заполнению полости Роша и ею. В этом случае возникает так называемая контактная двойная система, типичными представителями которых являются переменные звезды типа W Большой Медведицы (W UMa). Физические процессы в них не очень понятны до сих пор - именно таким системам посвящен данный обзор.

Допплеровское изображение звезды VW Cephei (1992 год).
Звезда покрыта пятнами.

Если бы Вселенная была бесконечна, однородна (т.е. в любом ее месте было бы столько же галактик и звезд, как и возле нас) и не расширялась, то куда бы мы ни направили свой взор, он в конце концов уперся бы в какую-нибудь звезду. То есть все небо светилось бы также ярко, как Солнце. Однако подобного свечения не наблюдается. Это противоречие было названо парадоксом Ольбертса.

На самом деле Вселенная имеет конечный возраст, и звездами заполнена только какая-то ее часть, кроме того она расширяется, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется от нас (согласно закону Хаббла) и из-за эффекта Допплера ее светит (это выглядит как фоновое излучение), но гораздо слабее, чем поверхность звезды. Однако мы находится не в произвольной точке Вселенной, а внутри одной из галактик (в Млечном Пути), которая также светится. Для нас ее свечение также будет выглядеть фоновым излучением (если мы смотрим с не слишком высоким угловым разрешением). Интересным оказывается вопрос о том какой их этих двух фонов будет выше - Галактический или внегалактический? Все эти рассуждения полностью приложимы как к источникам электромагнитного излучения, так и к гравитационным волнам.

Ответ на последний вопрос мог быть получен только с помощью конкретной модели эволюции двойных звезд (т.к. основными источниками гравитационных волн в галактиках являются двойные звезды). Впервые это было сделано в 1987 году Липуновым, Постновым и Прохоровым. Тогда получилось, что внегалактический гравитационно-волновой фон в 10 раз слабее фона Галактики. Но там использовалась неточная модель звездообразования - согласно результатам данной работы внегалактический фон еще в 3 раза слабее.

Подробнее про гавитационно-волновой фон небы вы можете прочитать здесь.

Сверхмощные источники, о которых мы не раз писали, получили свое имя за высокие светимости (т.е. высокую мощность), достигающие 10³⁹ эрг/с и выше. По всей видимости, большая часть из них это аккрецирующие черные дыры. Есть, между тем, несколько подобный источников, являющихся молодыми остатками сверхновых. И что бы вы думали??? В одном из таких остатков по всей видимости открыли аккрецирующую черную дыру!

К такому выводу авторы пришли на основании трех фактов:
1. Чандра не может "разрешить" источник, т.е. он выглядит точечным (а галактика NGC 6946, где находится остаток MF 16, не такая уж и далекая).
2. Спектр источника похож на спектры кандидатов в черные дыры.
И самое главное - 3. Обнаружена переменность, которая хорошо объясняется в модели тесной двойной, но никак не подходит для остатка сверхновой.

При этом остаток сам по себе безусловно имеет место. Оптические наблюдения не оставляют в этом никаких сомнений и даже дают оценку возраста - около 3500 лет (радиус около 100 световых лет). Однако, все-таки неясно видим ли мы именно остаток сверхновой, или же это туманность, порожденная ветром массивной звезды.

Открытие очень интересное, и ясно, что этот источник будет плотно изучаться в дальнейшем.

Интересная работа российских астрофизиков. С помощью поляриметрии удалось померить поля на внутреннем краю аккреционного диска вокруг черной дыры в Лебеде Х-1. Наблюдения проводились на нескольких инструментах, в том числе и на 6-метровом телескопе в САО. Магнитное поле оказалось равным 10 ⁸ Гс.

^{(Архив Тесные двойные:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)