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.

Классическая формула аккреции Бонди неприменима в случае сильно турбулизованной среды. Авторы обсуждают, как сильная сверхзвуковая турбулентность повлияет на темп аккреции. Эффекты турбулентности достаточно сложно учесть. Даже выводы работы трудно четко и кратко сформулировать. Возможна ситуация, когда темп будет выше, чем формально вычисленный по формуле Бонди, возможна и обратная ситуация.

Отмечу, что авторы пренебрегали ролью магнитных полей. Учесть сразу и турбулентность и поля будет очень сложно даже в численных расчетах.

Авторы прилагают свои расчеты к формированию молодых звезд (см. более подробно статью тех же авторов ниже - astro-ph/0510412) и аккреции на звезды до стадии главной последовательности. Показано, что для массивных объектов возможно существенное изменение по-сравнению с более ранними моделями. Кроме того, кратко рассмотрена аккреция на сверхмассивные черные дыры в центрах галактик.

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;

^{(Архив Аккреция:} v.2, 2003, v.1, 2002-2003)