Компактный, очень насыщенный обзор, посвященный источникам, обнаруженным на спутнике INTEGRAL. В небольшом объеме суммированы все основные данные по 421 источнику, обнаруженным в диапазоне от 17 до 100 кэВ и включенным в третий каталог INTEGRAL/IBIS. Даны характеристики разных класов объектов и тп.

Описаны результаты наблюдений с помощью VLBI. Рассматриваются системы с разными компактными объектами: белыми карликами, нейтронными звездами, черными дырами. Во время вспышек некоторые из тесных двойных систем с компактными объектами становятся очень яркими (несколько янских) радиоисточниками, и их давно и успешно исследуют методами интерферометрии со сверхдлинной базой. В отличии от активных ядер галактик тесные двойные системы показывают гораздо более короткие характерные времена, поскольку последние масштабируются с массой черной дыры. Т.е., вместо лет мы имеем часы. Это позволяет изучать динамику джетов и тп.

Спутник INTEGRAL, благодаря высокой чувствительности в очень жестком рентгеновском диапазоне и длительным наблюдениям плоскости Галактики, смог обнаружить много новых интересных источников, связанных с тесными двойнымим системами. Обнаружено два новых класса источников. Во-первых, это быстрые рентгеновские транзиенты, у которых донором является звезда-сверхгигант. А во-вторых, системы с очень большим поглощением, причем поглощение связано именно с самими системами, а не набирается по дороге.

В статье дается подробный обзор по этим системам, а также кратко описываются важные для понимания вопросы.

Сложив данные многих наблюдений области галактического центра, авторы получили замечательный обзор площадки размером примерно 2 (по долготе) на 0.8 градусов. Там выделено 9017 точечных источников. Проведена их первичная классификация.

Интересно, по моим прикидкам, там должно быть несколько одиночных аккрецирующих нейтронных звезд. Вот бы их выделить!

Небольшой обзор по теме.

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.

Фантастически выглядит! Это не оптическое, а рентгеновское изображение. Область центра Галактики - все небо в алмазах. Чандра видит там объекты со светимостью до 10³¹ эрг в секунду. Разумеется, отождествлять источники в центре Галактики очень трудно. Так что работы там еще много.
P.S. Интересно, нет ли там одиночных аккрецирующих нейтронных звезд?

С помощью оптических интерферометров впервые удалось в деталях разглядеть систему бету Лиры, разрешив ее на два компонента.

Изображение получено с помощью системы CHARA Array. Видна звезда донор (слева) и диск вокруг второго компонента. Видно, что донор слегка вытянут, т.е. впервые удалось рассмотреть напрямую искажение формы во время заполнения полости Роша.

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

Свежая лекция одного из классиков. Она посвящена приливной диссипации в тесных двойных системах. Звезды возбуждают друг в друге приливы. Далее, в зависимости от строения звезды (внешняя конвективная, или внешняя лучистая оболочка) энергия приливов будет диссипировать. Это все очень важно для расчетов эволюции двойных систем.

Сейчас орбитальные рентгеновские телескопы позволяют изучать очень слабые галактические источники рентгена. Авторы дают короткие обзор этой области. В том числе, обсуждаются непонятные источники, которые могут быть рентгеновскими двойными.

Чандра позволил разглядеть в центральной области нашей Галактики множество слабых источников, которые раньше сливались в единый фон. Что это за объекты не всегда ясно. Нужно отождествлять источники вне рентгеновского диапазона. Авторы используют обзор UKIDSS-GPS, сделанный в ближнем ИК-диапазоне. Им удалось найти возможные кандидаты для половины рентгеновских объектов.

См. также arxiv:0806.4124.

В статье рассказывается об обнаружении двойной, состоящей из двух очень массивных звезд. Если оценки массы верны, то это просто самая массивная двойная: 116 (+/-31) и 89 (+/-16) масс Солнца. Причем, более массивный компонент пары претендует на звание самой массивной звезды.

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

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.

Небольшой обзор по группе тесных двойных систем, в которых при аккрецию на черные дыры (хотя, похоже, есть системы и с нейтронными звездами) возникают релятивистские выбросы (струи), за что системы и прозвали микроквазарами.

Обнаружен интересный двойной миллисекундный пульсар. По отдельности его свойства не были бы столь интересны, но их комбинация задает загадки. Это миллисекундный (2.15 мсек) пульсар, у которого компаньоном является нормальная звезда солнечной массы, при этом орбита имеет высокий эксцентриситет (0.44) и большой период (95 дней), а находится система в плоскости Галактики. Кроме того, оценка массы нейтронной звезды дает 1.7-1.8 масс Солнца (но эта величина еще может, на мой взгляд, претерпеть переоценку).

Загадка в том, что стандартные эволюционные схемы не дают таких систем. Есть несколько вариантов экзотичности, обсуждаемых авторами. Первый: пульсар таким и родился. Второй: это была тройная система. Третий: пульсар попал в плоскость Галактики из шарового скопления. Сценарий с тройной выглядит наиболее привлекательным.

Авторы подробно представляют результаты наблюдения скопления 47 Тукана, проведенных в УФ диапазоне на Хаббле. Найдено много экзотических объектов. Так впервые обнаружена пара голубой бродяга+белый карлик, найдена (в двойной системе) горячая маломассивная звезда (это, видимо, "ободранный" гигант), а также найден гелиевый белый карлик без миллисекундного пульсара в качестве соседа по двойной.

Авторы изучили движение нескольких sdB звезд, у которых заподозрены невидимые компаньоны. В некоторых случаях (правда, в рамках предположение о приливной синхронизации, которое неплохо аргументировано) удается ограничить диапазон углов наклона орбиты, т.е., можно определять массы компаньонов. Среди 9 случаев пять компаньонов могут быть белыми карликами или слабыми звездами главной последовательности. Это понятно. Но в четырех случая массы получаются >1 солнечной. Значит, компаньонами являются массивные белые карлики или даже нейтронные звезды или черные дыры. Это уже не укладывается в стандартную картину. Конечно, может быть данные еще будут пересмотрены, тем не менее результат интересный.

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.

Авторы суммируют наши знания о рентгеновских источниках, наблюдаемых в Большом и Малом Магеллановых Облаках. Сейчас, благодаря работе Чандры и ХММ-Ньютон, счет идет на сотни. Основной упор авторы делают на свои результаты по наблюдениям Малого Облака на ХММ-Ньютон.

Компактный, очень насыщенный обзор, посвященный источникам, обнаруженным на спутнике INTEGRAL. В небольшом объеме суммированы все основные данные по 421 источнику, обнаруженным в диапазоне от 17 до 100 кэВ и включенным в третий каталог INTEGRAL/IBIS. Даны характеристики разных класов объектов и тп.

В астрофизике активно применяется т.н. Популяционный синтез. Одним из основных направлений, в которых применяется эта методика, является исследование звездного состава галактик по их интегральным спектрам. Изначально при таких работах использовались только спектры одиночных звзд. Однако около половины звезд входит в состав двойных систем (или систем большей кратности). Относительно недавно начали учитывать и это. В статье достаточно детально рассматривается этот вопрос и демонстрируются новые результаты.

Несмотря на то, что некоторые параметры "плывут" после учета двойных, авторы полагают, что результаты, полученые при использовании лишь одиночных звезд вполне хороши для многих целей. Кроме того, они показывают, как их можно "перенормировать", чтобы учесть вклад двойных.

Для получения ограничений на модели внутреннего строения нейтронных звезд используются определения масс и радиусов нейтронных звезд, а также выделение массивных объектов (т.к. для разных уравненией состояния верхние пределы на массу различны, а потому обнаружение даже одной очень массивной нейтронной звезды разом перечеркивает большую группу т.н. мягких уравнений состояния). Все это можно делать, проводя детальные исследования маломассивных рентгеновских двойных в спокойном состоянии.

"Спокойное" означает. Что нет аккреции, и звезда светит за счет запасенного тепла и пикноядерных реакций. Для многих источников неплохо известны расстояния (особенно, если двойная находится в шаровом скоплении), поэтому можно делать хорошие оценки радиуса. Двойственность позволяет оценивать массу. Очень быстрое охлаждение говорит о наличии прямого УРКА процесса. Он возможен только при достаточно больших плотностях, которые не для всех уравнений состояния доступны.

Все это и обозревается в обзоре.

Попутно отмечу обзор по странным звездам arxiv:0711.2639.

Авторы сообщают о том, что оценка массы черной дыры в одной из внегалактических тесных двойных систем оказалось довольно высокой - около 16 масс Солнца. Это рекорд. Оценку удалось сделать благодаря тому, что в системе наблюдают затмения, т.е. мы видим ее почти с ребра. Это позволяет получить не только нижний предел (функцию масс), но и оценку массы черной дыры.

Отмечу, что все-таки не стоит преувеличивать точность оценки. Сами авторы говорят о 14-17 масс Солнца, но это не значит, что не может быть и 13, или 12 ....

Появление таких черных дыр не является чем-то неожиданным. Расчеты позволяют получать и несколько более массивные черные дыры в результате нормального коллапса ядер массивных звезд (другое дело, что в двойной системе появляются дополнительные сложности - масса "утекает" на звезду-соседку или рассеивается в пространстве на т.н. стадии "общей оболочки"). Тем не менее, если оценка подтвердится, результат крайне важен, ибо расчеты расчетами, а астрономия - наука наблюдательная. Ну а у теоретиков появилась дополнительная задача - объяснить формирование такой дыры в тесной двойной системе с известными параметрами.

Дополнительные материалы к статье находятся здесь: arxiv:0710.3168.

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

Формат статьи "простоватый", зато содержание очень и очень. Заслуживает прочтения.

Авторы дают полный обзор по наблюдениям различных компактных объектов в шаровых скоплениях. Это и радионаблюдения миллисекундных пульсаров, и рентгеновские наблюдения различных источников в двойных системах, и кое-что другое.

Как известно, шаровые скопления - это достаточно старые объекты. Поэтому молодых нейтронных звезд там мало. Казалось бы, и активных компактных объектов там должно быть меньше. В действительности все не так просто. За счет взаимодействий друг с другом звезды могут образовывать пары. В итоге, темп образования некоторых типов объектов в шаровых скоплениях раз в сто выше, чем в диске Галактики. Поэтмоу некоторые шаровики прямо-таки напичканы интеерсными системами. Про все это можно прочесть в обзоре (заодно отмечу, что журнал Astronomy & Geophysics вообще отличается интересными обзорами).

Представлены поляриметрические наблюдения трех рентгеновских двойных (Sco X-1, Cyg X-2, GRS1915+105) в ближнем ИК диапазоне. Для всех трех поляризция обнаружено, но для GRS1915+105 она может быть связана с воздействием межзвездной среды, а для двух других - нет. Авторы полагают, что причиной поляризации может быть синхротронный механизм излучения. Тогда, мы заглядываем в самую внутреннюю область джета, глубже, чем это можно сделать в радиодиапазоне!

Авторы описывают наблюдения на спутнике Сузаку. Целью было исследование линий железа в спектрах маломассивных рентгеновских двойных. Изучение этих линий может позволить дать существенные ограничения на радиусы нейтронных звед. Идея в том, чтобы детально рассмотреть линии, испускаемые с внутреннего края аккреционного диска. Ясно, что размер нейтронный звезды меньше. Поскольку для некоторых маломассивных рентгеновских двойных внутренний край диска подбирается очень близко к поверхности компактного объекта, можно поставить хороший верхний предел на размер нейтронной звезды. Пределы соответствуют радиусам порядка 14.5-16.5 км, если предположить, что массы нейтронных звезд равны 1.4 солнечных.

См. также arxiv:0708.3648, где речь идет о наблюдении линии железа от одного из объектов, попавшем в ленты новостей. И arxiv:0708.3816, где применяется другой подход для ограничения размеров и масс нейтронных звезд на основе их рентгеновских спектров.

Похоже, что один из гамма-всплесков на самом деле является необычной вспышкой на нейтронной звезде в тесной двойной системе. Авторы полагают, что не исключено, что есть много систем такого типа, но пока они ускользают от наблюдателей из-за трудноуловимости их вспышек.

Описаны результаты довольно старых (2003 год) наблюдений Малого Магелланового облака на спутнике Интеграл. Приборы увидели два источника. Один из них четко отождествляется как известная система SMC X-1. Второй источник не отождествлен. Возможно, что это ранее неизвестная рентгеновская двойная (скорее всего рентгеновский пульсар с массивным компаньоном и аккрецией через внутреннюю точку лагранжа).

Для появления длинного гамма-всплеска, что в наиболее популярном сценарии связывается с коллапсом ядра достаточно массивной звезды, необходимо быстрое вращение ядра звезды. Обычно звезды достаточно эффективно замедляются. Раскрутить звезду можно в тесной двойной системе. Кроме того, было предложено, что при малой металличности звезды остаются достаточно быстровращающимися. В данной статье представлен анализ ситуации, в которой малометалличная звезда входит в тесную двойную систему.

Во-первых, показано, что в такой двойной можно получить условия, при которых вторая (менее массивная) звезда даст гамма-всплеск. Во-вторых, система распадается после первого взрыва, поэтому можно ожидать, что предсверхновая будет убегающей звездой. Это значит, что она пройдет несколько сот парсек до порождения всплеска. Наконец, поскольку скорее всего направление джета будет перпендикулярно скрости звезды , можно сделать предсказания относительно свойств среды вокруг взрывающейся звезды. Это важно для описания свойств послесвечений (ореолов) гамма-всплесков.

В теории радиопульсаров, где вообще много белых пятен, есть важный нерешенный вопрос. Связан он с изменением угла между осью вращения и осью магнитного диполя. В модели магнито-дипольных потерь этот угол уменьшается (оси стремятся стать параллельными друг другу). В модели токовых потерь (Бескин, Гуревич, Истомин) - угол стремится к 90 градусам. Данные по радиопульсарам не дают возможности выбрать между двумя вариантами. Некоторое время назад мне стало ясно, что могут помочь рентгеновские пульсары, особенно в системах, где компаньоном является массивная звезда, а аккреция идет из звездного ветра. В таких системах прошло мало времени с тех пор, как нейтронная звезда ушла со стадии эжекции. Кроме того, аккреционный поток таков, что сам он не может существенно повлиять на угол. Значит, изучив распределение углов для нейтронных звезд в таких системах, можно узнать, какими были углы на момент окончания стадии эжекции. Однако определить угол для рентгеновского пульсара тоже не очень просто. Для этого надо построить довольно сложную модель. Именно это и сделано автором предлагаемой статьи.

Автор построил модель излучения рентгеновского пульсара. Для 117 источников получены оценки углов. Они показывают, что углы невелики. Автор не обсуждает описанный выше аспект - "эксгумацию" радиопульсаров для определения поведения углов на стадии эжекции. Однако на мой взгляд, результаты свидедельствуют в пользу того, что углы не стремятся к 90 градусам. Правда, это не означает, что модель токовых потерь неверна. Действительность несколько сложнее. Дело в том, что на второй части стадии эжекции - стадии мертвого радиопульсара - угол может эволюционировать в сторону уменьшения. Но по крайней мере ясно, что в итоге6 на момент окончания стадии эжекции, углы малы.

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.

10 июня этого года спутник SWIFT увидел очередной гамма-всплеск. Ну увидел - и увидел. Он их часто видит, для того и запускали. Но все не так просто. Возможно, что мы имеем дело с интересным открытием.

Спутник SWIFT несет на борту приборы, позволяющие определять положение всплеска с достаточно высокой точностью (несколько угловых минут). После всплеска, длившегося 5 секунд (нормальный всплеск, классифицируемый как "длинный") в той области, из которой пришел всплеск удалось увидеть переменный рентгеновский источник. Оптические наблюдения этой области показали, что спектр похож на спектр звезды класса К (это может быть суб-гигант или карлик, т.е. обычная звезда главной последовательности). Все это говорит о том, что мы видим тесную двойную систему, скорее всего с черной дырой. Если эта система имеет отношение к всплеску, то это очень важный результат! Это означает, что двойные черные дыры (в паре с маломассивным компаньоном) могут показывать очень интересный тип активности, который "подмешивается" к обычным гамма-всплескам!

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

Уточнены значения масс нейтронных звезд в трех рентгеновских двойных. Значения такие 1.06+0.11/-0.10 масс Солнца для SMC X-1, 1.25+0.11/-0.10 - для LMC X-4, и 1.34+0.16/-0.14 - для Cen X-3, Обратите внимание на низкое значение для SMC X-1.

Представлена новая версия каталога маломассивных рентгеновских двойных. Включены объекты нашей Галактики, а также Магеллановых облаков. Всего каталог включает 187 источников.

Новая версия каталога массивных рентгеновских двойных. В него попало 114 систем, принадлежащих нашей Галактике.

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.

С помощью наземного гамма-телескопа MAGIC проведены наблюдения самой известной системы с черной дырой (или, строго говоря, с кандидатом в черные дыры) - Лебедь Х-1. Никакого постоянного гамма-излучения обнаружено не было. Зато есть слабое (на уровне 4 сигма) указание на то, что была обнаружена вспышка. Причем вспышка совпала с рентгеновской. Если гамма-вспышка реальна, то это первый пример обнаружения гамма-излучения ТэВной энергии от кандидата в черные дыры (напомню, что лет 20 назад по этому поводу было много дискуссий, и тогда не удалось доказать реальность сигналов, о которых заявляли несколько групп исследователей).

Наблюдения этого источника обсуждаются также в е-принте arxiv:0706.1372. В нем представлены результаты совместных наблюдений в радио и рентгеновском диапазонах. Удалось увидеть вспышку, произошедшую практически одновременно на этих столь разных длинах волн.

Очень содержательно, понятно и красочно расписано про модели, в рамках которых интерпретируются данные по наблюдениям микроквазаров. В основном речь идет о рентгеновских спектрах, об их вариациях и тп.

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.

По данным наблюдений на Чандре в центральной области известной близкой галактики с мощным звездообразованием М82 открыт транзиентный ультрамощный источник (аудиофайл с записью научно-популярной программы, в которой шла речь об этих объектах, можно найти здесь). Расположен объект в молодом звездном скоплении. Авторы полагают, что мы имеем дело с черной дырой промежуточной массы (более 100 солнечных).

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.

Самый легкий (0.17 масс Солнца) белый карлик SDSS J091709.55+463821.8 оказался двойным. Измерение радиальной скорости карлика показало, что есть более массивный компаньон. Поскольку компаньона не видно, то это должен быть другой компактный объект. Скорее всего второй белый карлик, но пока, пишут авторы, нельзя исключить и нейтронную звезду.

От себя добавлю, что и черную дыру исключить нельзя, хотя вероятность ее наличия там - не более нескольких процентов.

Природа порою подкидывает интересные загадки. Ничего суперфундаментального в них нет, но мне лично оин всегда нравятся. Суть загадки сводится к следующему: что же мы видим?

G70.7+1.2 - это туманность, наблюдаемая в оптическом и радио диапазонах. Кроме того, в ней есть яркая звезда, которую наблюдают в ИК, т.к. велико поглощение. Полагали, что мы имеем дело с двойной системой, состоящей из Be- звезды и радиопульсара.

Авторы статьи провели глубокие наблюдения в ИК (на Кеке) и в рентгене (на Чандре). Был обнаружен рентгеновский источник, не совпадающий с Be-звездой. Тот же источник виден и в ближнем ИК. Новая интерпретация такова. В туманности есть Be-звезда и двойная система, состоящая из B-звезды и нейтронной звезды, скорее всего радиопульсара. Следующая задача - глубокий поиск пульсара. Если не найдут - то загадка останется. Интересно!

Известно 9 двойных систем, состоящих из двух нейтронных звезд. С ними связана одна загадка. Слишком многие из них имеют маленькие эксцентриситеты. Если учесть, что согласно данным по обычным радиопульсарам нейтронные звезды рождаются с большими скоростями (т.н. кик) порядка 300-400 км/с, то малые эксцентриситеты представляются загадочными. По всей видимостим, те взрывы сверхновых, которые приводят (в среднем) к появлению одиночных пульсаров и пульсаров в массивных двойных системах, различаются. Ван ден Хевел обсуждает возможные пути решения загадки. На данный момент сложился следующий взгляд. Вторичные компоненты массивных двойных систем испытывают не обычный взрыв сверхновой, связанный с коллапсом железного ядра, а коллапс кислородно-неоново-магниевого ядра. Вероятнее всего, это являетс исключительной особенностью двойных систем. В одиночных звездах такие ядра в конце концов превращаются в белые карлики.

Дано подробное описание формул, заложенных в программу популяционного синтеза двойных систем "Машина сценариев".

Мониторы, работающие в жестком рентгене и мягком гамма, в основном предназначены для наблюдения гамма-всплесков. Но видят, конечно, все, что попадает в их широкое поле зрения. Периодические сигналы потом можно "вытаскивать" из полученных данных. В свое время такая работа проводилась по результатам многолетних наблюдений прибором BATSE на Комптоновской обсерватории. Теперь аналогичный анализ сделан для данных Свифта.

К важным новым результатам следует отнести обнаружение орбитальных периодов у двух источников, открытых на Интеграле, а также обнаружение 5-часового периода у 4U 1954+31. Авторы полагают, что это может быть период собственного вращения нейтронной звезды. Тогда, это будет рекорд по "заторможенности" вращения у этих объектов.

Дается обзор свойств раскрученных пульсаров. Вращение этих объектов было ускорено за счет аккреции в тесной двойной системе. Автор приводит несколько полезных графиков, а также обсуждает связь некоторых параметров раскрученных пульсаров с массой их компаньонов.

Статья является призывом к астрономам-любителям заняться поиском и изучением периодичности в оптических кривых блеска массивных рентгеновских систем.

В статье рассказывается что это за системы, как и зачем их нужно наблюдать.

Добавлю, что каталог систем с Ве-звездами можно найти здесь.

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

Подробный обзор по катаклизмическим переменным. Это очень интересные тесные двойные системы с белыми карликами, показывающие большое разнообразие астрофизических явлений.

Большой обзор по эволюции тесных двойных систем. Статья также доступна здесь.

Большой обзор, посвященный в основном, образованию двойных нейтронных звезд. Однако, кроме них, рассматриваются и системы с черными дырами и белыми карликами. Авторы честно пишут, что дают сводку в основном своих результатов, так что о работах других групп пишут довольно-таки мимоходом.

Напомню, что вся эта деятельность по поводу двойных компактных объектов важна, в первую очередь, в связи с работой детекторов гравитационных волн. Также, двойные компактыне объекты интересны как возможные источники коротких гамма-всплесков. Ну и просто, двойные радиопульсары - лучшая лаборатория по проверке многих интересных эффектов, включая ОТО. Кроме того, не надо забывать, что обнаружение системы пульсар плюс черная дыра не за горами, и обнаружение такого "зверя" готовит нам много открытий чудных.

Похоже, что впервые обнаружена аккрецирующая двойная система, в которой донором является бурый (коричневый) карлик. Речь идет о катаклизмической переменной SDSS 103533.03_055158.4, открытой в оптическом диапазоне с помощью Слоановского цифрового обзора неба. Орбитальный период составляет чуть более часа (82 минуты). Аккреция идет на белый карлик. Масса донора оценивается примерно в 0.05 солнечных масс.

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

Большой обзор по радио пульсарам, раскрученным за счет аккреции в тесных двойных системах. Обзор доступен и на русском на сайте УФН.

В обзоре достаточно детально рассмотрены проявления астрофизических джетов от микроквазаров, активных ядер галактик и гамма-всплесков в диапазоне высоких энергий. Речь идет не только о гамма-излучении, но и о частицах, в том числе и о высокоэнергичных нейтрино.

Большой обзор, посвященный такой важной стадии эволюции тесных двойных звездных систем, как "общая оболочка". На этой стадии происходит сближение компонент систумы за счет уноса углового момента оболочкой. Потеря вещества связана с тем, что одна из звезд уже сильно проэволюционировала и ушла с главной последовательности. Итогом стадии может стать или очень тесная двойная, или же компоненты просто сольются. Некоторые наблюдаемые типы двойных, а также одиночные звезды (например, быстро вращающиеся гиганты FK Coma) могут образовываться, по всей видимости, только в результате стадии с общей оболочкой.

УМИ - Ультрамощные рентгеновские источники. Ситуация с ними так пока и не прояснилась: то ли это аккрецирующие черные дыры промежуточных масс, то ли эти системы с "обычными" звездными черными дырами. Абсолютно непонятно, как они образуются. Как раз последней теме и посвяшен короткий обзор.

Статья прекрасно структурирована. Для коротенького обзора это практически образец.

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

Гамма-астрономия переживает период бурного развития благодаря появлению высококлассных наземных установок (H.E.S.S., MAGIC). Кроме того, в самом ближайшем будущем планируется запуск нескольких космических аппаратов, наблюдающих в гамма-диапазоне (GLAST, AGILE). Поэтому в литературе активно обсуждаются известные и возможные источники, излучающие в гамма (небольшой обзор по этой тематике можно найти здесь).

Среди множества типов астрономических объектов, излучающих в гамма-диапазоне (речь идет в основном о диапазоне от десятков МэВ до нескольких ТэВ) есть и двойные. На сегодняшний день известно всего три источника, однако ясно, что их должно быть больше. Все наше современное знание о двойных, излучающих в гамма, суммировано в кратком обзоре Мирабеля.

Авторы детально изучают один из жестких рентгеновский источников, открытых обсерваторией Интеграл. Во-первых, им удалось показать, что обнаруженный период - около 1.6 часа - скорее всего является периодом вращения нейтронной звезды. Во-вторых, удалось обнаружить изменение периода, его уменьшение. Оно весьма велико и совпадает с периодом активности источника. Это говорит о том, что нейтронная звезда была раскручена аккрецией, а магнитное поле самой нейтронной звезды весьма велико. Последнее и позволяет авторам рассуждать о магнитарной природе наблюдаемого объекта.

На всякий случай подчеркну: речь не идет о родстве источника с такими известными кандидатами в магнитары как аномальные рентгеновские пульсары и источники мягких повторяющихся гамма-всплесков. Речь просто идет о нейтронной звезде с очень большим магнитным полем, причем звезда входит в тесную двойную систему. Мне лично совсем не нравится употребление термина "магнитар" в таком контексте. Магнитар - это, все-таки, не просто нейтронная звезда с большим полем, а объект, чья активность, связана с полем. здесь же активность, скорее всего, связана с аккрецией.

Новые данные и детальное моделирование дают авторам возможность утверждать, что ультрамощный источник M82 X-1, являющийся лучшим кандидатом в черные дыры промежуточных масс, модет содержать в себе звездную черную дыру с массой от 19 до 32 масс Солнца.

Открытие двойного радиопульсара стало важным результатов для ряда направлений.
1. Наличие такого объекта позволяет исследовать важные эффекты, имеющие место в пульсарных магнитосферах (напомню, что окончательной теории магнитосфер пульсаров так и нет).
2. Обнаружение такого объекта позволило повысить "наблюдательный" предел на количество слиявающихся двойных нейтронных звезд, что важно для оценки эффективности работы детекторов гравитационных волн. Кроме того, оценка темпа слияний по наблюдаемым системам, состоящим из двух нейтронных звезд, наконец-то стала совпадать с расчетами методом популяционного синтеза.
3. Двойной радиопульсар открывает новые возможности для проверки Общей теории относительности (см. ссылку ниже).
4.Наличие такого объекта бросает вызов теориям эволюции звезд.
Последнему пункту и посвящена статья.

Дело в том, что:
1. У пульсара низкая пространственная скорость. Т.е., не было большого кика (большого дополнительного импульса при взрыве сверхновой)
2. У системы низкий, но ненулевой, эксцентриситет орбиты.
3. Система имеет довольно короткий орбитальный период.
Все вместе это ставит проблемы в построении эволюционного сценария, приведшего к появлению такой системы. Один из важных выводов состоит в том, что предсверхновая, породившая более молодой пульсар (пульсар В), имела низкую массу, около 2 масс Солнца или даже меньше. Т.о. вряд ли это была обычная сверхновая с коллапсом железного ядра. С другой стороны, похожая двойная система PSR B1534+12 по всей видимости имела неколько иную историю. Т.о., возможны разные эволюционные пути, что надо учитывать в моделях, описывающих появление таких систем.

См. также статью astro-ph/0609417 той же группы авторов, в которой рассматриваются тесты ОТО по данным о двойном пульсаре.

Я уже рассказывал об ультрамощных рентгеновских источниках (УМИ). В этой работе авторы описывают результаты недавних наблюдений на спутнике XMM-Newton. Исследуя спиральную галактику (без можного звездообразования, имеющую наименование MCG-03-34-63, они обнаружили внеядерный источник, поток от которого соответствует болометрической изотропной светимости 3 10⁴¹ эрг в секунду. Т.о., источник является претендентом на звание самого мощного из известных УМИ. Если оценка светимости верна, то мы должны иметь дело с аккрецией на черную дыру с массой более 2300 солнечных масс.

Обзор по рентгеновским двойным с точки зрения ядерной физики. Дело в том, что кроме выделения энергии за счет аккреции, в двойных с компактными объектами (в первую очередь с нейтронными звездами) идет много интересных ядерных процессов.

Обзор очень понятный и доступный: формул нет, зато есть обширная библиография и описание фактического наблюдательного материала. Рекомендую.

Короткая, но содержательная заметка, посвященная регистрации космических лучей очень высоких энергий от трех систем: двух микроквазаров (LS 5039, LS I +61 303) и одной двойной системы с пульсаром (PSR B1259-63). Открытия эти не совсем новые, тем не менее, не у всех это на слуху. Рекомендуется к прочтению.

Большой и подробный обзор, посвященный двойным системам, в состав которых входят черные дыры (или, кандидаты в черные дыры, если так угодно консервативной публике).

Как я уже многократно писал, вопрос о происхождении планетарных туманностей остается открытым. Дело в том, что в основном эти объекты более или менее биполярны. Отклонение от сферической симметрии можно объяснять или влиянием магнитного поля, или двойственностью центральной звезды. Вот тут-то и зарыта собака!

Авторы проводят детальный популяционный синтез с целью разрешения вопроса о происхождении планетарных туманностей. Выводом является то, что предположение о том, что именно двойные порождают туманности, хорошо согласуется с результатами работы.

Обнаружена довольно интересная рентгеновская система. Прелесть пока в том, что объяснить ее можно с помощью целого набора вариантов.

Я уже рассказывал об открытии 62-дневного орбитального периода у яркого источника в М82. Тогда рассказ основывался на короткой заметке для журнала Science. Сейчас же появилась "полноразмерная" статья, посвященная детальному исследованию этого объекта.

Итак, что известно. Имеем достаточно яркий источник в галактике М82. Если считать, что он излучает сферически симметрично, то светимость получается равной 2.4 10⁴⁰ эрг/с. У источника открыт орбитальный период около 62 дней. Это говорит о том, что компаньон является звездой гигантом. Кроме того, от источника наблюдалась вспышка продолжительностью в несколько дней. При этом светимость (опять же, рассчитанная для изотропного излучения) возросла до 10⁴¹ эрг/с.
Далее. Наблюдения на Чандре показали также наличие второго источника. Он тоже достаточно яркий, чтобы его классифицировать как ультрамощный. По всей видимости, от этого второго источника зарегистрированы низкочастотные квазипериодические осцилляции (выяснить это напрямую непросто, т.к. результат получен с помощью приборов спутника RXTE, который обладает плохим угловым разрешением).

Анализ комплекса данных от этих двух объектов позволяет авторам заключить, что оба являются очень хорошими кандидатами в черные дыры промежуточных масс.

Обнаружен период у одного из ультрамощных рентгеновских источников

Как известно, эти объекты часто встречаются рядом с очагами звездообразования. Поэтому, нет ничего удивительного в том, что в галактике М82 известно несколько источников такого типа. И вот для одного из них, кстати в самом деле мощного - изотропная светимость более 10 ⁴⁰ эрг/с, - обнаружен орбитальный период. Он составляет чуть более 60 дней.

По мнению авторов, такой период говорит о том, что компаньоном черной дыры является гигант, а значит, что стадия ультрамощного источника с неизбежностью должна быть достаточно краткой.

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.

Гамма Кассиопеи - известнейшая Ве-звезда. Она также знаменита избытком рентгеновского излучения (избытком по сравнению с обычной одиночной звездой этого класса). Причины возникновения "лишних рентген" не ясны. Основных гипотез две: или это связано с взаимодействием потоков плазмы (например, звездного ветра и околозвездного диска), или же есть компактный спутник, скорее всего белый карлик.

В этой статье авторы рассказывают об обнаружении еще двух звезд, свойства которых аналогичны свойствам Гамма Кассиопеи. По всей видимости, есть целый класс таких объектов. Если это двойные системы, то компаньонами Ве-звезд должны быть белые карлики. В будущем, такие системы должны превращаться в интересные пары старый белый карлик + молодой радиопульсар. Похоже, что такие примеры уже найдены (я рассказывал о них в обзорах).

На крупном наземном телескопе в обсерватории им. Магеллана авторы провели поиск оптического излучения от шести белых карликов, являющихся компаньонами радиопульсаров. Не все эти пульсары являются миллисекундными. Один - вполне нормальный молодой пульсар (PSR J1141-6545). Но увидеть белый карлик в оптике удалось только в двух случаях, и во всех них компаньоном является миллисекундный пульсар. Оба этих случая выделяет то, что они находятся довольно близко от нас (менее 1 кпк), так что более глубокие наблюдения могут потом дать положительный результат и для других систем.

Все это очень важно, т.к. для белых карликов можно определять возраст, если известна их температура (и масса).

Обзор посвящен феномену Ве-звезд. Это звезды класа В с эмиссионными линиями в спектре. Доля таких звезд среди всех массивных достаточно велика, кроме того хорошо известны рентгеновские системы с Ве-звездами, составляющие бОльшую часть всех рентгеновских двойных.

В основном речь идет о происхождении Ве-звезд. Резюме: непонятно, как они образуются. Точнее так, ясно, что есть несколько каналов образования Ве-звезд, причем некоторые каналы неизвестны.

Широко распространено мнение, что Ве-звезды могут образовываться во взаимодействующих двойных за счет переноса массы с более массивного компаньона. И этот механизм работает! Но, как ясно из обзора, не для всех звезд. Причем и доля тех, для которых работает, не ясна. Так что, как обычно, многое сделано, но многое еще предстоит!

Обзор посвящен феномену Ве-звезд. Это звезды класа В с эмиссионными линиями в спектре. Доля таких звезд среди всех массивных достаточно велика, кроме того хорошо известны рентгеновские системы с Ве-звездами, составляющие бОльшую часть всех рентгеновских двойных.

В основном речь идет о происхождении Ве-звезд. Резюме: непонятно, как они образуются. Точнее так, ясно, что есть несколько каналов образования Ве-звезд, причем некоторые каналы неизвестны.

Широко распространено мнение, что Ве-звезды могут образовываться во взаимодействующих двойных за счет переноса массы с более массивного компаньона. И этот механизм работает! Но, как ясно из обзора, не для всех звезд. Причем и доля тех, для которых работает, не ясна. Так что, как обычно, многое сделано, но многое еще предстоит!

Исследованы около 100 ультрамощных источников (УМИ) в 32 близких галактиках. Это удалось сделать, используя данные уже очень большого архива, накопленного при наблюдениях на спутнике XMM-Newton. Целью было исследование вопроса о существовании черных дыр промежуточных масс.

Похоже, что класс УМИ все-таки не однороден. Несмотря на то, что часть из соавторов статьи придерживается гипотезы о черных дырах промежуточных масс, в статье пишется о многочисленных источниках, которые, по всей видимости, являются обычными черными дырами (т.е. имеющими звездные масссы). Лишь небольшая доля (16 источников) вероятно являются системами с массивными черными дырами. Тем не менее, и эту долю как-то надо объяснять.

Гамма Кассиопеи - известная яркая звезда типа Ве. Т.е. это массивная звезда класса В с эмиссионными линиями в спектре. У нее обнаружен избыток рентгеновского излучения. Причина может быть в наличии компаньона, на который идет аккреция. Само по себе это не удивительно, рентгеновские системы с Ве-звездами составляют 2/3 всех массивных ренгеновских двойных (см. каталог в astro-ph/0505275, сетевая версия каталога готовится Натальей Рагузовой). Однако, если все эти системы состоят из Ве-звезды и нейтронной звезды, то гамма Кассиопеи - явно нет. Возможно, что ее компаньоном является белый карлик (не исключено и то, что ветер звезды имеет интересные свойства, приводящие к избытку рентгеновского излучения; причина может крыться в диске, существующем вокруг быстро вращающейся звезды).

Гамма Кассиопеи - яркий близкий источник. Теперь с развитием техники рентгеновских наблюдений, начали открывать множество источников, похожих по своим свойствам на эту звезду. Собственно, этому и посвящена статья. Более детальные результаты будут вскоре представлены в полной журнальной публикации, которая, насколько мне известно, уже принята в печать.

Регулярные наблюдения галактической плоскости на спутнике INTEGRAL позволили обнаружить большое количество рентгеновских транзиентов (т.е. вспыхивающих источников), свойства которых отличаются от ранее известных. Все это мощные вспышки, развивающиеся за несколько минут и длящиеся часы. Некторые из источников сейчас надежно отождествлены с массивными звездами (спектральные класы О-В), т.е. это массивные двойные системы (очевидно, что второй компонент должен быть нейтронной звездой).

Т.к. число известных источников нового типа уже велико при том, что обнаружить их непросто (из-за того, что значительное время они проводят в спокойном состоянии), то авторы заключают, что мы можем иметь дело с едва ли не самым многочисленным классом массивных двойных систем.

Обзор посвящен последним данным по рентгеновским источникам в гаалктиках. Что мы видим? Целый зоопарк! При этом есть и мноежство загадок. Далеко не все источники идентифицированы. Взять, к примеру, ультрамощные.

Отмечу также и два других свежих обзора Фаббиано: astro-ph/0511273 и Investigating Galaxy Evolution with Chandra. Чему посвящен второй ясно из названия, а вот первый - это эпилог к симпозиуму МАС номер 230. Он содержит перечень наиболее интересных результатов, доложенных на нем.

С помощью очень успешно работающей установки H.E.S.S. удалось зарегистрировать излучение от одного из микроквазаров LS 5039. Это, в принципе, ожидаемый результат, т.к., если такое излучение наблюдается от активных ядер галактик с джетами, а микроквазары являются их уменьшенной (и близкой к нам) копией, то разумно предположить возможность регистрации гамма-лучей высоких энергий и от микроквазаров.

Приводятся очередные оценки темпа слияния двойных нейтронных звезд. Расчитаны частоты наблюдений таких событий наземными детекторами (LIGO, VIRGO). В своих начальных конфигурациях, согласно авторам, интерферометры не смогут увидеть слияния (темп составляет примерно раз в 125-150 лет), зато после "доводки" детекторы смогут регистрировать по нескольку слияний в год.

Заметим, что эти оценки менее оптимистичны, чем, скажем, расчеты Липунова и др.

Как известно, слияния двух нейтронных звезд рассматриваются как наиболее вероятные источники гравитационных волн, которые смогут регистрировать детекторы типа LIGO и VIRGO. Менее известно, что расчеты методом популяционного синтеза показывают, что слияния нейтронных звезд с черными дырами могут оказаться более вероятными источниками (таким расчеты проводились, например, в отделе Релятивистской астрофизики ГАИШ под руководством В.М. Липунова). Однако велика неопределенность в расчетах. Авторы предалагают использовать данные по известным системам, состоящим из двух нейтронных звезд, для уменьшения этой неопределенности. Это лишь первая работа авторов в данном направлении, так что "многое сделано, но многое еще предстоит".

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

К ультракомпактным двойным относят системы, состоящие из двух вырожденных объектов, например (и в основном), из двух белых карликов. Система RX J0806.3+1527 является кандидатом в такие объекты, причем заподозрено, что двойная имеет наименьший из известных орбитальных периодов.

Рентгеновское излучение RX J0806.3+1527 показывает пульсации. Это может быть как результатом орбитального вращения, так и результатом вращения аккрецирующего белого карлика вокруг своей оси. Основываясь на данных длительного тайминга, проведенного на спутнике Чандра, автор показывает наличие стабильного уменьшения периода. Это наиболее хорошо объясняется гравитационным излучением двойной. Орбитальный период при этом, разумеется, уменьшается (уносится как раз энергия орбитального вращения).

Здесь возникает интересный момент. Если период и в самом деле орбитальный, то источником рентгеновского излучения не может быть аккреция. В ультракомпактной двойной аккреция должна идти с более легкого белого карлика на более тяжелый. При этом звезды должны "разъезжаться". Т.е. орбитальный период будет увеличиваться. Коли же мы видим уменьшение периода, то, полагает автор, нужно придумывать какой-то иной, возможно электро-магнитный, механизм выделения энергии.

Авторы провели радиомониторинг девяти ближайших ультрамощных рентгеновских источников (УМИ) с помощью VLA. Ни постоянного, ни вспышечного радиоизлучения от УМИ зарегистрировано не было (обнаруженное излучение двух источников в М82 скорее всего связано с остатками сверхновых). В принципе результаты наблюдений не позволяют выбрать одну из двух основных гипотез, объясняющих природу УМИ (аккреция на черные дыры промежуточных масс или же аккреция на черные дыры звездных масс с образованием релятивистских джетов). Однако такие наблюдения важны, может быть в дальнейшем авторам повезет больше, и их результаты смогут помочь в выборе модели для УМИ.

Надеемся, что с самими ультрамощными источниками наши читатели уже хорошо знакомы (или по статье на Астронете, или по передаче на радио Свобода). Вот новые результаты.

Авторы рассматривают вопрос о том, что многие из УМИ могут являться фоновыми далекими активными ядрами галактик. Это особенно актуально для объектов в эллиптических галактиках, а также для источников на окраинах галактик вне областей мощного звездообразования. Рассматривается шесть источников, для которых получены хорошие оптические спектры. Все шесть оказались далекими квазарами. Все шесть лежат достаточно далеко от центров своих галактик. Результаты находятся в хорошем согласии с более ранними оценками. Т.о., как и предполагалось, для УМИ, лежащих вне выделенных областей (спиральные рукава, области звездообразования, шаровые скопления и т.п.) велика доля фоновых.

Представляем статьи, составившие основу "горячей темы" выпуска.

Как мы неоднократно отмечали, сверхмощные источники - одна из наиболее интересных загадок в астрофизике высоких энергий. И именно наблюдения (в первую очередь наблюдения нормальных звезд-компонентов) дадут ответ какие же черные дыры сидят в этих системах.

В первой из речь идет как раз об обнаружении оптического компаньона одного из УМИ (ультрамощных источников). Обработка данных и их анализ показывают, что наиболее вероятно, что нормальная звезда является сверхгигантом класса B0. Для определения массы черной дыры понадобятся новые наблюдения (в частности, авторы надеются обнаружить орбитальный период).

Оптические наблюдения УМИ суммированы во второй статье.

Во третьей статье рассказывается об обнаружении квазипериодических изменений рентгеновской светимости источника в спиральной галактике NGC 628. Период составляет порядка 1-2 часов. Это уникальное поведение для УМИ. Сравнение с поведением других типов источников с черными дырами позволяет заподозрить, что масса черной дыры в исследуемом объекте составляет несколько тысяч масс Солнца. Т.е. это, по всей видимости, черная дыра промежуточной массы.

Две последние работы представляют результат обработки данных по УМИ в близких галактиках, полученных еще на спутнике ROSAT.

Наблюдения на спутнике Чандра показали около 800 рентгеновских источников в области с площадью примерно полтора квадратных градуса вокруг галактического центра. Большинство из них имеют небольшую рентгеновскую светимость порядка 10³²-10³³ эрг/с.

Авторы обсуждают возможную природу этих объектов, а также представляют первые результаты инфракрасных наблюдений этой области. Они полагают, что бОльшая часть источников - это рентгеновские двойные с компактными объектами. Возможно, что среди этих источников есть новые типы тесных двойных систем.

Обзор посвящен микроквазарам - тесным двойным системам с релятивистскими джетами. Автор концентрирует внимание на процессах, приводящих в излучению фотонов высокой энергии, т.е. гамма-квантов.

Выше мы написали, что миллисекундные радиопульсары были раскручены в тесных двойных системах. Однако долгое время астрономы не могли зарегистрировать аккрецирующие миллисекундные пульсары. Такие объекты должны были бы наблюдаться как рентгеновские источники. Лишь несколько лет назад они были обнаружены.

Первой открытой системой этого типа стал источник SAX J1808.4-3658 (SAX в названии указывает, что открытие было сделано на спутнике BeppoSAX). Именно этому объекту посвящена бОльшая часть представляемого обзора.

Отметим здесь и другую свежую статью. "Constraining Brans-Dicke Gravity with Millisecond Pulsars in Ultracompact Binaries". В ней предлагается использовать пять известных аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров для проверки теорий гравитации.

Данная работа основана на наблюдениях двойных в рассеянных скоплениях M35 (NGC2168) и M34 (NGC1039). Возраст этих скоплений составляет примерно 150 и 250 миллионов лет, соответственно. В каждом из них наблюдаются двойные системы солнечного типа с различными периодами (полуосями), скорость вращения звезд определяется по уширению спектральных линий, но эти скопления достаточно близкие, что позволяет получать спектры с очень высоким разрешением. Эти данные позволяют сравнить угловую скорость движения звезды в периастре со скоростью ее осевого вращения. Остальные детали в самой статье.

Небольшой, но содержательный обзор, посвященный эволюции двойных систем, звезды в которых недостаточно массивны, чтобы в конце своей жизни превратиться в нейтронные звезды или черные дыры.

На картинке внизу показаны варианты эволюции в случае неустойчивого первого заполнения полости Роша.

Авторы докладывают об открытии двух необычных рентгеновских транзиентов. Необычность связана в первую очередь с невысокой максимальной светимостью этих источников: порядка 5 10³⁴ эрг/с. По-мнению авторов ни один из известных типов источников не может объяснить эти два.

Все достаточно хорошо знают, что такое новые звезды. Напомним, тем не менее, что это двойные системы с белыми карликами, и взрыв происходит именно на поверхности карлика. В этом небольшом обзоре описаны последние достижения в изучении новых. Особое внимание автор уделяет нуклеосинтезу, происходящему во время вспышек.

Еще 8 лет назад мы обсуждали обилие рентгеновских исчтоников в центре Галактики, в частности наши расчеты указывали на то, что особенно много должно быть там рентгеновских транзиентов. Правда, мы обсуждали не центральный парсек, а более широкую область. Тем не менее приятно видеть, что количество открываемых транзиентов в центральной части Галактики все растет и растет.

Авторы докладывают об отождествлении семи транзиентов внутри 23 парсек от галактического центра. Кроме гипотезы о том, что все эти источники прямо там и образовались, авторы рассматривают возможность разрушения крупного скопления звезд, влетевшего в центральную область нашей Галактики.

Дается обзор последних данных по рентгеновским источникам в шаровых скоплениях. Особый упор сделан на ультракомпактные системы, образование которых в обычных условиях галактического диска было бы затруднительным. Кроме того, рассмотрены системы малой светимости, количество которых растет благодаря новым телескопам типа Чандры.

Еще одна интересная работа, связанная с тесными двойными системами. На этот раз она не касается популяционного синтеза, но нет никакого сомнения в том, что исходя из гипотезы, разработанной в данной статье, в будущем будут проведены и популяционные расчеты.

Кратко: авторы рассматривают идею о том, что гамма-всплески и гиперновые являются результатом слияния двух гелиевых звезд.

Напомним, что команда ученых, в которую входят и авторы статьи, уже высказывалась о том, что создание гиперновой и гамма-всплеска требует, чтобы у взрывающейся звезды был существенный угловой момент, который в обычных условия трудно достижим, а значит, следует обратиться к опеределенным типам двойных систем. В данной статье Фрайер и Хегер конкретизируют, системы какого типа наиболее перспективны, и рассматривают механизм взрыва в некоторых деталях.

Подчеркнем, что необходимы популяционные исследования, чтобы оценить частоту таких слиянийи ее зависимость от параметров эволюционного сценария (например, от эффективности общей оболочки).

Взрыв сверхновой отпечатывается в дальнейшей судьбе компактного объекта (нейтронной звезды или черной дыры). Поскольку детальная теория взрыва еще не создана, представляется разумным восстановить максимум информации по такому "отпечатку".

Если мы видим рентгеновскую систему с компактным объектом, то мы можем попытаться восстановить его историю. Сейчас для многих таких систем есть данные о пространственной скорости. Это позволяет оценить какую дополнительную скорость (кик) получил компактный объект в результате взрыва.

Авторы данной статьи намереваются в будущем провести такие расследования для множества двойных систем. Пока же представлены детали методы, а также дана иллюстрация на примере кандидата в черные дыры GRO J1655-40.

По всей видимости при своем рождении черная дыра получила небольшой кик (kick - удар, толчок), в результате чего приобрела скорость в несколько десятков километров в секунду. Определение такого параметра для нескольких кандидатов в черные дыры позволит существенно продвинуться в понимании того, как черные дыры образуются.

Еще одна статья, посвященная кикам. Современные рентгеновские наблюдения отличаются достаточно высоким угловм разрешением. В частности, это позволяет определять достаточно точные положения рентгеновских источников в галактиках.

Массивные рентгеновские двойные - это молодые объекты. Большинство из них должны были образовываться в молодых массивных звездных скоплениях. Наблюдения показывают, что источники несколько смещены относительно скоплений. Разумно предположить, что смещение связано с тем, что источники приобрели дополнительную скорость после взрыва одной из компонент системы. Такое предположение необходимо проверить, что и делают авторы статьи. Результаты расчетов оказываются в соответствии с гипотезой о том, что именно скорость отдачи ответственна за выброс двойных систем из скоплений.

Мы часто пишем об УМИ (ультрамощных источниках). В данной статье содержится подробный обзор источников этого типа в ближайших галактиках.

В следующем номере журнала "Звездочет" ожидается выход статьи одного из авторов обзоров, целиком посвященной УМИ.

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.

Короткая и очень понятная статья о том, какие данные о черных дырах (звезды-прародители, скорости отдачи, происходит ли взрыв при образовании черной дыры, сколько вещества теряется при образовании черной дыры) мы можем узнать, изучая информацию по тесным двойным системам с черными дырами.

Выводы такие:

• черные дыры образуются со взрывом и потерей массы;
• черные дыры получают кик при рождении, т.е. процесс рождения не симметричен.

Когда одна из звезд в тесной двойной системе заполняет свою полость Роша и по каким-либо причинам (например, из-за большого отношения масс в системе) начинает перетекать на вторую компоненту в очень высоком темпе, столь высоком, что вторая звезда не успевает это вещество принимать, то вокруг системы может образоваться общая оболочка. На стадии с общей оболочкой компоненты двойной системы очень сильно сближаются (в десятки раз за время всего лишь в несколько десятков тысяч лет).

На необходимость существования подобного процесса для объяснения образования особо тесных двойных систем указал в 1976 году Богдан Пачиньский. А в 1984 году Веббинк (Webbink) придумал описывающую этот процесс энергетическую (или α) формулу

В данной работе авторы предложили другой закон, описывающий сближение звезд на стадии с общей оболочкой. Он основывается на законе сохранения углового момента

Авторы утверждают, что с помощью одного (для всех систем) коэффициента γ им удалось описать все наблюдаемые явления.

Анализ архивных данных XMM-Newton позволил изучить 856 источников со светимостями >4.4 10³⁴ эрг/с.

Коррелирование новых данных с более ранними каталогами в различных диапазонах позволило отождествить многие из этих почти девяти сотен источников. В частности выявлено 21 остаток сверхновой (и 23 кандидата), 18 сверхмягких источников (это аккрецирующие белые карлики в тесных двойных системах), 7 рентгеновских двойных (и 9 кандидатов), 27 источников в шаровых скоплениях (и 10 кандидатов). Выявлено много транзиентных исотчников, которые не наблюдались ранее.

Ясно также, что среди зарегистрированных источников должны быть фоновые: как лежащие за Туманностью Андромеды (в основном активные ядра галактик), так и лежащие ближе (в основном звезды нашей галактики).

Оси вращения нейтронных звезд в сливающихся двойных системах в начале этого процесса могут иметь произвольную ориентацию. Однако по мере сближения звезд их ориентация меняется. Причиной этого являются приливные взаимодействия, особенно эффективные при возникновении резонансов. Оси звезд могут выравниваться с орбитальным моментом (эта ситуация без возникновения спин-орбитального резонанса показана на рисунке слева), либо происходит "резонансный захват" и получается совсем другое конечное распределение (рисунок справа).

astro-ph/0409203 Динамические приливы и эволюция звезд в тесных двойных (Dynamic Tides and the Evolution of Stars in Close Binaries)
Authors: B. Willems, A. Claret
Comments: 10 pages, 3 figures

Приливы в тесных двойных системах, действуют также, как между Землей и Луной. Их основное действие проявляется в циркуляризации орбиты (эксцентриситет стремится к нулю) и в синхронизации вращения звезд (периоды вращения звезд становятся равными орбитальному, а оси перпендикулярными к плоскости орбиты) звезды навсегда поворачиваются друг к другу одним боком. Но все эти процессы, так же как в случае нашей планеты и ее спутника, происходят очень медленно, параметры изменяются за очень большие интервалы времени.

Однако указанная картина резко меняется, если частота приливов совпадает с одной из частот собственных колебаний звезд ...

Выпуск 81. 20-30 июня 2004

astro-ph/0406573 SB9: Девятый каталог орбит спектральных двойных (SB9: The Ninth Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits)
Authors: D.Pourbaix, A.A. Tokovinin et al.
Comments: 6 pages, 6 figures, аccepteв in A&A

Орбиты двойных систем чаще всего определяют двумя способами: для широких визуальных двойных - по изменению расстояния и положения разделенных компонентов, для тесных спектральных двойных - по доплеровскому сдвигу спектральных линий компонентов системы.

Стал доступным девятый каталог орбит спектральных двойных, в нем приведены данные о 2386 двойных звездах.

Распределение спектральных двойных по периодам (в днях):
толстая линия - системы с одним спектром, тонкая - с двумя.

Выпуск 74. 01-11 апреля 2004

astro-ph/0404102 Тайминг рентгеновских затмений в маломассивной рентгеновской системе EXO 0748-676 (X-Ray Eclipse Timing in the LMXB EXO 0748-676)
Authors: Michael T. Wolff et al.
Comments: 4 Pages, 3 Figures

Необычная затменная рентгеновская система EXO 0748-676 была открыта в 1985 году. За это время орбитальный период системы трижды резко (за очень короткий интервал времени) изменялся, после чего оставался на почти постоянном уровне в течение достаточно долгого времени. Вероятно, это поведение связано с изменениями в процессах переноса вещества в двойной. Авторы детально исследовали поведение орбитального периода системы в последние 18 месяцев.

Диаграмма О-С, показывающая разность между наблюдаемыми моментами затмений (O - observation) и их предсказанными значениями (С - calculated). Каждый линейный участок соответствует интервалу времени, когда орбитальный период системы был постоянным.

Спутник ХММ-Ньютон - одна из двух крупнейших современных космических рентгеновских обсерваторий. Одна из его задач - построение каталога источников в плоскости Галактики вплоть до очень малых потоков. В данной статье приводятся первые результаты по площадке примерно в три квадратных градуса в направлении 19-22 градуса от центра Галактики в поясе +/-0.6 градусов от ее плоскости.

На карте приведено около 400 источников с потоками выше 2 10^-14 эрг/см²/с. На слабых потоках доминируют фоновые внегалактические источники. Среди "мягких" источников (т.е. с основным энерговыделением в менее жесткой части спектра) - близкие звезды с корональной активностью. Кроме того, авторы обсуждают другие типы источников, в первую очередь катаклизмические переменные и системы типа RS CVn.

Отметим, что не исключено, что 2-3 мягких (0.4-2 кэВ) источника (на рисунке - красные) могут являться одиночными аккрецирующими нейтронными звездами.

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.

Системы типа W UMa (W Большой Медведицы - по названию переменной звезды -прототипа данного класса звезд) представляют собой очень тесные двойные звезды. Оба компонента систем этого типа находятся на главной последовательности и оба заполняют свои полости Роша. Вещество в таких системах перетекает от более массивной звезды к менее массивной, но это "в среднем" на очень больших интервалах времени, а на коротких интервалах процесс носит гораздо более сложных циклический характер. Полной теории эволюции систем данного типа до сих пор нет. В данной статье приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы.

В маломассивных тесных полуразделенных двойных системах с одним компактным компонентом очень существенны процессы иррадиации - облучения нормально звезды (донора) излучением, возникающим в процессе аккреции вещества на компактный объект. Излучение, падающее на поверхность нормальной компоненты, может на несколько порядков превосходить собственную светимость звезды. В результате возникает самоподдерживающаяся аккреция, которая идет в существенно более высоком темпе, чем могла бы обеспечить термоядерная эволюция звезды. При этом возможен как стационарный, так и циклический режим, при котором вещество выпадает на компактный объект порциями и вызывает вспышки жесткого излучения. Именно последняя, наиболее богатая эффектами ситуация, подробно рассматривается в данном обзоре.

Две работы одной и той же четверки авторов, посвященные трехмерному гидродинамическому моделированию процессов перетекания вещества через в системах, где один из компонентов заполняет полость Роша. Первая работа очень сжаты обзор результатов этой, в основном японской: группы (хотя подобным моделированием занимаются не только они). Вторая более подробная и техническая.

Короткий обзор, посвященный новостям в исследовании тесных двойных систем. Заметная часть отведена работам самих авторов, но это вполне законно: в последние годы их группа действительно получила много интересных результатов как в наблюдениях, так и в теории.

Строить изображения в жестком диапазоне очень тяжело. Последний обзор центра Галактики на энергиях >40 кэВ был проведен на российском спутнике ГРАНАТ с помощью прибора SIGMA более 5 лет назад. И вот Интеграл снова "рентгенографирует сердце Галактики".

Суммированы результаты глубокого (более 2 миллионов секунд) обзора центра Галактики, проведенного в сентябре 2003 г. на спутнике Интеграл. Было зарегистрировано около 60 источников. 43 из них отождествлены с известными тесными двойными системами (большинство из них - это барстеры, системы с нейтронными звездами, проявляющие вспышечную активность), 1 - с аномальным рентгеновским пульсаром, 2 - с катаклизмическими переменными, 1 - с источником мягких повторяющихся гамма-всплесков, 3 - с внегалактическими источниками. 10 источников не отождествлены. По крайней мере 2 источника являются новыми. Сам центральный источник Sgr A^* не обнаружен (на карте показан крестом). Конечно, по отдельным интересным объектам будут отдельные публикации с детальным анализом.

Карта показана на рисунке. Размер изображения 35 на 25 градусов.

Микроквазары - это тесных двойные системы с черными дырами, у которых наблюдаются релятивистские джеты. Считается, что физика выбросов похожа на ту, что определяет гигантские джеты квазаров, только вот масса черной дыры не десятки миллионов масс Солнца, и в миллион раз меньше - отсюда и название.

Авторы ищут новые микроквазары на низких галактических широтах (т.е. в плоскости Галактики) путем корреляции данных спутника ROSAT и радионаблюдений. Пока ничего не обнаружено ...

Советуем также прочесть статью SS433:the microquasar link with ULXs?, где рассказывается об источнике SS433 и обсуждается возможная связь микроквазаров с ультрамощными источниками.

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