Для теоретического изучения больших популяций астрономических объектов (например, звезд) используют метод популяционного синтеза. Он подразумевает моделирование "уменьшенной копии" реальной популяции с учетом различных распределений по множеству параметров. После вычислений можно делать выводы о таких величинах как полное число рентгеновских пульсаров в галактике, или эволюция светимости галактики в ультрафиолетовом диапазоне и т.д.

Такая методика очень популярна, и ее используют разные научные группы в самых разных областях астрономии. Например, в нашем отделе ГАИШ реализована большая программа по популяционному синтезу двойных систем (почитать о всей этой деятельности можно в этом обзоре).

Приведенный рисунок имеет самое непосредственное отношение к визуализации таких расчетов и используемых в них параметров. Виллемс и Колб с помощью популяционного синтеза рассматривают маломассивные двойные на стадии, когда активная аккреция еще не началась, но компактный объект (нейтронная звезда) натягивает на себя вещество слабенького звездного ветра, испускаемого нормальной звездой (они называют это "пре-маломассивной системой"). Светимости таких объектов получаются маленькими - 10^28-31 эрг/с.

Почему люди занялись расчетами эволюции систем, которые светят так слабо? Дело в том, что современные спутники могут видеть даже такие слабые объекты! Так что вот-вот результаты этих расчетов можно будет сравнивать с наблюдениями.

На картинке показаны результаты расчетов - распределение пре-маломассивных систем по двум параметрам: орбитальному периоду (десятичный логарифм периодов в днях отложен по вертикальной оси) и массе нормальной звезды (массы в единицах солнечной отложены по горизонтальной оси). Серым цветом выделены области параметров, где системы за счет аккреции звездного ветра дают источники ярче одной миллионной светимости Солнца. Чем гуще цвет, тем больше систем попадает в такой бин. Соответственно белые области соответствуют параметрам, при которых пре-маломассивные системы не образуются. Особо выделены бины, где находятся системы, которые потом проявятся в виде ярких рентгеновских источников. Как видно, только системы с достаточно массивными карликами смогут дать яркий источник (что не удивительно). Звезды с массами менее одной солнечной эволюционируют слишком медленно, чтобы заполнить полость Роша за 10 миллиардов лет. Из рисунка легко можно понять, что наиболее часто будут встречаться системы с массой нормальной звезды порядка 1-1.5 масс Солнца и периодами порядка 10 дней.

Подобные рисунки очень информативны, а потому довольно часто встречаются. Здесь на плоскости можно показать в некотором смысле трехмерное распределение (зависимость величины от двух параметров).