Используя данные спутника Gaia, авторы определяют распределение тесных двойных систем (орбита менее 50 а.е.) по эксцентриситетам.

Для более широких систем распределение более-менее известно: число объектов растет с эксцентриситетом как dN/de~e. А вот для тесных оно оказалось другим.

Результаты авторов показывают, что эксцентриситеты систем с полуосью менее 50 а.е. можно описать с помощью распределения Рэлея. Объяснением может быть связано с тем, что в таких двойных происходит выброс бурых карликов. Взаимодействие пары звезд с бурыми карликами и дает в итоге такое распределение.

Небольшой обзор по объектам Торна-Житков (это когда нейтронная звезда оказывается в недрах звезды-гиганта). В первой половине рассмотрена теория: образование, структура, эволюция. А во второй - кандидаты и возможная идентификация.

Еще одна интересная "спящая" черная дыра. На этот раз интерес связан с тем, что ее масса попадает в "провал" от 3 до 5 масс Солнца.

В последние годы благодаря Gaia и LAMOST обнаружено несколько компактных объектов в широких двойных системах, не проявляющих аккреционной или другой активности. Все что наблюдается - движение оптической звезды. А из этого уже определяются параметры невидимого компаньона. Обнаружение еще одного объекта не было бы такой уж большой новостью, если бы не .... В данном случае черная дыра слишком легкая: 3-4 массы Солнца. Наблюдения рентгеновских двойных в нашей Галактике показывают, что в диапазоне масс от 3 до 5 солнечных черные дыры встречаются редко. Так что каждый новый объект представляет интерес.

Конечно, результат еще будут уточнять. Опыт говорит, что при исследовании таких систем легко завысить точность определения массы. Но пока все выглядит любопытно.

Компаньоном является красный гигант с массой 2-3 солнечных. Система очень широкая (период два с половиной года). А орбита почти круговая. И это само по себе любопытно с точки зрения эволюции двойных.

Важным вопросом в физике и астрофизике компактных объектов является кик. Это дополнительная скорость, которую нейтронная или черная дыра приобретает в момент рождения. Большой кик может разрушать звездные системы,в которых рождается компактный объект. Чем шире система - тем проще ее разрушить. Поэтому наличие компактных объектов в широких системах дает сильные ограничения на кик.

В данной статье показано, что известная черная дыра в системе V404 Лебедя является членом тройной. Это дает очень жесткий верхний предел на дополнительную скорость - меньше нескольких километров секунду. Это почти ноль, учитывая обычно обсуждаемые значения. Соотвественно, надо, чтобы модели коллапса давали такие низкие скорости.

Открыта еще одна - третья, - двойная система с неаккрецирующей черной дырой. Сделано это снова по данным Gaia. Интересно то, что черная дыра массивная. Видимо, дело тут в низкой металличности прародителя. Это видно из данных по металличности оптической звезды в двойной системе.

33 массы Солнца - это рекорд для нашей Галактики. А вот в данных по гравитационно-волновым всплескам много массивных черных дыр. Новое открытие подтверждает модели, в которых черные дыры больших (но звездных) масс формируются в конце эволюции малометалличных звезд.

См. также arxiv:2404.11604, где обсуждается возможная связь двойной системы с потоком в гало, являющимся результатом разрушения очень старого маломассивного и малометалличного звездного скопления.

Данные Gaia помогли обнаружить несколько кандидатов в двойные с неаккрецирующими черными дырами. В этой статье авторы обсуждают эволюцию двух таких систем. Пожалуй, самое интересное касается параметров дополнительной скорости, полученной черными дырами в момент образования. Также интересно, что такие системы с равной вероятностью могут образовываться и в результате динамического взаимодействия в скоплениях.

Анализ данных Gaia дал еще одну интересную двойную с невидимым компонентом.

Оптическая звезда имеет массу около 0.8 солнечных. Объект старый, малометалличный, уже уходит с Главной последовательности. Невидимый компонент имеет массу около 1.9 солнечных. Причем заявленная точность на уровне пары процентов. Т.о., это или нейтронная звезда, или очень тесная пара белых карликов, что крайне маловероятно (практически - невозможно) с эволюционной точки зрения.

Но даже с нейтронной звездой система получается очень интересной. Орбитальный период большой, эксцентриситет невелик, видимый компонент очень легкий. Значит, перед вспышкой сверхновой прародитель нейтронной звезды имел малую массу (меньше трех солнечных), и кик (дополнительная скорость при взрыве) тоже был небольшим. Значит, до этого прародитель потерял много вещества, но система выжила и не стала ультракомпактной. Эволюционные модели позволяют реализовать такой сценарий, но он очень маловероятный, согласно современным представлениям. Т.о., система крайне интересна с точки зрения эволюции двойных.

Кроме того, любопытно, что никогда не аккрецировавшая нейтронная звезда такая массивная.

Представлен новый каталог маломассивных рентгеновских двойных в нашей Галактике. В него вошло 339 источников (в предыдущем было вдвое меньше). 140 из них отождествлены в данных Gaia.

В Архиве появилась пачка статей, посвященных первому релизу данных eROSITA. Это данные немецкого консорциума, поэтому они соответствуют наблюдениям половины неба (напомню, что данные были поеделны пополам между немецким и российским консорциумами). В каталог включены данные только за первые полгода обзора (телескоп проработал в обзорном режиме чуть более двух лет из запланированных четырех. Затем инструмент прием данных с инструмента был прекращен.).

Данная статья является центральной в этой серии. Здесь описаны наблюдения, которые легли в основу обзора, методы выделения источников и т.п. технические детали.

У пульсара PSR J0210+5845 идентифицирован компаньон и получены параметры двойной системы. Она оказалась уникальной: самый большой орбитальный период и, соответственно, самая большая полуось (правда, период надо еще уточнять). Кроме того, необычно, что компаньон имеет низкую массу (3-4 солнечных) в такой широкой системе. Известна еще одна похожая система, но там компаньон заметно массивнее (15 солнечных).

Большой хороший обзор по эволюции массивных двойных звезд. Рассмотрены все основные типы систем и эволюционных стадий. Описаны механизмы взаимодействия в двойных. Из-за широты охвата отдельным темам посвящено буквально по странице. Так что некоторые детали придется искать в других статьях, ссылки на которые приводятся.

Интереный и красивый результат! Наблюдения на рентгеновском поляриметре IXPE четко показывают прецессию нейтронной звезды в аккрецирующей двойной Геркулес X-1. Мне кажется, что это первая настолько надедежная демонстрация прецессии компактного объекта. Приятно, что многолетняя теоретическая работа коллег по отделу в ГАИШ (Шакура, Колесников, Постнов и др.) была правильной.

Если бы не аккреция, то прецессия затухла бы за достаточное короткое время. А так мы видим, как ось нейтронной звезды меняет направление.

Было бы очень красиво увидеть эффект затухания прецессии в какой-нибудь похожей системе, где аккреция прекращалась бы на десятилетия.

Несмотря на то, что обзор занимает почти 100 страниц, затронуто не так уж много тем. Довольно много внимания уделено стадии с общей оболочкой и ядерному синтезу в двойных (вспышки новых, слияния нейтронных звезд, сверхновые Ia). Остальное - по чуть-чуть или не рассматривается совсем. Почти половина объема - список литературы.

Еще один обзор (и снова это глава в книге). На этот раз, речь о старых нейтронных звездах, которые в основном станут миллисекундными радиопульсарами. Затухание поля и раскрутка нейтронной звезды происходит в тесной двойной системе за счет аккреции. В некоторых случаях удается измерять миллисекундные периоды и в рентгене. И даже обнаруживать переходы рентгеновский источник - радиопульсар (и обратно)!

Исследуя сверхновую SN 2022jli, авторы обнаружили четкую 12.4-дневную периодичность в кривой блеска. Это объясняется орбитальным периодом двойной. Т.е., мы имеем первый явный пример того, что в наблюдавшейся сверхновой вспышка произошла в тесной двойной, и система выжила. Такую интерпретацию подтверждает и обнаружение гамма-источника, связанного с остатком сверхновой.

Массивные звезды часто обладают быстрым вращением. Обычно это объясняют взаимодействием в тесной двойной системе: или шло перетекание с компаньона, или произошло слияние. Но вот авторы представляют три примера, где массивные звезды по всей видимости просто родились быстро вращающимися. Поэтому это интересно.

Все три системы оказались двойными, но в них явно не было никакого взаимодействия. К тому же компаньоны настолько легче более массивных звезд (примерно 1 масса Солнца против 15), что сами еще не вышли на Главную последовательность.

Хороший обзор по массивным рентгеновским двойным. В начале даны основы физики аккреции в этих системах, а затем обсуждаются разные типы систем. Авторы описывают спектры, типы переменности и тп. Все немного поверхностно, но это определяется форматом: широкая тема и довольно ограниченный объем (тем более, что это часть сборника - т.е., некоторые детали рассмотрены в других статьях). По-моему, идеально, чтобы дать студенту, только начинающему работу в этой области для первичного ознакомления.

Авторы измерили магнитное поле одной из звезд Вольфа-Райе. Поле оказалось большим - 43 тысячи гаусс. При этом гелиевая звезда тоже массивная для своего класса - 2 массы Солнца. В недалеком будущем практически вся эта масса будет участовать в формировании ядра из тяжелых элементов. Т.е., массы хватит, чтобы сделать нейтронную звезду (после вспышки сверхновой типа Ib). И тогда - это будет магнитар! Даже без динамо-механизма сильного поля звезды прародителя хватит для достижения магнитарных значений на стадии компактного объекта.

Откуда же взялась такая красота? (Это важно, т.к. межанизмы формирования магнитаров до конца не ясны). Сама звезда Вольфа-Райе входит в широкую двойную систему. Но авторы полагают, что ранее это была тройная. И массивная гелиевая звезда сформировалась в результате слияния двух легких гелиевых звезд.

В каталог вошло 82 источника. Очень полезная подборка. Кроме того, авторы проводят некоторый анализ свойств объектов, что тоже может быть интересно тем, кто занимается этой областью.

Несколько лет назад было выявлено пульсирующее излучение белого карлика в двойной системе AR Sco. Природа излучения остается непонятной. Выглядит это как белый карлик, являющийся пульсаром. Что странно.

Изучать одну уникальную систему трудно и скучно. Но вот - открыт аналогичный случай!

Система J1912-4410 состоит из белого карлика и красного карлика. Орбитальный период около 4 часов. Тем не менее, красный карлик не заполняет полость Роша. Зарегистрировано пульсирующее излучение белого карлика в широком диапазоне спектра. Все очень похоже на AR Sco и так же непонятно. Но может быть, теперь дело пойдет веселее. Тем более, что должны быть и другие подобные системы.

Рентгеновские наблюдения источника подробно описаны в отдельной публикации: arxiv:2306.09732.

Представлен каталог ультракомпактных рентгеновских двойных. Туда вошли двадцать классических ультракомпактных систем (хорошо установленный период менее 80 минут), двадцать пять кандидатов, и еще четыре системы с периодами от 80 до 120 минут, которые, скорее всего, родственны ультракомпактным.

Авторы также обсуждают некоторые общие свойства ультракомпактных систем и их эволюцию.

Сам каталог доступен он-лайн: https://research.iac.es/proyecto/compactos/UltraCompCAT.

Обзор посвящен тестам предсказаний теорий гравитации на основе наблюдений рентгеновских спектром аккреционных дисков. В системе диск-корона возникает отраженное излучение, которое и несет необходимую информацию. При этом обозреваются, по сути, работы самого автора и его группы.

Большой понятный обзор по теме. Рассмотрено много вопросов, но некоторые очень кратко.

Авторы представляют каталоги рентгеновских двойных систем в нашей Галактике. В первой статье представлены массивные системы. Их набралось 169.

Маломассивные рентгеновские двойных (из 348) представлены во второй работе: arxiv:2303.16168

Разумеется, в статьях дано описание каталогов. А сами они доступны он-лайн.

Представлен новый каталог галактических массивных рентгеновских двойных. И это замечательно! В него вошло уже 152 системы. Речь идет о системах, где масса донора превосходит 8 солнечных. В основном это системы с нейтронными звездами.

Авторы детально исследовали двойную систему, выделенную по данным Gaia DR3 как кандидат в системы с неаккрецирующей черной дырой. Спутников черной дыры является красный гигант с массой около одной солнечной. Черная дыра раз в 9 массивнее. Орбитальный период большой - три с лишним года. Поэтому никакой аккреции в системе нет.

Большой обзор по ультрамощным рентгеновским источникам. Почти 70 страниц без литературы позволили авотрам рассмотреть все вопросы, проблемы и основные гипотезы, касающиеся этих источников.

Обзор посвящен данным по нейтронным звездам и черным дырам. В первую очередь, речь идет об определении масс. Соотвестсвенно, обсуждаются распределения по массам. Кроме этого описаны основные феноменологические данные по компактным объектам разных типов.

Напомню, что к ультрамощным источникам относят объекты со светимостью, превосхожящей эддингтоновскую для 10 масс СОлнца (в предположении изотропного излучения). Популяция УМРИ быстро растет, и ясно, что она очень разнородная. Среди прочих выделяются источники в шаровых скоплениях.

В данной статье авторы используют оптические (Хаббл) и рентгеновские (Чандра) наблюдения относительно далеких эллиптических галактик (расстояния - десятки МПк) для поиска новых УМРИ в шаровых скоплениях. Всего обнаружено 34 ультрамощных источника, из них 10 находятся в шаровиках.

Детальные исследования для таких далеких источников затруднительны. Зато удается понять, как часто встречаются УМРИ в шаровых скоплениях. Их количество зависит от массы галактики, и для самых массивных достигает одного источника на галактику.

Хороший понятный обзор. Первую треть объема статьи занимает феноменология разных систем с аккрецируюищми белыми карликами. Во второй рассмотрена собственно аккреция (без особых теоретических деталей, скорее с точки зрения наблюдателя). Наконец третья треть - список цитируемой литературы.

Работа посвящена интересному типу переменных. Это звезды типа RR лиры, но необычные. В норме, такие пульсирующие переменные - это старые звезды с низким содержанием металлов. Но некоторое время назад стали выделять как бы переменные типа RR Лиры, но с отличающимися характеристиками. В начале выявили необычные кинематические свойства. А потом оказалось, что у них и металличность достаточно высокая. Вопрос: откуда они взялись?

Появилась идея, что это результат эволюции в двойной. Более массивная звезда становится красным гигантом, заполняет полость Роша и начинает перетекать на соседа. перетекание может остановиться на разных стадиях. В некоторых, довольно редких, случаях у звезды останется небольшая оболочка. Как раз такая, чтобы попасть в полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, где и сидят звезды типа RR Лиры, цефеиды и т.д.

В данной статье авторы строят детальную популяционную модель таких систем, показывая, что данный эволюционный канал может объяснить всю наблюдающуюся популяцию аномальных переменных типа RR Лиры.

Очередное сообщение об обнаружении пары "нормальная звезда + черная дыра" по данным Gaia.

На этот раз звезда солнечного типа. Да еще наклонение орбиты удается оценить. В итоге, вывод о том, что это именно черная дыра оказывается практически неизбежным.

Авторы гордо дают системе имя Gaia BH1. Может быть так оно и приживется.

Очередной кандидат в двойные системы с неаккрецирующей черной дырой. На этот раз авторы клянутся, что данные очень надежные, и проблем с их интерпретацией нет (напомню, что было уже с десяток заявлений о том, что по спектральным датам заподозрено, что невидимый компонент двойной является черной дырой, но все случаи подвергались потом серьезной критике, см. также свежую статью arxiv:2207.07752).

Особый интерес представляет то, что черная дыра должна была возникнуть без заметной дополнительной скорости. Когда наберется достаточная (десятки примеров) статистика по подобным системам с черными дырами, то это поможет лучше понять процесс возникновения черных дыр за счет коллапса ядер массивных звезд.

Открыта интересная система с радиопульсаром.

Системы "черная вдова" выделяются вот чем. В них пульсар образует двойную систему с маломассивным компаньоном. Своим мощным излучением пульсар постепенно испаряет второй объект в системе. Чаще всего второй компонент можно наблюдать в оптике. Известно довольно много таких и родственных им объектов. Чем же примечательно новое открытие? Примечательно настолько, что статья вышла в Nature.

Во-первых, пара пульсар-компаньон унивально тесная: орбитальный период всего лишь час. При этом модели предсказывали, что полтора часа - это в обычных условиях - предел. Во-вторых, у пары есть еще один спутник. На очень широкой орбите обращается еще одна маломассивная звезда. Не удивлюсь, если эти особенности взаимосвязаны.

Короче - система уникальная, и как она образовалась - не ясно.

Двойная система LS I +61 303 давно привлекает внимание астрономов. В нескольких отношениях она довольно уникальна. Наиболее популярной гипотезой было предположение, что компактным объектом в системе является нейтронная звезда, кое-кто подозревал магнитар из-за нескольких гамма-вспышек, но окончательной ясности не было. Теперь есть.

LS I +61 303 - известный источник радио и гамма излучения. Но вот на телескопе FAST впервые удалось увидеть радиоимпульсы от самой нейтронной звезды и определить период вращения: 270 миллисекунд. Т.о., это что-то похожее на пульсар.

Интересно, что в четырех сеансах наблюдений лишь однажды авторам удалось увидеть источник. Т.е., импульсов-то было много, но потом (и ранее) пульсар не наблюдался. Плюс, надо объяснить происхождение гамма-вспышек (обычные пульсары их не дают). В общем - вопросов еще много, но кажется - FAST может помочь сильно продвинуться в поиске ответов.

Описан новый большой код для популяционного синтеза двойных систем. Приведено детальное описание программы, много тестовых результатов и тп. Сам код обещают сделать общедоступным после публикации статьи.

Впервые удалось зарегистрировать очень жесткое гамма-излучение от вспышек новых (в данном случае это RS Змееносца). До этого Ферми видел гамма-излучение от новых, но не такое жесткое. Наблюдения на MAGIC (совместно с Ферми) позволяют хорошо понять где и как происходит ускорение. Разумеется, дело в ударных волнах. Рисунок 2 в статье дает красочное представление о происходящем.

См. также статью H.E.S.S. на ту же тему: arxiv:2202.08201.

Важный результат.

Ве-звезды - это источники с эмиссионными линиями, которые связаны с наличием истечения газа. Оно, в свою очередь, возникает из-за быстрого вращение В-звезды. Вопрос: как звезда раскрутилась? Самая популярная идея - за счет переноса масс в двойной системе. Но до сих пор не было прямых доказательств.

Авторы провели специальный поиск раздутых ободранных компонентов у Ве-звезд. И нашли систему с переносом массы! Это HD 15124.

По оценкам авторов 12-55% Ве-звезд имеют ободранные компоненты, в основном очень слабые. Таким образом, подтверждается, что в основном Ве-звезды формируются за счет раскрутки в двойных системах.

Впервые проведен большой хороший обзор спиральных галактик в скоплении в Деве. Всего в выборку вошло 75 галактик. Для 23 были использованы архивные данные, а для 52 - проведены новые наблюдения. Всего было использовано около 2 млн секунд наблюдательного времени.

В статье дано общее описание обзора, а также приведены данные по ультрамощным источникам. Их аж 85 штук. Это отличная достаточно однородная выборка, которая позволит лучше разобраться в физике этой разнородной популяции.

В 2014 году наделало шума открытие рентгеновского пульсара со сверхэддингтоновской светимостью. Как такие источники устроены - до сих пор спорят. В частности, идут дискуссии о том, насколько там необходимо сильное магнитное поле (и нужно ли именно сильное дипольное поле или нет). В данной статье Маттео Бакетти и соавторы представляют новые интересные данные по этому источнику.

В результате длительных наблюдений авторам удалось увидеть "сдвиг по фазе", который они интерпретируют как уменьшение орбитального периода. В простейшей модели такое измерение позволяет оценить, сколько вещества переносится со звезды-донора на нейтронную звезду. А затем, снова в рамках простой модели, можно оценить поле нейтронной звезды. Получается много -- как у магнитаров. Это все крайне интересно. Хотя и не дает окончательного доказательства, что в источнике и правда есть нейтронная звезда со сверхсильным магнитным полем - возможны и другие интерпретации, хотя и более мудреные.

Пока не наблюдения, а лишь моделирование, но все равно интересно.

Авторы оценивают, сколько двойных, состоящих из массивной звезды Главной последовательности и черной дыры, можно будет открыть в данных Gaia. Получается, что под пару сотен! Это очень много. И кое-что можно будет сделать уже через год по результатам DR3 (а для каких-то систем - придется ждать релиза DR4, в который войдет полная обработка пяти лет наблюдений - т.е., всей плановой программы; но не забываем, что работу продлили до конца 2025 г., т.е. план будет перевыполнен более чем вдвое!).

Идея крайне проста. Gaia вообще откроет много двойных просто по астрометрии - будет видно, как звезды в системе смещаются. Это особенно интересно для систем с черными дырами, на которые не идет мощная аккреция, приводящая к появлению яркого рентгеновского источника. К слову, это первый из предложенных методов поиска черных дыр. Но пока он не давал впечатляющих результатов. А тут можно будет ожидать очень большой выборки.

Кроме всего прочего, результат позволит узнать, какую скорость отдачи (кик) черные дыры получают при рождении.

Наблюдения поляризации оптического излучения позволили установить, что вектора собственного вращения черной дыры (этот вектор и по направлению джета устанавливается) и орбитального вращения двойной расположены под значительным углом (более 40 градусов). Ожидается, что без дополнительного воздействия вектора должны быть почти соосны. Значит, скорее всего, при образовании компактного объекта ему был придан значительный нецентральный кик.

В обзоре собраны все ключевые данные по темпам слияния компактных объектов: нейтронных звезд и черных дыр. Речь идет и о данных наблюдений, и о результатах расчетов. Согласие довольно хорошее. Интересен вклад, даваемый такими плотными популяциями звезд как шаровые скопления и околоядерные скопления.

Довольно большой обзор по ультрамощным источникам от группы из САО. Описываются и системы с черными дырами, и системы с нейтронными звездами. Приводится много наблюдательных данных, но обуждаются (с понятными иллюстрациями и теоретические модели. В общем, охвачены, пожалуй, все стороны этого до конца так и непонятого пока феномена.

Довольно большой обзор по ультрамощным источникам от группы из САО. Описываются и системы с черными дырами, и системы с нейтронными звездами. Приводится много наблюдательных данных, но обуждаются (с понятными иллюстрациями и теоретические модели. В общем, охвачены, пожалуй, все стороны этого до конца так и непонятого пока феномена.

С помощью радиоастрометрии авторы уточнили расстояние до известной двойной системы с черной дырой - источника Лебедь Х-1. В результате уточнения расстояния были уточнены и другие параметры системы. В частности, возросла оценка массы черной дыры. Теперь это 19-23 масса Солнца. Много, раньше получалось 14-15 масс Солнца. И это существенно для моделей потери массы массивными звездами (из такой звезды дыра и образовалась).

У этой статьи есть две сопровождающие. В одной в деталях рассматривается проблема звездных ветров (темп потери массы, разумеется, ниже, чем считалось ранее). А во второй - вопрос вращения черной дыры (вращается она быстро - прямо на пределе возможного).

Уфффф..... Название на русский пока переведешь.....

Но суть в том, что заявлено об очередном кандидате в черные дыры, обнаруженным самым классическим образом, который обсуждали в середине 20 века еще до эпохи рентгеновской астрономии. Речь идет об обнаружении темных массивных компаньонов у звезд. Присутствие компаньона определяется по вариациям лучевой скорости видимой звезды.

В данном случае интерес связан с тем, что во-первых, кандидат оказывается ближайшим к нам (также было несколько месяцев назад), а во-вторых, и это уже интереснее, его масса примерно три солнечные. Это чуть больше, чем ожидается для нейтронных звезд, но чуть меньше, чем у известных кандидатов в черные дыры. Здесь существует "провал" в распределении компактных объектов по массам. Соответственно, поиски объектов из провала представляют интерес, поскольку должны помочь лучше понять финальные стадии эволюции звезд и механизм коллапса ядра.

Приборы СР сделали уже несколько интересных открытий. Вот еще одно.

Во-первых, это красиво. Ровненькое колечко вокруг источника. Это рентген, рассеянный на пыли. А во-вторых, это важно. Потому что в данном конкретном случае позволяет очень точно измерить расстояние до источника. И тут начинается уточнение всех параметров. Это, в свою очередь, уже существенно для понимания физики дела.

В последние годы несколько раз обнаруживались рентгеновские системы с нейтронными звездами, окруженные остатком сверхновой. Но вот, возможно, впервые обнаружена такая же ситуация для маломассивной системы с черной дырой. Так утверждают авторы.

Также авторы обсуждают возможные эволюционные сценарии, позволившие черной дыре быстро начать аккрецировать вещество компаньона (это требует стадии общей оболочки и кика). Вроде бы все получается, но система все равно должна быть уникальна - всего 2-3 на всю Галактику.

Второй компонент в системе пока не виден. Его обнаружение помогло бы лучше понять, что там происходит.

Килоновая, связанная с гравитационно-волновым всплеском GW170817, была довольно яркой. Такое возможно, если одна из нейтронных звезд заметно тяжелее другой (отношение масс где-то 4 к 3). При этом все известные в Галактике пары нейтронных звезд, которые могут слиться в ближайшие 10 млрд лет имеют почти равны масса (10 к 9 примерно). Все до недавнего времени.

В статье представлено измерение масс компонент в системе PSR J1913+1102. Система тесная (период пять часов), так что время до слияния относительно небольшое (100 млн лет). А отношение масс больше чем 5 к 4. Авторы также исследуют, какой должна была быть эволюция двойной системы, чтобы привести к таким параметрам. Получается, что не так уж редко должны возникать сливающиеся системы с таким отношением масс. Но и не так уж часто. Так что с GW170817 нам очень повезло. Таких пар все-таки сильно меньше половины.

Среди сверхновых типа Ia существуют пекулярные события. Есть гипотеза, что они связаны со взрывами белых карликов с массой заметно меньше чандрасекаровской, при этом полного разрушения компактного объекта не происходит. Уже были выделены кандидаты в такие белые карлики, пережившие катаклизм. Вот еще один кандидат.

Такие белые карлики выделяются по своему химическому составу, не соответствующему низкой массе, а также по относительно большому радиусу (о временем они, разумеется, сжимаются, но это занимает более 10 млн лет).

Благодаря Gaia можно хорошо изучать красные карлики. Авторы исследуют в основном их двойственность. Известно, что с ууменьшением массы доля двойных уменьшается. В самом деле, у легких красных карликов она на уровне 16-17%. При этом в основном в пары входят звезды примерно равных масс.

У белых карликов есть верхний предел массы. Так что, если мы постепенно или вдруг увеличим массу такого объекта, то его ждут приключения. Во-первых, он может взорваться - сверхновая типа Ia. А во-вторых, он может таки добраться до чандрасекаровского предела и сколлапсировать в нейтронную звезду. Какой сценарий реализуется, зависит от относительной роли реакций захвата электронов, приводящих к коллапсу, или термоядерного горения, приводящего к взрыву. Полной детальной ясности тут нет, и авторы обозревают, что было получено в последние годы в смысле изучения канала с коллапсом.

Основной интерес связан с тем, что в результате аккреционно-индуцированного коллапса белых карликов можно рождать нейтронные звезды с необычными параметрами. На этом, по большей части, и фокусируются авторы.

Эта статья наделала шума в СМИ. Хотя и по странной причине. Открытие подается, как "самая близкая черная дыра", что, во-первых, просто не очевидно, а во-вторых, не в этом интерес.

В начале - важная ремарка. Статья довольно странно выглядит. На мой взгляд, было бы неплохо дождаться независимого подтверждения результата. Но примем, что у авторов все верно.

Итак, в тройной системе HR 6819, видимой невооруженным глазом, наблюдается две звезды и темный объект, являющийся компонентом внутренней двойной. Авторы анализируют весь комплекс данных и приходят к выводу, что масса темного объекта более 4 солнечных.

Расстояние до системы измеряется так себе, потому что звезда-то тройная, т.е., надо аккуратно учитывать, что есть не только параллакс и собственное движение, но и что звезда смещается из-за орбитального движения. В пределах ошибок получается, что это может быть самая близкая известная система с черной дырой (а может и нет, может на втором месте после V616 Mon.

Если это все-таки система с черной дырой, то интерес в основном связан с эволюцией тройной. Но будем ждать новых публикаций. Вот в LB-1 черная дыра рассосалась ....

Продолжаются споры вокруг системы LB-1. Авторы изначального заявления, что там находится черная дыра с массой 70 солнечных, продолжают отстаивать свою точку зрения на основе новых наблюдений. В частности, они отрицают возможность того, что система является тройной без наличия черной дыры. Ждем продолжения (в частности, наблюдений и обработки данных других групп).

Представлены результаты 10 лет наблюдений четырех десятков аккрецирующих рентгеновских пульсаров с помощью системы мониторинга гамма-всплесков Обсерватории им. Ферми.

Идея таких наблюдений состояит в том, что если период пульсаций и положение источника известно, то его сигнал можно эффективно выделять из обзорных сканов, прямые наведение просто не нужны. Ранее подобные исследования эффективно проводились на приборе BATSE Комптоновской обсерватории (похожим обазом работал и RXTE, хотя тут уже есть и заметные отличия, посколько это не был мониторинг всего неба в жестком диапазоне с целью поиска гамма-всплесков).

Такие длинные ряды важны, поскольку позволяют понять, как меняются периоды вращения нейтронных звезд, и как эти изменения коррелируют с темпом аккреции. Хотя основы этой науки были заложены полвека назад, до сих пор остается много нерешенных вопросов и случаются интерсные открытия (см. статью в прошлом выпуске о ретроградном вращении нейтронной звезды в источнике GX 301-2).

Звезды иногда сливаются друг с другом. Это сопровождается мощной вспышкой, длящейся десятки дней. В статье представлены новые данные наблюдений одной из самых хорошо изученных подобных вспышек (их относят в классу мощных красных новых), произошедшей в Туманности Андромеды.

Основная новизна работы связана с детальным изучением того, как менялись свойства системы за несколько лет до слияния и в течение нескольких лет после.

Фактически, это небольшая книга, охватывающая все темы, связанные с новыми. Причем, речь идет не только о наблюдениях, но и о теории. Конечно, обзор не теоретический в том смысле, что представлены (чаще в виде таблиц и рисунков) в основном выводы теоранализа. Тем не менее, есть ощущение, что в обзоре собрано практически все, что надо знать о новых. Очень полезно и удобно.

Десятки процентов звезд (маломассивные - реже, массивные - чаще) входят в тройные системы. Разумеется, системы иерархические, поэтому довольно часто эволюция сводится к парному взаимодействию компонент. Тем не менее, учет тройственности бывает важен. Этому и посвящена работа.

Кроме очевидного варианта с неустойчивостью тройной системы (это происходит в нескольких процентах случаев) важно влияние третьего (внешнего) компонента на динамику внутренней двойной. Например, за счет внешнего влияния заполнение полости Роша в двойной наступает немного раньше. Здесь важно не только "раньше по времени", потому что иногда взаимодействие просто начинается на более ранней эволюционной стадии (Главная последоваательность вместо провала Герцшпрунга).

Примерно в 1% случаев внешняя звезда заполняет полость Роша, и тогда начинается сложное взаимодействие.

Несколько месяцев назад двойная система LB-1 наделала шуму. Появилась статья, в которой авторы представили данные, проинтерпретированные ими, как доказательство наличия очень массивной черной дыры в ширкоой невзаимодействующей двойной системе. Сразу же появилась критика этого результата (о многих статьях я рассказывал в Обзорах). И вот изначальный результат попросту закрыт.

Спектральные исследования показали, что там вообще нет черной дыры - две нормальные звезды. Ну относительно нормальные: ободранная более яркая звезда и Ве-звезда в качестве компаньона. Система, к слову, все равно очень интересная. Обе звезды несут следы интенсивного взаимодействия.

Звезды проще изучать, если они входят в двойные системы (например, можно измерять массы). А среди двойных - те, в которых есть затмения (тогда модно и размеры определить). Ну а уж наблюдения звездных пульсаций, благодаря астросейсмологии, открывают множетсво возможностей для получения информации о внутренней структуре звезды. Авторы представляют первый пульсирующий белый карлик в затменной двойной.

Система SDSS J115219.99+024814.4 состоит из двух белых карликов. Орбитальный период 2.4 часа, т.е. в двойной было существенное взаимодействие с перетеканием вещетва. Удается наблюдать линии и от более горячего, и от более холодного компонента. Пульсирует более холодный. Расстояние хорошо известно по данным Gaia.

Полученные данные сразу дают кое-чтоо интересное. Оба карлика относительно легкие (~0.35 масс Солнца). Значит, у них гелиевые ядра? Не похоже, потому что радиусы маловаты. Стало быть, в ядре есть углерод и кислород. А это уже говорит о том, что на эволюцию влияло взаимодействие в двойной, потому что у одиночных карликов таких парадоксов не должно быть. А тут прародителями были относительно массивные звезд, которые на стадии гиганта теряли свою массу из-за присутствия второго компонента. Но и тут есть проблемы. В таком сценарии карлики сейчас были бы относительно молодыми (около миллиарда лет), а а кинематические данные, полученные благодаря Gaia, говорят о том, что они старше. Так что обсуждаются и другие варианты, связанные с взаимным влиянием компаньонов.

Довольно остроумным способом авторам удалось показать, что в рентгеновcком пульсаре GX 301-2 ось вращения нейтронной звезды направлена не в ту сторону, в которую направлена ось орбитального вращения.

При прохождении нейтронной звездой периастра (когда темп аккреции и светимость максимальны) наблюдался резкий переход с раскрутки на торможение вращения. Нейтронная звезда тормозилась даже при высокой светимости, хотя только что раскручивалась. Это проще всего объяснить ретроградным вращением.

Моделируя формирование первых звезд (население III), авторы впервые, учтя некоторые детали процесса, получили массивные широкие двойные системы. Массы звезд в одной из них 60 и 70 солнечных, а полуось орбиты - более 10 000 а.е. Есть и более тесные системы (сотни а.е.) со звездами по 10 масс Солнца. Все это интересно и само по себе, и с точки зрения параметров черных дыр, ответственных за некоторые гравитационно-волновые события.

А у некоторых получается даже формировать в первых минигало двойные черные дыры за счет прямого коллапса газа: arxiv:2002.00983. Этот результат также связан с большей детализацией в моделях.

Как обычно, не надо пугаться объема: много страниц занимает список авторов (и их аффилиации). Речь идет о слиянии с участием нейтронных звезд (хотя бы одной). В электромагнитном диапазоне ничего не увидели (к сожалению, как следует всплеск видел лишь один детектор, а потому зона локализации растянулась на четверть неба), но гравволновые данные дали интересный результат.

Дело в том, что скорее всего мы имеем дело с парой нейтронных звезд. И необычность в том, что полная масса системы составляет примерно 3.4 солнечных. Это заметно тяжелее известных галактических пар из двух компактных объектов этого типа. Причем, вероятно, речь не идет о том, что каждая (или хотя бы одна) из нейтронных звезд очень массивна (на пределе массы). Проблема именно в высокой суммарной массе. Такую величину трудно объяснить в стандартных сценариях формирования двойных нейтронных звезд при нормальных условиях (скажем, при солнечной металличности). А слилось довольно близко - в 160 Мпк от нас. Очень низкую металличность тут трудно ожидать (хотя и можно, пара-то может быть просто очень старой). В общем, основной интерес результат представляет для тех, кто занимается эволюцией двойных систем с нейтронными звездами. Сейчас пойдет поток публикаций с предлагаемыми сценариями, приводящими к такой системе.

Одной из самых слабо понятых (а многие скажут - что самой плохо изученной) стадией в эволюции тесных двойных систем является эпизод, когда оба компонента оказываются погружены в общую оболочку, образованную веществом одной из звезд, заполнившей свою полость Роша. Проводится много сложного моделирования с целью лучше описать физику происходящих процессов. И, разумеется, предпринимаются попытки ограничить параметры стадии с помощью наблюдений. Этому и посвящен обзор.

Самая стадия очень короткая по сравнению со временем жизни двойной. Поэтому изучать системы прямо во время этого эпизода их эволюции крайне трудно. Но есть системы, на которые общая оболчка сильно повлияла, причем речь идет о многочисленных классах двойных с хорошо измеримыми параметрами. В обзоре в основном рассматриваются планетарные туманности (формирование некоторых из них связано со сбросом вещества во время и после стадии с общей оболочкой) и т.н. яркие красные новые (эти объекты возникли в результате слияния звезд на стадии с общей оболочкой). Но в начале дается понятный обзор основ, занимающий примерно половину статьи.

В ноябре появилась статья о массивной (70 масс Солнца) черной дыре в галактической двойной системе. И вот сразу несколько групп жестко критикуют этот результат.

В оригинальной статье авторы использовали изменение лучевой скорости, определенной по линии Аш-альфа, источником которой посчитали диск вокруг черной дыры. В данной заметке критикуется такая интерпретация. Вариацию спектральной детали связывают с процессами во внешних слоях звезды. Переобработка данных дает стандартную массу черной дыры. (см. также статью arxiv:1912.04092

За скромным название, возможно, кроется интересное открытие (статья не зря появилась в Nature). По данным наблюдений лучевой скорости на телескопе LAMOST было показано, что у В-звезды есть темный спутник с массой 55-79 масс Солнца. Очевидно, это черная дыра. Существенно, что у нее большая масса, а образовалась она недавно из звезды нормальной (т.е., довольно высокой) металличности. По данным гравитационно-волновых наблюдений мы знаем, что черные дыры в двойных системах могут быть массивными, но традиционный ответ на вопрос об их происхождении состоит в том, что звезды имели низкую металличность. А тут ....

Теоретики уже пытаются объяснить, как такие черные дыры формируются: arxiv:1911.12357. Идея в уменьшении темпа звездного ветра. Однако и тут есть проблемы. Если одиночную черную дыру такой массы вроде бы можно сделать при солнечной металличности, то вот вопроизвести двойную систему, в которой объект обнаружен - не удается. Так что - загадка (ну и будем ждать уточнения данных, может быть масса несколько завышена).

Симбиотические двойные были открыты в 1932 г. Они состоят из красного гиганта и белого карлика, а потому характеризуются интересными спектрами, которые поначалу было трудно интерпретировать. Обзор охватывает более-менее всю тематику, связанную с этими объектами, давая хорошую современную сводку данных о них и физических процессах, протекающих в этих системах.

Авторы скрестили космологическое моделирование с помощью программы Illustris с популяционным синтезом двойных систем. В итоге, они представляют расчеты того, как меняются свойства сливающихся компактных объектов примерно от z=12. Рассчитывается, как меняется спектр масс сливающихся в разные эпохи объектов. Интересным выводом является довольно слабая зависимость спектра масс сливающихся объектов от эпохи (т.е., от красного смещения).

Представлена сетка эволюционных моделей для массивных гелиевых звезд, родившихся в тесных двойных системах. Разумеется, свойства этих звезд, их дальнейшая эволюция, взрыв сверхновой и получающиеся компактные объекты отличаются от того, что получается в случае одиночных звезд. Учитывая, что черные дыры звездных масс мы наблюдаем в двойных системах, это все крайне важно.

Система NGC 300 ULX1 очень любопытна. В этом ультрамощном рентгеновском источнике не только находится один из немногих известных рентгеновских пульсаров. Еще там в 2010 году вспыхнул мощный оптический транзиент, получивший классификационное обозначение SN 2010da. Но это не сверхновая. Это ложная сверхновая (supernova impostor). Такие события имеют высокую оптическую светимость, но там нет коллапса, мощного энерговыделения в виде нейтрино, нет сброса большой массы. Подобные катаклизмы происходят на поздних стадиях эволюции массивных звезд.

Аккрецирующая нейтронная звезды в системе NGC 300 ULX1 показывает гигантский темп ускорения вращения. За 4 года наблюдений период уменьшился со 126 секунд до 18! И, видимо, началось это вскоре после SN 2010da.

Авторы представляют новые наблюдения системы и обсуждают ее свойства. Предлагается гипотеза ретроградного аккреционного диска. Т.е., после вспышки 2010 г. вокруг нейтронной звезды образовался мощный диск, вращающийся в сторону, противоположную вращению самой нейтронной звезды. И сейчас мы наблюдаем быструю раскрутку компактного объекта в обратную сторону. Если темп аккреции не упадет, то в ближайшие годы период уменьшится до нескольких секунд.

Подробный понятный обзор по черным дырам звездных масс. Зачин связан с регистрацией гравитационно-волновых сигналов. А дальше автор дает традиционную сводку наблюдательных данных, возможных механизмов формирования, особенностей дальнейшей эволюции и т.п.

Рекорд! Рентгеновский телескоп NICER на борту МКС, предназначенный для изучения тесных двойных систем с аккрецирующими нейтронными звездами, определил параметры орбиты одной из систем. Орбитальный период всего лишь 36 минут. Это рекорд для аккрецирующих двойных с нейтронными звездами.

Разумеется, компаньон нейтронный звезды имеет очень небольшую массу - примерно 0.02 солнечной. Это "обмылок" маломассивного компаньона, который почти весь перетек на пульсар.

Речь идет о проверке сильного принципа эквивалентности. PSR J0337+171 находится в иерархической тройной системе. Сам пульсар образует пару с белым карликом, и на широкой орбите вокруг этой пары находится еще один белый карлик. Тщательный анализ довольно продолжительного мониторинга (800 наблюдений за 6 лет) пульсара позволил дать сильные ограничения на отклонения от принципа эквивалентности в достаточно сильном гравитационном поле.

Обнаружена необычная двойная звездная система. Это красный гигант в паре с массивным компактным спутником, скорее всего черной дырой. Система широкая - орбитальный период 83 дня, - и не взаимодействующая. Орбита почти круговая. Присутствие массивного спутника выявлено по данным о скорости и ускорении оптической звезды. При этом свойства самого красного гиганта тоже вызывают вопросы: не все его параметры вписываются в спокойную эволюцию в невзаимодействующей системе.

Пока, как представляется, данных по системе не хватает. Параметры нужно еще уточнять. Но если это в самом деле красный гигант с черной дырой на широкой круговой орбите, то такая комбинация ставит интересные вопросы касательно эволюции системы. Возможно, когда-то это была тройная система, возможны другие интересные варианты.

Черные дыры в двойных системах проявляют себя как радиоисточники. Поэтому радионаблюдения на новых крупных установках могут быть очень полезны для выявления таких источников.

Новой установкой должен стать инструмент ngVLA - VLA нового поколения. Это система из пары сотен 18-метровых антенн, раскиданных по большой площади и работающих, как единый интерферометр. Решение о создании этой системы телескопов стоимостью полтора миллиарда долларов пока не принято. Ожидается, что жребий будет брошен в 2024 г., и если проект одобрят, то его создание завершится в 2034.

Авторы полагают, что они смогут открыть около 100 черных дыр в тесных двойных в 10-градусном обзоре области галактического центра. Благодаря большой базе (расстоянию между антеннами) можно будет астрометрическим методом - по собственному движению, - отличить галактические источники от внегалактических (активных ядер галактик). Массовое определение собственных движений для таких систем должно позволить сильно продвинуться в понимании того, какую дополнительную скорость (кик) приобретают черные дыры в процессе своего образования.

Авторы проводят популяционный синтез двойных систем с целью оценить количество пар пульсар-черная дыра. Темп рождения пар черная дыра - нейтронная звезда получается порядка 1-10 за миллион лет. Т.е., в Галактике их 10-100 тысяч. Но, конечно, не все пульсары активны (тем более, что в такой ситуации трудно получить миллисекундный пульсар). В итоге, у нас всего 3-80 пар пульсар-черная дыра. Новый радиотелескоп FAST сможет увидеть около 10% таких систем. Т.о., если удача не улыбнется, то придется ждать SKA.

Авторы рапортуют об обнаружении циклотронной спектральной линии у ультрамощного рентгеновского источника (ULX) в галактике М51. Если это электронная циклотронная линия, то поле получается равным 4 10¹¹ Гс, что нормально. А если протонная - то 7 10¹⁴ Гс. Это уже много, если источник не является очень молодым (поле такой величины должно довольно быстро затухать - за сотни тысяч лет, если говорить о дипольном). Как бы то ни было, наличие линии говорит о том, что мы снова имеем дело с ULX, сердцем которого является нейтронная звезда, а не черная дыра. Тогда это уже пятый такой источник.

Другая интересная статья про ULX посвящена недавно открытому (четвертому) источнику этого типа с нейтронной звездой: arxiv:1803.02367. Авторы смогли показать, что в этой системе есть высокоскоростное истечение (скорость 0.24с, примерно как у SS433) с необычно большим потоком кинетической энергии, превосходящим рентгеновскую светимость раз в 50.

Большой обзор по рентгеновским двойным. В основном представлена феноменология.

В прошлом году было объявлено об открытии очень тесной пары из двух нейтронных звезд, и вот рекорд уже побит. В данном случае компактные объекты делают оборот вокруг общего центра масс менее чем за 2 часа! Соответственно, система сольется всего лишь через 46 миллионов лет. Тоже рекорд. Новая система позволит с более высокой точностью проверять предсказания теорий гравитации.

Большой обзор по сверхновым, связанным с термоядерным взрывом сверхкритических белых карликов в двойных системах. Это могут юыть слияния двух белых карликов или же аккреция на белый карлик с нормальной звезды. Что происходит чаще доподлинно неизвестно, но похоже, что слияния белых карликов. Более того, сценарии сталкиваются с некоторыми сложностями, которые также подробно обсуждаются в обзоре.

Обнаружена интересная пара компактных объектов. Один из них является пульсаром. Но он не был раскручен, как типичные радиопульсары в тесных двойных. Это молодой объект с периодом около 315 мсек и характеристическим возрастом 2.1 млн. лет. Магнитное поле - нормальное (10¹² Гс). Второй компонент или белый карлик, или нейтронная звезда - пока это не удается установить. По всей видимости, такие пары довольно редки и обнаружить их не просто.

У рентгеновского источника NGC 300 ULX1 обнаружен период около 30 секунд. По всей видимости, это период вращения нейтронной звезды. Кроме того, оказалось, что период быстро уменьшается - это один из самых высоких темпов раскрутки нейтронной звезды. И это на фоне того, что ее светимость почти не меняется! В общем - любопытно.

Обзор не такой уж и краткий, хотя чистого текста и правда лишь 10 страниц. Автор обозревает достаточно широкое поле (не ограничиваясь лишь ультрамощными источниками, как можно подумать). Кроме того, впечатляет большой список литературы - почти три сотни наименований!

Представлен каталог жестких рентгеновских источников по данным Swift-BAT за почти что 9 лет работы. В каталог попало более 1600 объектов. В основном это активные ядра галактик разных типов, а также аккрецирующие тесные двойные системы с компактными объектами. Также присутствуют пульсары, и есть заметное количество неотождествленных источников. Сам каталог можно найти здесь.

Большой обзор, посвященный рентгеновским барстерам. Их вспышки связаны со взрывным термоядерным горением на поверхности нейтронных звезд в тесных двойных системах. Кроме собственно интересной физики, в последнее время эти источники активно используются для определения ключевых параметров нейтронных звезд: масс и радиусов. А это содержит в себе информацию о важном вопросе в ядерной физике - об уравнении состояния сверхплотного вещества.

Почему бы разок не написать и о своей статье?

Мы предложили гипотезу, которая объясняет весь комплекс данных по загадочной рентгеновской двойной HD 49798/RX J0648.0--4418. В системе есть компактный объект с периодом вращения и очень стабильной отрицательной производной периода (период сокращается). Объяснить производную периода не получается, особенно в модели с белым карликом. а модель с нейтронной звездой не проходит, т.к. спектр говорит о большой площади излучающей поверхности.

Наша идея состоит в том, что белый карлик сжимается, и поэтому раскручивается. Моделирование эволюции этих компактных объектов давно предсказывало эту стадию, но ее не удавалось идентифицировать. И вот - удалось. Так сложилось. Белый карлик мы застали вовремя - он еще довольно молодой, пара миллионов лет. Мы видим его из-за аккреции, но аккреция слабая, и сама на вращение влияет слабо. Это связано с тем, что у белого карлика уникальный сосед - горячий субкарлик. И аккреция идет из звездного ветра. Моделирование эволюции двойных показало, что подобные системы могут встречаться в необходимом количестве, чтобы мы могли застать одну ближе килопарсека от нас.

Название в полной мере все отражает. Это действительно довольно компактный обзор, вполне всем доступный (и с картинками). А темой его является астрофизика черных дыр и некоторые связанные физические вопросы (но именно в приложении к).

Кратко рассмотрены аккреционные диски вокруг черных дыр и их спектры, а также то, как изучают области диска с наиболее сильной гравитацией (вблизи черной дыры).

Иногда меня просто бесит, когда популяризаторы (и не только) пишут или говорят, что "Сверхновые типа Ia являются стандартными свечами, потмоу что у них одинаковая светимость в максимуме". Нет, нет и еще раз нет. Другое дело, что для основного числа сверхновых этого типа можно по кривой блеска с хорошей точностью рассчитать светимость в максимуме. Но светимости эти очень разные. Прочтите самое первое предложение абстракта этой статьи и замопните на всю жизнь.

А статья весьма интересная. Причины разной светимости могут быть разными, но одним из ключевых моментов является то, что большая часть SNIa - это взрывы в результате слияния двух белых карликов. И, разумеется, суммарная масса сливающихся объектов может быть разной (от предельной до примерно двух предельных). Соответственно, и взрывы будут разные. Разумеется, слияния карликов разных масс будет в среднем соответствовать разным возрастам звездного населения. Это и моделируют авторы, изучая т.о., как эволюционирует функция светимости сверхновых Ia.

В некоторых моделях получается, что слабые сверхновые Ia сохраняют белые карлики, т.е. те не взрываются целиком. При этом компактный объект приобретает большую пространственную скорость. Авторы рапортуют об открытии такого объекта.

Белый карлик LP 40-365 имеет малую массу (0.15 солнечных) и очень высокую пространственную скорость. Только радиальная скорость составляет почти 500 км в сек. Анализ собственного движения приводит к выводу, что полная скорость превосходит 500 км в сек. Это означает, что карлик сможет покинуть нашу Галактику.

Большое исследование, посвященное разнообразным эффектам и процессам, имеющим отношение к формирования систем, состоящих из двух нейтронных звезд. В свете грядущей (будем надеяться) регистрации гравитационных волн от слияния нейтронных звезд - это архиактуальная тематика.

Сейчас известно 15 систем, состоящих из двух нейтронных звезд. Наверняка, ввод в строй радиотелескопа FAST позволит увеличить это число раза в три.

Авторы начинают с обзора наблюдений по известным системам, а потом переходят к эволюционным процессам, приводящим к их формированию. В случае расмотрения эволюции есть много не до конца понятых (или совсем плохо понятых) мест. Им авторы уделяют достаточно много внимания. Так, например, очень тщательно обсуждается проблема кика (дополнительной скорости, которую нейтронная звезда получает при рождении).

Отдельно рассматривают известные системы с точки зрения их возможной эволюции. Наконец, авторы описывают расчеты темпа слияния нейтронных звезд.

А вот и рекорд! Самая медленно вращающаяся нейтронная звезда из известных на сегодняшний день. Период вращения - 10 часов! Параметры хорошо укладывают в модель аккреции с оседанием, разработанную 5 лет назад Шакурой и Постновым в ГАИШ.

В обзоре суммированны данные в пользу существования черных дыр с массами от сотни до сотен тысяч солнечных. Также обсуждаются механизмы формирования таких объектов.

Рисунок 1 в статье очень хорош (обязательно утащу к себе в лекции).

Замечу. что речь идет не только об ультрамощных рентгеновских источниках (ULX), но и о центральных черных дырах в карликовых галактиках.

Краткий обзор достижений в изучении кратности массивных звезд за последние 5 лет. В основном успехи связаны с разными обзорными программами. Подтверждается тот факт, что почти все массивные звезды входят в кратные (чаще, конечно, двойные) системы. Поэтому это все надо учитывать во всяких эволюционных моделях.

Большой обзор, посвященный данным наблюдений ультрамощных рентгеновских источников. С появлением данных о когеретных пульсациях излучения этих объектов ситуация стала совсем запутанной. Авторы обсуждают и модели, позволяющие описать данный тип источников. Кроме того, рассмотрена возможная роль ULX в молодой вселенной.

Продолжают появляться главы из интересной, по всей видимости, книги Handbook on Supernovae. На этот раз темой главы являются рентгеновские двойные.

Несмотря на очень широкий заголовок, авторы, конечно же, концентрируются лишь на тех аспектах, которые так или иначе связаны с физикой сверхновых. Правда, - после краткого введения, содержащего основные факты о рентгеновских двойных и входящих в них объектах.

Со свойствами сверхновых можно связать распределение компактных объектов по массам, характеристики распределения дополнительной скорости, получаемой компактными объектами после взрыва, а также содержание тяжелых элементов во внешних слоях звезды-соседки (обычно нормальные компаньоны рентгеновских двойных оказываются обогащены тяжелыми элементами, которые попали туда в результате взрыва сверхновой). Все это рассматривается в обзоре.

Большой обзор по ветрам массивных звезд с упором на двойные системы с рентгеновскими источниками. Существенно, что кроме свежих наблюдательных данных, хорошо описаны основы физики звездного ветра с ускорением в линиях. Включая роль структуры ветра.

Обзор посвящен разным аспектам эволюции двойных систем. Описано много всего. В частности - более-менее все пакеты, использующиеся для моделирования эволюции двойных или отдельных аспектов этого процесса. Рассмотрено много всяких интересных результатов эволюции двойных, проявляющихся как интересные необычные источники.

Большущий обзор по релятивистским струйным истечениям от черных дыр разных масс: от звездных (микроквазары) до сверхмассивных (АЯГ). Особое внимание уделено магнитным полям и ускорению частиц в джетах. А начинается все с самых основ, что удобно и студентам.

Снова загадочные вспышки. На этот раз в рентгеновском диапазоне. Менее чем за минуту светимость достигает примерно 10⁴⁰ эрг/с, а потом спадает с характерным временем около часа. По всей видимости, это двойные системы с нейтронными звездами или черными дырами. Обнаружили их в карликовых спутниках близких эллиптических галактик. Вероятно, источники находятся в шаровых скоплениях. Т.е., там должно быть старое население (никаких магнитаров и тп.). Ничего подобного ранее не видели.

Небольшой, но емкий и понятный обзор про сверхновые Iа - откуда они берутся. РАссмотрены и данные наблюдений, и разные модели.

Обнаружены рентгеновские пульсарции еще одного ультрамощного рентгеновского источника. Правда, в этот раз светимость у него не настолько большая, как в случае M82 X-2. Тем не менее.

Источник сильно переменный. Иногда он просто "исчезает" (его светимость падает как минимум в сотни раз). Авторы приводят хорошие аргументы в пользу того, что у нейтронной звезды стандартное магнитное поле, а падение светимости объясняется переходом на стадию пропеллера.

См. также arxiv:1609.07129. А также arxiv:1609.07375 ниже.

Вот он второй ультрамощный рентгеновский источник с нейтронной звездой! (О третьем было рассказано выше, т.к. е-принт о нем появился раньше.) Проанализировав наблюдения на Swift, Chandra, XMM-Newton, авторы показали, что ULX-1 в NGC5907 является рентгеновским пульсаром с периодом более секунды. При этом светимость источника (если ее пересчитать из потока и расстояния в рамках гипотезы о сферически симметричном излучении) превосходит в максимуме эддингтоновскую в 500 раз!

Источник наблюдали несколько лет. За это время его светимость сильно изменялась: она могла падать в сотни раз (так что источник на какое-то время оказывался недоступным не только для Swift, но и для XMM-Newton.

Теперь опрос о параметрах аккреции в таких источниках становится еще более острым.

Короткий обзор, посвященный аккрецирующим рентеновским пульсарам в тесных двойных системах. Несмотря на столь обобщающее название конечно же в короткой статье нельзя подробно рассмотреть сразу все. Поэтому авторы в основном (но все равно не развернуто) обозревают аккреционные потоки и свойства излучающих областей.

Авторы исследуют тесную двойную систему GS 1354-645 с черной дырой. Моделирование показало, что у черной дыры может быть очень большой спин: a=0.998_-0.009.

Звезда AR Скорпиона была когда-то классифицирована как переменная типа дельта Щита. Но авторы показали, что это куда как более интересная система.

Это двойная звезда с орбитальным периодом три с половиной часа. В систему входят красный карлик и белый карлик. Белый карлик всему виной.

Он работает как радиопульсар. Объект вращается с периодом почти две минуты. На протяжении лет удалость увидеть, как он замедляется. И энерговыделение системы находится в согласии с тем, что источником является вращение белого карлика.

Система переменная и излучает от радио до рентгена. Оптический блеск может возрастать в несколько раз за десятки секунд (вообще же оптический блеск меняется раз в 20). Часть излучения приходит от красного карлика, но причиной является его взаимодействие с магнитосферой и релятивистскими частицами белого карлика.

Аккреции в системе нет. Но раньше могла быть. Возможно, что периодически аккреция раскручивает белый карлик. Затем начинается период, когда аккреции нет, и наблюдается такое пульсароподобное поведение, а потом снова включается аккреция.

Понятно и подробно рассмотрено, как с помощью наблюдений радиопульсаров можно изучать фунадментальную физику. Кроме стандартных проверок теорий гравитации и детектирования гравитационных волн рассматривается изменение фундаментальных констант, уравнение состояние сверхплотного вещества и изучение черных дыр. Но в основном, конечно, гравитация.

Объявлено еще об одной регистрации слияния. Т.о., это третий хороший сигнал (в феврале было объявлено также о сигнале LVT151012. Он имеет не столь большую значимость, но в коллаборации LIGO его считают вполне надежным).

НА этот раз на расстоянии около 1.4 миллиарда св. лет слились две дыры с массами 14 и 8 солнечных. Получилась дыра с массой 21 солнечных. Масса солнца ушла в гравитационное излучение. СОбытие наблюдалось 26 декабря 2015 г. В этот раз было обработано уже почти 49 дней чистого времени одновременных наблюдений на двух детекторах LIGO.

См. также arxiv:1606.04856.

Неплохое введение и подведение итогов по первому гравитационно-волновому всплеску. Статья хорошо расписывает и суммирует, что мы узнали, благодаря первому событию. Скажем, для проверки альтернативных теорий гравитации, в которых лишь гравволны заметно отличаются от предсказаний ОТО, это дало немного, а вот для скорости гравитации и существования черных дыр - уже больше.

Мне очень понравился стиль статьи. Он и достаточно строгий, и понятный, не перегруженный сложными формулами. Для непрофильного астронома или физика - самое оно.

Авторы исследовали источник VLA J213002.08+120904, также известный как M15 S2. Второе обозначение говорит о том, что полагали, будто он находится в шаровой скоплении М15. Однако новые наблюдения говорят о другом. Это источник, находящийся в нашей Галактике, ближе чем скопление (на расстоянии 2-3 кпк он нас). Анализ показал, что это, скорее всего, аккрецирующая черная дыра в спокойном состояниив двойной системе с маломассивным компонентом. Если это так, то число таких объектов может быть велико, поскольку их трудно обнаруживать (строго говоря, VLA J213002.08+120904 - первый объект такого типа).

Появилось сразу две статьи двух разных групп по одному объекту (вторая статья arxiv:1604.00129).

Это радиопульсар, у которого наблюдались особенности. И вот, путем длительных наблюдений и оптической идентификации удалось установить, что он входит в двойную систему, но весьма необычную для нейтронных звезд. Соседом является маломассивная звезда малой металличности (пока ничего особенного) на ОЧЕНЬ далекой орбите. Орбитальный период двойной составляет от нескольких сотен до нескольких тысяч лет!

Сделать такую систему с миллисекундным пульсаром довольно сложно. В разных статьях рассмотрены разные подходы. Один состоит в том, что в начале была тройная система. А другой - в том, что пара образовалась в шаровом скоплении.

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

Авторы исследовали довольно большую выборку двойных звезд, где более массивная имеет спектральный класс А или В. Оценивалось отношение масс. В результате авторы получили, что у самых тесных систем падает доля пар с большим отношением масс. Авторы полагают, что легкие компоненты успевают нааккрецировать вещество, которое иначе вошло бы в состав более массивного соседа. Кроме того, авторы получили, что распределение по массам лучше описывается не степенным, а лог-нормальным распределением.

MAXI - это японский рентгеновский инструмент, установленный на МКС. Там два телескопа. Один из них SSC - это рентгеновские ПЗС. Каталог составлен именно по его данным.

В каталог вошло 170 источников. Это и активные ядра галактик, и рентгеновские двойные, и одиночные нейтронные звезды. Есть и около дюжины неотождествленных источников.

В каталог вошло более 1000 облаков. Авторы оценивают, что это примерно четверть от галактического молекулярного водорода (по массе).

Авторы напоминают о своем обзоре 2013 г., который во многом не потерял актуальность. Обсуждается, что мы можем наблюдать в разных диапазонах электромагнитных волн после слияния компактных объектов.

Продолжаются споры о природе источника HV2112. Изначально было заявлено, что это лучший кандидат в объекты Торна-Житков (красный гигант, поглотивший нейтронную звезду). Затем, на основе анализа собственного движения, было показано, что источник может и не находиться в ММО. Тогда для объяснения его свойств не нужна столь экзотическая модель. Теперь же авторы обсуждаемой статьи проводят новый анализ собственного движения и показыают, что эти данные могут быть совместимы с нахождением источника в ММО, а значит, он остается кандидатов в объекты Торна-Житков.

Впервые удалось открыть аккрецирующий рентгеновский пульсар в Туманности Андромеды.

Новый компилятивный каталог массивных рентгеновских двойных в Малом Магеллановом облаке. Это самая большая однородная выборка, что крайне удобно для популяционных исследований.

Небольшой емкий обзор, где понятно описано, что нового открыли в связи с изучением УМРИ за последние три года (в первую очередь, благодаря спутнику NuSTAR), и какая теперь складывается картина.

Картина получается пестрая: есть и черные дыры промежуточных масс, и необычные режимы аккреции, и даже нейтронные звезды.

Текст странной резолюции МАС, согласно которой теперь солнечный радиус и некоторые другие величины должны считаться точными константами в СИ.

Авторы составили каталог известных кандидатов в черные дыры, являющихся рентгеновскими транзиентами. Всего таких двойных 59. Даются детальные описания и тп. Предсказывается (на основе анализа параметров известных объектов), что в Галактике таких систем должно быть около 1300.

Авторы детально исследуют недавно открытый двойной радиопульсар. Удается достаточно точно определить массы обоих компактных объектов. Один мы наблюдаем как радиопульсар. Он более массивен: 1.56 масс Солнца. Это нормально для таких объектов, лишь немного больше средней массы. Интерес связан с измерением массы второго объекта.

Строго говоря, точне неизвестно является ли второй объект нейтронной звездой или белым карликом. Но заметный эксцентриситет системы (0.11) указывает на то, что это нейтронная звезда, т.к. орбита должна становиться вытянутой после взрыва второй сверхновой в системе. Масса второго объекта 1.17 масс Солнца. Если это и в самом деле нейтронная звезда, то это рекорд. Причем дело тут не только в количестве, но и в качестве. Стандартные сценарии образования компактных объектов предсказывают чуть большие массы.

Т.о., система оказывается очень интересной. И, очевидно, сразу же начнут появляться работы, пытающиеся объяснить ее свойства.

Каталог включает в себя 360 источников, зарегистрированных за 80 месяцев наблюдений на энергиях выше 50 ГэВ. В основном (примерно две трети) это активные ядра галактик. Есть и галактические объекты. И, разумеется, есть неотождествленные.

В статье описываются два обзора крупномасштабной структуры: SHELS и HectoMAP. Один покрывает 8 квадратных градусов, другой - 50. В них попадают галактики до z<1. Вместе с других обзором (HSC), который дает карту слабого линзирования, эти данные внесут большой вклад в распределение темного вещества. Обзор SHELS уже завершен, а HectoMAP будет завершен в ближайшие годы.

Авторы публикуют каталог из ~70 рентгеновских двойных с Ве-звездами в ММО и анализируют их свойства. Подключение данных обсерватории им. Спитцера (космический ИК-телескоп) позволяет провести интересный дополнительный анализ, ранее не делавшийся для столь большой и однородной выборки таких объектов.

Вышла новая версия программы MESA, которую весь мир применяет для моделирования эволюции звезд, в первую очередь двойных.

Авторы подробно рассматривают резульатты по наблюдениям массивных рентгеновских двойных, полученные с помощью спутника INTEGRAL. Кроме того, что благодаря этому аппарату удалось открыть и исследовать такой тип двойных как supergiant fast X-ray transients, длительный мониторинг позволил обнаружить и изучить множество массивных двойных систем.

Сверхновые типа Ia - это взрывы белых карликов. Есть два сценария. Или белый карлик сливается с другим белым карликом, или на белый карлик идет аккреция с нормальной звезды. Сейчас первый сценарий считается более часто встречающимся, но работать должны оба.

Авторы рапортуют об обнаружении ультрафиолетового излучения от недавней сверхновой. Наблюдали на Swift'е. Параметры излучения совпадают с ожидающимися от взаимодействия выброса сверхновой с нормальной звездой. Т.е., есть довольно хорошие указания, что в данном случае не было слияния двух белых карликов.

Основная часть кандидатов в черные дыры звездных масс находится в системах с маломассивными звездами. Такие источники активно изучают уже несколько десятков лет, но детальные можеои формирования таких систем еще не созданы: остается много неясностей. В обзоре кратко суммированы основные сценарии, а также проблемы, стоящие перед ними.

Прошлогодняя статья. Даже попала в мои "итоги года". Наконец-то авторы положили ее в Архив.

Это, пожалуй, одно из двух самых сильных свидетельств, что в некоторых (!) ультрамощных источниках действительно сидят черные дыры промежуточных масс (второй пример - источник HLX-1, про него в 2014 тоже были работы. и тож попали в итоги года).

Докторская диссертация немецкого образца. Кому-то будет интересна и просто как пример. Вообще же, как и многие хорошие диссертации, полезна введениями (как общим, так и в отдельные главы).

Представлен новый каталог жестких источников ИНТЕГРАЛА. В него вошло 132 объекта. Большая часть из них - галактические (двойные системы, пульсары).

Наконец-то появилась очень важная статья. Люди годами спорили: сидят ли в ультрамощных рентгеновских источниках (УМРИ) обычные черные дыры или черные дыры промежуточных масс. А тут наглядно показано, что в одном из УМРИ сидит нейтронная звезда!

В данном случае, по всей видимости, мы видим сильно направленное излучение (как в прожекторе), поэтому нам кажется, что источник имеет большую полную светимость. Но на самом деле не во все стороны он светит так сильно.

Как бы то ни было, источник очень интересный.

Для одного из ультрамощных источников получен хороший верхний предел на массу черной дыры. Он равен 15 солнечным массам. Т.е., это обычная черная дыра (не промежуточной массы). Соответственно, авторы полагают, что тут речь идет о сверхкритической аккреции.

Наблюдения позволяют в ряде случаев (более десятка) определить темп вращения черных дыр. Авторы исследуют, откуда это вращение берется. Какие тут вообще есть возможности? во-первых, вращение можно получить сразу в момент рождения, если ядро звезды вращалось быстро (однако, последние исследования показывают, что по-крайней мере ядра одиночных звезд на поздних стадиях эволюции вращаются медленно). Во-вторых, черную дыру можно раскрутить. Как? - например, аккрецией.

Авторы фокусируются на маломассивных системах с черными дырами (т.е. вторым компонентом двойной является маломассивная звезда). Оказывается, что в данном случае хорошей гипотезой оказывается предположение о том, что все вращение связано с аккрецией. Авторы детально исследуют это, строя эволюционные последовательности и сравнивая их с парамтерами известных систем. Оказывается, что черные дыры в среднем набирают около 1.5 массы Солнца, чтобы раскрутиться. Т.о., оказывается, что начальные массы черных дыр заметно меньше современных значений.

А вот с массивными системами все не так. Во-первых, в них черные дыры не могли набрать много массы и раскрутиться. Т.е., в них вращение "от рождения". это не удивительно. Параметры систем таковы, что в них ядро звезды-прародителя черной дыры можно было раскрутить приливным взаимодействием в очень тесной двойной. Во-вторых, начальные массы черных дыр в массивных системах могут быть большими (а в маломассивных системах они не уходят за 10 масс Солнца).

Авторы исследовали переменность неотождествленного гамма-источника 2FGL J1653.6-0159. По оптическим и рентгеновским наблюдениям обнаружен период около 75 минут. Авторы полагают, что это может быть двойной миллисекундный пульсар (надо заметить, что пульсарный период или радиоизлучение пока не обнаружены). Если это так, то это рекорд. Пока самый короткий орбитальный период радиопульсара - 93 минуты.

Небольшой обзор, посвященный тому, что наблюдения пульсаров могут дать для теорий гравитации. Речь не идет о pulsar timing array и тп. Речь именно о наблюдениях пульсаров в двйоных разного типа. Чуть подробнее автор рассматривает системы с белыми карликами, а также проверку альтернативных теорий.

Хороший "зоологический" обзор по джетам в системах с черными дырами. Много картинок, нет формул, все прозрачно описано.

Объекты Торна-Житков, это ожидаемый (но пока - гипотетический) класс источников, являющихся продуктом эволюции двойных систем: нейтронная звезда оказывается внутри звезды-гиганта. Их пытаются искать по особенностям химического состава. Иногда появляются заявления об обнаружении хороших кандидатов. Вот очередное. Важно, что это действительно наиболее сильный на данный момент кандидат.

Речь идет о звезде HV 2112 в Малом Магеллановом облаке. У нее обнаружен ряд химических аномалий, которые проще всего объяснить, предположив, что это объект Торна-Житков, т.е., что внутри сидит нейтронная звезда.

А вот появилась и статья с участием Анны Житков: arxiv:1406.6064. В ней авторы также приходят к выводу, что HV2112 - это, скорее всего, объект Торна-Житков.

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

Для близкого миллисекундного пульсара (260 пк) в двойной системе промерили эффект Шапиро. Это дает возможность довольно точно оченить массу пульсара и его невидимого спутника. Для пульсара получают 1.2+/-0.14,, а для спутника 1.05+/-0.06. Спутник, скорее всего, белый карлик. Это следует в основном из косвенного аргумента, связанного с очень маленьким эксцентриситетом (в системе из двух нейтронных звезд такое очень трудно получить с эволюционной точки зрения). Поэтому авторы попытались увидеть белый карлик. и не увидели. Это дает возможность поставить верхний предел на его температуру: < 3000K. Это рекорд для известных белых карликов.

Популяция двойных с черными дырами прирастает туманностью Андромеды! Теперь кандидатов там примерно столько же, сколько и в нашей Галактике.

Авторы представили список из полусотни хороших кандидатов в рентгеновские двойные с черными дырами в М31. Проводится анализ как отдельных источников, так и популяции вцелом.

См. также arxiv:1406.6385, где речь идет о спектроскопических исследованиях (в оптическом диапазоне) массивных рентгеновских двойных в М31.

Приятно, когда подтверждают твои старые идеи (пусть и не ссылаются ни разу.

авторы показывают, что с высокой вероятностью массивная звезда Wd1-5 была членом двойной системы, в которой после взрыва сверхновой родился магнитар CXOU J1647-45. авторы рассматривают различные эволюционные пути и приходят к выводу, что эволюция в двойных может быть очень важной для происхождения магнитаров. О чем мы и писали в 2006 и 2009.

Авторы проповдят новые расчеты темпа слияний нейтронных звезд и черных дыр для различных параметров модели. Ожидается, что LIGO И VIRGO после апгрейда будут видеть несколько событий в год. Причем самыми частыми будут слияния двух черных дыр.

В январе этого года было заявлено об обнаружении первой системы из черной дыры с Ве-звездой (см. arXiv: 1401.3711). Система называется MWC656. Тогда это были лишь оптические наблюдения. Теперь есть и рентген, т.е. открытие подтверждено.

С помощью космического рентгеновского телескопа на спутнике ХММ-Ньютон уалось увидеть очень слабый рентгеновский источник. Его светимость в сто раз меньше солнечной, хотя такая черная дыра могла бы дать источник в десятки миллионов раз ярче. Но низкая эффективность типичная для черных дыр: существенная доля аккрецируемого вещества проваливается внутрь почти не излучая, т.е. унося энергия с собой.

Возможно, в ближайшем будущем систему удасться увидеть и в радио диапазоне. Сейчас есть только верние пределы на радиоизлучение, но новые рентгеновские данные показывают, что радио сигнал можно увидеть, если провести лишь немного более чувствительные наблюдения.

Отмечу, что среди массивных рентгеновских двойных с нейтронными звездами системы с Ве-звездами являются самыми многочисленными. И довольно долго обсуждалось, почему же не видно систем с черными дырами. Видимо, отчасти дело все-таки в их низкой светимости в рентгеновском диапазоне.

Исследована очень интересная двойная система. Она состоит из нормальной звезды и белого карлика. Существенно, что систему мы видим с ребра (в плоскости орбиты). Это приводитт к тому, что обычная звезда линзируется на белом карлике. Это позволяет довольно точно определить массу белого карлика. В итоге можно продвигаться в изучении белых карликов и эволюции тесных двойных систем.

Существенно обновленная и дополненная версия отличного обзора по тесным двойным системам с релятивистскими объектами. Более-менее там есть все, что касается данной области астрофизики.

HLX-1 - один из самых известных ультрамощных источников (ULX). Это тесные двойные системы, в который оценка светимости говорит о том, что аккреция может идти на черную дыру с массой, существенно превосходящей звездную (скажем, для HLX-1 светимость почти в миллиард раз превосходит солнечную). Видимо, в некоторых из ULX в самом деле находятся довольно массивные черные дыры, происхождение которых остается неясным.

Авторы получают новые оценки массы черной дыры в HLX-1. Они находятся в хорошем согласии с более ранними результатами, и поддерживают гипотезу о дыре с массой в тысячи (или даже десятки тысяч) масс Солнца.

После анализа архивных данных телескопа Хаббла в месте вспышки сверхновой iPTF 13bvn обнаружили объект. Выглядел он как звезда Вольфа-Райе с массой около 11 олнечных. Но анализ вспышки исключает такой массивный объект. Получается масса ближе к 3-4 масса Солнца. Разумеется, это масса взрывающего объекта, практически ядра звезды, а ранее она должна была быть массивнее, но внешние слои уже были сброшены. Как же это сделать? Только в двойной! Потому что одиночная звезда не может оставить такую легкую предсверхновую. Соответственно, авторы считают, что это первый надежный случай, когда можно говорить о жвойном прародители сверхновой Ib. Однако они указывают, что для окончательного подтверждения надо будет открыть второй компонент двойной. Оценки показывают, что это должна быть массивая (а, значит, яркая) звезда. Т.е., в ближайшие годы это можно будет сделать.

Впервые обнаружена Ве-звезда в паре с черной дырой. Ситуация довольно любопытна. Это едва ли не ближайшая к нам двойная Ве-звезда (которых известно под сотню). Но видна только сама оптическая звезда. Второй компаньон не виден, и установить его свойства не удавалось. Теперь смогли определить его массу: примерно 4-7 масс Солнца. Из темных объектов им может быть только черная дыра.

Учитывая низкую светимость черной дыры и относительно небольшое расстояние, авторы считают, что еще много таких систем остаются неидентифицированными.

Ультрамощными (ULX) называют рентгеновские источники в тесных двойных системах (вещество течет с обычной звезды на компактный объект, скорее всего - черную дыру), чья светимость по простейшей оценке оказывается хотя бы примерно в 250 000 раз больше солнечной. Это должно насторожить, т.к. это соответствует предельной светимости черной дыры с массой 10 солнечных. В стандартных сценариях это типичная верхняя граница масс черных дыр, образующихся из звезд. Есть два вариант объяснения высокой светимости. Во-первых, это может быть кажущийся эффект. На самом деле светимость меньше, просто источник светит в основном на нас (как прожектор), а потому нам кажется, что он много излучает. Во-вторых, было предложено, что могут существовать т.н. "черные дыры промежуточных масс". Их массы могут составлять десятки, сотни и даже тысячи масс Солнца. Для их образования нужны какие-то специальные эволюционные каналы. Последние годы идут ожесточенные споры - какая из гипотез верна.

Светимость источника ULX-1 в галактике М101 примерно в миллион раз больше солнечной. анализ спектра скорее свидетельствовал в пользу того, что там сидит черная дыра промежуточной массы. Однака новая работа, опубликованная в Nature, говорит об обратном.

Авторам удалось провести спектральные наблюдения, позволяющие определить минимальную массу черной дыры. Она оказалось равной примерно пяти солнечным. Но для точного определения истинной массы необходимо знать, как орбита двойной системы ориентирована относительно нас. Однако можно сказать, какова вероятность той или иной ориентации орбиты, а значит, можно оценить массу. Наиболее вероятно, что масса составляет всего 20-30 солнечных. Т.е., это не черная дыра промежуточной массы. Но тогда возникает загадка: как объяснить мягкий спектр рентгеновского источника?

Собственно, загадочность свойств, по сути, и является основным выводом статьи. Теперь перед теоретиками стоит интересная задача - объяснить, как такое может быть. Существующие модели аккреции на черные дыры не позволяют объяснить весь набор известных свойств источника M101 ULX-1.

Рентгеновские двойные - системы, в которых идет аккреция на компактный объект (нейтронную звезду или черную дыру). Они дают нам возможность изучать эти объекты, а также исследовать некоторые важные аспекты звездной эволюции и другие области астрофизики. Однако крайне редко известен возраст компактного объекта, а это важно.

Лучший способ узнать возраст нейтронной звезды или черной дыры - обнаружить остаток сверхновой. Но в случае рентгеновских двойных это удается сделать очень редко. Хотя бы потому, что остатки чаще всего видны не дольше нескольких десятков тысяч лет. До появления этой статьи самой молодой рентгеновской двойной считалась SXP1062 в Малом Магеллановом Облаке. Ее возраст оценивался в 10 000 лет. И вот новый рекорд.

Для системы Цикруль Х-1 (первые рентгеновские источники обозначали созвездием, в котором они находятся, а затем следовал порядковый номер в созвездии с приставкой "Х-", т.к. по-английски рентгеновские лучи называют Х-лучами, как их называл и сам Рентген) удалось обнаружить остаток сверхновой. Его возраст оценивают всего лишь в 4600 лет (или даже менее), что делает ее самой молодой.

Теперь можно с большой надежностью обсуждать, какая звезда взорвалась (это важно, чтобы понять из каких звезд какие нейтронные звезды рождаются), как эволюцинировала двойная система, как менялись параметры нейтронной звезды с ммента ее рождения до наших дней. Нет сомнений, что сейчас теоретики накинутся на эту систему. Тем более, что оа обладает еще одним уникальным свойством - это микроквазар.

Обзор является частью сборника по аккреции на черные дыры и посвящен тому, как с помощью наблюдений можно что-то узнать о параметрах аккреционных течений. Статья получилась, на мой взгляд, довольно "лоскутной", т.е. цельной картины из нее не возникает. Тем не менее, тем, кто по своей тематике близок к обсуждающимся вопросам, будет полезно и местами интересно.

Типично астрономическое открытие: вспыхнуло неизвестно что, неизвестно где, да ив спыхнуло как-то по-новому.

Изучая архивные данные Чандры, авторы обнаружили транзиент. Расстояние неизвестно, в других диапазонах никаких данных, транзиент "из пустого места", но вблизи есть галактика М86. Авторы полагают, что совпадение не случайно. И на этом строят свою интерпретацию (приливной разрыв белого карлика черной дырой промежуточной массы - около 10 000 масс Солнца, - в слабом шаровом скоплении, которое не видно). Но авторы понимают, что интерпретация отчасти построена на песке, а потому обсуждают и другие варианты.

Обзор посвящен методам определения масс черных дыр в тесных двойных системах с аккрецией. На пальцах там все просто, но есть много засад. Их-то авторы и обсуждают с особым пристрастием и удовольствием. Также авторы отдельно обсуждают черные дыры промежуточных масс в различных сценариях.

Это старая статья - 2012 г. Но в архив авторы выложили ее только сейчас. Отчасти, видимо, потому что у них есть новые результаты по этому источнику с черной дырой промежуточной массы - см. arxiv:1311.6917. Но для тех, кто не видел год назад - результат хорош. Это сильный аргумент в пользу того, что по-крайней мере в случае нескольких объектов черные дыры промежуточных масс необходимы для объяснения наблюдаемых явлений.

Авторы исследовали выборки затменных двойных с массивным компаньоном (ранний В-класс) в нашей Галактике и в Магеллановых облаках. Показано, что в диапазоне металличностей от 0.2 солнечной до солнечной (-0.7 < log(Z/Z_sun) < 0.0) свойства массивных двойных не меняются.

Авторы используют VLBI наблюдения, чтобы исследовать УМРИ (ультрамощные рентгеновские исчтоники). В одном случае обнаружено радиоизлучение, которое может считаться косвенным свидетельством в пользу того, что речь идет о черной дыре промежуточной массы.

Авторы провели спектральные наблюдения четырех кандидатов в ультрамощные источники. Один из них находится в области ионизованного водорода - т.е. это классический ULX. А вот три других кандидата, связанных с эллиптическими галактиками, оказались фоновыми активными ядрами. Это может указывать на то, что многие из кандидатов в ULX на самом деле - фоновые объекты.

Основной детектор обсерватории имени Ферми - отличный прибор. Одно из неожиданных открытий, сделанных с его помощью, - это обнаружение гамма-излучения от вспышек новых. Причем не классических новых, а от симбиотических новых. Первое открытие было сделано в 2010, но тогда было не ясно: имеем мы дело с уникальным источником или нет. А в 2012 удалось открыть в гамма еще две вспышки симбиотических новых. Стало ясно, что это класс объектов. В небольшом обзоре рассказывается о том, что удалось увидеть, и как это можно объяснить.

Прекрасный обзор по двойным и кратным звездам. Речь в основном идет о звездах главной последовательности и формирующихся звездах, также затрагивается и статистика по коричневым карликам.

Рентгеновские двойные с затмениями уже открывали, это не редкость. Но тут, во-первых, первая система с Ве-звездой. А во-вторых, затмения видны не только в рентгене, но и в оптике! Это позволяет узнать много нового о поведении аккрецируемого вещества вблизи нейтронной звезды. Что важно для исследования подобных систем.

Хороший полезный обзор, где собрано много ссылок как на обзоры, так и на свежие актуальные результаты. Статья изобилует показательными картинками с наблюдательными данными и моделями. Очень полезно, если вы читаете лекции по этой теме.

Подробно изложена новая модель квазисферической аккреции. Она позволяет успешно описать некоторые наблюдательные проявления аккрецирующих нейтронных звезд в тесных двойных системах, которые ранее выглядели довольно загадочно.

Существенно, что статья принята в УФН, т.е. будет и доступный по сети вариант на русском языке.

Авторы представляют и анализируют самую большую выборку массивных рентгеновских систем в нашей Галактике, не являющихся транзиетными объектами (т.е., туда не входят системы типа Be/X-ray). Значитальную долю составляют источники, обнаруженные спутником INTEGRAL.

Авторы исследуют пространственное распределение массивных рентгеновских двойных в Галактике и показывают, что они концентрируются не только к спиральным ветвям (что и так было известно), но и к комплексам звездообразования.

Представлены результаты работы спутника Swift за 6 лет работы. В каталог вошли 1171 источника. В основном это активные ядра галактик. Крме того, в каталоге есть скопления галактик, пульсары и разные типы двойных систем. Изображение галактического центра (рис. 4) выглядит вполне по новогоднему!

Сайт обзора - здесь.

Довольно большой и подробный обзор по новым. Идея состоит в том, чтобы рассказать о физических процессах и том, как это можно все узнать из наблюдений.

Одним из самых непонятных процессов в эволюции тесных двойных систем остается стадия с общей оболочкой. На этой стадии орбита системы должна существенно уменьшаться, но детали остаются неясными. В обзоре представлено современное состояние дел. Причем, авторы пытаются делать упор не на наблюдения или популяционный синтез, а на физическое понимание процессов.

Еще один миниобзор из специального номера Science. Коротенько суммировано, чо мы знаем о двойных системах с черными дырами. В основном речь идет об истечениях и смене фаз активности.

Большинство звезд входит в состав двойных и кратных систем. Особенно это касается самых массивных звезд, превосходящих по массе наше Солнце на порядок и более. Жизнь компонент в двойной системе гораздо интереснее и многообразнее, чем у их одиночных собратьев, т.к. звездная пара может обмениваться массой. Во время своей эволюции звезда увеличивает свой размер, и может начать перетекать на соседку. Это может закончиться слиянием звезд в двойной, может изменить судьбу звезды: вместо того, чтобы стать белым карликом - она станет нейтронной звездой, а то и черной дырой. Вопрос в том, насколько часто встречается сильной взаимодействие звезд в двойных.

Авторы детально исследовали шесть близких скоплений массивных звезд. В итоге они смогли определить судьбу большого числа массивных двойных систем. Исследовались звезды спектрального класса О - их масса как миниумм в 15 раз превосходит солнечную. Метод был чувствителен к двойным системам с орбитальными периодами до 10 лет. Обычно массивные звезды сильно взаимодействуют, если орбитальный период не превосходит 4-5 лет. Оказалось, что взаимодействие между компонентами пар встречается чаще, чем думали раньше.

Новое исследование, опубликованное в Science, показывает, что в семидесяти процентах массивных двойных систем будет происходить интенсивный перенос вещества со звезды на звезду, а в трети случаев такой перенос закончится слиянием. Новые оценки связаны с тем, что авторы получили более крутое распределение по орбитальным периодам: т.е. тесных систем больше, чем считали ранее. Кроме того, согласно новым результатам, распределение по отношению масс компонент плоское: т.е. нет пика, соответствующего высокой вероятности равным масс звезд в двойной. Новые результаты дают новые оценки для предсказания распределения сверхновых по классам. Отметим, что авторы использовали не такую уж и большую выборку (71 О-звезда, из которых 40 входят в двойные).

Описано, как в 90-е гг. были открыты первые микроквазары, как это все развивалось, что удалось узнать. А заодно рассмотрено и несколько других тем, касающихся изучения черных дыр звездных масс.

Первый аккрецирующий миллисекундный пульсар был идентифицирован в 1998 году. Сейчас их известно 14. Таких объектов должно быть довольно много, но обнаружить миллисекундные пульсации у таких рентгеновских источников непросто.

В обзоре дается подробный обзр как наблюдательных данных, так и понимания физики процессов, протекающих в этих источниках. В частности, детально рассматриваются термоядерные вспышки и квазипериодические осцилляции.

Коротенький обзор по рентгеновским пульсарам. Полезен, наверное, прежде всего таблицей объектов с измеренными циклотроными линиями. Собственно, именно циклотронным линиям и посвящена большая часть текста.

Речь идет об аккрецирующих компактных объектах в тесных двойных системах. В некоторых из таких систем поток рентгеновского излучения то возрастает, то уменьшается. Состояние с низким потоком называют спокойным. Давно обсуждается, можно ли надежно отличить систему с нейтронной звездой от системы с черной дырой. Авторы делают новый важный шаг в этом направлении.

У систем с нейтронной звездой рентгеновская светимость выше ультрафиолетовой, у черных дыр - наоборот. Отношение потоков должно лучше дискриминировать между системами с черными дырами и нейтронными звездами. И причина должна быть более хитрой, чем просто разница в темпе аккреции.

Доплеровская томография - потрясающий метод, позволяющий "увидеть", как движется вещество в двойных системах. Наблюдая, как смещаются спектральные линии в течение орбитального периода двойной, можно в некотором смысле построить карту этой системы. В полную силу метод заработал в конце 80-х, хотя первые шаги нужно отнести к 60-м годам. В обзоре рассмотрена история развития методики.

Короткая, но емкая (как это обычно бывает в Science), заметка о гамма-двойных. Это именно краткое изложение для неспециалистов. Приурочена к обнаружению спутником Ферми очередной системы. Если вы никогда не слышали про гамма-двойные, то прочтите.

Авторы измерили производную орбитального периода двойной системы с черной дырой. Темп уменьшения периода слишком высок, чтобы его можно было объяснить стандартными параметрами. Авторы полагают, что или нормальная звезда имеет аномально высокое магнитное поле, или же работает какой-то неизвестный механизм потери углового момента. Напомню, что основных механизмов два: гравитационные волны и т.н. магнитное торможение. Первый точно не спасает. Второй - если только поле очень велико.

Авторы приводят данные многолетних наблюдений аккрецирующих черных дыр в двойных звездных системах на спутнике Swift. Представлены результаты обработки почти 500 спектров. Это самая большая выборка.

Представлена свежая сводка данных по катаклизмическим переменным разных типов. В основном представлены данные рентгеновских наблюдений.

С помощью гамма-обсерватории имни Ферми удалось обнаружить интересный миллисекундный пульсар. Он выделяется большой светимостью, что означает, что у него одновременно довольно сильное для таких объектом магнитное поле и одновременно довольно короткий период. Интерес связан вот с чем: такие объекты трудно "делать". Обычно миллисекундные пульсары возникают после раскрутки нейтронной звезды за счет аккреции в двойной системе. Однако, звезду с сильным полем труднее раскрутить. Видимо, полагают авторы, во время аккреции поле "прибило" падающим веществом, а потом оно пробило себе путь наверх, и теперь мы видим такой интересный источник.

В шаровых скоплениях из-за звездных взаимодействий могут образовываться тесные пары звезд. Они могут проявлять себя как рентгеновские источники, двойные миллисекундные радиопульсары, или давать слияния, приводя к всплескам гамма-излучения и гравитационных волн. Все это обсуждатся и анализируется в подробном обзоре.

Авторы развили новую модель квазисферической аккреции. Существеннейшим моментом является то, что удалось получить реалистичные значения магнитных полей по параметрам изменения периодов вращения нейтронных звезд, а также описать корреляции между изменениями периода и светимости.

Обзор посвящен ультрамощным источникам. По немногу описаны все аспекты, включая свойства галактик, в которых наблюдаются эти источники, а также сценарии происхождения различных источников и черных дыр в них. Авторы заключают, что хотя есть пара кандидатов, в которых очень вероятно наличие черных дыр промежуточных масс, основная масса источников не требует введения такой экзотики. Т.е., популяция разнородна, но доминируют в ней источники с околокритической светимостью и неоднородным потоком, где аккреция идет на черные дыры звездных масс. Некоторые надежды на серьезное увеличение статистики УМИ авторы связывают с работой телескопа eROSITA.

Очередной обзор по наблюдениям транзиентных рентгеновских источников в тесных двойных системах с черными дырами. Годы работы спутника RXTE дали массу материала. Кроме того, наблюдения проводились и в других диапазонах. Постепенно выкристаллизовалась физическая картина происходящего. Все это есть в обзоре.

Описаны основные свойства и эволюционые треки катаклизмических переменных, в изучении которых в последние годы были достигнуты значительные успехи.

Новость уже пронеслась по СМИ. Еще бы: у пульсара открыли спутник-алмаз! :)

Дело тут вот в чем. Измерения позволили определить, что крайне маломассивный спутник одного из миллисекундных пульсаров имеет довольно высокую плотность. Т.е., это не может быть объект типа Юпитера или бурого карлика, образовавшийся из обычной звезды, перетекавшей на нейтронную. Наиболее подходящий сценарий связан с перетеканием углеродно-кислородного белого карлика, который не стек до конца и не разрушился, а оставил небольшой остаток. Вот он, в некотором смысле, может частично быть "алмазным". Но интересно не это, а обнаружении интересной особенности эволюции двойных систем, над которой сейчас размышляют соответствующие специалисты.

Стадия общей оболочки очень важна в эволюции двойных. Она возникает, когда вещество "переливается через край". Обычно в расчетах эту стадию параметризуют. Автор дает обзор того, что мы знаем об этой стадии и приходит к выводу, что обычной параметризацией пользоваться плохо. Зато мы хорошо понимаем физику стадии с общей оболочкой.

Хороший обзор по гравитационным волнам от тесных двойных систем. Автор постепенно вводит читателя в мир испускающих гравитационные волны двойных. Понятно, как и почему конкретные типы двойных систем представляют интерес в смысле источников гравволн. Ну а потом автор переходит к перспективам детектирования как на наземных установках (LIGO, VIGRO, GEO600), так и на космических - LISA.

Исследовав выборку из 127 близких галактик, авторы обнаружили 107 ультрамощных рентгеновских источников (УМРИ), включая и ранее неизвестные. Авторы подробно анализируют эту однородную выборку.

Новые данные. В первую очередь со спутника ИНТЕГРАЛ, позволяют более детально и полнее, чем ранее, составить карту распределения массивных рентгеновских двойных в Галактике. Авторы показывают, что эти источники сильно концентрируются к комплексам звездообразования с характерными размерами 300 парсек.

См. также обзор arxiv:1107.0231, посвященный массивным рентгеновским двойным, их свойствам и эволюции. Так также активно использованы данные со спутника INTEGRAL.

В серии из трех статей (см. также arxiv:1106.3689 и arxiv:1106.3690) авторы представляют новые данные наблюдений самого известного кандидата в черные дыры - системы Лебедь Х-1.

Во-первых, авторы измеряют тригонометрический параллакс. Это дает точное расстояние до системы: 1.75-1.98 килопарсек. Зная расстояние, можно с более высокой точность определять и другие параметры. Например, массы объектов. Масса черной дыры получается равной 14-16 солнечных. Кроме этого, авторы смогли установить, что черная дыра вращается очень быстро. Параметр вращения, a, более 0.97 на уровне 3 сигма.

Измерения параллакса проводились на системе VLBA. Анализ данных показывает, что в результате взрыва сверхновой компактный объект не получил существенной дополнительной скорости.

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

Детально описаны эволюционные каналы, ведущие к формированию миллисекундных пульсаров разных типов. Разумеется, описаны и данные наблюдений по каждой промежуточной стадии.

Многие компактные объекты в тесных двойных системах показывают транзиентную активность. Т.е., они то имеют высокую светимость, то уходят в спокойное состояние. В спокойном состоянии источники с нейтронными звездами и с черными дырами имеют разные свойства. На нейтронную звезду трудно сбросить вещество "по-тихому". Поэтому в среднем черные дыры в спокойном состоянии имеют светимости на два порядка меньше, чем нейтронные звезды. Но не все.

Авторы рассказывают о системе GS 1354-64, которая в спокойном состоянии имеет высокую (типичную для нейтронных звезд) светимость. При этом со всех остальных точек зрения (включая определение массы) это отличный кандидат в черные дыры. По всей видимости, объяснение следует искать в свойствах аккреционного диска этой системы.

В статье описаны наблюдения нового рентгеновского источника MAXI J1659-152 на спутнике Swift. Объект был открыт этим аппаратом практически одновременно с MAXI (напомню, что это японский детектор, установленный на МКС). Swift может наблюдать источник в широком диапазоне и точнее определяет координаты. В частности, объект был зарегистрирован и с помощью УФ-телескопа UVOT.

Поведение источника позволяет классифицировать его как кандидат в черные дыры. Кроме того, в рентгеновской кривой блеска обнаружена периодичность, которая может быть связана с орбитальным движением. Если это так, то у системы рекордно короткий период, равный 2.6 часа. До этого рекорд (3.2 часа) принадлежал одному из источников, открытому Swift.

Обнаружена самая компактная двойная система с черной дырой. Орбитальный период составляет всего лишь 2.4 часа. До этого рекорд составлял 3.2 часа.

Простая, но любопытная статья. Описана тривиальная вещь, которая, тем не менее, многими (в том числе и нами) игнорировалась, т.к. обычно полагают, что это превышение точности, т.е., что другие неопределенности доминируют и замывают малый эффект. Итак.

Вот нейтронная звезда. Кидаем на нее килограмм вещества. Насколько изменилась масса нейтронной звезды? На килограмм? А вот и нет! Ответ зависит от уравнения состояния и будет составлять около 900 грамм. Дело в том, что нейтронные звезды очень компактны. Рассмотрим самую массивную из известных нейтронных звезд. Ее масса 1.97 солнечной. Если начальная масса была 1.4 солнечной, то навалить надо было . . . 0.57? ? а вот нет! В зависимости от уравнения состояния это может быть и 0.77 и 0.7 солнечной массы.

После короткого четкого введения автор описывает основные достижения в изучении катаклизмических переменных, сделанные за последние несколько лет.

Большой обзор по самому большому классу известных массивных рентгеновских двойных. В основном статья посвящена данным наблюдений, но кроме этого дан хороший вводный обзор по массивным двойным.

Небольшой обзор, в котором суммированы данные свежих всеволновых наблюдений ультрамощных рентгеновских источников. Природа этих объектов так и остается до конца неясной. Автор полагает, что только наблюдательное определение масс черных дыр в них даст окончательную ясность.

Подводятся итоги первого года работы прибора MAXI на борту МКС. В декабре прошла соответствующая конференция, и в Архиве постепенно появляются статьи, направленные в ее материалы.

Авторы описывают, как галактические транзиентные источники, обнаруженные на MAXI, исследуют с целью идентификации и детального изучения на рентгеновском телескопе спутника Swift. Поле зрения этого телескопа (0.2 градуса) прекрасно соответствует боксу ошибок прибора MAXI.

В статье описаны наблюдения двух источников. Это кандидат в черные дыры и Ве-рентгеновская система.

Авторы приводят шесть новых уточненных оценок масс нейтронных звезд в тесных двойных системах. Это не радио, а рентгеновские пульсары. Как и ранее, кроме системы Vela X-1 массы получаются небольшими. Например, 4U 1538-52 0.87+/-0.07 масс Солнца в случае эксцентричной орбиты. Правда, общая неопределенность все-таки довольно велика, и стандартные значения типа 1.2 массы Солнца вполне совместимы с полученными результатами.

Среди т.н. ультрамощных рентгеновских источников выделяют гипермощные. Их светимость превосходит 10⁴¹ эрг в сек. Именно они считаются кандидатами в черных дыры промежуточных масс (сотни масс солнца). Самый мощный из них - HLX-1. В статье описываются новые данные по этому источнику, которые. как полагают авторы, продолжают поддерживать интерпретацию, согласно которой это тесная двойная система с черной дырой с массой около 500 солнечных.

Обзор посвящен двойственности массивных звезд и их параметрам. Известно, что доля двойных среди массивных очень высока. Иногда считают, Что, собственно, все массивные звезды образуются как двойные. Авторы обзора ставят нижнюю границу на уровне 45 процентов, но тут речь идет о довольно тесных системах.

Второй важный результат связан с распределением по орбитальным периодам. По мнению авторов, оно не описывается одним степенным законом, есть скачок на периодах порядка 10 дней.

Существует пять двойных систем, от которых зарегистрировано гамма-излучение. Разумеется, обсерватория имени Ферми их наблюдает. О результатах рассказывается В небольшом обзоре. Новые данные ставят новые вопросы к теориям генерации гамма-излучения в этих системах.

С помощью наземных черенковских гамма-телескопов (H.E.S.S., MAGIC и др.) обнаружено уже несколько двойных систем, относящихся к разным классам. Это системы, в которых или есть релятивистский джет, или же сталкиваются два быстрых ветра (например, ветер от массивной звезды и релятивистский ветер пульсара). В обзоре суммированы именно наблюдательные данные по этим объектам.

Хотя спутник Swift делает прекрасный обзор неба с равномерным покрытием в жестком диапазоне, тем не менее, его результаты наиболее полезны для внегалактической астрономии. А для галактической более важным остается INTEGRAL. В статье представлена новая обработка данных, позволившая составить наиболее полный каталог жестких рентгеновских источников в плоскости Галактики. Сам каталог будет представлен в отдельной работе (arxiv:1006.4437), а здесь описана методика восстановления изображения.

Впервые у миллисекундного аккрецирующего рентгеновского пульсара обнаружили затмения. Это позволит с высокой точностью измерить массу нейтронной звезды в системе.

См. также статью arxiv:1005.3527.

В лекции описана физика аккреционных дисков и некоторые астрофизические приложения, в основном связанные с тесными двойными системами с компактными объектами. Все начинается с совсем простых базовых вещей, что очень удобно для первого знакомства с темой.

У одного из ультрамощных источников удалось обнаружить спектральное состояние, которое у обычных двойных с черными дырами является хорошо изученным, а вот у УМИ встречается редко. Это позволило построить модель, которая дает оценку массы черной дыры от 200 до 800 масс солнца. Это много, но не слишком. Т.е., такое не должно сейчас получаться из одиночной звезды, но в плотных молодых скоплениях это можно сделать.

Обзор по черным дырам. Практически, это научно-популярный текст.

Спектроскопические данные, полученные на Keck-I, указывают на то, что HM Cancri, возможно, является самой-самой компактной двойной. Два белых карлика крутятся друг вокруг друга с периодом 5.4 минуты. Такие системы важны в астрофизике по многим причинам. Кроме прочего, они являются источниками гравволн, доступными для будущего проекта LISA.

Двойные системы, состоящие из двух белых кардиков на тесной орбите, занимают особую роль в астрономии. Сейчас полагают, что именно они ответственны за львиную долю сверхновых Ia. При этом хорошо изученных систем совсем немного.

В обзоре рассматриваются и немногочисленные системы, и даются оценки общего числа и свойств таких систем, и, разумеется, обсуждается, почему все это важно и интересно.

Красивая работа, которую сейчас активно описывают на российских новостных лентах, поскольку, увы, не часто наши астрофизики публикуются в Nature или Science.

Идея простая, потому и красивая. Мы пока не знаем, что приводит 9и в какой пропорции) к взрывам сверхновых Ia - взрывам белых карликов. То ли это слияние двух карликов (так что масса получившегося карлика превышает критическую), то ли карлик в паре с обычной звездой потихоньку аккрецирует, и в итоге его масса переваливает за критическую.

Предложена следующая методика. Коли при слиянии никакого заметного излучения задолго до взрыва нет, то, наблюдая целую галактику, можно отделить 9статистически) такие случаи от аккреции в двойной, когды много высвечивается в рентгене. Если взять темп SN Ia и представить, что все они связаны с аккрецией, то можно предсказать, сколько рентгена будет вырабатывать какая-то данная галактика. И сравнить с наблюдениями. Оказалось, что наблюдаемое изоучение в 30-50 раз меньше. Это значит, что вклад аккрецирующих карликов в темп SN Ia не превышает нескольких процентов. Вот такая красивая понятная работа с понятным результатом.

Замечу, что на конференции НЕА-2009 в ИКИ работа вызвала некоторую дискуссию. Может предел не порядка 5 процентов, а чуть выше и это согласуется с некоторыми другими данными (т.е., это не супер сюрприз). Тем не менее, очень красивая работа.

Большой подробный обзор по нейтронным звездам в маломассивных рентгеновских двойных. Приводится не только сводка наблюдательных данных, но также дается обзор основных теоретических моеделей, используемых для описания этих объектов.

Первый каталог Ферми. В него вошло 1451 источник по итогам первого года (точнее 11 месяцев) наблюдений. Диапазон энергий 100 МэВ - 100 ГэВ. Самые слабые соотвествуют примерно 4 сигма. Представлены грубые (месячные) кривые блеска источников. Неотождествлено 630 источников (правда, это не значит, что для остальных во всех случаях найдены однозначные надежные соответствия).

Большой обзор, в которым описан комплекс данных, полученным в оптическом и инфракрасном диапазонах, свидетельствующий в пользу наличия струйных истечений от аккрецирующих черных дыр в тесных двойных системах.

Большой обзор, в котором описывается, как наблюдения разных феноменов в маломассивных рентгеновских двойных помогают определить основные параметры нейтронных звезд: период, массу, радиус. Пока, как известно, нет ни одного объекта, для которого одновременно с достаточно высокой точностью были бы измерены сразу три этих параметра. А это очень важно (в первую очередь измерения массы и радиуса, но при очень быстром вращении важен и период, т.к. вращение начинает влиять на внутреннюю стурктуру при периодах порядка миллисекунд и меьше) для выяснения того, как ведет себя холодное несимметричное (нейтронов много) вещество при очень большой плотности.

SFXT - новый интересный тип объектов, открытых на спутнике INTEGRAL. Но изучают их и на Swift. Сверхгигантскими их называют не из-за величины переменности, а потому, что компаньонами являются голубые сверхгиганты. Всплески обычно длятся несколько часов, при этом светимость вырастает в десятки тысяч раз.

Длительный мониторинг на Swift позволил детально посмотреть на переменность источников на больших временах. В частности, обнаружены длинные всплески продолжительностью в несколько дней. Также показано, что есть промежуточное по светимости состояние, в котором некоторые источники проводят длительное время.

Обзор по этому типу источников см. в arxiv:1001.2439.

Возможно, что обнаружена нейтронная звезда с самым длинным периодом вращения - почти 20 000 секунд.

В обзоре рассказывается о тесных двойных, зарегистрированных в очень жестком гамма-диапазоне.

Используя данные наблюдений на VLBI авторы достаточно точно определили расстояние до двойной системы V404 Лебедя, являющейся кандидатом в черные дыры. Расстояние равно 2.25-2.53 кпк. Это меньше, чем считали ранее.

Наблюдения на спутнике AGILE позволили зарегистрировать жесткое (выше 100 МэВ) излучение от тесной двойной системы Лебедь Х-3. Это говорит о том, что частицы в релятивистских джетах микроквазара ускоряются до энергий выше ГэВа. Одновременные наблюдения в других спектральных диапазонах позволяют понять, как работает вся машина микроквазара.

Открыта довольно любопытная система.

Авторы ставили задачей искать компактные двойные с белыми карликами в данных SDSS. Такие двойные могут быть прародителями сверхновых Ia. В процессе поиска найдено не совсем то, что искали.

Обнаружена двойная система с тяжелым карликом (порядка 0.9 масс Солнца). Орбитальный период 4.6 часа. Компаньон не виден, и масса у него более 1.4 солнечных. Т.е., это не белый карлик. Значит - нейтронная звезда или черная дыра. В принципе, в этом нет ничего особнно удивительного. Просто расстояние до системы менее 50 пк. Тогда невидимый компаньон - это самая близкая нейтронная звезда или черная дыра из всех известных. Этим система и выделяется.

SSS - сверхмягкие рентгеновские источники. Под этим название собраны объекты самого разного типа, поскольку отобраны они лишь по одному наблюдательному свойству. Как ясно из заголовка, есть огромный набор типов объектов, которые могут проявлять себя как SSS. Авторы кратко описывают все эти возможности.

Детально рассмотрены переходы между различными состояниями двойных систем с черными дырами. На основе имеющихся данных автор старается описать некоторую когерентную картину происходящего. При этом картину пытаются обобщить и на активные ядра галактик.

Написано понятно, но интересно, пожалуй, будет только тем, кто работает хотя бы в близких областях.

По рентгеновским наблюдениям двойных с черными дырами стоит почитать обзор arxiv:0909.2567, который является более широким по тематике, и, соответственно, будет интересен бОльшему числу читателей. До кучи, можно посмотреть arxiv:0909.2572, arxiv:0909.2576, arxiv:0909.2579, arxiv:0909.2580, arxiv:0909.2585 и arxiv:0909.2574, но эти обзоры, посвященный дискам и джетам в двойных с черными дырами, также интересны лишь специалистам.

Авторы пишут о том, что с помощью наблюдений на VLT им впервые удалось достаточно достоверно измерить магнитное поле как звезды-донора в системе Лебедь Х-1, так и в во внешней части аккреционного диска. Обе величины (130 гаусс и 600 гаусс) соответствуют теоретическим предсказаниям.

Сейчас есть большой каталог кратных систем по даным о примерно 5000 ярких звездах. В данной статье автор предлагает процедуру по генерации популяции, аналогичной наблюдаемой. Это актуально для генерации входных данных для различных популяционных программ, изучающих кратные системы.

Модель чисто феноменологическая, уитывающая эффекты селекции, но не касающаяся механизмов формирования реальных систем. Механизм генерации систем, по словам автора, будет совершенствоваться.

Авторы проводят детальное гидродинамическое моделирования процесса образования первых звезд (популяция III) на z~20 и мини-гало из малометалличного газа. У них получается, что в основном образуются двойные и кратные системы. Это противоречит традиционному взгляду, что возникают отдельные массивные звезды. Если это и в самом деле так, то кое-какие выводы придется пересмотреть.

На мой взгляд, важная работа по параметрам широких двойных в близких ассоциациях (Sco Upp, Tau). По достаточно полной выборке определены распределения по большим полуосям, отношению масс. Также определена доля двойных среди звезд разной массы.

Хороший обзор по массивным рентгеновским двойным. Особое внимание уделено вриациям периода вращения нейтронной звезды, которые могут быть связаны с аккреционными процессами (неоднородности в звездном ветре, образование дисков, flip-flop неустойчивость).

Большой хороший обзор по черным дырам звездных масс. В основном речь идет о тесных двойных системах, в которых есть кандидаты в черные дыры, но кроме этого есть короткое введение, где напоминается физика черных дыр, механизм образования черных дыр звездных масс и тп.

Обзор посвящен интересному феномену (кстати, потенциально он может встречаться и в тесных системах с двумя нейтронными звездами). Если есть система из двух белых карликов, хотя бы один из которых имеет сильное магнитное поле, то будут наблюдаться интересные взаимодействия. Система будет работать как униполярный индуктор. Есть интересные предсказания для таких двойных.

Пока биологи и антропологи ищут недостающие звенья между обезьяной и человеком, астрономы решают свои проблемы.

Миллисекундные радиопульсары должны возникать в тесных двойных системах. На нейтронную звезду, которая была пульсаром в молодости, но потом замедлила свое осевое вращение, идет аккреция с маломассивного компаньона. Идет она долго (компаньон живет долго) и сильно (компаньон переполняет полость Роша). Такая аккреция раскручивает нейтронную звезду, т.к. вещество приходит с угловым моментом. И при этом в тысячи раз уменьшает магнитное поле. В итоге, нейтронная звезда может достаточно раскрутиться, чтобы после окончания аккреции даже при малом поле стать радиопульсаром. После этого она будет очень долго светить в радио.

Астрономы знали, что есть миллисекундные пульсары (в том числе и в двойных системах), знали маломассивные рентгеновские двойные. Долго не удавалось напрямую показать, что нейтронные звезды в аккрецирующих маломассивных двойных раскручиваются до миллисекундных периодов. Потом (во многом благодаря спутнику RXTE) удалось показать и это. Но все равно хочется больше промежуточных звеньев. И вот ....

Жил был радио источник FIRST J102347.67+003841.2. Он был отождествлен со звездочкой со звездной величиной 17.5 (по спектру это маломассивная звезда). Показывал быстрые мерцания (аж на величину). В спектре наблюдались эмиссионные линии. Было похоже, что в системе идет аккреция на компактный объект. И гадали: толи там белый карлик, то ли нейтронная звезда. А потом в 2002 году источник успокоился. Пропали все признаки аккреции. А потом ...

Вовсе и не суп с котом. Потом авторы представляемой статьи вдруг открыли там миллисекундный пульсар PSR J1023+0038.

Вот оно - недостающее звено! В системе с пульсаром сразу стало возмодным уточнить ряд измерений. Масса оптической звезды составляет 0.14-0.42 солнечной. Источник находится на 1.1-1.6 кпк от нас.

Кстати, не исключено, что радио пульсар может, как Шариков, обратиться в первородное состояние: если темп истечения с компаньона вдруг увеличится, то снова начнется аккреция, а радио пульсар потухнет. В общем - интересную систему открыли. И не зря статья будет напечатана в Science.

См. также arxiv:0905.3899, где описано исследование спектральных свойств источника в оптическом диапазоне по данным SDSS 2001 года.

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

Регул - самая яркая звезда в созвездии Льва. Это кратная система. Во-первых, у Регула (видимого глазом) есть двойной сосед. Это две звездочки с массами 0.8 и 0.2 солнечных, составляющие тесную пару. Но от самого Регула они отстоят довольно далеко, и к нашей истории касательства не имеют. Во-вторых, есть еще более далекий спутник, он нам тут совсем не интересен. А вот в-третьих, у Регула совсем недавно (статья 2008 г.) была обнаружена спектральная переменность с периодом около 40 дней. Т.е., есть близкий слабый спутник. с ним у Регула было и будет активное взаимодействие. Об этом и речь.

Спутник скорее всего является белым карликом. Авторы используют Регул как яркий (во всех смыслах) пример, чтобы рассмотреть в деталях эволюцию маломассивной двойной системы, а также обсудить неопределенности современного сценария эволюции двойных. В итоге, получилась довольно интересная статья.

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.

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.

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.

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.

Большой обзор по рентгеновским источникам, связанным с тесными двойными системами. Статья будет опубликована в ведущем обзорном журнале астрономического мира, поэтому на несколько лет она может стать основной ссылкой на общие свойства рентгеновских двойных.

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.

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).

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 ...

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.

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.

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

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

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

Непосредственно увидеть аккреционный диск в тесной двойной системе пока нельзя: слишком далеки от нас эти объекты. Однако, есть методика, которая позволяет построить карту диска. Называется это - доплеровская томография.

Система WZ Sge. Слева показана карта в линии ионизованного гелия, а справа - в линии водорода H_β

Суть метода заключается в исследовании профилей эмиссионных линий в зависимости от орбитальной фазы двойной системы. Исследуются разные типы двойных систем, например, катаклизмические переменные. В обзоре кратко описывается суть методики и даются примеры (один из них показан на рисунке).

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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