Otkryta eshe odna dvoinaya neitronnaya zvezda - samaya tesnaya ih izvestnyh segodnya. Orbital'nyi period etoi sistemy vsego 2.4 chasa i ona sol'etsya cherez 85 millionov let. Otkrytie etoi dvoinoi pochti v desyat' raz povysilo ozhidaemyi temp sliyaniya dvoinyh neitronnyh zvezd! Stat'ya opublikovana v Nature (v.426, p.531, 2003). Podrobnee ob etoi rabote mozhno prochitat' v zametke Blinnikova.

Etomu zhe pul'saru posvyashena rabota astro-ph/0312101 (V.Kalogera et al), a obsuzhdeniyu vozmozhnyh scenariev obrazovaniya etoi dvoinoi sistemy - rabota astro-ph/0312152 (J.D.M.Dewi & E.P.J. van den Heuvel).

Vot ona - pervootkryvatel'nica. Marta Burge (v zhizni ona simpatichnee, chem na foto).

Neposredstvenno uvidet' akkrecionnyi disk v tesnoi dvoinoi sisteme poka nel'zya: slishkom daleki ot nas eti ob'ekty. Odnako, est' metodika, kotoraya pozvolyaet postroit' kartu diska. Nazyvaetsya eto - doplerovskaya tomografiya.

Sistema WZ Sge. Sleva pokazana karta v linii ionizovannogo geliya, a sprava - v linii vodoroda H_β

Sut' metoda zaklyuchaetsya v issledovanii profilei emissionnyh linii v zavisimosti ot orbital'noi fazy dvoinoi sistemy. Issleduyutsya raznye tipy dvoinyh sistem, naprimer, kataklizmicheskie peremennye. V obzore kratko opisyvaetsya sut' metodiki i dayutsya primery (odin iz nih pokazan na risunke).

U dvuh planetarnyh tumannostei na yuzhnom nebe - NGC 6026 i NGC 6337 - po rezul'tatam dlitel'noi i tochnoi fotometrii obnaruzhena periodichnost': 0.26 i 0.17 dnya, sootvetstvenno. Nalichie takoi peremennosti, velichina i postoyanstvo perioda yavlyayutsya pryamymi ukazaniyami na to, chto yadra etih tumannostei - tesnye dvoinye sistemy, sostoyashie iz belyh karlikov.

Kogda s pomosh'yu kakogo-libo sputnika otkryvayutsya novye istochniki, no v nazvanii ob'ekta prisutstvuet abbreviatura pribora (sm. takzhe voobshe poleznyi spisok sokrashenii). Naprimer: GRS - GRANAT, E - Einstein, RX - ROSAT, GS - GINGA .... Vot stali poyavlyat'sya istochniki s IGR - INTEGRAL.

IGR J16318-4848 - eto dvoinaya sistema s akkreciruyushim kompaktnym ob'ektom (neitronnoi zvezdoi ili chernoi dyroi). Ranee etot istochnik ne videli iz-za sil'nogo poglosheniya. No INTEGRAL rabotaet v dostatochno zhestkom diapazone, a tam pogloshenie ne stol' sushestvenno.

Esli vrashenie zvezd v dvoinoi sisteme ne sinhronno (t.e. uglovye skorosti zvezd otlichayutsya ot skorosti orbital'nogo vrasheniya ili vektora momentov impul'sa komponent sistemy ne sovpadayut po napravleniyu s vektorom orbital'nogo momenta) ili esli orbita dvoinoi sistemy ne krugovaya, to v sisteme nachinayut deistvovat' dissipativnye mehanizmy, kotorye stremyatsya privesti sistemu v okonchatel'noe sostoyanie: s krugovoi orbitoi i zvezdami, vsegda obrashennymi drug k drugu odnoi storonoi. Kakie mehanizmy tut rabotayut i kak bystro proishodyat processy sinhronizacii i cirkulyarizacii? Vot osnovnaya tema dannoi raboty.

Otmetim, chto vrasheniyu zvezd, tochnee ih magnitnomu tormozheniyu posvyashena eshe odna sovsem svezhaya rabota: "Magnetic Braking Revisited" .

Avtory predlagayut metodiku, pozvolyayushuyu po dannym o zhestkom (rentgenovskom) spektre akkreciruyushih chernyh dyr, opredelyat' ih massu. Provedennoe sravnenie s istochnikami raznyh tipov (ot tesnyh dvoinyh do aktivnyh yader galaktik) govorit o horoshei tochnosti ocenok. Avtory polagayut, chto takim sposobom mozhno budet poluchat' ocenki mass chernyh dyr v nekotoryh tipah aktivnyh yader galaktik, dlya kotoryh obychnymi metodami eto sdelat' ne udaetsya.

Etot obzor - odna iz glav (pyataya) novoi, eshe ne vyshedshei knigi "Kompaktnye zvezdnye istochniki". Glava posvyashena nablyudeniyam razlichnyh tipov rentgenovskih dvoinyh sistem v diapazonah ot infrakrasnogo do ul'trafioletovogo. V pervoi chasti obzora rassmotreny massivnye rentgenovskie dvoinye, vo vtoroi - malomassivnye. S primerami iz nablyudenii real'nyh sistem rassmotren celyi ryad interesnyh voprosov: rentgenovskie novye, povedenie sistem vo vremya vspyshek, spektroskopiya, himsostav zvezdy-donora i t.p.

Kvaziperiodicheskie oscillyacii (QPO) rentgenovskih istochnikov otlichayutsya ot vysokostabil'nyh impul'sov rentgenovskih pul'sarov: ih chastota "plavaet" v intervale ot neskol'kih do 10-20%. Na bol'shih intervalah vremeni chastota QPO mozhet izmenit'sya v dvoe. QPO byvayut neskol'kih tipov, razlichayushihsya po chastote. Vysokochastotnye - s chastotami v neskol'ko soten gerc - proishodyat, po-vidimomu, v neposredstvennoi blizi ot relyativistskih ob'ektov (skoree vsego chernyh dyr, no, vozmozhno, i neitronnyh zvezd).

V dannoi rabote predlozhena prostaya, no ranee ne rassmatrivavshayasya model': vysokochastotnye QPO vyzyvayutsya fundamental'nymi kolebaniyami (p-modami) tonkih akkrecionnyh torov, obrashayushihsya vblizi chernoi dyry na kotoruyu idet akkreciya. Pohozhe, chto eta model' ob'yasnyaet vsyu sovokupnost' nablyudaemyh dannyh.

Glava iz knigi, opisyvayushaya sovremennye dannye po rentgenovskim istochnikam v blizkih galaktikah. Blagodarya Chandre i HMM-N'yuton my znaem sotni rentgenovskih istochnikov v desyatke blizkih galaktik (v konce goda pro eto budet stat'ya v Zemle i Vselennoi). Sredi nih est' ochen' interesnye ob'ekty, naprimer, sverhmoshnye (superluminous) istochniki. Obo vsem etom zooparke rasskazyvaetsya v obzore. Est' neskol'ko krasivyh cvetnyh illyustracii.

Sputnik Chandra pronablyudal vosem' slabyh maloizuchennyh rentgenovskih istochnikov, kotorye (po vsei vidimosti) yavlyayutsya tesnyhmi dvoinymi sistemami. Eto vazhno, t.k. Chandra (v sluchae obnaruzheniya ob'ekta) daet ochen' tochnye koordinaty, i togda mozhno iskat' dannyi ob'ekt v drugih diapazonah (optika, IK,...).

Iz vos'mi istochnikov Chandra uvidel pyat'. Neobnaruzhenie ostal'nyh mozhet byt' svyazano s ih tranzientnym (vspyshechnym) harakterom.

Chandra-HRC - eto rentgenovskaya kamera vysokogo razresheniya (Chandra High Resolution Camera). Avtory pokazyvayut rezul'taty obrabotki semnadcati grupp izobrazhenii Tumannosti Andromedy, pokryvayushie fakticheski ves' ee disk. Eti dannye pozvolyayut ne prosto uvidet' mnozhestvo rentgenovskih istochnikov v blizhaishei krupnoi galaktike, no i izuchit' ih povedenie so vremenem (mezhdu pervoi gruppoi izobrazhenii i poslednei primerno 2.5 goda).

Iz 173 obnaruzhennyh istochnikov okolo chetverti pokazali sushestvennuyu peremennost'. T.k. M31 dostatochno blizka k nam, to dlya 53 istochnikov udalos' poluchit' opticheskie otozhdestvleniya. Analiz pokazyvaet kak nalichie istochnikov s neitronnymi zvezdami, tak i nalichie istochnikov s chernymi dyrami. Prichem v malomassivnyh sistemah ih kolichestva okazyvaetsya sravnimymi.

O nablyudeniyah otdel'noi populyacii tesnyh rentgenovskih dvoinyh v M31 - sverhmyagkih istochnikah - sm. stat'yu Supersoft X-ray Sources in M31.

Blagodarya Chandre i HMM-N'yuton my mozhem izuchat' populyacii rentgenovskih istochnikov i za predelami Mestnoi gruppy galaktik, pravda, ne v stol' melkih podrobnostyah. Ob istochnikah v izvestnoi galaktike Sombrero sm. rabotu X-ray Point Sources in the Sombrero Galaxy: Supersoft sources, the globular cluster/LMXB connection, and an overview.

Tesnye sistemy, sostoyashie iz dvuh neitronnyh zvezd, ochen' interesnye i, glavnoe, poleznye astrofizicheskie ob'ekty. Eto i ochen' tochnaya kosmicheskaya laboratoriya (tol'ko po odnomu dvoinomu pul'saru B1913+16 [pravda sleduet priznat', chto etot pul'sar nablyudalsya dol'she i tochnee vseh ostal'nyh.] Obshaya Teoriya Otnositel'nosti proverena s tochnost'yu luchshe 1%, a v nekotoryh aspektah - s tochnost'yu 0.1%.) i odin iz samyh perspektivnyh istochnikov gravitacionnyh voln, i vozmozhnyi istochnik gamma-vspeskov (bolee populyarnoi segodnya schitaetsya model' v kotoroi gamma-vspleski soprovozhdayut vzryvy redkogo tipa sverhnovyh zvezd - tak nazyvaemyh gipernovyh.) Kak i otkuda mogut rozhdat'sya tesnye dvoinye neitronnye zvezdy?

Avtory dannoi raboty rassmotreli evolyuciyu dvoinyh sistem sostoyashih iz neitronnoi i gelievoi zvezd. Massa neitronnoi zvezdy polagalas' standartnoi (1.4M_o), a gelievoi - var'irovalas' ot 2.8 do 6.4M_o. Poluos' sistemy takzhe var'irovalas'. Podobnaya sistema sama yavlyaetsya dovol'no pozdnei evolyucionnoi stadii massivnoi dvoinoi sistemy, v kotoroi odna zvezda uzhe vzorvalas' kak Sverhnovaya, ostaviv posle sebya neitronnuyu zvezdy, a vtoraya nahoditsya na stadii neposredstvenno predshestvuyushei etomu.

Avtory stat'i pokazali, chto evolyuciya opisannyh sistem mozhet idti dvumya putyami: samye legkie He-zvezdy v naibolee tesnyh sistemah prohodyat stadiyu obshei obolochki, kogda neitronnaya zvezda pronikaet vo vneshnie sloi gelievoi, pri etom obolochka nevyrozhdennoi zvezdy sbrasyvaetsya, a komponenty sistemy ochen' sil'no sblizhayutsya. Esli stadiya obshei obolochki prodolzhaetsya do konca, to posle vzryva Sverhnovoi iz takoi sistemy obrazuetsya dvoinaya neitronnaya zvezda s orbital'nym periodom okolo 0.01 dnya (=15 minut), kotorye zatem slivayutsya za vremya poryadka 1  milliona let. Esli gelievaya zvezda vzryvaetsya vo vremya stadii s obshei obolochkoi, to obrazuetsya neskol'ko bolee shirokaya para neitronnyh zvezd.

Bolee massivnye (iz ukazannogo vyshe intervala mass) i shirokie pary obshuyu obolochku ne prohodyat, iz nih obrazuyutsya dvoinye neitronnye zvezdy s orbital'nymi periodami poryadka 0.1-1 dnya - podobnye dvoinym pul'saram B1913+16 and B1534+12.

Evolyucionnye treki gelievyh zvezd s massami 2.8M_o i 3.6M_o
na diagramme Gercshprunga-Rassela.

Sharovye skopleniya - ochen' udobnaya cel' dlya rentgenovskih observatorii v smysle izucheniya tesnyh malomassivnyh dvoinyh. Vo-pervyh, ih tam mnogo (v sto raz bol'she na tu zhe zvezdnuyu massu po- sravneniyu s polem Galaktiki). Vo-vtoryh, rasstoyaniya do sharovyh skoplenii horosho izvestny, a znachit izvestno rasstoyanie i do izuchaemyh dvoinyh. Dalee... Izvesten vozrast skoplenii, izvestno pokrasnenie v optike, izvestna metallichnost' i t.d.

Sputnik Chandra mozhet nablyudat' ochen' slabye istochniki. Poetomu v galakticheskih sharovyh skopleniyah on vidit celyi "zoopark". Krome prochih istochnikov nablyudaetsya mnogo malomassivnyh sistem v spokoinom (vyklyuchennom) sostoyanii. Eto sistemy, sostoyashie iz neitronnoi zvezdy i malomassivnoi normal'noi zvezdy, v kotoryh po kakim-to prichinam v dannyi moment net moshnoi akkrecii. Neitronnaya zvezda vidna v rentgenovskom diapazone ili iz-za slaboi akkrecii, ili iz-za zapasennogo v nedrah tepla.

Blagodarya bol'shomu chislu izvestnyh istochnikov etogo tipa (t.e. malomassivnyh v spokoinom sostoyanii) mozhno navodit' neplohuyu statistiku, chto avtory stat'i i delayut. Interesnoi osobennost'yu populyacii takih istochnikov yavlyaetsya nalichie nizhnego predela svetimosti (t.e. nizhe nekotoroi chislo padaet fakticheski v nol'). Predel sostavlyaet primerno 10³² erg/s.

Ob'ekt RX J0806+15 s periodom 5.4 min (321.5 s) byl otkryt v 1994 godu so sputnika ROSAT i, esli nablyudaemyi v nem period pravil'no interpretirovan kak orbital'nyi, to eto samaya korotkoperiodicheskaya dvoinaya iz vseh izvestnyh. Etot fakt hotelos' by podtverdit', tak kak stol' kompaktnye dvoinye (a eta sistema mozhet sostoyat' tol'ko iz dvuh kompaktnyh ob'ektov, veroyatnee vsego, belyh karlikov) yavlyayutsya ochen' sil'nymi istochnikami gravitacionnyh voln. Dlya etogo byli provedeny tri seansa opticheskih nablyudenii dannoi sistemy v 2001, 2002 i 2003 godah. Sravnenie periodov sistemy, izmerennyh v etih nablyudeniyah s periodami poluchennymi ROSAT (1994-95 gg.), pokazalo, chto nablyudaemyi period ukorachivaetsya. K sozhaleniyu, po dannym ROSAT dlya dannoi sistemy poluchayutsya dva blizkih znacheniya periodov, chto privodit k dvum razlichnym znacheniyam ih proizvodnyh: f'=6.11x10^-16 i 3.14 x10^-16 Gc/s (privedeny znacheniya proizvodnyh dlya orbital'noi chastoty). Oba znacheniya soglasuyutsya s tempom sblizheniya, kotoryi mozhet imet' mesto v sisteme dvuh belyh karlikov, evolyucioniruyushih pod deistviem gravitacionnyh voln. Umen'shenie perioda - argument v pol'zu togo, chto RX J0806+15 - dvoinaya sistema s periodom 321.5 s.

Vot on - obeshannyi perekos v storonu nashih interesov. Dlya nas - eto ochen' interesnaya rabota. Avtory s pomosh'yu lyubimogo nami populyacionnogo sinteza rassmatrivayut malomassivnye dvoinye na stadii, kogda aktivnaya akkreciya eshe ne nachalas', no kompaktnyi ob'ekt (neitronnaya zvezda) natyagivaet na sebya veshestvo slaben'kogo zvezdnogo vetra, ispuskaemogo normal'noi zvezdoi. Svetimosti takih ob'ektov poluchayutsya malen'kimi- 10^28-31 erg/s.

Na samom dele avtory ne uchityvayut vazhnyi parametr - magnitnoe pole neitronnoi zvezdy. ego nalichie mozhet svesti na net stol' nebol'shuyu akkreciyu.

Slishkom chasto na forumah mozhno prochest' soobsheniya dalekih ot nauki lyudei, v kotoryh professional'nye uchenye obvinyayutsya v slepom sledovanii populyarnym (modnym) gipotezam, kotorye ploho provereny. Svyazano eto ne stol'ko s uchenymi, skol'ko s podachei materiala v SMI. V samih nauchnyh rabotah vse vyglyadit sovsem ne tak. Special'no dlya takih "forumchan": detal'naya razborka, chto mozhet sidet' v neobychnom istochnike- chernaya dyra ili belyi karlik.

Rech' idet o sverhmoshnom istochnike,ch'ya svetimost', v predpolozhenii sfericheskoi simmetrii dolzhna byt' poryadka 10⁴⁰ erg/s. Esli eto i pravda tak, to akkreciya dolzhna idti na chernuyu dyru s massoi poryadka 100 mass Solnca. Odnako, istochnik sil'no peremennyi. Pri sohranenii chernotel'nogo spektra takaya peremennost' govorit ob izmenenii izluchayushei ploshadi v tysyachu raz. Vryad li vozmozhno opisat' eto v terminah akkrecii na chernuyu dyru. A pri akkrecii na belyi karlik takoe vpolne vozmozhno. Hotya, mozhno ob'yasnit' ves' kompleks yavlenii ne tol'ko akkreciei na belyi karlik, no i akkreciei na chernuyu dyru zvezdnoi massy.

V obshem, stat'ya budet interesna tem, kogo ser'ezno interesuet, kak razbirayutsya (v ochen' konkretnom sluchae) razlichnye al'ternativnye vozmozhnosti.

Esli dvoinaya sistema tesnaya to odin iz ee komponentov mozhet zapolnit' svoyu polost' Rosha (na samom dele v astrofizicheskom smysle eto prosto opredelenie tesnyh dvoinyh), posle chego v sisteme nachnetsya peretekanie veshestva s odnogo komponenta na drugoi. Esli vtoroi komponent kompaktnaya zvezda (naprimer, neitronnaya), to vozniknet yarkii rentgenovskii istochnik. A esli eto obychnaya zvezda, tol'ko men'shei massy i, poetomu, medlennee evolyucioniruyushaya? Akkreciya na takuyu zvezdu mozhet vyzvat' uvelichenii ee radiusa i privesti k "dosrochnomu" zapolneniyu polosti Rosha i eyu. V etom sluchae voznikaet tak nazyvaemaya kontaktnaya dvoinaya sistema, tipichnymi predstavitelyami kotoryh yavlyayutsya peremennye zvezdy tipa W Bol'shoi Medvedicy (W UMa). Fizicheskie processy v nih ne ochen' ponyatny do sih por - imenno takim sistemam posvyashen dannyi obzor.

Dopplerovskoe izobrazhenie zvezdy VW Cephei (1992 god).
Zvezda pokryta pyatnami.

Esli by Vselennaya byla beskonechna, odnorodna (t.e. v lyubom ee meste bylo by stol'ko zhe galaktik i zvezd, kak i vozle nas) i ne rasshiryalas', to kuda by my ni napravili svoi vzor, on v konce koncov upersya by v kakuyu-nibud' zvezdu. To est' vse nebo svetilos' by takzhe yarko, kak Solnce. Odnako podobnogo svecheniya ne nablyudaetsya. Eto protivorechie bylo nazvano paradoksom Ol'bertsa.

Na samom dele Vselennaya imeet konechnyi vozrast, i zvezdami zapolnena tol'ko kakaya-to ee chast', krome togo ona rasshiryaetsya, chem dal'she ot nas galaktika, tem bystree ona udalyaetsya ot nas (soglasno zakonu Habbla) i iz-za effekta Dopplera ee svetit (eto vyglyadit kak fonovoe izluchenie), no gorazdo slabee, chem poverhnost' zvezdy. Odnako my nahoditsya ne v proizvol'noi tochke Vselennoi, a vnutri odnoi iz galaktik (v Mlechnom Puti), kotoraya takzhe svetitsya. Dlya nas ee svechenie takzhe budet vyglyadet' fonovym izlucheniem (esli my smotrim s ne slishkom vysokim uglovym razresheniem). Interesnym okazyvaetsya vopros o tom kakoi ih etih dvuh fonov budet vyshe - Galakticheskii ili vnegalakticheskii? Vse eti rassuzhdeniya polnost'yu prilozhimy kak k istochnikam elektromagnitnogo izlucheniya, tak i k gravitacionnym volnam.

Otvet na poslednii vopros mog byt' poluchen tol'ko s pomosh'yu konkretnoi modeli evolyucii dvoinyh zvezd (t.k. osnovnymi istochnikami gravitacionnyh voln v galaktikah yavlyayutsya dvoinye zvezdy). Vpervye eto bylo sdelano v 1987 godu Lipunovym, Postnovym i Prohorovym. Togda poluchilos', chto vnegalakticheskii gravitacionno-volnovoi fon v 10 raz slabee fona Galaktiki. No tam ispol'zovalas' netochnaya model' zvezdoobrazovaniya - soglasno rezul'tatam dannoi raboty vnegalakticheskii fon eshe v 3 raza slabee.

Podrobnee pro gavitacionno-volnovoi fon neby vy mozhete prochitat' zdes'.

Sverhmoshnye istochniki, o kotoryh my ne raz pisali, poluchili svoe imya za vysokie svetimosti (t.e. vysokuyu moshnost'), dostigayushie 10³⁹ erg/s i vyshe. Po vsei vidimosti, bol'shaya chast' iz nih eto akkreciruyushie chernye dyry. Est', mezhdu tem, neskol'ko podobnyi istochnikov, yavlyayushihsya molodymi ostatkami sverhnovyh. I chto by vy dumali??? V odnom iz takih ostatkov po vsei vidimosti otkryli akkreciruyushuyu chernuyu dyru!

K takomu vyvodu avtory prishli na osnovanii treh faktov:
1. Chandra ne mozhet "razreshit'" istochnik, t.e. on vyglyadit tochechnym (a galaktika NGC 6946, gde nahoditsya ostatok MF 16, ne takaya uzh i dalekaya).
2. Spektr istochnika pohozh na spektry kandidatov v chernye dyry.
I samoe glavnoe - 3. Obnaruzhena peremennost', kotoraya horosho ob'yasnyaetsya v modeli tesnoi dvoinoi, no nikak ne podhodit dlya ostatka sverhnovoi.

Pri etom ostatok sam po sebe bezuslovno imeet mesto. Opticheskie nablyudeniya ne ostavlyayut v etom nikakih somnenii i dazhe dayut ocenku vozrasta - okolo 3500 let (radius okolo 100 svetovyh let). Odnako, vse-taki neyasno vidim li my imenno ostatok sverhnovoi, ili zhe eto tumannost', porozhdennaya vetrom massivnoi zvezdy.

Otkrytie ochen' interesnoe, i yasno, chto etot istochnik budet plotno izuchat'sya v dal'neishem.

Interesnaya rabota rossiiskih astrofizikov. S pomosh'yu polyarimetrii udalos' pomerit' polya na vnutrennem krayu akkrecionnogo diska vokrug chernoi dyry v Lebede H-1. Nablyudeniya provodilis' na neskol'kih instrumentah, v tom chisle i na 6-metrovom teleskope v SAO. Magnitnoe pole okazalos' ravnym 10 ⁸ Gs.

^{(Arhiv Tesnye dvoinye:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)