Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Рагузова, Наталья Владимировна

• Рагузова, Наталья Владимировна
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Рагузова, Наталья Владимировна

Оглавление

Введение

1. Ве-звезда в паре с нейтронной звездой на рентгеновской стадии

1.1. Эффект "Розы Ветров"

1.2. Центробежный скачок светимости и смешанные состояния нейтронной звезды

1.3. Моделирование рентгеновских кривых блеска для конкретных двойных систем с Ве-звездой

1.3.1. А 0538-66: кандидат номер один для регистрации центробежного скачка рентгеновской светимости

1.3.2. X 0331+53: центробежный скачок рентгеновской светимости зарегистрирован?

1.3.3. 4И 1145-619

1.3.4. 411 0115+634

1.3.5. ЕХО 2030+375

1.3.6. 4X1 1907+097: сверхгигант с диском как у Ве-звез-ды?

1.4. Эволюционный сценарий формирования рентгеновских транзиентов с Ве-звездой

1.5. Учет влияния синхронизации на эволюцию рентгеновских систем с Ве-звездой

1.6. Численные распределения рентгеновских пульсаров по орбитальным периодам и эксцентриситетам

1.7. Исследование оптической переменности X Персея — рентгеновской двойной с Ве-звездой

1.7.1. Постановка задачи

1.7.2. Наблюдения и методика обработки

1.7.3. Анализ переменности блеска

1.7.4. Природа оптических пульсаций X Персея

2. Ве-звезды и черные дыры 68 2.1. Расчет относительного числа черных дыр в паре с Ве-

звездой по отношению к числу рентгеновских систем с Ве-звездой, "кривые наилучшего согласия"

2.2. Ожидаемые распределения Ве/ВН систем по орбитальным параметрам

2.3. Эволюционный трек, ведущий к образованию эксцентричной двойной системы с Ве-звездой и черной дырой

3. Нейтронная звезда на стадии эжекции в двойной системе с массивной В(е) звездой

3.1. Радиопульсары в паре с массивными В(е)-звездами

3.2. Возможная эволюция РБИ В1259-63 И РБИ ,10045-7319

3.3. Поиск нетеплового радиоизлучения от двойных систем с оптическим и компактным компонентами на РАТАН-600

3.3.1. Тесные двойные системы с массивным оптическим компонентом и компактным объектом в нерентгеновской стадии

3.3.2. Наблюдения и обработка наблюдательного материала

3.3.3. Обсуждение результатов

4. Ве-звезды в паре с белыми карликами

4.1. Остывание белых карликов

4.2. Популяционный расчет распространенности и физических характеристик двойных Ве-звезд с белыми карликами

4.3. Возможное объяснение наблюдаемого дефицита систем типа Ве+"\¥Б

Заключение

Список таблиц

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Астрофизические проявления и эволюция двойных систем с Ве-звездой и компактным объектом»

Введение

Ве-звезды представляют собой класс звезд, постоянно притягивающий внимание многих исследователей. Обычно Ве-звездами называют несверхгиганты спектрального класса В, которые имеют или когда-либо имели в своем спектре водородные эмиссионные линии серии Бальмера. Обычно это линии На и Л/з, остальные существуют только в виде линий поглощения, вероятно, потому, что возбуждение водородных атомов на высокие уровни происходит лишь в более глубоких слоях звезды. Наличие эмиссии свидетельствует о существовании на звезде весьма больших областей светящихся газов, имеющих сравнительно небольшую или совсем малую оптическую толщину и не имеющих за собой "подложки" из плотных горячих газов, дающих интенсивный непрерывный спектр. Все Ве-звезды быстро вращаются, эмиссионная составляющая линии На располагается над широкой линией поглощения, указывающей на вращение звезды со скоростью до 500 км/с. Однако нередко встречаются звезды Ве с узкими линиями поглощения. Очевидно, такая звезда обращена к нам своим полюсом, так что все быстрые движения в плоскости экватора совершаются в картинной плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, что не проявляется в спектре. У Ве-звезд также наблюдается избыточное инфракрасное излучение, что особенно заметно в далеком ИК диапазоне. Этот избыток обычно связывают со свободно-свободным излучением горячей (Т> 104 К) околозвездной оболочки. Корреляция эмиссионных линий и ИК избытка рассматривается как доказательство того, что одна и та же область является ответственной за оба процесса.

Общепринятая модель Ве-звезды — быстровращающаяся звезда с околозвездным диском, имеющим сильную тенденцию к концентрации в экваториальной плоскости, при этом в полярных областях звезды действует обычный звездный ветер, ускоренный давлением излучения.

Процесс формирования диска и эволюционный статус Ве-звезд еще не выяснены до конца. Имеются, по крайней мере, два пути, следуя которым, обычная В звезда может стать Ве-звездой:

1. Ве-звезды входят в состав взаимодействующей двойной системы, где вокруг обычной В звезды образуется аккреционный диск из вещества второго компонента, заполнившего свою полость Роша (Гарма-нец, 1987). Очевидно, что в этом случае мы будем видеть излучение в линии На. Однако, из спектроскопических и фотометрических наблюдений известно, что большинство Ве-звезд не имеют указанных компонентов с большой потерей массы. Более того, кажется невероятным предположение о том, что все Ве-звезды являются взаимодействующими двойными, так как стадия гиганта, заполнившего свою полость Роша, занимает очень малую долю эволюционного времени двойной системы.

2. Существует так называемый Ве-механизм, т.е. физический механизм, который способствует возникновению звездного ветра с отсутствием сферической симметрии. В этом случае диск является истекающим, а феномен Ве — свойством самой В звезды. Наблюдения Ве-звезд показывают, что быстрое вращение играет ключевую роль в формировании Ве-феномена. Однако, тот факт, что многие быстро вращающиеся В звезды не имеют эмиссионных линий в своем спектре, а сами Ве-звезды время от времени могут утрачивать эмиссию в линии На иррегулярным образом, указывает, что быстрое вращение не является единственной причиной, вызывающей феномен Ве-звезды.

Можно предложить три способа формирования быстровращающей-ся В звезды, каждому из которых соответствует свой эволюционный статус Ве-звезды:

(а) Ве-звезды изначально обладают быстрым осевым вращением, и феномен Ве может иметь место на протяжении всей эволюции звезды на линии главной последовательности.

4

(б) Ве-феномен имеет место в течение фазы общего сжатия звезды, когда водород в ядре полностью выгорел (Шилд и Романишин, 1976). В этом случае Ве-звезды являются объектами, покидающими главную последовательность. Однако, упомянутая фаза занимает лишь несколько процентов от времени эволюции звезды на главной последовательности, а число наблюдаемых Ве-звезд составляет 10 % популяции всех звезд спектрального класса В.

(в) Ве-звезды являются членами двойных систем, в которых уже произошел первый обмен масс. В этом случае система, состоящая из В звезды с гелиевым компаньоном, формируется в конце стадии переноса масс. При этом полагается, что более массивная звезда заполняет полость Роша на стадии горения водорода в слоевом источнике, т.е. реализуется случай "В" по терминологии Киппенхана и Вайгерта (1967). Расчеты переноса вещества и углового момента показывают, что образование быстровращающейся В звезды в этом случае практически неизбежно. Ве-звезды, образовавшиеся этим путем, должны иметь в качестве компаньона проэволюционировавшую звезду, например, гелиевую звезду, белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Системами, о которых можно с уверенностью сказать, что первый обмен масс в них уже произошел, являются двойные рентгеновские системы с Ве-звездой. Сейчас известно около 50 таких систем, их полный список с известными параметрами приведен в главе 1. В этих системах нейтронная звезда аккрецирует вещество из плотного околозвездного диска главной звезды. Характерное рентгеновское излучение имеет диапазон светимостей от 1034 до 1038 эрг/с. Ве-звезды в этих системах всегда имеют ранний спектральный тип (В2 и ранее). Здесь и далее под Ве-звездами мы будем понимать только те объекты, которые образовались в результате первого обмена масс.

Следует заметить, что различные проявления Ве-звезд особенно интересны для изучения, когда они входят в состав взаимодействующей двойной системы. И хотя процесс формирования диска и эволюционный статус Ве-звезд еще не выяснены до конца, принято полагать, что системы, состоящие из Ве-звезды и компактного компонента формируются после первого обмена масс. Одними из наиболее интересных объектов в астрономии являются Ве-звезды в паре с нейтронными звездами на различных эволюционных стадиях релятивистского объекта. В последние несколько лет возрос интерес к проявлениям и эволюции компактных объектов в двойных системах с массивными оптическими звездами в связи с наблюдениями на рентгеновских и ультрафиолетовых спутниках нового поколения. Таким образом рассмотрение эволюционного статуса Ве-звезд в парах с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды и детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Ве-звездой и нейтронной звездой с учетом различных неклассических эффектов являются весьма актуальной тематикой современной звездной астрофизики.

Наблюдаемый дефицит двойных Ве-звезд в системах с белыми карликами, черными дырами и нейтронными звездами на стадии эжекции и пропеллера также является одной из самых важных тем современной теории эволюции двойных систем. Широкое распространение получил метод популяционного синтеза одиночных и двойных звезд в различных модификациях и приложениях. Для интерпретации наблюдений в рентгеновском диапазоне и жестком ультрафиолете (и для многих других приложений) особый интерес представляет именно изучение эволюции двойных систем, а конкретно, статус и наблюдательные проявления компактного компаньона в таких системах с учетом возможного влияния Ве-звезды.

Целью настоящей работы, начатой в 1996 году, было изучение различных явлений в двойных системах, содержащих Ве-звезду и компактный объект, а также выяснение эволюционного статуса таких систем. Вся первая часть работы посвящена наблюдаемым двойным рентгеновским системам с Ве-звездой. Исследованы неклассические эффекты, связанные с аккрецией плазмы на замагниченную нейтронную звезду в существенно нестационарных условиях анизотропной потери массы главным компонентом. Требовалось ответить на вопрос, почему амплитуда рентгеновской переменности в этих системах достигает больших величин, которые не согласуются с классической теорией аккреции вещества из звездного ветра. С помощью "Машины Сценариев" (Липунов и др., 1996а) выяснялся эволюционный статус этих систем и, используя метод Монте-Карло, рассчитывались их теоретические распределения по различным орбитальным параметрам, которые затем сравнивались с наблюдательными данными. Показана важность эффекта синхронизации в изучаемых системах. Кроме этого, на примере двойного рентгеновского транзиентного источника X Персея, изучена оптическая переменность этого объекта на различных временных масштабах. Исследования этой системы проведены на основе наблюдений, полученных автором в Крымской лаборатории ГАИШ.

Во второй части работы ставилось задачей исследовать еще не открытые двойные системы с Ве-звездой и черной дырой. С помощью "Машины Сценариев" рассчитывались вероятное число таких систем и их некоторые наблюдательные характеристики. В качестве возможных кандидатов предложены два объекта, GRS 1915+105 в нашей Галактике и RX J0117.6-7330 в Малом Магеллановом Облаке. Обсуждаются возможные способы отождествления таких систем. Согласно современному эволюционному сценарию такие объекты существуют и могут быть открыты в ближайшем будущем.

Третья часть работы целиком посвящена изучению систем, которые содержат эжектирующую нейтронную звезду в паре с ОВ(е)-звездой или прямым ее потомком — звездой Вольфа-Райе второго поколения. Рассматривается эволюционный статус известных наблюдаемых объектов этого класса PSR В1259-63 и PSR J0045-7319. Проведен поиск нетеплового радиоизлучения у "одиночных" ОВ(е) и WR звезд, обладающих конкретными признаками, которые указывают на возможное присутствие в этих системах компактного компаньона. Наблюдения были получены автором на РАТАН-600. Получена теоретическая оценка числа таких систем методом популяционного синтеза.

Наконец, в четвертой части работы проведен популяционный расчет двойных систем, в состав которых входят Ве-звезда и белый карлик. Ставилось задачей рассчитать ожидаемые физические характеристики этих систем и их распространенность среди наблюдаемой популяции Ве-звезд. Полученные результаты объясняют трудности отождествления таких систем.

Научная новизна:

1) В диссертационной работе впервые проведен детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Be-звездой и нейтронной звездой на стадии аккреции с учетом эффекта "Розы Ветров" и эффекта центробежного скачка светимости.

2) Впервые дано объяснение наблюдаемого дефицита короткоперио-дических рентгеновских систем с Ве-звездами.

3) Впервые проведен популяционный расчет распространенности двойных систем типа Ве/ВН и Be/WD и их ожидаемых физических характеристик.

4) Впервые рассмотрен эволюционный сценарий для Ве-звезд в парах

с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замаг-ниченной нейтронной звезды.

5) На основе популяционного расчета двойных систем с Ве-звездой и белым карликом впервые сделан вывод о высокой поверхностной

у

температуре компактного компаньона в такой системе.

Практическая ценность диссертационной работы заключается в объяснении наблюдаемого дефицита короткопериодических двойных рентгеновских систем с Ве-звездами, анализе рентгеновских кривых блеска для конкретных систем, расчете эволюционных сценариев для радио и рентгеновских пульсаров в паре с Ве-звездой с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды, получении наблюдательного подтверждения существования оптических пульсаций X Персея с периодом рентгеновского пульсара, анализе физических характеристик двойных систем с Ве-звездой в паре с белым карликом или черной дырой.

Детальный расчет рентгеновских кривых блеска для конкретных систем показал, что наблюдаемые рентгеновские потоки от нормальных вспышек можно объяснить аккрецией вещества из низкоскоростного, высокоплотного экваториального звездного ветра Ве-звезды. При этом всегда необходимо учитывать возможные переходы нейтронной звезды в различные режимы аккреции. Расчеты эволюционных сценариев для рентгеновских систем с Ве-звездами показали, что нейтронные звезды в этих двойных на различных участках орбиты могут находиться в различных режимах аккреции.

Показано, что отсутствие рентгеновских систем с Ве-звездами с орбитальными периодами менее 15 дней можно объяснить явлением синхронизации в двойных системах.

Исследование оптической переменности X Персея методом быстрой фотометрии подтвердило существование периодической компоненты в континууме с периодом рентгеновского пульсара.

Популяционный расчет двойных систем с В е-звездой и черной дырой показал, что существование этих систем не противоречит современной теории эволюции двойных систем, а величины анизотропных скоростей, получаемых черными дырами при рождении, должны быть невелики (< 300 км/с), орбитальные периоды и эксцентриситеты этих систем лежат в широком диапазоне значений. При этом величины эксцентриситетов сильно зависят от средней величины анизотропной скорости.

Рассчитанный эволюционный сценарий для радио и рентгеновских пульсаров в паре с В(е)-звездой дает хорошее согласие со значениями орбитальных параметров и величинами периода вращения и магнитного поля нейтронной звезды для конкретных наблюдаемых систем этого типа.

Популяционный расчет двойных систем с В е-звездой и белым карликом, впервые проведенный с учетом остывания компактного компаньона, предсказал высокую поверхностную температуру последнего в системах этого типа. Вычисления показали, что белый карлик в паре с Ве-звездой практически всегда должен быть полностью погружен в плотную дискообразную оболочку главного компонента, поглощающую жесткие УФ и мягкие рентгеновские фотоны. Регистрация белого карлика возможна лишь в достаточно широких системах с малопротяженными Ве-дисками или в периоды отсутствия таковых.

Результаты выносимые на защиту:

1) Детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Ве-звездой и нейтронной звездой на стадии аккреции с учетом эффекта "Розы Ветров" и эффекта центробежного скачка светимости.

2) Объяснение наблюдаемого дефицита короткопериодических рент-

геновских систем с Ве-звездами учетом влияния синхронизации в двойных системах.

3) Подтверждение существования оптических пульсаций X Персея с периодом рентгеновского пульсара.

4) Популяционный расчет распространенности и ожидаемых физических характеристик двойных систем типа Ве+ВН.

5) Эволюционный сценарий для Ве-звезд в парах с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды.

Апробация:

Результаты диссертации докладывались на ряде семинаров ГАИШ МГУ и CAO РАН, на международных конференциях Космион-97 (Москва, 1997), Современные Проблемы Эволюции Звезд (Звенигород, 1998), на международных конференциях "The 29th Conference on Variable Star Research" (Брно, Чехия, 1997) и "Joint European and National Astronomical Meeting for 1998" (Прага, Чехия, 1998).

Публикации no теме диссертации:.

Результаты изложенные в диссертации были опубликованы в следующих работах:

1) Raguzova N.V., Lipunov V.M., "High-Eccentric X-ray Binary A 053866: Evolution Status, Wind Rose Effect, and Accretor-Propeller Luminosity Gap",

Astron. k Astrophys. Transactions, (1998), 17, 45-57.

2) Рагузова H.В., Липунов В.M., "Формирование Двойных Радиопульсаров с Массивными Оптическими Компонентами: Возможные Эволюционные Треки для PSR В1259-63 и PSR J0045-7319". Астрон. Журн. (1998), том 75, 6, 857-865.

3) Raguzova N.V., Lipunov V.M., "High-Eccentric X-ray Binaries: Evolution, Wind Rose Effect, Accretor-Propeller Luminosity Gap". Astron. & Astrophys. (1998), 340, 85-102.

4) N.V.Raguzova "The Pulsar Period Manifestation in the X Persei Optical Emission

In: Proceedings of the 29th Conference on Variable Star Research 7th-9th November 1997 Brno Czech Republic, pp. 163-166 Edited by Jiri Dusek, Miloslav Zejda Brno, May 1998

5) Raguzova N.V., Lipunov V.M., "On the Discovery of Be+BH Binary or Why Do Not the Be Stars Observed in Pairs with Black Holes?". In: "Cosmoparticle Physics. Proceedings of 'Cosmion-96' and 'Cosmi-on-97' ", Part II, 1998, Gravitation and Cosmology, Vol. 4, Supplement, edited by M.Yu. Khlopov, M.E. Prokhorov and A.A. Starobin-sky, Moscow.

6) Raguzova N.V., Lipunov V.M., "The Formation of Binary Radio and X-ray Pulsars with Massive Optical Components

In: "Modern Problems of Stellar Evolution", Proceedings of the International Conference in honour of Professor A.G. Massevitch's 80th birthday held in Zvenigorod, Russia, 13-15 October, 1998, edited by D.S. Wiebe, Moscow Geos, p.103-108.

1. Ве-звезда в паре с нейтронной звездой на рентгеновской стадии

Рентгеновские транзиенты с Ве-звездой представляют собой большой подкласс массивных рентгеновских двойных. Эти системы состоят из нейтронной звезды, которая движется вокруг Ве-звезды III-V класса светимости по эксцентрической орбите. Раппапорт и ван ден Хейвел (1982) обнаружили, что характеристики Ве-звезд в рентгеновских системах не отличаются от характеристик других Ве-звезд, т.е. нейтронная звезда не оказывает существенного влияния на свойства своего компаньона. В такой системе Ве-звезда находится глубоко внутри своей полости Роша, но время от времени выбрасывает массу с экватора, образуя околозвездный диск, из-за чего двойная проявляет себя как сильный транзиентный источник. Корбет (1984) показал, что в качестве зонда для исследования среды вокруг Ве-звезды можно использовать нейтронную звезду, разумеется, если они вместе образуют двойную систему. Он нашел плотности и скорости, которые хорошо согласуются с типичными параметрами, полученными из исследований оптического и инфракрасного излучений околозвездных дисков Ве-звезд (Корбет, 1984; 1986). Как указывают ван ден Хейвел и Раппапорт (1987), кажется очевидным заключение, что основным источником аккреции в рентгеновских двойных с Ве-звездой является относительно медленно расширяющийся плотный околозвездный диск вокруг главной звезды, а не ее слабый высокоскоростной ветер. От этих объектов часто регистрируются рентгеновские пульсации, отражающие период вращения нейтронной звезды, имеющии диапазон от нескольких десятков миллисекунд (А 0538-66: Р8 = 69.2 мс) до нескольких десятков минут (RX J0146.9+6121: Р8 = 23.5 мин). Пульсары в таких системах ускоряются, в основном, благодаря моменту, полученному от аккрецирующего вещества. Рентгеновские двойные с Ве-звездой часто

являются транзиентными источниками, проявляющими вспышки различного типа (Стелла и др., 1986). В основном вспышки происходят вблизи прохождения периастра нейтронной звездой и, как единичные явления, в других фазах. Однако, как будет показано в этой главе, благодаря многокомпонентной структуре звездного ветра Ве-звезды, а также из-за возможного наклона ее околозвездного диска относительно орбиты второго компонента, такие вспышки можно наблюдать в любой точке орбиты, в зависимости от геометрии двойной системы. Наблюдаются также гигантские вспышки, вызванные внезапным усилением потери массы главной звездой. Их длительность может достигать нескольких орбитальных периодов двойной системы. В результате возможно образование транзиентного аккреционного диска вокруг нейтронной звезды. Рентгеновские двойные с Ве-звездой, известные на настоящий момент, представлены в таблице 1.

В этой главе мы детально рассмотрим различные эффекты, наблюдаемые в двойных рентгеновских системах с Ве-звездой, смоделируем отдельные рентгеновские вспышки с учетом смены режимов аккреции на нейтронную звезду. Мы также рассчитаем эволюционные треки для отдельных систем и численные распределения рентгеновских пульсаров с Ве-звездой по орбитальным периодам и эксцентриситетам для различных параметров сценария и сравним Их со свойствами наблюдаемых систем. Мы покажем, что синхронизация является важным процессом для эволюции таких систем, и рассчитаем критический орбитальный период для их существования. Расчеты эволюционных треков и все статистические вычисления были сделаны с помощью "Машины Сценариев" (Липунов и др., 1996а), разработанной в отделе релятивистской астрофизики ГАИШ. Демонстрационная версия "Машины Сценариев" доступна на нашем WWW сервере http: / / xray.sai .msu.ru/sei work / scenario .html

Таблица 1. Рентгеновские двойные системы с Ве-звездой

Объект Другое название Координаты Расстояние до объекта, кпк Тип спектра оптич. звезды

a(2000.0) 5(2000.0)

1 RX J0032.9-7348 00 32 55.1 -73 48 11 SMC Be?

2 RX J0049.1-7250 00 49 05.9 -72 50 55 SMC Be?

3 RX J0050.7-7316 00 50 44.8 -73 16 05.8 SMC Be

4 RX J0051.3-7216 00 51 22.3 -72 16 37 SMC B2e

5 RX J0051.9-7311 00 51 52.1 -73 10 34.4 SMC Be

6 2Е 0050.1-7247 00 51 53.3 -72 31 25.3 SMC Be

7 2S 0050-727 00 52 10.5 -72 26 27.6 SMC 09 III-Ve

8 RX J0052.1-7319 00 52 15.5 -73 19 14 SMC Be?

9 RX J0052.9-7158 00 52 55.2 -71 58 06.7 SMC Be

10 SMC Х-2 00 54 34.8 -73 40 43.0 SMC 09 III-Ve

И RX J0054.9-7226 00 54 57.3 -72 26 39 SMC Be

12 RX J0058.2-7231 00 58 12.7 -72 30 45 SMC Be

13 RX J0059.2-7138 00 59 12.9 -71 38 50 SMC B1 Ule

14 RX J0101.0-7321 01 01 03.2 -72 06 57 SMC Be

15 1SAX J0103.2-7209 01 03 12.6 -72 09 14.9 SMC 09-B1 V-III

16 SNR 0104-72.3 01 06 18.0 -72 06 30.0 SMC B2-B5 V-IIIe

17 XTE J01U.2-7317 01 11 14.5 -73 16 50 SMC Be?

18 RX J0117.6-7330 01 17 40.1 -73 30 48 SMC ВО.5 Ule

19 4U 0115+634 V635 Cas 01 18 31.9 +63 44 23.9 4(1) 09.7 lie

20 RX J0146.9+6121 LS I [phone] 23.9 +61 35 51.3 2.2 O9-B0e

21 LS 1+61 303 V615 Cas 02 40 31.6 +61 13 45.4 ~ 2 B0 Ve

22 X 0331+53 BQ Cam 03 34 59.9 +53 10 23.0 7 B0-2 III-Ve

23 4U 0352+309 X Per 03 55 22.9 +31 02 44.2 1.3(4) 09.5 III-V-B2 lile

24 RX 0440.9+4431 BSD 24-491 04 40 57.5 +44 31 22 3.2 B0 V-IIIe

25 RX J0501.6-7Q34 CAL 9 05 01 23.7 -70 33 33.8 LMC BOe

26 RX J0502.9-.6626 CAL E 05 02 51.7 -66 26 26.5 LMC B0 Ule

27 RX J0516.0-6916 05 16 00.1 -69 16 08.5 LMC Be

28 RX J0520.5-6932 05 20 29.8 -69 31 54.8 LMC 08e

29 RX J0529.8-6556 05 29 48.4 -65 56 51 LMC B2 III-Ve

30 БХО 0531-66 05 31 12.0 -66 07 08 LMC Be

31 A 0535+26 V725 Tau 05 38 54.5 +26 18 57.2 2.0 O9.7-B0 Ule

32 A 0538-66 05 35 40.9 -66 51 54.3 LMC B2 III-IVe

33 H 0544-655 05 44 15.5 -66 30 50 LMC B0-le

34 A 0726-26 LS 437 07 28 53.4 -26 06 27.8 6.1(3) 08-9 Ve

35 RX J0812.4-3114 LS 992 08 12 28.4 -31 14 51 9.2 B0.5 V-IIIe

36 GS 0834-430 08 35 55.1 -43 11 22 Be?

37 GRO 1008-57 10 09 46 -58 17 32 ~ 5 B0 Ve

38 RX J1037.5-5647 LS 1698 10 37 35.4 -56 48 10.4 5.0 B0 V-IIIe

39 A 1118-6 WRA 793 11 20 57.2 -61 54 59.8 6 09.5 III-Ve

40 4U 1145-619 V801 Cen 11 48 00.0 -62 12 24 3.1(5) B1 Ve

41 GX 304-1 V850 Cen 13 01 17.2 -61 36 06 B2 Vne

42 1SAX J1324.4-6200 13 24 26.3 -62 00 53 > 3.4 Be?

43 2S 1417-624 14 21 12.7 -62 41 54 Be

44 2S 1553-542 15 57 48 -54 24 54 Be?

45 ХТБ J1739-302 17 39 00 -30 16 12 8.5 Be?

46 RX J 1826.2-1450 LS 5039 18 26 14.9 -14 50 29 3.1 07 V((f))

47 GRO 1849-03 18 49 -03 22 10: Be?

48 ХТБ J1946+274 19 45 38 +27 21 30 B2e?

49 1WGA J1958.2+3232 19 58 13.8 +32 32 58.7 0.8 B0 Ve

50 БХО 2030+75 20 32 15.2 +37 38 15 ~ 5 ВО Ve

51 GRO J2058+42 20 59 00 +41 43 00 Be?

52 Сер X-4 21 39 30.6 +56 59 12.9 3.8(6) B1 V-B2 Ve

53 4U 2206+54 22 07 56.9 +54 31 06 2.4(9) В0-2 III-Ve

Таблица 1. Рентгеновские двойные системы с Ве-звездой (продолжение)

Объект Орбитальный Период e log L™*, Диапазон,

период, дни вращения, сек или поток F™ax кэВ

1 RX J0032.9-7348 36.4 0.15-2.4

2 RX J0049.1-7250 74.8(4) 37.4 0.15-2.4

3 RX J0050.7-7316 323.2(4) 36.2 0.7-10

4 RX J0051.3-7216 ~ 120к 91.12(5) 4 мКраб 2-10

5 RX J0051.9-7311 36.0 0.1-2.0

6 2E 0050.1-7247 ~ 30" 8.9 36.1 0.1-2.0

7 2S 0050-727 37.3 2-10

8 RX J0052.1-7319 15.3 37.0 0.1-2

9 RX J0052.9-7158 37.3 0.15-2.4

10 SMC X-2 37.9 2-10

11 RX J0054.9-7226 59.072(1) 38.4 2-10

12 RX J0058.2-7231 37.2 0.2-2

13 RX J0059.2-7138 2.7632 37.5 0.2-2

14 RX J0101.0-7321 36.1 0.15-2.4

15 1SAX J0103.2-7209 345.2(1) 37.1 2-10

16 SNR 0104-72.3 34.6 0.1-2.4

17 XTE J0111.2-7317 31 38.3 0.7-10

18 RX J0117.6-7330 37.9 20-70

19 4U 0115+634 24.31535(5) 3.614690(2) 0.3402(4) 37.3 3-13

20 RX J0146.9+6121 1407.3 36.0 1-20

21 LS 1+61 303 26.496(8) 33.0 0.2-5

22 X 0331+53 34.25(10) 4.3753(2) 0.31(3) 38.3 1-15

23 4U 0352+309 580? 837 35.2 2-20

24 RX 0440.9+4431 202.5(5) 34.5 3-30

25 RX J0501.6-7034 35.6 0.15-4.5

26 RX J0502.9-6626 ~ 30K 4.0635 37.6 2-10

27 RX J0516.0-6916 35.8 0.1-2.4

28 RX J0520.5-6932 35.5 0.1-2.4

29 RX J0529.8-6556 ~ 60K 69.5 36.0 0.1-2.4

30 EXO 0531-66 600 - 700B 13.67 37.0 2-10

31 A 0535+26 110.3(3) 105 0.47(2) 8 Краб 20-50

32 A 0538-66 16.65 0.069 0.82(4) 38.9 2-17

33 H 0544-655 37.1 1.5-13.5

34 A 0726-26 34.5K 103.2 35.8 2-20

35 RX J0812.4-3114 31.8851(4) 36.0 3-30

36 GS 0834-430 105.8(4) 12.3 0.10-0.17 400 мКраб 8-20

37 GRO 1008-57 248® 93.5 40 мКраб 20-50

38 RX J1037.5-5647 860(2) 35.7 3-30

39 A 1118-6 406.5 37.6 8-20

40 4U 1145-619 188B 292.274(1) 36.4 20-50

41 GX 304-1 132.5(4) 272 36 2-11

42 1SAX J1324.4-6200 > 100* 170.84(4) > 34.0 1-10

43 2S 1417-624 42.12(3) 17.6 0.446(2) 17(3) мКраб 20-50

44 2S 1553-542 30.6+2.2 9.27 < 0.09 30 мКраб 2-11

45 XTE J1739-302 37.6 2-100

46 RX J1826.2-1450 33.9 0.1-2.4

47 GRO 1849-03 242B 94.8 0.88(1) 22(2) мКраб 2-12

48 XTE J1946+274 15.83(2) 110 мКраб 2-60

49 lWGA J 1958.2+3232 734(1) 33.0 2-10

50 EXO 2030+75 46.0 41.7 0.37(2) 38.0 1-20

51 GRO J 2058+42 110" 198 0.35: 300 мКраб 20-50

52 Сер X-4 > 23 66.3 37.1 0.1-100

53 4U 2206+54 150 - 250K 392? 35.4 2-10

Примечание: к — орбитальный период определен по диаграмме Корбета (1986), в — по периодичности рентгеновских вспышек

1.1. Эффект "Розы Ветров"

Важный эффект, требующий учета при моделировании рентгеновской кривой для двойных рентгеновских систем с Ве-звездой, названный нами эффектом "Розы Ветров", возникает благодаря сложному пространственному распределению компонент скорости звездного ветра Ве-звезды, а также из-за движения нейтронной звезды по орбите. Его основным следствием является фазовый сдвиг максимума рентгеновской кривой относительно времени прохождения периастра.

Звездный ветер в полярных и экваториальных областях Ве-звезды имеет различную структуру. Пусть орбита нейтронной звезды целиком лежит в экваториальной плоскости Ве-звезды. Зависимость радиальной составляющей скорости звездного ветра в диске от расстояния получена Уотерсом и др. (1988) на основе наблюдений спутника IRAS. Допуская степенное распределение плотности в Ве-диске:

р = Po(r/R)-n (1)

и используя уравнение непрерывности в диске, мы получим зависимость радиальной составляющей от расстояния:

vr = «о (r/R)n-2 (2)

где R — радиус звезды, п — параметр (Уотерс и др., 1988). Мы принимаем, что угол раскрытия диска в = 10° и допускаем, что радиус Be-диска много больше размеров орбиты двойной системы.

Из уравнения непрерывности темп потери массы может быть описан

KBiKl

Mw = 47гг2 sin 6vrp (3)

где vr — радиальная составляющая скорости звездного ветра. Допуская, что Mw — константа и используя уравнение 2, получаем р.

Величина vq точно не определена и лежит в диапазоне от 2 до 20 км/с (Ламерс и Уотерс, 1987). Мы будем использовать vq = Ю км/с.

Рис. 1. Различные составляющие суммарного вектора скорости вещества, движущегося относительно нейтронной звезды

Результирующий вектор скорости звездного ветра Ве-звезды равен сумме радиальной vr и тангенциальной компонент. Мы допускаем кеплеровское вращение частиц в диске:

v9 —

GM (4)

Г

Тогда суммарную скорость вещества, движущегося относительно нейтронной звезды можно записать как

Viel = V2r+vi + V2orb + 2vorb X

x {vr cos öl — Vcp sin ck) (5)

где vorb — скорость движения нейтронной звезды по орбите.

Различные компоненты суммарного вектора скорости вещества показаны на рисунке 1. Темп аккреции можно оценить по формуле Бон-ди-Хойла-Литтлтона в виде

• (2 GMnsf

Ма = 7Г--з--р (6)

Vrel

Бели плоскость Be-диска имеет наклон по отношению к орбитальной плоскости нейтронной звезды, так что второй компонент погружен в плотную экваториальную оболочку лишь на определенных участках

\

N

\

\

Г

У Ж

Рис. 2. Общий вид рентгеновской двойной системы с В е-звездой, когда ее диск имеет наклон к плоскости орбиты нейтронной звезды

своей орбиты, то скорость вещества относительно нейтронной звезды на этих участках можно записать как-.

Ъге[ = К + + г)огЬ + ^огЬ X

х ('У,, сов а, — 'Юр йш а сой го)

(7)

где го наклон диска Ве-звезды. Во всех других точках орбиты ветер имеет сферически-симметричную структуру как для случая обычной звезды без экваториального диска. Общий вид такой конфигурации показан на рисунке 2.

Если допустить, что вся гравитационная энергия при аккреции переходит в рентгеновское излучение, то светимость системы:

г ^ ам^ 4 о3 мл

Ьх = Ма—— ■ = 7Г 3 Р

ГпвЩе1

(8)

На рисунке 3 построен логарифм отношения {Ь.Г/Ь™ах) как функция орбитальной фазы для различных величин эксцентриситета. При этом рассматривались случаи, когда радиальная составляющая скорости звездного ветра Ве-звезды мало изменяется (п — 2.1). и когда она

§ая

0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 Orbital phase

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Рагузова, Наталья Владимировна

Заключение

В заключении хочу еще раз перечислить результаты, представленные в диссертации.

Во введении дается краткое описание проблем, ставятся цели и обосновывается актуальность данной работы.

В первой главе детально анализируются рентгеновские кривые блеска с учетом всех неклассических эффектов, связанных с аккрецией плазмы на замагниченную нейтронную звезду в условиях нестационарной анизотропной потери массы Ве-звездой. Показано, что с учетом влияния эффекта центробежного скачка светимости можно смоделировать кривые блеска этих систем в течение периода нормальных вспышек. С помощью эффекта синхронизации объясняется отсутствие короткопериодических рентгеновских двойных систем с Ве-звездой. Из наблюдений X Персея методом быстрой фотометрии найдено подтверждение существования пульсарного периода в оптическом континууме.

Во второй главе проведен популяционный расчет ожидаемых орбитальных параметров двойных Ве-звезд с черными дырами. Проведенные вычисления показали, что величины анизотропных скоростей, получаемых черными дырами при рождении должны быть невелики (< 300 км/с), а орбитальные периоды и эксцентриситеты этих систем лежат в широком диапазоне значений. Последние, как показали расчеты, сильно зависят от средней величины анизотропной скорости. Открытие черной дыры в паре с массивной Ве-звездой было бы еще одним подтверждением справедливости современной теории эволюции двойных звезд. тл !> и си

В третьей главе предлагается возможный эволюционный сценарии для формирования радиопульсаров в паре с Ве-звездой с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды. Величины, полученные в результате эволюционных расчетов, хорошо согласуются с наблюдаемыми параметрами уже открытых систем этого типа. Кроме этого проведен поиск нетеплового радиоизлучения на радиотелескопе РАТАН-600 от возможных кандидатов в двойные системы с нейтронной звездой в неклассической стадии и массивным оптическим компонентом. Проведенное в этой же главе численное моделирование эволюции нейтронных звезд показало, что их доля на стадии эжекции в двойной системе может составлять несколько десятков процентов от полного числа всех массивных ОВ(е) и звезд в паре с релятивистским объектом, и только несколько процентов от полного числа всех ОБ и звезд. Расчет также показал многочисленность двойных ОВ(е) звезд в паре белыми карликами.

Т-» о V» о

В четвертой главе проведенный популяционныи расчет двойных систем с Ве-звездой и белым карликом с учетом остывания компактного компаньона показал высокую поверхностную температуру последнего в рассматриваемых системах. Вычисления показали, что белые карлики в таких системах целиком погружены в плотную экваториальную оболочку Ве-звезды. Отсюда следует, что их открытие в жестком ультрафиолетовом диапазоне благодаря их высокой температуре поверхности или аккреции вещества главного компонента затруднено из-за поглощения жестких УФ и мягких рентгеновских фотонов дискообразной оболочкой Ве-звезды и возможно лишь в случае систем с малопротяженными Ве-дисками или в периоды отсутствия таковых. Это может служить первым возможным объяснением наблюдаемого отсутствия систем типа Ве/^Б.

В результате описанных в диссертации исследований на защиту выносятся следующие положения:

1) Детальный расчет рентгеновских кривых блеска двойных систем с Ве-звездой и нейтронной звездой на стадии аккреции с учетом эффекта "Розы Ветров" и эффекта центробежного скачка светимости. Показано, что с учетом влияния всех этих эффектов можно смоделировать кривые блеска этих систем в течение периода нормальных вспышек.

2) Влиянием синхронизации в двойных системах объяснен наблюдаемый дефицит короткопериодических рентгеновских систем с Ве-звездами.

3) Подтверждено существование оптических пульсаций X Персея в континууме с периодом рентгеновского пульсара.

4) Проведен популяционный расчет распространенности еще не открытых двойных систем типа Ве+ВН и их ожидаемых физических характеристик.

5) Рассчитан эволюционный сценарий для Ве-звезд в парах с радио и рентгеновскими пульсарами с учетом эволюции замагниченной нейтронной звезды.

В заключение хочу выразить особую благодарность своему научному руководителю В.М. Липунову за постановку задач, чуткое руководство и внимание к моей работе. Также хочу поблагодарить С.Н. На-зина, К.А. Постнова, М.Е. Прохорова, Н.И. Шакуру и других коллег из отдела Релятивистской Астрофизики ГАИШ за интересные идеи, совместную работу и многочисленные полезные советы, а также B.C. Сидоренкова за помощь в организации и проведении совместных наблюдений на РАТАН-600. Также благодарю Российский Фонд Фунда ментальных Исследований, Европейское Астрономическое Общество, ЙНТАС и Международный Астрономический Союз за финансовую поддержку исследований, вошедших в данную диссертацию.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Рагузова, Наталья Владимировна, 1999 год

Литература

[1] Абт, 1983 - Abt Н., 1983, Ann. Rev. Astr. Astrophys. 21, 343

[2] Айе и Кодайра, 1985 - lye М., Kodaira К., 1985, PASP 97, 1186

[3] Аппарао, 1991 - Apparao K.M.V., 1991, Astron. & Astroph. 248, 139

[4] Аппарао и Тарафдар, 1994 - Apparao K.M.V., Tarafdar S.P., 1994, Astroph. J. 420, 803

[5] Баарс и др., 1977 - Baars et al., 1977, Astron. & Astroph. 61, 99

[6] Байлес, 1989 - Bailes M., 1989, Astroph. J. 342, 917

[7] Барроуз и Фрикселл, 1992 - Burrows A., Fryxell B.A., 1992, Science 258, 430

[8] Бекер и Уайт, 1985 - Becker R.H., White R.L., 1985, Astroph. J. 297, 649

[9] Белл и др., 1995 - Bell J.F., et al., 1995, Astroph. J. 447, L117

[10] Берлин и Нижельский, 1991 - Берлин А.Б., Нижельский Н.А., 1991, Сообщения С АО 68, 116

[11] Билдстейн и др., 1997 - Bildsten, L., et al., 1997, Astroph. J. Suppl. 113, 2

[12] Бисноватый-Коган, 1989 - Бисноватый-Коган Г.С., 1989, "Физические вопросы теории звездной эволюцииМосква, Наука

[13] Брадт и др., 1977 - Bradt H.V., et al., 1977, Nature 269, 21

[14] Браес и Мили, 1972 - Braes L.E., Miley G.K., 1972, Nature 235, 273

[15] Брукато и Кристиан, 1972 - Brucato R.J., Kristian J., 1972, Astroph. J. 173, L105

[16] Бурлей и Барстоу, 1998 - Burleigh M.R., Barstow М.А., 1998, MN-RAS 295, 15

[17] Бурлей и Барстоу, 1999 - Burleigh M.R., Barstow М.А., 1999, Astron. & Astroph. 341, 795

[18] ван ден Берг, 1972 - van den Bergh, 1972, Nature 235, 273

[19] ван ден Хейвел, 1976 - van den Heuvel E.P.J., 1976, in "Structure and Evolution of Close Binary Systems", eds. Eggleton P.P. et al., Dordrecht, Reidel, 35

[20] ван ден Хейвел и Раппапорт, 1987 - van den Heuvel E.P.J., Rap-paport S.A., 1987, in "Physics of Be stars", IAU Colloquium 92, eds. Slettebak A. and Snow T.P., Cambridge, 291

[21] ван дер Хухт и др., 1981 - van der Hucht К.A., et al., 1981, Space Sci.Rev., 28, 227

[22] ван Керквийк и др., 1989 - van Kerkwijk M.H., van Oijen J.G.J., van den Heuvel E.P.J., 1989, Astron. & Astroph. 209, 173

[23] ван Парадийс и Мак-Клинток, 1995 - van Paradijs J., McClintock J.E., 1995, in "X-ray binarieseds. Lewin W.H.G., van den Heuvel E.P.J., Cambridge

[24] Верходанов, 1995 - Верходанов O.B., 1995, Препринт С AO РАН 106, 1

[25] Верходанов и др., 1997 - Верходанов О.В., и др., 1997, in "Astronomical Data Analysis Software and Systems VI", eds. Hunt G. and Payne H.E., ASP Conference Series, 125, 322

[26] Вусли, 1987 - Woosley S.E., 1987, in "The Origin and Evolution of Neutron Stars", eds. Helfand D.J., Huang J.-H., Dordrecht, Reidel, p.255

[27] Вуслй и Уивер, 1995 - Woosley S.E., Weaver Т.А., 1995, Astroph. J. Suppl. 101, 181

[28] Гарманец, 1987 - Harmanec P., 1987, in *Physics of Be stars", IAU Colloquium 92, eds. Slettebak A. and Snow T.P., Cambridge, 339

[29] Гаррисон и Тадемару, 1975 - Harrison E.R., Tademaru E., 1975, Astroph. J. 201, 447

[30] Гиес и Болтон, 1986 - Gies D.R., Bolton C.T., 1986, Astroph. J. Suppl 61, 419

[31] Гнусарева и Липунов, 1985 - Гнусарева B.C., Липунов В.М., 1985, Астрон. Журн. 62, 1107

[32] Готтлиб и др., 1975 - Gottlieb E.W., Wright E.L., Liller W., 1975, Astroph. J. 202, L13.

[33] Гриффит и Райт, 1993 - Griffith M.R., Wright A.E., 1993, Astron. J. 105, 1666

[34] Гриффит и др., 1994 - Griffith M.R., et al., 1994, Astroph. J. Suppl 90, 179

[35] Гусейнов и Зельдович, 1966 - Гусейнов О.Х., Зельдович Я.Б., 1966, Астрон. Журн. 43, 313

[36] де Дондер и др., 1997 - de Donder Е., Vanbeveren D., Van Bever J., 1997, Astron. & Astroph. 318, 812

[37] де Ягер, 1980 - de Jager C., 1980, *The Brightest Stars", Reidel, Dordrecht

[38] Делдаго и Томас, 1981 - Deldago A.J., Thomas H.-C., 1981, Astron. & Astroph. 96, 142

[39] Джаккони и др., 1974 - Giacconi R., et al., 1974, Astroph. J. Suppl. 27, 37

[40] Джонс и др., 1978 - Johns, M., et al., 1978, IAU Circ. 3171

[41] Джонстон и др., 1979 - Johnston P.A., et al., 1979, Astroph. J. 230, Lll

[42] Джонстон и др., 1992 - Johnston S., et al., 1992, Astroph. J. 387, L37

[43] Догерти и др., 1996 - Dougherty S.M., et al., 1996, MNRAS 280, 963

[44] Дозан, 1982 - Doazan V. 1982, in "B stars with and without Emission lines", eds. Underhill A., Doazan V., NASA SP-456, 279

[45] Доуер и др., 1978 - Dower R.G., et al., 1978, Nature 273, 364

[46] Дрейк и др., 1987 - Drake S.A., et al., 1987, Astroph. J. 322, 902

[47] Дуглас и др., 1996 - Douglas J.N., et al., 1996, Astron. J. 111, 1945

[48] Дункан и Томпсон, 1992 - Duncan R.C., Thompson С., 1992, Astroph. J. 392, L9

[49] Дэви и Кордес, 1987 - Dewey R.J., Cordes J.M., 1987, Astroph. J. 321, 780

[50] Зан, 1966 - Zahn J.P., 1966, Ann. Ap. 29, 489

[51] Зан, 1977 - Zahn J.P., 1977, Astron. & Astroph. 57, 383

[52] Ибен и Тутуков, 1985 - Iben I.Jr., Tutukov A.V., 1985, Astroph. J. Suppl 58, 661

[53] Ибен и Тутуков, 1987 - Iben I.Jr., Tutukov A.V., 1987, Astroph. J. 313, 727

[54] Илларионов и Сюняев, 1975 - Illarionov A.F., Sunyaev R.A., 1975, Astron. & Astroph. 39, 185

[55] Ин 'т Занд и др., 1998 - In't Zand J.J.M., Strohmayer Т.Е., Baykal A., 1998, Astroph. J. 496, 386

[56] Кампана и др., 1995 - Campana S., et al., 1995, Astron. & Astroph. 297, 385

[57] Кампана, 1997 - Campana S., 1997, Astron. & Astroph. 320, 840

[58] Кампизи и др., 1976 - Campisi L., Trevers A., Bernacca P., 1976, MNRAS 176, 225

[59] Канизарес и др., 1977 - Cañizares C.R., et al., 1977, Preprint CSR-P-71-07

[60] Капер и др., 1995 - Kaper L., et al., 1995, Astron. & Astroph. 300, 446

[61] Каплан, 1950 - Каплан С.A., 1950, Астрой. Журн. 27, 31

[62] Каспи и др., 1994 - Kaspi V.M., et al., 1994, Astroph. J. 423, L43

[63] Каспи и др., 1996 - Kaspi V.M., et al., 1996, Nature 381, 584

[64] Кинг и Коминский, 1994 - King A., Cominsky L., 1994, Astroph. J. 435, 411

[65] Киппенхан и Вайгерт, 1967 - Kippenhahn R., Weigert A., 1967, Z. f. Aph. 65, 251

[66] Кларет и др., - Claret A., Gimenez A., Cunha N.C.S., 1995, Astron. & Astroph. 299, 724

[67] Кларк и др., 1997 - Clark G.W., Remillard R.A., Woo J.W., 1997, Astroph. J. 474, LIU

[68] Кодайра и др., 1985 - Kodaira К., et al., 1985, PASJ 37, 97

[69] Кое и др., 1988 - Сое M.J., et al., 1988, MNRAS 232, 865

[70] Коминский и др., 1978 - Cominsky, L., et al., 1978, Nature 273, 367

[71] Кондон и др., 1998 - Condon J.J., et al., 1998, Astron. J. 115, 1693

[72] Контини и др., 1995 - Contini T., Davoust E., Considéré S., 1995, Astron. & Astroph. 303, 440

[73] Корбет, 1984 - Corbet R.H.D., 1984, Astron. & Astroph. 141, 91

[74] Корбет и др., 1985 - Corbet R.H.D., et al., 1985, MNRAS 212, 565

[75] Корбет, 1986 - Corbet R.H.D., 1986, in "The Evolution of Galactic X-Ray Binaries'', eds. Triimper J., Lewin W.H.G. and Brinkman W., Dordrecht, Reidel, p.63

[76] Корбет и др., 1986 - Corbet R.H.D., Charles P.A., van der Klis M., 1986, Astron. & Astroph. 162, 117

[77] Корбет, 1995 - Corbet R.H.D., 1995, BAAS 186, 4807

[78] Корбет, 1996 - Corbet, R.H.D., 1996, Astroph. J. 457, L31

[79] Корнилов и Липунов, 1983 - Корнилов В.Г., Липунов В.М., 19836 Астрон. Жури. 60, 284

[80] Корнилов и Липунов, 1984 - Корнилов В.Г., Липунов В.М., 1984, Астрон, Журн. 61, 686

[81] Кох и др., 1997 - Koh D.T., et al., 1997, Astroph. J. 479, 933

[82] Крейкен, 1935 - Kreiken Е.А., 1935, Zs. Ар. 10, 199

[83] Криж и Гарманец - Kriz S., Harmanec P., 1975, Bull. Astron. Inst. Czech. 26, 65

[84] Куи, 1997 - Cui W., 1997, Astroph. J. 482, L163

[85] Кук и Пейдж, 1987 - Cook M.C., Page C.G., 1987, MNRAS 225, 381

[86] Кухр и др., 1981 - Kühr Н., et al., 1981, Astron. & Astroph. Suppl. 45, 367

[87] Лай, 1998 - Lai D., 1998, in Proc. of the 18th Texas Symp. on Rela-tivistic Astrophysics, eds. Olino A.V., Frieman J.A. and Schramm D.N., New Jersey, World Scientific Press, p.234

[88] Лайн и Лоример, 1994 - Lyne A.G., Lorimer D.R., 1994, Nature 369, 127

[89] Ламерс и Уотерс, 1987 - Lamers H.J.G., Waters L.B.F., 1987, Astron. & Astroph. 182, 80

[90] Ларионов, 1987 - Ларионов М.Г., 1987, Сообщения С АО 52, 68

[91] Латышева и Лютый, 1987 - Латышева И.Д., Лютый В.М., 1987, Астрон. Журн. 13, 312

[92] Лейтерер и др., 1997, - Leitherer С., Chapman J.M., Koribalski В., 1997, Astroph. J. 481, 898

[93] Лиллер, 1975 - Liller W., 1975, I AU Circ. 2888

[94] Липунов и Шакура, 1976 - Липунов В.М., Шакура Н.И., 1976, Письма в Астрон. Журн. 2, 343

[95] Липунов, 1982, - Липунов В.М., 1982, Письма в Астрон. Журн. 8, 358

[96] Липунов и Прохоров, 1987 - Липунов В.М., Прохоров М.Е., 1987, Астрон. Журн. 64, 1189

97] Липунов и др., 1994 - Липунов В.М., и др., 1994, Astron. & Astroph. 282,61

'98] Липунов и Назин, 1994 - Липунов В.М., Назин С.Н., 1994, Astron. & Astroph. 289, 822

99] Липунов и др., 1996а - Lipunov V.M., Postnov К.А., Prokhorov М.Е., 1996, Astrophys. and Space Phys. Rev. 17, 1

100] Липунов и др., 19966 - Lipunov V.M., Postnov K.A., Prokhorov M.E., 1996, Astron. & Astroph. 310, 489

101] Мавроматакис и Хаберл, 1993 - Mavromatakis Р., Haberl F., 1993, Astron. & Astroph. 274, 304

102] Мазех и др., 1982 - Mazeh Т., Treffers R.R., Vogt S.S., 1982, Astroph. J. 256, L13

103] Макишима и др., 1984 - Makishima К., et al., 1984, PAS J 36, 679

104] Макишима и др., 1990 - Makishima К., et al., 1990, PASJ 42, 295

105] Манчестер и Джонстон, 1995 - Manchester R.N., Johnston S., 1995, Astroph. J. 441, 65

106] Марти и др., 1998 - Marti J., Paredes J.M., Ribo M., 1998, Astron. & Astroph. 338, 71

107] Маршалл и Рикеттс, 1980 - Marshall N., Ricketts M.J., 1980, MN-RAS 193, 7

108] Масевич и др., 1976 - Massevitch A.G., Tutukov A.V., Yungelson L.R., 1976, Ap&SS 40, 115

[109] Мелатос и др., 1995 - Melatos A., Johnston S., Melrose D.B., 1995, MNRAS 275, 381

[110] Мендельсон и Мазех, 1991 - Mendelson Н., Mazeh Т., 1991, MNRAS 250, 373

[111] Местел, 1952 - Mestel L., 1952, MNRAS 112, 583

[112] Мирабель и Родригуес, 1994 - Mirabel I.F., Rodrigues L.F., 1994, Nature 371, 46

[113] Мирабель и Родригуес, 1996 - Mirabel I.F., Rodrigues L.F., 1996, in "Solar and Astrophysical Magnetohydrodynamic Flowsed. Tsinganos K.C., Dordrecht, Kluwer, 683

[114] Мирабель и др., 1997 - Mirabel I.F., et al., 1997, Astroph. J. 477, L45

[115] Молленброк и др., 1996 - Moellenbrock G.A., et al., 1996, Astron. J. Ill, 2174

[116] Мук и др., 1974 - Mook D.E., et al., 1974, PASP 86, 894

[117] Ниемела и др., 1998 - Niemela V.S., et al., 1998, Astron. J. 115, 2047

[118] Нортон и др., 1991 - Norton A.J., et al., 1991, MNRAS 253, 579

[119] Острайкер, 1977 - Ostriker J.E., 1977, Ann. of N.Y. Academy Sciences 302, 229

[120] Отт и др., 1994 - Ott M., et al., 1994, Astron. & Astroph. 284, 331

[121] Пакет, 1981 - Packet, W., 1981, Astron. & Astroph. 102, 17

[122] Пармар и др., 1989 - Parmar A.N., et al., 1989, Astroph. J. 338, 359

[123] Пачинский, 1971 - Paczyñski В., 1971, Ann. Rev. Astr. Astrophys. 9, 183

124] Пачинский, 1976 - Paczynski В., 1976, in Structure and Evolution of close binary systems, IAU Symp. 73, eds. Egglton P.P., Mitton S.A., Whealan J.A.J., Reidel, Dordrecht, 75

125] Пенрод и Фогт, 1985 - Penrod G.D., Vogt S.S., 1985, Astroph. J. 299,653

126] Перли, 1982 - Perley R.A., 1982, Astron. J. 87, 859

127] Поле и Маринус, 1994 - Pols O.R., Marinus M., 1994, Astron. & Astroph. 288, 475

128] Попов и др., 1998 - Попов С.Б. и др., 1998, Астрой. Жури. 75, 35

129] Портегиес Цварт, 1995 - Portegies Zwart S.F., 1995, Astron. & As-troph. 296, 691

130] Правдо и др., 1995 - Pravdo S.H., et al., 1995, Astroph. J. 454, 872

131] Прингл, 1981 - Pringle J.E., 1981, Ann. Rev. Astr. Astrophys. 19, 137

132] Прохоров и Постнов, 1997 - Прохоров М.Е., Постнов К.А., 1997, Письма в Астрой. Журн. 23, 503

133] Райт и Барлоу, 1975 - Wright А.Е., Barlow M.J., 1975, MNRAS, 170, 41

134] Райт и др., 1994 - Wright А.Е., et al., 1994, Astroph. J. Suppl. 91, 111

135] Раппапорт и Джосс, 1977 - Rappaport S., Joss P.C., 1977, Nature 266,683

136] Раппапорт и др., 1978 - Rappaport S., et al., 1978, Astroph. J. 224, LI

[137] Раппапорт и ван ден Хейвел, 1982 - Rappaport S.A., van den Heuvel E.P.J., 1982, in "Be stars", IAU Symposium 98, eds. Jaschek M. and Groth H.G., Dordrecht, Reidel, 327

[138] Рош и др., 1993 - Roche P., et al., 1993, Astron. & Astroph. Suppl. 97, 277

[139] Свинге, 1936 - Swings P., 1936, Zs. Ap. 12, 40

[140] Сиквист, 1976 - Seaquist E.R., 1976, Astroph. J. 203, L35

[141] Скиннер, 1980 - Skinner, G.K., 1980, Nature 288, 141

[142] Скиннер и др., 1980 - Skinner, G.K., et al., 1980, Astroph. J. 240, 619

[143] Скиннер и др., 1982 - Skinner et al., 1982, Nature 297, 568

[144] Слеттебак, 1982 - Slettebak A., 1982, Astroph. J. Suppl. 38, 205

[145] Сориа, 1998 - Soria R., 1998, astro-ph/9810028

[146] Стелла и др., 1986 - Stella L., White N.E., Rosner R., 1986, Astroph. J. 308, 669

[147] Стелла и др., 1985 - Stella L., et al, 1985, Astroph. J. 288, L45

[148] Стоук и др., 1985 - Stocke J., et al., 1985, PASP 97, 126

[149] Стоун, 1982 - Stone R.C., 1982, Astroph. J. 261, 208

[150] Сутантио, 1978 - Sutantyo W., 1978, Astroph. J. Suppl. 54, 479

[151] Сэйер и др., 1996 - Sayer R.W., Nice D.J., Kaspi V.M., 1996, Astroph. J. 461, 357

[152] Табара и Айно, 1980 - Tabara H., Inoue M., 1980, Astron. & Astroph. Suppl. 39, 379

153] Тассуль, 1987 - Tassoul J.L., 1987, Astroph. J. 322, 856

154] Террел и Приедгорский, 1984 - Terrel J., Priedhorsky W.C., 1984, Astroph. J. 285, L15

155] Торн и Житков, 1977 - Thorne K.S., Zytkow A.N., 1977, Astroph. J. 212, 832

156] Тримбл, 1983 - Trimble V., 1983, Nature 303, 137

157] Тутуков и Юнгельсон, 1973a - Тутуков A.B., Юнгельсон JI.P., 1973, NIAS 27, 58

158] Тутуков и Юнгельсон, 19736 - Тутуков А.В., Юнгельсон Л.Р., 1973, NIAS 27, 70

159] Тутуков и Юнгельсон, 1993 - Тутуков А.В., Юнгельсон Л.Р., 1993, Астрой. Жури. 70, 812

160] Тэйлор и Вейсберг, 1982 - Taylor J.H., Weisberg J.M., 1982, Astroph. J. 253, 1982

161] Тэйлор, 1994 - Taylor J.H., 1994, Успехи Физ. Наук 164, 757

162] Уайт и Карпентер, 1978 - White N.E., Carpenter G.F., 1978, MN-RAS 183, Ир

163] Уайт и др., 1976 - White N.E., et al., 1976, MNRAS 176, 201

164] Уайт и Маршалл, 1984 - White N.E., Marshall F.E., 1984, Astroph. J. 281, 354

165] Уайт и др., 1987 - White N.E., et al., 1987, Nature 274, 664

166] Уилл, 1994 - Will C.M., 1994, Успехи Физ. Наук 164, 765

167] Уилсон и др., 1992 - Wilson R.B., et al., 1992, IAU Circ. 5454

[168] Уильяме и др., 1990 - Williams P.M., et al., 1990, MNRAS 243, 662

[169] Уитлок и др., 1989 - Whitlock L., Roussel-Dupre D., Priedhorsky W.C., 1989, Astroph. J. 338, 381

[170] Унгер и др., 1998 - Unger S.J., et al., 1998, Astron, & Astroph. 336, 960

[171] Уотерс и др., 1988 - Waters L.B.F.M., et al., 1988, Astron. & Astroph. 198,200

[172] Уотсон и др., 1981 - Watson M.G., Warwick R.S., Ricketts M.J., 1981, MNRAS 195, 197

[173] Финлей и др., 1997 - Finley D.S., Koester D., Basri G., 1997, Astroph. J. 488, 375

[174] Фриер и др., 1996 - Fryer C.L., Benz W., Herant M., 1996, Astroph. J. 460, 801

[175] Фролих и Нево, 1974 - Frolich A., Nevo I., 1974, MNRAS 167, 221

[176] Хабетс, 1986a - Habets G.M.H.J., 1986, Astron. & Astroph. 165, 95

[177] Хабетс, 19866 - Habets G.M.H.J., 1986, Astron. & Astroph. 167, 61

[178] Хайкин и др., 1972 - Хайкин С.Е. и др., 1972, Сообщения САО 188, 3

[179] Хармон и др., 1994 - Harmon, В.А., et al., 1994, in AIP Conferene Proceedengs, eds. Fichtel C.E., Gehrels N., Norris J.P., 304, New York, AIP Press, 210

[180] Хатчингс и др., 1974 - Hutchings J.B., et al., 1974, Astroph. J. 191, 101

[181] Чарльс и др., 1983 - Charles, P.A., et al., 1983, MNRAS 202, 657

[182] Черепащук и др., 1996 - Cherepashehuk A.M. et al., 1996, in Highly Evolved Close Binary Stars, Advances in Astronomy and Astrophysics, 1, Gordon and Breach Publishers

[183] Черненков, 1996 - Черненков B.H., 1996, Препринт С AO РАН 113Т, 1

184] Черчвелл и др., 1992 - Churchwell Е., 1992, Astroph. J. 393, 329

185] Шаерер, 1996 - Schaerer D., 1996, Astroph. J. 467, L17

186] Шаллер и др., 1992 - Schaller G., et al., 1992, Astron. & Astroph. Suppl 96, 269

187] Шапиро и Тьюколски, 1985 - Шапиро С., Тьюколски С.,

1985, "Черные Дыры, Белые Карлики и Нейтронные Звезды", Москва, Мир

188] Шарма и др., 1983 - Sharma, D.P., et al, 1983, Ap&SS 95, 65

189] Шварцман, 1971 - Шварцман В.Ф., 1971, Астрон. Журн. 48, 439

190] Шварцшильд, 1961 - Шварцшильд М., 1961, "Строение и эволюция звезд", Москва, ИЛ

191] Шилд и Романишин, 1976 - Sehild R.E., Romanishin W., 1976, Astroph. J. 204, 493

192] Шкловский, 1970 - Shklovskii I.S., 1970, Astroph. J. 159, L77

193] Эбботт и др., 1984 - Abbott D.C., Bieging J.H., Churchwell E., 1984, Astroph. J. 280, 671

194] Эбботт и др., 1986 - Abbott D.C.„ et al., 1986, Astroph. J. 303, 239

195] Юнгельсон и Масевич, 1983 - Yungelson L.R., Massevitch A.G.,

1983, Astrophys. and Space Phys. Rev. 2, 29

142