Моделирование излучения компактных рентгеновских источников тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Сулейманов, Валерий Фиалович

• Сулейманов, Валерий Фиалович
• доктор физико-математических наук
• 2007

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Сулейманов, Валерий Фиалович

Введение

1 Рентгеновские спектры сверхмягких источников

1.1 Общие сведения о сверхмягких рентгеновских источниках

1.2 Метод расчета моделей атмосфер горячих белых карликов

1.3 Результаты расчетов

1.4 Методика обработки наблюдений обсерватории ROSAT.

1.5 Методика аппроксимации наблюдений теоретическими спектрами.

1.6 Обсуждение результатов аппроксимации

1.7 Сверхмягкие источники в галактике М81.

1.7.1 Критерии выделения источников.

1.7.2 Анализ рентгеновских спектров.

1.8 Заключительные замечания к Главе 1.

2 Комптоновское рассеяние в атмосферах компактных звезд

2.1 Одиночные нейтронные звезды и белые карлики.

2.2 Метод расчета моделей атмосфер звезд с учетом комптоновского рассеяния.

2.3 Модели атмосфер нейтронных звезд с учетом эффекта Комптона

2.4 Модели атмосфер водородных белых карликов с учетом эффекта Комптона.

2.5 Заключительные замечания к Главе 2.

3 Рентгеновские спектры слоев растекания на поверхности нейтронных звезд

3.1 Общие сведения о пограничных слоях.

3.2 Модель слоя растекания.

3.2.1 Основные уравнения.

3.2.2 Усреднение по толщине слоя.

3.2.3 Одномерная модель слоя растекания.

3.2.4 Структура слоя растекания по толщине.

3.2.5 Конвективная устойчивость слоя растекания.

3.3 Спектры слоев растекания

3.3.1 Расчет локальных спектров.

3.3.2 Интегральные спектры

3.4 Сравнение с наблюдениями.

3.5 Заключительные замечания к Главе 3.

4 Моделирование аккреционных дисков и спектров их излучения

4.1 Аккреционные диски.

4.2 Вертикальная структура дисков.

4.2.1 Основные уравнения

4.2.2 Усредненная по вертикали модель.

4.2.3 Точная модель по z-координате.

4.2.4 Сравнение результатов двух методов расчета вертикальной структуры аккреционных дисков.

4.3 Моделирование спектра катаклизмической переменной V603 Орла.

4.4 Рентгеновские спектры аккреционных дисков вокруг сверхмассивных черных дыр.

4.5 Заключительные замечания к главе 4.

5 Оптические линии поглощения в спектрах рентгеновских новых звезд.

5.1 Рентгеновские новые звезды

5.2 Расчеты спектров самооблучаемых дисков первым методом

5.2.1 Методика расчетов.

5.2.2 Модель аккреционного диска.

5.2.3 Результаты расчетов.

5.2.4 Обсуждение результатов.

5.3 Формирование абсорбционной линии Li I в спектрах самооблучаемых дисков.

5.4 Расчеты спектров самооблучаемых дисков вторым методом

5.4.1 Метод расчета

5.4.2 Результаты расчетов.

5.4.3 Наблюдаемые линии поглощения в спектрах рентгеновских новых.

5.5 Заключительные замечания к Главе 5.

6 Моделирование кривых блеска рентгеновских новых звезд.

6.1 Кривые блеска рентгеновских новых звезд.

6.2 Модель

6.2.1 Нестационарные аккреционные диски.

6.2.2 Рентгеновский спектр.

6.2.3 Самооблучение диска.

6.2.4 Вычисление оптического потока.

6.3 Процедура моделирования.

6.3.1 Моделируемые параметры кривых блеска.

6.3.2 Входные параметры модели.

6.3.3 Качественное исследование нестационарной дисковой аккреции

6.4 Моделирование вспышек Новой Единорога (А 0620—00) и Новой Мухи (GRS 1124-68).

6.4.1 А 0620

6.4.2 GRS 1124

6.5 Толщина аккреционных дисков.

6.6 Заключительные замечания к главе 6.

7 Эффективность переработки мягкого рентгеновского излучения в оптическое в сверхмягких рентгеновских источниках

7.1 Оптическое излучение сверхмягких рентгеновских источников

7.2 Методы моделирования облучаемых атмосфер.

7.3 Аналитическая модель атмосферы аккреционного диска, облучаемого рентгеновским излучением.

7.4 Моделирование звездных атмосфер, облучаемых рентгеновским излучением

7.4.1 Методика моделирования.

7.4.2 Результаты расчетов.

7.5 Оценка эффективности переработки рентгеновского излучения в оптическое

7.5.1 Оценка из двухцветной аналитической модели и точных численных моделей.

7.5.2 Эффективность переработки при сильном облучении

7.6 Переработка мягкого рентгеновского излучения в оптическое при многократном рассеянии между газовыми облаками

7.7 Перенос излучения в слое газовых облаков.

7.7.1 Перенос излучения через слой облаков вдоль аккреционного диска

7.7.2 Слой облаков над поверхностью аккреционного диска

7.8 Ограничения на физические параметры облаков и горячей межоблачной среды в сверхмягких источниках.

7.9 Заключительные замечания к Главе

8 Жесткое рентгеновское излучение промежуточных поляров

8.1 Промежуточные поляры.

8.2 Модель аккреционной колонки.

8.2.1 Однородная модель

8.2.2 Одномерная модель аккреционной колонки.

8.2.3 Методика и результаты численных расчетов

8.3 Определение масс промежуточных поляров по данным обсерватории RXTE.

8.3.1 Наблюдения и первичная редукция данных.

8.3.2 Результаты определения масс Б К в промежуточных полярах.

8.4 Определение масс промежуточных поляров по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ.

8.4.1 Наблюдения и первичная редукция данных.

8.4.2 Результаты определения масс белых карликов.

8.5 Заключительные замечания к Главе 8.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Моделирование излучения компактных рентгеновских источников»

Прошло уже около 40 лет как было осознано, что падение вещества на компактный релятивистский объект (нейтронную звезду или черную дыру) приводит к выделению большого количества энергии. Запущенный в 1970 г. спутник Uhuru с рентгеновским детектором на борту открыл несколько сотен рентгеновских источников, часть из которых оказалась двойными, т.е. содержали кроме источника рентгеновского излучения еще и нормальную звезду. Так было окончательно установлено, что в процессе эволюции тесных двойных систем существуют фазы, во время которых более массивная звезда уже превратилась в компактный релятивистский объект, а вторая, менее массивная звезда, начала интенсивно терять массу либо в виде ветра, либо переполнив свою полость Роша. Часть теряемой массы перетекает (аккрецирует) на компактный объект.

Из-за орбитального движения аккрецируемое вещество обладает значительным угловым моментом и формирует вокруг компактного объекта геометрически тонкий аккреционный диск, вещество в котором вращается со скоростью, близкой к кеплеровской, и по туго закрученной спирали дрейфует к центру благодаря турбулентной вязкости. Теория таких аккреционных дисков была построена в работах Шакуры (1972) и Шакуры и Сюняева (1973, 1976). Поправки к теории за счет эффектов общей теории относительности впервые были рассмотрены в работе Новикова и Торна (1973).

Примерно в это же время "открылись глаза" на давно известный класс переменных звезд - катаклизмические, или взрывные переменные звезды. Было осознано, что это те же тесные двойные системы с перетеканием вещества, только компактным объектом является белый карлик. Поэтому максимум излучения катаклизмических переменных высокой светимости с оптически толстыми аккреционными дисками приходится на ультрафиолетовый диапазон спектра.

В настоящее время качественно и количественно (в смысле общей энергетики) процессы, происходящие при аккреции вещества в тесных двойных системах достаточно хорошо поняты. Наступил следующий этап исследований этих объектов, в течение которого научному сообществу предстоит научиться детально моделировать спектры излучения тесных двойных систем и определять по наблюдаемым спектрам их фундаментальные параметры, подобно тому, как это делается для обычных звезд. Развитие техники рентгеновских наблюдений позволяет надеяться на получение в недалеком будущем рентгеновских спектров с хорошим разрешением и отношением сигнал/шум. Уже сейчас рентгеновский телескоп, установленный на орбитальной обсерватории Chandra способен получать спектры с разрешением АЕ/Е ~ 1000.

Вполне естественно, что для моделирования спектров излучения аккреционных потоков, по крайней мере, оптически толстых, необходимо использовать методы, применяемые при расчетах моделей атмосфер и спектров излучения обычных звезд (см. например Михалас 1982), модифицировав их применительно к рассматриваемым объектам.

Кратко рассмотрим процессы, приводящие к выделению энергии при аккреции вещества на компактный объект. Прежде всего, необходимо отметить, что существует два принципиально различных физических процесса, приводящих к выделению энергии в тесных двойных системах с аккрецией.

1) Излучение при выделении гравитационной потенциальной энергии выпадающего вещества. В простейшем случае радиального падения гравитационная потенциальная энергия падающего вещества переходит в кинетическую, так что вещество перед падением на поверхность компактного объекта разгоняется вплоть до второй космической скорости. После удара о поверхность практически вся его кинетическая энергия переходит в тепло (внутреннюю энергию) и излучается.

В реальных двойных системах радиальное падение вещества осуществляется лишь при наличии сильного магнитного поля у компактного объекта, которое разрушает диск на радиусе Альвена (где сравнивается магнитное давление и динамическое давление вещества в диске). После этого радиуса вещество движется по магнитным силовым линиям и практически радиально выпадает на поверхность вблизи магнитных полюсов. Вблизи поверхности после фронта ударной волны формируется аккреционная колонка, в которой нагретое вещество, охлаждаясь, оседает на поверхность компактного объекта в дозвуковом режиме. Температура в этой колонке близка к вириальной лишь в случае магнитных белых карликов (поляры и промежуточные поляры), так как плазма в этом случае остается оптически тонкой.

В случае слабого магнитного поля компактного объекта аккреционный диск простирается вплоть до его поверхности, и энергия в диске выделяется и высвечивается постепенно, на всех радиусах аккреционного диска. Максимум энерговыделения находится вблизи внутренней границы диска. Эффективность энерговыделения в диске е довольно высока, г ~ 0.1 для аккреционных дисков вокруг нейтронных звезд и черных дыр, и г ~ Ю-4 для аккреционных дисков вокруг белых карликов.

При аккреции на нейтронную звезду или белый карлик со слабым магнитным полем аккреционный диск простирается вплоть до поверхности компактного объекта, его вещество движется вблизи поверхности с кеплеровской скоростью и должно потерять избыточную кинетическую энергию, прежде чем выпасть на компактный объект. Эта кинетическая энергия переходит в тепло и излучается благодаря трению вещества диска о компактный объект. При этом выделяется практически столько же энергии (эта величина зависит также от скорости вращения компактного объекта), как и в аккреционном диске. Такой переходный слой между аккреционным диском и компактной звездой носит название пограничного слоя. Такие пограничные слои, по всей видимости, дают значительный вклад в рентгеновское излучение маломассивных рентгеновских источников высокой светимости и в мягкое рентгеновское излучение некоторых катаклизмических переменных в высоком (ярком) состоянии (например, SS Лебедя).

Следовательно, гравитационная потенциальная энергия аккрецируемого вещества может выделяться в трех различных структурах - аккреционном диске, пограничном слое и аккреционной колонке.

2) Термоядерное горение вещества на поверхности компактного объекта.

В результате аккреции на поверхности компактного объекта скапливается вещество, образуя оболочку, богатую водородом. По мере накопления вещества в оболочке возникают условия (поверхностная плотность оболочки должна быть ~ 108 — 109 г/см2) для его термоядерного горения, что может привести к термоядерному взрыву скопившегося вещества. При достаточно высоком темпе аккреции такое горение может быть квазистационарным, как в слоевом источнике проэволюционировавших звезд.

Сравним эффективность энерговыделения при аккреции и при термоядерном горении, равную е ~ 0.007 при горении водорода, и £ ~ 0.001 - 0.002 при горении гелия. Оказывается, что эффективность энерговыделения при дисковой аккреции на нейтронную звезду почти на 2 порядка выше, чем при термоядерном горении выпавшего вещества. В то же время, эффективность аккреции на белый карлик в 10-30 раз меньше, чем при термоядерном горении. Отсюда следует вывод, что при высоком темпе аккреции, достаточном для стационарного термоядерного горения (М > 10~7Мо/год для белых карликов) энерговыделение за счет термоядерных реакций будет пренебрежимо мало для нейтронных звезд, и будет определять энергетику тесной двойной системы в случае белых карликов. Такие тесные двойные системы с белыми карликами, на поверхности которых происходит квазистационарное термоядерное горение водорода, возможно, наблюдаются как сверхмягкие рентгеновские источники.

При меньших темпах аккреции горение будет взрывным, квазипериодически повторяющимся по мере накопления критической массы. Такие термоядерные взрывы фиксируются в тесных двойных системах с нейтронными звездами и относительно низким темпом аккреции (М ~ 1О~9М0/год) как рентгеновские вспышки длительностью около 10 секунд, при которых рентгеновский поток возрастает примерно в 10 раз. Такие источники носят название вспыхивающих рентгеновских источников или барстеров. Термоядерные взрывы на поверхности белых карликов хорошо известны как вспышки новых и повторных новых звезд. При этом их яркость увеличивается в тысячи раз.

Интересно отметить, что вспышки в системах с компактными объектами могут возникать и вследствие изменения темпа аккреции на него из-за ионизационной неустойчивости внешних областей аккреционного диска, где водород ионизован лишь частично. При этом наблюдается прямо противоположная картина (по сравнению с термоядерными вспышками) для систем с нейтронными звездами или черными дырами, и с белыми карликами. Вспышки в катаклизмических переменных не очень значительны (яркость увеличивается в несколько десятков раз) и такие системы носят название карликовых новых звезд, в то время как для рентгеновских двойных светимость в подобной вспышке увеличивается в тысячи раз, и такие явления носят название рентгеновских новых звезд (мягкие рентгеновские транзиенты).

Теоретическое моделирование спектров излучения и кривых блеска качественно описанных выше объектов должно помочь в решении ряда важных задач. Прежде всего, это подтверждение правильности наших представлений о происходящих процессах. Тогда из сравнения рассчитанных и наблюдаемых спектров оказывается возможным определить параметры компактных объектов.

Наиболее актуальной в настоящее время представляется проблема определения масс и радиусов нейтронных звезд. Плотность вещества в их центральных областях превышает ядерную. Свойства вещества при таких условиях, выражаемые через связь между давлением и плотностью (уравнение состояния) невозможно установить экспериментально. В настоящее время существует целый спектр теоретических уравнений состояния вещества в недрах нейтронных звезд, от самых простых до экзотических, рассматривающих возможное образование в таких условиях тяжелых частиц - гиперонов. Не исключен переход вещества в кварковое состояние, когда кварки перестают быть связанными в адронах и становятся свободными (странные или кварковые звезды). Каждое из таких теоретических уравнений состояния предсказывает свою зависимость масса-радиус для нейтронных звезд. Поэтому одновременное определение массы и радиуса какой-либо нейтронной звезды позволит если и не определить точно, то хотя бы ограничить выбор между возможными уравнениями состояния. Все нейтронные звезды - радиопульсары в двойных системах, для которых возможно точное измерение масс, имеют массы, достаточно близкие к 1.4 М©. Это дает основание надеяться, что большинство нейтронных звезд имеют массы, близкие к этой. Поэтому даже ограничение отношения M/R для нейтронных звезд дает значимую информацию об их радиусах. Одним из возможных способов получить отношение M/R является изучение спектров пограничных слоев в модели слоя растекания на поверхности нейтронной звезды. Результаты такого исследования представлены в диссертации.

Внутреннее строение белых карликов хорошо известно, но определение их параметров имеет большое значение для понимания конечных стадий эволюции звезд. Все белые карлики образовались, в конечном счете, из звезд главной последовательности. Поэтому важно знать распределение белых карликов по массам для того, чтобы понять, чем отличаются белые карлики в тесных двойных системах от одиночных белых карликов, и чем отличаются белые карлики с сильным магнитным полем от белых карликов без магнитного поля. В конечном итоге это позволит сделать выводы об их происхождении и уточнить теорию звездной эволюции.

Для сверхмягких рентгеновских источников определение масс и радиусов горячих белых карликов важно вдвойне. Во-первых, это позволит проверить правильность модели таких источников и определить их эволюционный статус. В частности, важен вопрос о том, являются ли белые карлики в сверхмягких источниках молодыми и горячими (с высокой внутренней температурой) объектами, или термоядерное горение происходит на поверхности остывших белых карликов. Во-вторых, сверхмягкие рентгеновские источники являются кандидатами в предшественники сверхновых типа SN 1а. Поэтому важно знать распределение по массам белых карликов в этих источниках для оценки того, какая их часть может накопить достаточное количество массы, чтобы превысить предел Чандрасекара.

Инструменты рентгеновских обсерваторий, работающих в мягком диапазоне спектра 40 - 100 А, в частности Chandra, калибруются в том числе и по излучению одиночных горячих водородных белых карликов. В последние годы появились указания на то, что спектр таких белых карликов может быть искажен под влиянием эффекта Комптона при рассеянии на свободных электронах. Поэтому важно путем точных расчетов проверить это предположение, чтобы подтвердить или подвергнуть сомнению точность калибровки инструментов рентгеновских обсерваторий в мягком рентгеновском диапазоне.

Хотя определение параметров черных дыр также важно, при моделировании излучения аккреционных дисков на первый план выходит проверка правильности и уточнение наших представлений о физике дисковой аккреции. Здесь можно выделить два аспекта. Стандартная теория дисковой аккреции является параметрической, тензор вязких напряжений в веществе диска считается пропорциональным давлению в диске (полному или газовому, в зависимости от вариантов), WTip = аР. Поэтому определение из наблюдений параметра а крайне необходимо, поскольку позволит проверить теории, выводящие вязкость в диске "из первых принципов", в частности механизм магнито-ротационной неустойчивости (Балбус и Хоули 1991). Кроме того, наблюдениями установлено, что толщина внешних частей аккреционных дисков в ряде систем в несколько раз больше, чем это следует из стандартной теории. Поэтому необходимо найти дополнительные доказательства этому факту и попытаться исследовать возможные причины такого утолщения дисков.

Цель работы

Основной целью работы была разработка методов моделирования спектров излучения оптически толстых аккреционных течений на компактные релятивистские объекты на основе методов и программных комплексов, применяемых при моделировании атмосфер звезд. С помощью разработанных методов вычислялись теоретические спектры излучения аккреционных потоков на компактные объекты и сравнивались с наблюдаемыми спектрами этих объектов. Это позволило определить ряд основных параметров компактных объектов, таких как масса, размеры, и т.д. Использование разработанных методов позволило исследовать новые физические процессы и явления, происходящие в аккреционных течениях (в частности, эффективное утолщение внешних частей аккреционных дисков за счет внешнего облучения).

Научная новизна работы.

1. Определены эффективные температуры 10 сверхмягких рентгеновских источников по бланкетированным моделям атмосфер горячих белых карликов.

2. Определены массы и радиусы 7 горячих белых карликов в сверхмягких рентгеновских источниках с использованием диаграммы "температура -светимость".

3. Определены параметры атмосфер (Teff и log д) трех сверхмягких источников, открытых обсерваторией Chandra в галактике М81.

4. Разработан метод расчета спектров слоев растекания на поверхности нейтронных звезд с учетом эффектов ОТО и рассчитана сетка спектров слоев растекания для различных масс и радиусов нейтронных звезд.

5. Определена полоса допустимых значений масс и радиусов нейтронных звезд из сравнения теоретических спектров слоев растекания и наблюдаемых рентгеновских спектров пограничных слоев в маломассивных двойных рентгеновских источниках высокой светимости.

6. Показано, что локальные модели атмосфер оптически толстых аккреционных о;-дисков мало отличаются от атмосфер звезд с такими же Teff и log д на поверхности.

7. Показано, что рентгеновские спектры эффективно оптически тонких внутренних областей аккреционных дисков высокой светимости вокруг сверхмассивных черных дыр способны описать наблюдаемые рентгеновские спектры активных ядер галактик и квазаров.

8. Разработан метод расчетов абсорбционных спектров самооблучаемых аккреционных дисков в рентгеновских новых звездах. Показано, что абсорбционные компоненты бальмеровских линий водорода должны наблюдаться при низкой относительной светимости диска.

9. Разработан метод расчета оптических и рентгеновских кривых блеска рентгеновских новых звезд на основе теории нестационарной дисковой аккреции Липуновой и Шакуры (2000, 2002) с учетом самооблучения и эффектов ОТО.

10. Из сравнения наблюдаемых кривых блеска рентгеновских новых Единорога 1975 г. и Мухи 1991 г. с теоретическими получены оценки значения параметра Керра а для черных дыр 0.3 - 0.8 и < 0.2 соответственно) и величины параметра а для аккреционных дисков (0.6 - 0.9 и 0.4 - 0.5) в этих системах.

11. Показано, что многократное переизлучение мягкого рентгеновского излучения между оптически толстыми облаками над аккреционным диском в сверхмягких рентгеновских источниках способно в несколько раз увеличить эффективность его переработки в оптическое излучение.

12. Определены массы 14 белых карликов в промежуточных полярах с использованием спектров в жестком рентгеновском диапазоне, полученных обсерваториями RXTE/НЕХТЕ и INTEGRAL.

Достоверность полученных результатов.

Разработанные программные комплексы для моделирования атмосфер горячих звезд тестировались путем сравнения с результатами расчетов других авторов, в частности, с моделями Куруца и для белых карликов -с моделями Т. Рауха (Университет г. Тюбингена, Германия).

Методика расчетов моделей атмосфер с учетом эффекта Комптона тестировалась путем сравнения с результатами расчетов атмосфер вспыхивающих нейтронных звезд - барстеров, выполненных Ю. Мадеем (Коперниковский центр, Варшава, Польша). Влияние эффекта Комптона на спектры водородных белых карликов рассчитывалось независимо с помощью программных комплексов автора и Мадея.

Результаты аппроксимации спектров сверхмягких источников сравнивались с результатами других авторов. Полученные массы белых карликов для промежуточных поляров сравнивались с массами, полученными другими авторами тем же методом, но только по относительно мягкой части рентгеновского спектра (3-20 кэВ).

Метод расчета кривых блеска рентгеновских новых тестировался на методе расчетов без учета эффектов ОТО и самооблучения, разработанной Липуновой и Шакурой (2002).

Во всех случаях, когда это было возможно, результаты расчетов сравнивались с доступными аналитическими моделями.

Научная, практическая и методическая ценность работы

В диссертации рассчитаны спектры излучения слоев растекания на поверхности нейтронных звезд и получено ограничение на отношение M/R для нейтронных звезд из сравнения теоретических спектров с наблюдаемыми рентгеновскими спектрами пограничных слоев в маломассивных рентгеновских двойных высокой светимости. Полученное ограничение позволяет сделать вывод, что уравнение состояния вещества в недрах нейтронных звезд является жестким, а это свидетельствует против существования странных (кварковых) звезд. Этот вывод имеет большое научное значение для физики сверхплотного состояния материи.

Получены оценки масс белых карликов в ряде тесных двойных систем (промежуточные поляры и сверхмягкие рентгеновские источники). Эти данные позволят в дальнейшем уточнить теорию поздних стадий эволюции звезд и уже используются рядом исследователей. Научное значение имеет также оценка размеров белых карликов в сверхмягких рентгеновских источниках, что позволит уточнить их эволюционный статус. Методическое значение имеет впервые примененный для сверхмягких источников метод оценки масс белых карликов по их положению на диаграмме "температура - светимость". Предложенная формула для связи максимально возможной температуры белого карлика в сверхмягком рентгеновском источнике с его массой имеет практическое значение, т.к. позволяет получить ограничение снизу на массу белого карлика только из значения эффективной температуры. Последняя величина определяется относительно легко.

Из анализа спектров систем с аккреционными дисками подтверждено, что внешние части аккреционных дисков являются эффективно толще и эффективнее перерабатывают мягкое рентгеновское излучение в оптическое, чем это следует из стандартной теории. В качестве возможного объяснения предложена модель облаков над диском, погруженных в горячую межоблачную среду.

В работе показано, что эффектом Комптона можно пренебречь при расчетах спектров излучения водородных белых карликов. Этот вывод имеет важное практическое значение, т.к. по спектрам таких белых карликов проводится абсолютная калибровка инструментов рентгеновских обсерваторий в мягком рентгеновском диапазоне спектра.

Созданы комплексы компьютерных программ для расчета моделей атмосфер горячих компактных звезд и аккреционных дисков, которые могут быть использованы при анализе спектров излучения таких объектов. Часть из них используется в настоящее время в КГУ, ГАИШ МГУ и САО РАН.

Полученные в работе результаты могут найти применение во всех астрономических учреждениях, где изучаются аккрецирующие компактные объекты, в частности, в КГУ, ГАИШ МГУ, ИКИ РАН, АКЦ ФИАН, ФТИ РАН (г. Санкт-Петербург), САО РАН, ГАО РАН, в Одесском университете, и других зарубежных институтах и обсерваториях.

Результаты, полученные при подготовке диссертации, частично использованы для создания и модернизации лекционных курсов и практических занятий, проводимых диссертантом на кафедре астрономии КГУ.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Метод расчета спектров слоев растекания на поверхности нейтронных звезд и ограничения на размеры нейтронных звезд (R = 15 ± 1.5 км при М = 1.4М© и солнечном химсоставе аккрецируемого вещества), полученные из сравнения теоретических спектров слоев растекания с наблюдаемыми спектрами пограничных слоев в маломассивных рентгеновских двойных высокой светимости.

2. Расчет моделей аккреционных а-дисков и спектров их излучения методами моделей звездных атмосфер с учетом реальной непрозрачности. Показано, что локальные (на данном радиусе) спектры оптически толстых аккреционных дисков практически не отличаются от спектров звезд с такими же Teff и log д на поверхности, если внешнее облучение на данном радиусе диска незначительно.

3. Метод расчета кривых блеска рентгеновских новых звезд с учетом эффектов ОТО и самооблучения диска на основе теории нестационарных аккреционных дисков. Применение метода к описанию рентгеновских и оптических кривых блеска Новой Единорога 1975 г. и Новой Мухи 1991 г. и оценка параметра а в их аккреционных дисках (0.6 - 0.9 и 0.4 - 0.5 соответственно). Показано, что черная дыра в системе Новой Единорога обладает значительным угловым моментом (а ^ 0.3 - 0.8).

4. Предложен новый механизм переработки мягкого рентгеновского излучения в оптическое за счет многократного рассеяния между оптически толстыми облаками газа над аккреционным диском. Этот механизм способен объяснить высокую оптическую светимость сверхмягких рентгеновских источников.

5. Определены массы и размеры горячих белых карликов в семи сверхмягких рентгеновских источниках, полученные из анализа рентгеновских наблюдений (обсерватория ROSAT). Определены массы белых карликов в 14 промежуточных полярах из сравнения жестких рентгеновских спектров, наблюдаемых обсерваториями RXTE и ИНТЕГРАЛ, с рассчитанными теоретическими спектрами аккреционных колонок. (

6. Показано, что учет некогерентности электронного рассеяния не влияет на выходящие спектры излучения водородных (DA) белых карликов в мягком рентгеновском диапазоне. Рассчитанные спектры моделей атмосфер DA белых карликов могут использоваться для калибровки инструментов рентгеновских обсерваторий.

Апробация работы

Полученные в диссертации результаты представлялись на международных научных конференциях "Современные проблемы звездной эволюции" (Москва, 1998), "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра" (Москва, 2001, 2003, 2005), "Вселенная ИНТЕГРАЛа" (Мюнхен, Германия, 2004), "Жизнь нейтронных звезд" (Санкт-Петербург, 2005), "Изолированные нейтронные звезды" (Лондон, 2006), Собрании Европейского астрономического общества JENAM-2000 (Москва, 2000), Всероссийских астрономических конференциях (Санкт-Петербург, 2001; Москва 2004), международных рабочих семинарах "Нейтронные звезды и пульсары" (Бад-Хоннеф, Германия, 2006), "Лебедь Х-2+/-1" (Киттила, Финляндия, 2005), и "Проблемы современной Астрофизики" (Оулу, Финляндия, 2006); на совещаниях рабочей группы "Звездные атмосферы" при Астросовете РАН (САО РАН, 1992; Киев, 1994), на совещании "Спектроскопические методы в современной астрофизике" (Москва, 2006), на ежегодных Итоговых конференциях КГУ (1990 - 2005), на семинарах Института астрофизики Общества Макса Планка (Гархинг, Германия, 1997), Института астрономии и астрофизики Мюнхенского университета (1997), центра космических полетов им. Маршалла НАСА (Хантсвилл, США, 1999, 2000), университета Оулу (Финляндия, 2003, 2004), кафедры астрономии КГУ (1990 - 2004).

Личный вклад автора

Во всех публикациях, выполненных в соавторстве, диссертанту принадлежат теоретические расчеты использованных моделей, участие в интерпретации результатов и написании текста. В тех публикациях, где диссертант является первым автором, ему также принадлежит постановка задачи и написание основного текста работы.

Список публикаций по теме диссертации

1. Сулейманов В. Ф., Липунова Г.В. и Шакура Н.И. Толщина аккреционных а-дисков: теория и наблюдения, Астрон. Журн. 84, 612-626 (2007)

2. Ревнивцев М.Г., Лутовинов А.А., Сулейманов В.Ф., Мольков С.В., и Сюняев Р. А. Широкополосный рентгеновский спектр промежуточного поляра V2400 Oph, Письма в Астрон. Журн. 30, 848-854 (2004)

3. Ибрагимов А.А., Сулейманов В.Ф., Вихлинин А.А., и Сахибуллин НА. Сверхмягкие рентгеновские источники. Параметры атмосфер, Астрон. Журн. 80, 212-222 (2003)

4. Сулейманов В.Ф. и Ибрагимов А.А. Сверхмягкие рентгеновские источники. Фундаментальные параметры, Астрон. Жури. 80, 223-231 (2003)

5. Сулейманов В.Ф., Гош К., Остин Р., и Рамсай Б. Рентгеновское излучение аккреционных дисков в активных ядрах галактик, Письма в Астрон. Журн. 28, 829-839 (2002)

6. Сахибуллин Н.А., Сулейманов В.Ф., Шиманский В.В., и Сулейманова C.JI. Формирование балъмеровских линий в спектрах рентгеновских новых звезд Письма в Астрон. Журн. 24, 26-38 (1998)

7. Сулейманов В.Ф. Могут ли наблюдаться оптические линии поглощения в спектрах рентгеновских новых звезд?, Письма в Астрон. Журн. 22, 107-123 (1996)

8. Сулейманов В.Ф. и Шакура Н.И. Эффекты отражения в катаклизмических переменных звездах. V603 Aql., Письма в Астрон. Журн. 20, 28-31 (1994)

9. Сулейманов В.Ф. Возможности программного комплекса STARDISK, Изв. АОЭ, N58, 11-26 (1994)

10. Сулейманов В.Ф. Моделирование аккреционных дисков и спектров катаклизмических переменных звезд. I. V603 Aql, Письма в Астрон. Журн. 18, 255-265 (1992)

11. Сулейманов В.Ф. О возможной природе источника рентгеновского излучения в квазарах, Письма в Астрон. Журн. 17, 575-582 (1991)

12. Suleimanov V., Werner К. Importance of Compton scattering for radiation spectra of isolated neutron stars with weak magnetic field, Astron. Astrophys. 466, 661-666 (2007)

13. Suleimanov V., Madej J., Dracke J.J., Rauch Т., Werner K. On the relevance of Compton scattering for the soft X-ray spectra of hot DA white dwarfs, Astron. Astrophys. 455, 679-684 (2006)

14. Suleimanov V., Poutanen J. Spectra of the spreading layers on the neutron star surface and constraints on the neutron star equation of state, MNRAS 369, 2036-2048 (2006)

15. Suleimanov V., Revnivtsev M, Ritter H. RXTE broadband X-ray spectra of intermediate polars and white dwarf mass estimates, Astron. Astrophys. 435, 191-199 (2005)

16. Falanga M., Bonnet-Bidaud J.M., Suleimanov V. INTEGRAL broadband X-ray spectrum of the intermediate polar V709 Cassiopeiae, Astron. Astrophys. 444, 561-564 (2005)

17. Revnivtsev M., Lutovinov A., Suleimanov V., Sunyaev R., Zheleznyakov V. Broadband X-ray spectrum of intermediate polar V1223 Sgr, Astron. Astrophys. 426, 253-257 (2004)

18. Suleimanov V., Shakura N., Lipunova G. Light curve modeling for time-dependent accretion disks in X-ray novae with General Relativity effects taken into account in: 5-th INTEGRAL Workshop Proceedings on "The INTEGRAL Universe", pp.403-407 (2004)

19. Lipunova G., Suleimanov V. Radial Dependences of Physical Parameters in alpha-disks as a Consequence of Two Vertical Structure Solutions, Baltic Astronomy 13, 167-170 (2004)

20. Suleimanov V., Meyer F., Meyer-Hofmeister E. High efficiency of soft X-ray radiation reprocessing in supersoft X-ray sources due to multiple scattering, Astron. Astrophys. 401, 1009-1015 (2003)

21. Swartz D., Ghosh K., Suleimanov V., Tennant A., Kinwan Wu CHANDRA discovery of luminous supersoft X-ray sources in M81, Astrophys. J. 574, 382-397 (2002)

22. Suleimanov V., Meyer-Hofmeister E., Meyer F. Reprocessing of soft X-ray radiation in supersoft X-ray sources, Astron. Astrophys. 350, 63-72 (1999)

23. Suleimanov V., R. Rebolo R. The Li I line in spectra of X-ray Novae accretion discs, Astron. Astrophys. 330, 999-1004 (1998)

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Сулейманов, Валерий Фиалович

Заключение

Представленная диссертация посвящена, в основном, моделированию спектров излучения аккреционных течений на компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Рассматривались почти все возможные виды аккреционных течений: аккреционные диски, пограничные слои в модели слоя растекания, и аккреционные колонки. Моделирование производилось на основе построения моделей атмосфер излучающих аккрецонных течений с учетом того, что энергия генерируется, как правило, во всем объеме течения. Для построения моделей атмосфер использовались методы и модифицированные программные комплексы, предназначенные для моделирования атмосфер звезд. В том случае, когда аккреционное течение нельзя охарактеризовать единой эффективной температурой (например, аккреционный диск или слой растекания), оно разбивалось на некоторое количество колец, и строились локальные модели атмосфер каждого кольца. Интегральный спектр суммировался из локальных спектров колец.

В результате моделирования был сделан вывод о том, что для оптически толстых аккреционных течений высокой светимости локальные атмосферы и спектры мало отличаются от моделей и спектров излучения звездных атмосфер с такими же значениями эффективной температуры и ускорения силы тяжести на поверхности. Связано это с тем, что выходящий спектр излучения формируется в относительно тонком поверхностном слое течения, где генерируется достаточно малая часть общей энергии. Поэтому появление дополнительного потока излучения (по сравнению с классической звездной атмосферой, в которой вообще нет генерации энергии и поток излучения постоянен) не оказывает заметного влияния на локальную атмосферу и спектр ее излучения.

Сравнение рассчитанных спектров излучения с наблюдаемыми рентгеновскими спектрами позволило получить оценки масс и радиусов 7 горячих белых карликов в сверхмягких рентгеновских источниках. Полученные величины согласуются с моделью (квази-) устойчивого термоядерного горения на поверхности. Кроме того, получены оценки масс 14 белых карликов в промежуточных полярах. Однако, наиболее интересным следует признать получение зависимости масса-радиус для нейтронных звезд из сравнения теоретических спектров слоев растекания с наблюдаемыми рентгеновскими спектрами пограничных слоев в маломассивных рентгеновских двойных высокой светимости. Из нее, в частности, следует, что массе нейтронной звезды 1.4 М© соответствует радиус ~ 15 км. Этот результат свидетельствует в пользу жесткого уравнения состояния нейтронных звезд и против существования кварковых звезд.

Проведено сравнение рассчитанных спектров излучения аккреционных дисков с наблюдаемыми оптическими и ультрафиолетовыми спектрами избранных катаклизмических переменных и рентгеновских новых звезд. Было подтверждено наличие избыточного оптического излучения в спектре новоподобной V603 Орла. Такое же избыточное излучение, но намного более значительное, наблюдается в спектрах сверхмягких рентгеновских источников. Оно может быть объяснено только переработкой жесткого излучения центрального источника и/или внутренних частей диска внешними частями аккреционного диска. Для этого требуется увеличить видимую толщину внешних частей диска. Моделирование рентгеновских и оптических кривых блеска двух рентгеновских новых звезд (Новой Единорога 1975 г. и Новой Мухи 1991 г.) подтверждает увеличенную толщину аккреционных дисков в этих системах. Предложена гипотеза, что такое утолщение может быть вызвано наличием вещества над диском, вероятнее всего - короны. Для объяснения высокой эффективности переработки мягкого рентгеновского излучения в оптическое в сверхмягких рентгеновских источниках предложена гипотеза неоднородной короны, с погруженными в нее относительно холодными оптически толстыми облаками. Многократное рассеяние излучения между облаками позволяет увеличить коэффициент переработки до 0.3-0.5.

Подводя итог, можно заключить, что в диссертации разработаны и программно реализованы методы расчета моделей атмосфер и спектров излучения аккреционных течений на компактные объекты. Сравнение рассчитанных и наблюдаемых спектров позволило оценить параметры ряда компактных объектов и исследовать физику дисковой аккреции вблизи внешнего радиуса аккреционных дисков.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Сулейманов, Валерий Фиалович, 2007 год

1. Аизу (Aizu К.) Prog. Theor. Phys., 49, 1184 (1973)

2. Аллеи К.У. Астрофизические величины, М., Мир (1977) Андерс и Гривесс (Anders Е., Grevesse N.) Geochim. et cosmochim. Acta, 53, 197 (1989)

3. Андерсон (Anderson L.) in: "Properties of hot luminous stars." Proceedings of the First Boulder-Munich Workshop, Boulder, CO, Aug 6-11, San Francisco, CA, Astr. Soc. of the Pacific, p. 77 (1990)

4. Аренас и др. (Arenas J., Catalan M.S., Augusteijn Т., Retter A.) MNRAS, 311, 135 (2000)

5. Армитаже и Ливио (Armitage P.J., Livio M.) Astrophys. J., 470, 1024 (1996)

6. Арнауд (Arnaud K.) in ASP Conf. Ser. 101, Astronomical Data Analysis Software and Systems V, eds. G. Jacoby & J. Barnes, San Francisco, ASP, p. 17 (1996)

7. Acau и др. (Asai К., Dotani Т., Nagase F. et al.) Astrophys. J., 503, L143 (1998)

8. Ауэр (Auer L.) JQSRT, 16 931 (1976)

9. Бакли и Tyxu (Buckley D.A.H., Tuohy I.R.) Astrophys. J., 344, 376 (1989) Балбус и Хоули (Balbus S.A., Hawley J.F.) Astrophys. J., 376, 214 (1991) Бардин и Петтерсон (Bardeen J.M., Petterson J.A.), Astrophys.J., 195, L65 (1975)

10. Баррет и др. (Barret D., McClintock J.E., Grindlay J.E.), Astrophys.J., 473, 963 (1996)

11. Баррет и др. (Barret, D., Olive, J.F., Boirin, L., Done, C., Skinner, G.K., Grindlay, J.E) Astrophys. J., 566, 329 (2000)

12. Баско и Сюняев (Basko M.M., Sunyaev R.A.) Aph. Space Sci. 23, 117 (1973) Бегельман и МакКи (Begelman M.C., McKee C.F.) Astrophys. J., 271, 89 (1983)

13. Белле и др. (Belle К., Howell S., Sion E., Long K., Szkody P.) Astrophys. J., 58 7 373 (2003)

14. Бисноватый-Коган и Блинников (Bisnovatyi-Kogan, G., Blinnikov, S.I.) Astron. Astrophys., 59, 111 (1977)

15. Бисноватый-Коган (Bisnovatyi-Kogan, G.) MNRAS, 269, 557 (1994) Бирдмор и др. (Beardmore A., Osborne J., Hellier С.) MNRAS, 315, 307 (2000)

16. Бойерманн и др. (Beuermann К., Reinsch К., Barwig. Н., et al.) Astron. Astrophys., 294, LI (1995)

17. Бойерман и др. (Beuermann К., Harrison Th., McArthur В., Benedict G., Gansicke B.) Astron. Astrophys., 412, 821 (2003)

18. Бойерман и др. (Beuermann К., Harrison Th., McArthur В., Benedict G., Gansicke B.) Astron. Astrophys., 419, 291 (2004)

19. Босгард и Стигман (Boesgaard A.M., Steigman G.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 23, 319 (1985)

20. Бочкарев Н.Г., Сюняев P.А., Хрузина T.C. и др. Астрон. Журн. 65, 778 (1988)

21. Брадт и МакКлинток (Bradt H.V.D., McClintok J.E.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 21, 13 (1983)

22. Бретт и Смит (Brett J.M., Smith R.S.) MNRAS 264, 641 (1993) Бринкманн и Огельман (Brinkmann W., Ogelman H.) Astron. Astrophys., 182, 71 (1987)

23. Буф и др. (Buff J., Jernigan G., Cauter B. et al.) Astrophys. J., 212, 768 (1977)

24. Вейд (Wade R.A.) MNRAS, 208, 381 (1984) Вейд (Wade R.A.) Astrophys. J., 335, 394 (1988)

25. Вернер (Warner В.) Cataclysmic variable stars, Cambridge Univ. Press, Cambridge (1995)

26. Вернер и Яковлев (Verner D.A., Yakovlev D.G.) Astron. Astrophys. Suppl., 109, 125 (1995)

27. Вернер и др. (Verner D. A., Ferland G. J.,Korista К. Т., Yakovlev D.G.) Astrophys. J., 465, 487 (1996a)

28. Вернер и др. (Verner D. A., Verner E. M.,Ferland L. J.) Bull. Amer. As-tron.Soc., 188, 54.18 (1996b)

29. Вернер и Детъен (Werner К., Deetjen J.L.) in: Pulsar Astronomy-2000 and Beyond, Eds. M. Kramer, N. Wex & R. Welebinski ASP Conf. Ser., 202, 623 (2001)

30. Вернер и dp. (Werner K., Deetjen J.L., Dreizler S., Nagel Т., Rauch T.) in: Stellar Atmosphere Modelling, ASP Conf. Ser., 288, 31 (2003)

31. Винклер и dp. (Winkler C., Courvoisier T. J.-L., Di Cocco G., et al.) Astron. Astrophys., 411, LI (2003)

32. Волк и Бойерман (Woelk U., Beuermann K.) Astron. Astrophys., 306, 232 (1996)

33. By и dp. (Wu K., Chanmugam G., Shaviv G.) Astrophys. J., 426, 664 (1994) Byd (Wood M.) in: White Dwarfs, eds. D. Koester & K. Werner (Heidelberg: Springer), p. 41 (1995)

34. Ганзике и dp. (Gansicke B. van Teeseling A., Beuermann K., & De Martino D.) Astron. Astrophys., 333, 163 (1998)

35. Ганзике и dp. (Gansicke В., van Teeseling A., Beuermann K., Reinsch K.) New Astr. Rev., 44, 143 (2000)

36. Ганзике и dp. (Gansicke В., Braje Т., & Romani R.W.) Astron. Astrophys., 44, 143 (2002)

37. Гелино и dp. (Gelino D., Harrison, Т., Orosz J.) Astron. J., 122, 2668 (2001a) Гелино и dp. (Gelino D., Harrison, Т., McNamara B.) Astron. J., 122, 971 (2001b)

38. Гелино и dp. (Gelino D., Balman S., Kiziloglu U., et al.) Astron. J., 642, 438 (2006)

39. Гелино (Gelino D.) Rev. Мех. Astron. Astrophys., 20, 214 (2004) Гербал^и и dp. (Gerbaldy M., Faraggiana R., Castelli F.) Astron. Astrophys. Suppl., Ill, 1 (1995)

40. Гильфанов и dp. (Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M.) Aston, and Astrophys., 352, 182 (1999)

41. Гильфанов, Ревнивцев и Мольков (Gilfanov, М., Revnivtsev, М., Molkov, S.) Astron. Astrophys., 410, 217 (2003)

42. Гильфанов и Арефьев (Gilfanov M., Arefiev V.) ArXiv: astro-ph/0501215

43. Горанский В.П., Карицкая Е.А., Курочкин Н.Е., Трунковский Е.М. 1996, Письма в Астрой. Журн., 22, 413 (1996)

44. Гош и Лэмб (Ghosh P., Lamb F. К.) Astrophys. J., 232, 259 (1979) Гнедин Ю.Н., Борисов Н.В. и Нацвлишвили Т.М. Письма в Астрон. Журн., 16, 635 (1990)

45. Гранди и др. (Grandi P., Haardt F., Ghisellini G., Grove E.J., Maraschi L., Urry C.M.) Astrophys. J., 498, 220 (1998)

46. Гранди и др. (Grandi P., Guainazzi M., Haardt F., Maraschi L., Massaro E., Matt G., Pizo L., Urry C.M.) Astron. Astrophys., 343, 33 (1999)

47. Гребенев С.А. и Сюняев P.A Письма в Астрон. Журн., 28, 150 (2002) Грейнер и др. (Greiner J., Hasinger G., Kahabka P.) Astron. Astrophys., 246, L17 (1991)

48. Грейнер (Greiner J.) in: Workshop on Supersoft X-ray Sources, Garching, 1996, ed. J. Greiner, Lecture Notes in Physics No. 472. Springer Yerlag (1996)

49. Грейнер и др. (Greiner J., Schwarz R., Hasinger G., Orio M.) Astron. Astrophys., 312, 88 (1996)

50. Грейнер (Greiner J.) New Astronomy, 5, 137 (2000)

51. Грейнер и др. (Greiner J., Iyudin A., Jimenes-Garate M. et al.) Rev. Мех. Astron. Astpophys., 2004, 20, 20 (2004)

52. Гринхилл и др. (Greenhill L.J., Moran J.M., Hernstein J.R.) Astrophys. J., 481, L23 (1997)

53. Делла Балле и dp. (Delia Yalle M., Jarris B.J., West R.M.) Nature, 353, 50 (1991)

54. Делла Балле и dp. (Delia Valle M., Benetti, S., Cappellaro, E. & Wheeler, C.) Astron. Astrophys., 318, 179 (1997)

55. Джордж и др. (George I.M., Turner T.J., Yaqoob Т., Netzer H., Laor A., Mushotzky R.F., Nandra K., Takahashi T.) Astrophys. J., 531, 52 (2000)

56. Джуаиназзи и dp. (Guainazzi M., Matt G., Brandt W.N., Antonelli L.A., Barr P., Bassani L.) Astron. Astrophys., 356, 463 (2000)

57. Дикки и Локман (Dickey J., Lockman F.) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 28215 (1990)

58. Докси и dp. (Doxsey R., Jernigan G., Hearn D., et al.) Astrophys. J., 203, L9 (1976)

59. Дон и Магзиарц (Done С., Magdziarz P.) MNRAS, 298, 737 (1998) Дон и Герлински (Done, С., Gerlinski, M.) MNRAS, 269, 1041 (2003) Дюбу и dp. (Dubus G., Lasota J.-P., Hameury J.-M., Charles P.) MNRAS, 303, 139 (1999)

60. Дюбу и dp. (Dubus G., Hameury J.-M., Lasota J.-P.) Astron. Astroph., 373, 251 (2001)

61. Дюмо и Коллин-Софрин (Dumont S., Collin-Souffrin S.) Astron. Astrophys., 144, 245 (1985)

62. Есин и dp. (Esin A., McClintock J.E., Narayan R.) Astrophys. J., 489, 865 (1997)

63. Есин и dp. (Esin A., Kuulkers E., McClintock J.E., Narayan R.) Astrophys. J., 532, 1069 (2000)

64. Завлин В. и Шибанов Ю. 1991, Астрон. Журн., 68, 999 (1991) Завлин и dp. (Zavlin V., Pavlov G.G., Shibanov I.A.) Astron. Astrophys., 315, 141 (1996)

65. Зомбек (Zombeck M.V.) Handbook of Astronomy and Astrophysics, Cambridge Univ. Press, Cambridge (1990)

66. Ибен (Iben I.) Astrophys. J., 259, 244 (1982)

67. Ибен и Тутуков (Iben I., Tutukov A.V.) Astrophys. J., 342 430 (1989) Ибен и Тутуков (Iben I., Tutukov A.V.) Astrophys. J., 418, 343 (1993) Ибен и Тутуков (Iben I., Tutukov A.V.) Astrophys. J. Suppl. Ser., 105, 145 (1996)

68. Иглтон (Eggleton P.P.) Astrophys. J., 268, 368 (1983) Йордан u dp. (Jordan S., Schmutz W., Wolff В., Werner K., Mtirset U.) Astron. Astrophys., 346, 897 (1996)

69. Илларионов А.Ф. и Сюняев P.А., Астрон. Журн., 49, 58 (1972) Иногамов Н.А. и Сюняев Р.А. Письма в Астрон. Журн., 25, 323 (1999) Иоанну и др. (Ioannou Z., Naylor Т., Smale А.P., Charles P.А. & Mukai К.) Astron. Astrophys., 382, 130 (2002)

70. Ишида (Ishida M.) Ph.D. thesis, Univ. of Tokio (1991) Ишида и др. (Ishida M., Sakao Т., Makishima К. et al.) MNRAS, 254, 647 (1992)

71. Казарес и др. (Casares J., Charles P.A., Jones D., et al.) MNRAS, 250, 712 (1991)

72. Казарес и др. (Casares J., Charles P.A., Naylor T.) Nature, 355, 614 (1992)

73. Казарес и др. (Casares J., Martin А.С., Charles P.A. et al.) MNRAS, 276, L35 (1995)

74. Калланан и др. (Callanan P.J., Garcia M., McClintock J., Zhao P., Remillard R.) Astrophys. J., 441, 786 (1995)

75. Калюжински и др. (Kaluzienski L.J., Holts S., Boldt E.A., Serlemitsos P.J.) Astrophys. J., 212, 203 (1977)

76. Каннизо (Cannizzo J.K.) Astrophys. J., 385, 94 (1992) Каннизо (Cannizzo J.K.) Accretion Disks in Compact Stellar Systems, p. 6 (1993)

77. Каннингхем (Cunningham C.T.) Astrophys. J., 202, 788 (1975) Карицкая E.A. в сб. "Эруптивные звезды", ред. А.Г. Масевич, М., "Наука", с. 73 (1996)

78. Каспи и др. (Kaspi S., Smith P.S., Netzer Н., Maoz D., Jannuzi В., Giveon U.) Astrophys.J., 533, 631 (2000)

79. Кастор и др. (Castor J.L., Abbott D.C., Klein R.I.) Astrophys. J., 195, 157 (1975)

80. Kamo и Хачису (Kato M., Hachisu I.) Astrophys. J., 437, 802 (1994) Kamo (Kato M.) in: Supersoft X-Ray Sources, ed. J. Greiner, Lect. Not. in Phys. Springer, 472, 15 (1996)

81. Kamo и др. (Kato S., Fukue J., Mineshige S.) Black hole accretion disks, Kyoto University Press, Kyoto, Japan (1998)

82. Кауфман и др. (Kaufman M., Bash F., Crane P.C. et al.) Astrophys. J., 345, 674 (1989)

83. Кахабка и др. (Kahabka P., Pietsch W., Hasinger G.) Astron. Astrophys., 288, 538 (1994)

84. Кахабка и ван ден Хоувел (Kahabka P., van den Heuvel E. P. J.) ARAstron. Astrophys., 35, 69 (1997)

85. Кахабка и ван ден Хоувел (Kahabka P., van den Heuvel E. P. J.) in "Compact Stellar X-Ray Sources", eds. W. Lewin and M. van den Klis, Cambridge University Press, p. 461 (2006)

86. Кахабка и Эргма (Kahabka P., Ergma E.) Astron. Astrophys., 318, 108 (1997) Кахабка и др. (Kahabka P., Hartmann H., Parmar A., Negueruela I.) Astron. Astrophys., 347, L43 (1999a)

87. Кахабка и др. (Kahabka P., Parmar A., Hurtmann H.) Astron. Astrophys., 346 453 (19996)

88. Кецарис и Шакура (Ketsaris N.A., Shakura N.I.) Astron. Astrophys. Trans.6 15, 193 (1998)

89. Кинг и Pummep (King A.R., Ritter H.), MNRAS, 293, L42 (1998) Киплингер (Kiplinger A.L.) Astrophys. J., 234, 997 (1979)

90. Киплингер (Kiplinger A.L.) Astrophys. J., 236, 839 (1980) Клужняк и Вилсон (Kluzniak, W., Wilson, J.R.) Astrophys. J., 372, L87 (1991)

91. Ко и Каллман (Ко Y.-K., Kallman T.R.) Astrophys. J., 374, 721 (1991) Ко и Каллман (Ко Y.-K., Kallman T.R.) Astrophys. J., 431, 273 (1994) Кролик и др. (Krolik J.К., McKee C.F., Tarter С.В.) Astrophys. J., 249, 422 (1981)

92. Коули и др. (Cowley A.R, Schmidtke P.C., Crampton D., Hutchings J.B.) Astrophys. J., 350, 288 (1990)

93. Коули и др. (Cowley A., Schmidtke P., Crampton D., Hutchings J.) Astrophys. J., 504, 854 (1998)

94. Компанеец А.С., Журн. Эксп. Теор. Физ., 31, 876 (1956) Кордова и др. (Cordova F.A, Hjellming R.M., Mason К.О. & Middleditch J.) Astrophys. J., 345, 451 (1989)

95. Кремптон и др. (Crampton D., Cowley A.P., Fisher W.A.) Astrophys. J., 300, 788 (1986)

96. Криж и Хубены (Kriz S.& Hubeny I.) Bull. Astron. Inst. Czech., 37, 129 (1986)

97. Кролик и др. (Krolik J.H., McKee C.F., Tarter C.B.) Astrophys. J., 249, 422 (1981)

98. Кролик и Каллман (Krolik J.H., Kallman T.R.) Astrophys. J., 286, 366 (1984) Кроппер и др. (Cropper M., Ramsay G., Wu K.) MNRAS, 293, 222 (1998) Кроппер и др. (Cropper M., Wu К., Ramsay G., Kocabiyik, A.) MNRAS, 306, 684 (1999)

99. Куруц (Kurucz R.) SAO Special Report, 309, 1 (1970) Куруц и Пейтреманн (Kurucz R.L., Peytremann E.) SAO Spec. Rep, 362, 1 (1975)

100. Куруц (Kurucz R.) Astrophys. J. Suppl. Ser., 40, 1 (1979) Куруц и Фюренлид (Kurucz R., Furenlid I.) SAO Special Report, 387, 1 (1979)

101. Лаор и Нетцер (Laor A., Netzer Н.) MNRAS 238, 897 (1989) Лаор и др. (Laor A., Netzer Н,, Piran Т.) MNRAS, 242, 560 (1990)

102. JIanudyc И.И., Сюняев Р.А. и Титарчук Л.Р Письма в Астрон. Жури., 12, 918 (1986)

103. Латтимер и Пракаш (Lattimer, J.M., Prakash, М.) Science, 304, 536 (2004) Лебран и др. (Lebrun F., Leray J.-P., Lavocate Ph., et al.) Astron. Astrophys., 411, L141 (2003)

104. Левин и др. (Lewin, W.H.G., van Paradijs, J., Taam, R.E.) Space Sci. Rev., 62, 223 (1993)

105. Липунова PB. и Шакура Н.И. Астрон. Журн., 79, 407 (2002) Липунова и Сулейманов (Lipunova G.V., Suleimanov V.F.) Baltic Astronomy, 13, 167 (2004)

106. Лонг и Кестенбаум (Long К., Kestenbaum Н.) Astrophys. J., 226, 271 (1978) Лондон и др. (London R., McCray R., Auer L.H.) Astrophys. J., 243, 970 (1981)

107. Лондон и др. (London R., Taam R.E., Howard W.M.) Astrophys. J., 306, 170 (1986)

108. Майер и Майер-Хофмейстер (Meyer F, Meyer-Hofmeister E.), Astron. Astrophys., 104, L10 (1981)

109. Майер и Майер-Хофмайстер (Meyer F., Meyer-Hofmeister E.) Astron. Astrophys., 106, 34 (1982)

110. Майер-Хофмайстер и dp. (Meyer-Hofmeister E., Schandl S., Meyer F.) Astron. Astrophys., 321, 245 (1997)

111. Майер и dp. (Meyer F., Liu В., Meyer-Hofmeister E.) Astron. Astrophys., 354, L67 (2000a)

112. Майер и dp. (Meyer F., Liu В., Meyer-Hofmeister E.) Astron. Astrophys., 361, 175 (20006)

113. Майнешайдж и Уилер (Mineshige S., Wheeler J.С.) Astrophys. J., 1989, 343, 241 (1989)

114. Майнешайдж и Вуд (Mineshige Sh., Wood J.H.) MNRAS, 247, 43 (1990) Мак Артур и др. (McArthur В.Е., Benedict G.F., Lee J. et al.) Astrophys. J., 560, 907 (2001)

115. МакКлинток и др. (McClintock J.E., London R.A., Bond H.E., Grauer A.D.) Astrophys. J., 258, 245 (1982)

116. МакКлинток и Ремиллард (McClintock J.E., Remillard R.A.) Astrophys. J., 308, 110 (1986)

117. Мак Харди и др. (McHardy I. M., Pye J.P., Fairall A., Menzies J.) MNRAS, 225, 355 (1987)

118. Мартин и др. (Martin E.L., Rebolo R., Casares J., Charles P.A.) Nature, 358, 129 (1992)

119. Мартин и др. (Martin E.L., Rebolo R., Casares J., Charles P.A.) Astrophys. J., 435 , 791 (1994)

120. Mac-Xecce и др. (Mas-Hesse J., Rodriguez-Pascual P.M., Sanz Fernandez de Cordoba L., Mirabel I.F., Wamsteker W., Makino F., Otani C.) Astron. Astrophys., 298, 22 (1995)

121. Mameo и др. (Mateo M., Szkody P., Garnavich P.) Astrophys. J., 370, 370 (1991)

122. Meee и др. (Mewe R., Kaastra D.S., Liedahl D.A.) Legacy (Journal of HEASARC), 6, 16 (1995)

123. Мейо и др. (Mayo S., Wickramasinghe D.T., Whelan J.A.J.) MNRAS, 193, 793 (1979)

124. Мерегхетти и др. (Mereghetti S., Tiengo A., Israel G.L.) Astrophys. J., 569, 275 (2002)

125. Мещеряков А.В., Лихачев P.A. и Шакура Н.И. Астрон. Журн. (в печати) (2007)

126. Милгром и Солпитер (Milgrom М.& Salpeter Е.Е.) Astrophys. J., 195, 583 (1975)

127. Милгром (Milgrom М.& Salpeter Е.Е.) Astron. Astroph., 67, L25 (1978) Миллер и Стоун (Miller К.A., Stone J.M.) Astroph. J., 534, 398 (2000) Миллер и др. (Miller J.M., Fabian A.C., Reynolds C.S. et al.) Astroph. J., 606, L131 (2004)

128. Миллер и др. (Miller J.M., Raymond J., Fabian A.C. et al.) Nature, 441, 953 (2006)

129. Минео и др. (Mineo Т., Fiore F., Laor A., Constantini E., Brandt W.N. et al.) Astron. Astrophys., 359, 471 (2000)

130. Мицуда и др. (Mitsuda К. et al.), Publ. Astr. Soc. Japan, 36, 741 (1984)

131. Михалас Д. Звездные атмосферы, М., Мир (1982) Морган (Morgan D.) MNRAS, 258, 639 (1992)

132. Моррисон и МакКеймон (Morrison R., McCammon D.) Astrophys. J., 270, 119 (1983)

133. Мотч и др. (Motch С., Hasinger G., Pietsch W.) Astron. Astrophys., 284, 827 (1994)

134. Мукаи и Орио (Mukai К., Orio M.) Astrophys. J., 622, 602 (2005) Мышоцки и др. (Mushotzky R., Done С., Pounds К.), Ann. Rev. Astron. Astrophys., 31, 717 (1993)

135. Мышоцки (Myshotzky R.) Progr. Theor. Phys. Suppl., 155, 27 (2004) Мэтт (Matt G.), AIP Conference Proceedings (eds. N. White, G. Malaguti and G.G.C. Palumbo: New York), 599, 209 (2001)

136. Нандра и др. (Nandra К., George I.M., Mushotzky R.F., Turner T.J., Yaqoob T.) Astrophys. J., 477, 602 (1997)

137. Нараян и др. (Narayan R., Mahadevan R., Quataert, E.) in: "Theory of Black Hole Accretion Disks", Abramowicz M., Bjornsson G. & Pringle J. (Eds), p. 148 (1998)

138. Нараян и МакКлинток (Narayan R., McClintock J.) Astrophys. J., 623, 1017 (2005)

139. Огилъве и Дюбу (Ogilvie G.I., Dubus G.) MNRAS, 320, 485 (2001) Озел (Ozel F.) Astrophys. J., 563, 276 (2001)

140. Орош и др. (Orosz J.A., Bailyn C.D., McClintock J.E., Remillard R.A.) Astrophys. J., 468, 380 (1996)

141. Орош и др. (Orosz J., Groot P., van der Klis M., et al.) Astrophys. J., 568, 845 (2002)

142. Оук и Гринстейн (Оке J.В., Greenstein J.L.) 1977, Astrophys. J., 211, 872 (1977)

143. Паерелс и др. (Paerels F., Rasmussen A., Hurtmann H., et al.) Astron. Astrophys., 365, L308 (2001)

144. Папалойзо и др. (Papaloizou J., Faulkner J., Lin D.N.C.) MNRAS, 205, 487 (1983)

145. Пармар и др. (Parmar A., Kahabka P., Hartmann H., et al.) Astron. Astrophys., 323, L33 (1997)

146. Паку ль и др. (Pakull M.W., Beuermann К., van der Klis M., van Paradijs J.) Astron. Astrophys., 203, L27 (1988)

147. Пачаринтанакул и Катц (Pacharintanakul P., Katz J.L.) Astrophys. J., 238, 985 (1980)

148. Пачинский (Paczynski В.), Astrophys. J., 216, 822 (1977) Пачинский и Житков (Paczynski В., Zytkow A.) Astrophys. J., 222, 604 (1978)

149. Пейдж и Торн (Page D.N., Thorne K.S.) Astrophys. J., 191, 499 (1974) Пеннинг (Penning W.R.) Astrophys. J., 289, 300 (1985) Перола и др. (Perola G., Matt G., Fiore F., Grandi P., Guainazzi M., et al.) Astron. Astrophys., 351, 937 (1999)

150. Перола и др. (Perola G., Matt G., Fiore F., Grandi P., Guainazzi M. et al.) Astron. Astrophys., 358, 117 (2000)

151. Петерсон (Peterson J.A.) Astrophys. J., 216, 827 (1977) Пис и др. (Pease D., Drake J.J., Kashyap V.L. et al.) in: X-ray and Gamma-Ray Telescopes and Instruments for Astronomy, ed. J.E. Trumper & H.D. Tanan-baum, Proc. SPIE, 4851, 157 (2003)

152. Понс и др. (Pons J.A., Walter F.M., Lattimer J. et al.) Astrophys. J., 564, 981 (2002)

153. Попхам и Ди Стефано (Popham, R., Di Stefano, R.) in Workshop on Super-soft X-ray Sources, Garching, 1996, ed. J. Greiner (Springer Verlag), Lect. Notes Phys. 472, 65 (1996)

154. Поутанен (Poutanen, J.) in: Abramowicz, M.A., Bjornsson, G., Pringle, J.E. eds. Theory of Black Hole Accretion Discs. Cambridge Univ. Press, Cambridge p. 100 (1998)

155. Поутанен и Герлински (Poutanen, J., Gierlinski, M.) MNRAS, 343, 1301 (2003)

156. Прингл (Pringle, J.E.) MNRAS, 178, 195 (1977)

157. Прингл и Савоньи (Pringle, J.E., Savonije, G.J.) MNRAS, 187, 777 (1979)

158. Прингл (Pringle, J.E) MNRAS, 281, 357 (1996)

159. Раджагопал и Романи (Rajagopal М., Romani R.W.) Astrophys. J., 461, 327 (1996)

160. Раджагопал и др. (Rajagopal M., Romani R.W., Miller M.C.) Astrophys. J., 479, 347 (1996)

161. Райбики и Лайтман (Rybicki G.B., Lightman A.P) Radiative processes in astrophysics: New-York, Wiley-Interscience (1979)

162. Раймонд (Raymond J.C.) Astrophys. J., 412, 267 (1993) Райнш (Reinsch K.) Astron. Astrophys., 281, 108 (1994) Рамсай (Ramsay G.) MNRAS, 314, 403 (2000)

163. Ревнивцев и Гилъфанов (Revnivtsev, M., Gilfanov, M.) Astron. Astrophys., 453, 253 (2006)

164. Рейнч и др. (Reinsch К., van Teeseling A., King A., Beuermann K.) Astron. Astrophys., 354, L37 (2000)

165. Ремиллард и др. (Remillard R.A., McClintock J.E., Bailyn C.D.) Astrophys. J., 399, L145 (1992)

166. Ремиллард, Раппопорт, и Макри (Remillard R., Rappaport S., Macri L.M.) Astrophys. J., 439, 646 (1995)

167. Риттер и Колб (Ritter H., Kolb U.) Astron. Astrophys. Suppl., 404, 301 (2003)

168. Рифферт и Херолъд (Riffert H., Herold H.) Astrophys. J., 450, 508 (1995) Розанска и др. (Rozanska A., Czerny В., Zycki Р.Т., Pojmanski G.) MNRAS, 305, 481 (1999)

169. Розанска и Черны (Rozanska A., Czerny B.) Astron. Astrophys., 360, 1170 (2000)

170. Романи (Romani R.W.) Astrophys. J., 313, 718 (1987) Ротшильд и др. (Rothschild R. E., Gruber D. E., Knight F. K. et al.) Astrophys. J., 250, 723 (1981)

171. Ротшильд и др. (Rothschild R. E., Blanco P.R., Gruber D. E., et al.) Astrophys. J., 496, 538 (1998)

172. Сазерлэнд и Допита (Sutherland R. S., Dopita M. A.) Astrophys. J. Suppl., 88, 253 (1993)

173. Салканен и др. (Sulkanen M., Brasure L.W., Patterson J.) Astrophys. J., 244, 579 (1981)

174. Самбруна и др. (Sambruna R., Eracleous M., Mushotzky R.) Astropys. J., 526, 60 (1999)

175. Сахибуллин Н.А. и Шиманский В.В. Астрон. Журн., 73, 73 (1996а) Сахибуллин Н.А. и Шиманский В.В. Астрон. Журн., 73, 793 (19966) Сахибуллин Н.А. и Шиманский В.В. Odessa Astr. Publ., 9, 94 (1996в)

176. Сахибуллин Н.А. и Шиманский В. В. Астрон. Журн. 74, 432 (1997) Свенссон (Svensson R.) MNRAS, 209, 175 (1984)

177. Сибгатуллин Н.А. и Сюняев Р.А. Письма в Астрон. Журн., 24, 774 (1998) Синсел и Кролик (Sincell M.W., Krolik J.H.) Astrophys. J., 476, 605 (1997) Смак (Smak J.) Acta Astron., 34, 161 (1984)

178. Собчак и др. (Sobczak G., McClintock J.E, Remillard R. et al.) Astrophys. J., 544, 993 (2000)

179. Copua и др. (Soria R., Wu K., Hunstead R.) Astrophys. J., 539, 445 (2000) Спайт и др. (Speith R., Riffert H., Ruder H.) Сотр. Phys. Comm., 88, 109 (1995)

180. Сулейманов и др. (Suleimanov V., Meyer F. & Meyer-Hofmeister E.) Aston. Astrophys, 401, 1009 (2003)

181. Сулейманов В. Ф., Бикмаев И.Ф., Беляков К.В., Сахибуллин Н.А., Жуков Г.В. и др. Письма в Астрон. Журн., 30, 676 (2004)

182. Сулейманов В. Ф., Липунова Г.В. и Шакура Н.И. Астрон. Журн., 84, 612 (2007)

183. Сюняев и Титарчук (Sunyaev R.A., Titarchuk L.G.), Astron. Astrophys., 86, 121 (1980)

184. Сюняев и Титарчук (Sunyaev R.A., Titarchuk L.G.), Astron. Astrophys., 143, 374 (1985)

185. Сюняев P.A и Шакура Н.И. Письма в Астрон. Журн., 12, 286 (1986) Сюняев Р.А., Каниовский А.С., Ефремов В.В. и др. Письма в Астрон. Журн., 17, 291 (1991)

186. Сюняев РА. и др. (Sunyaev R.A., et al. ) Astrophys. J., 389, L75 (1992) Танака и Шибазаки (Tanaka Y., Shibazaki N.) Ann. Rev. Aston. Astrophys., 34, 607 (1996)

187. Теннант и др. (Tennant A., Wu K., Ghosh K. et al.) Astrophys. J., 549, L43 (2001)

188. Торн (Thorne K.) Astrophys. J., 191, 507 (1974)

189. Торрес и др. (Torres M., Callanan P., Garcia M., et al.) Astrophys. J., 569, 423 (2002)

190. Трюмпер и др. (Triimper J., Hasinger G., Aschenbach В., et al) Nature, 349, 579 (1991)

191. Трюмпер (Trtimper, J.) in Baykal A., Yerli S.K., Inam S.C., Grebenev S., eds. NATO Science Series II: Mathematics, Physics and Chemistry, Vol. 210, The Electromagnetic Spectrum of Neytron Stars. Springer-Verlag, Dordrecht, p. 117 (2005)

192. Тыленда (Tylenda, R.) Acta. Astr., 27, 235 (1977) Тыленда (Tylenda, R.) Acta. Astr., 31, 26 (1981) Тыленда (Tylenda R.) Acta Astron. 31, 127 (1981)

193. Уайт, и др. (White N.E., Nagase F., Parmar A.N.) in: X-ray Binaries, eds. W.H.G. Lewin, J. van Paradijs, E.P.J, van den Heuvel, Cambridge Astrophysical Series, p. 1 (1995)

194. Убертини и др. (Ubertini P., Lebrun F., Di Cocco G., et al.) Astron. Astrophys., 411, L131 (2003)

195. Уандел и Лианг (Wandel A., Liang E.P.), Astropys. J., 380, 84 (1991) Уандел и др. (Wandel A., Peterson В., Malkan M.A.), Astrophys. J., 526, 579 (1999)

196. Уэвер и др. (Weaver К., Krolik J., Pier E.), Astropys. J., 498, 213 (1998) Франк и др. (Frank J., King A., Lasota J.-P.) Astron. Astrophys., 178, 137 (1987)

197. Франк, Кинг и Рейн (Frank J., King A., Raine D.) Accretion Power in Astrophysics, Cambridge Univ. Press, Cambridge, 3rd edition (2002)

198. Френд и др. (Friend M.T., Martin J.S., Smith R.C., Jones D.H.P.) MNRAS, 246, 637 (1990)

199. Хамеури и др. (Hameyry J.M., King A.R., Lasota J.P.) Astrophys. J., 353, 585 (1990)

200. Хамеури и др. (Hameury J.-M., Menou K., Dubus G. et al.) MNRAS, 298, 1048 (1998)

201. Хаммер и Михалас (Hummer D., Mihalas D.) Astrophys. J., 331, 794 (1988) Хансел и др. (Haensel, P., Potekhin, A.Y., Yakovlev D.G.) Neutron Stars. I. Equation of State and Structure. Kluwer Academic Publishers (2006)

202. Хартманн и Хейс (Hartmann H. and Heise J.) Astron. Astrophys., 322, 591 (1997)

203. Хартпманн и др. (Hartmann Н., Heise J., Kahabka P., Motch С., & Parmar A.) Astron. Astrophys., 346, P. 125 (1999)

204. Хасвелл и др. (Haswell С.A., Robinson E.L., Home K., Steining R.F. & Abbott T.M.C.) Astrophys. J., 411, 802 (1993)

205. Хасвел и др. (Haswell С.A., Patterson J., Thorstensen J.R., Hellier C., Skill-man D.R.) Astrophys. J., 476, 847 (1997)

206. Хасингер (Hasinger G.) Reviews in Modern Astronomy, eds. G.Klare, Astr. Gesellschaft, 7, 129 (1994)

207. Хассел (Hassal B.J.M.) MNRAS, 216, 335 (1985)

208. Хейнке и др. (Heinke, С.О., Rybicki, G.B., Narayan, R., Grindlay, J.E.) Astrophys. J., 644, 1090 (2006)

209. Хейс и др. (Heise J., van Teeseling A., Kahabka P.) Astron. Astrophys., 288, L45 (1994)

210. Хеллиер и др. (Hellier С., Cropper M., Mason К.) MNRAS, 248, 233 (1991) Хеллиер (Hellier С.) MNRAS, 264, 132 (1993)

211. Хертер и др. (Herter Т., Lacasse M.G., Wesemael F., Winget D.E.) Astrophys. J. Suppl., 39, 513 (1979)

212. Хилл и др. (Hill J.К et al.) Astrophys. J., 395, L37 (1992) Хименез-Гарате и др. (Jimenez-Garate M.A., Raymond J.С., Liedahl D.A.) Astrophys. J., 581, 1297 (2002)

213. Хинес и др. (Hynes R., Mauche C., Haswell C., et al.) Astrophys. J., 539, L37 (2000)

214. Хрузина T.C., Черепащук A.M., Бисикало Д.В., Боярчук А.А. и Кузнецов О.А. Астрон. Журн., 80, 675 (2003)

215. Хубены (Hubeny I.) Astrophys. J., 351, 632 (1990)

216. Хубены и др. (Hubeny I., Hummer D., Lanz Т.) Astron. Astrophys., 282, 151 (1994)

217. Хубены и Ланц (Hubeny I., Lanz Т.) Astrophys. J., 439, 875 (1995) Чен и др. (Chen W., Shrader C.R, Livio M.) Astrophys. J., 491, 312 (1997) Ченг и Лин (Cheng F.H., Lin D.N.C.) Astrophys. J., 337, 432 (1989)

218. Ченг и Лин (Cheng F.H., Lin D.N.C.) Astrophys. J., 389, 714 (1992) Ченг и Хелфанд (Cheng A.F., Helfand D.J.) Astrophys. J., 271, 271 (1983) Черепащук A.M. 1996, Успехи Физ. Наук, 166, 809 (1996) Черепащук A.M. Space Sci. Rev., 93, 473 (2000)

219. Шавив и Верзе (Shaviv G., Wehrse R.) Astron. Astrophys., 159, L5 (1986) Шакура и Сюняев (Shakura N.I., Sunyaev R.A.) Adv. Space Res., 2, 135 (1988)

220. Шакура и Сюняев (Shakura N.I, Sunyaev R.A.) MNRAS, 175, 613 (1976) Шакура и Сюняев (Shakura N.I., Sunyaev R.A.) Astron. Astrophys., 24, 337 (1973)

221. Шакура Н.И. Астрон. журн. 49, 921 (1972)

222. Шакура Н.И. и др. (Shakura N.I., Krtsaris N.A., Prokhorov М.Е. & Postnov К.A.) MNRAS 300, 992 (1998)

223. Шандл и др. (Schandl S., Meyer-Hofmeister Е., Meyer F.) Astron. Astrophys., 318, 73 (1997)

224. Шати и др. (Chaty, S., Haswell, C.A., Malzac, J. et al.), MNRAS, 346, 689 (2003)

225. Шахбаз и др. (Shahbaz Т., Naylor Т., Charles P.A.), MNRAS, 268, 756 (1994) Шахбаз и др. (Shahbaz Т., Naylor Т., Charles P.A.) MNRAS, 285, 607 (1997) Шварц и др. (Swartz D., Ghosh K., Suleimanov V. et al.) Astrophys. J., 574, 382 (2002)

226. Шварценберг-Черны (Schwarzenberg-Czerny A.) Acta Astron., 31, 241 (1981) Швопе и др. (Schwope A.D., Hambaryan V., Schwarz R., Kanbach G., Gansicke B.T.) Astron. Astrophys., 392, 541 (2002)

227. Шибанов и др. (Shibanov I.A., Zavlin V., Pavlov G.G., Ventura J.) Astron. Astrophys., 266, 313 (1992)

228. Шимура и Такахара (Shimura Т. & Takahara F.) Astrophys. J., 445, 780 (1995)

229. Шкода и Сильбер (Szkody P., Silber A.) Astron. J., 112, 289 (1996) Шредер и др. (Shrader C.R., Wagner R.M., Hjellming R.M., Han X.H., Star-rfield S.G.) Astrophys. J., 434, 698 (1994)

230. Эбисава и др. (Ebisawa К., Ogawa M., Aoki Т. et al.) Publ. Astron. Soc. Japan, 46, 375 (1994)

231. Эбисузаки (Ebisuzaki T.) 1987, Publ. Astr. Soc. Japan, 39, 287 (1987) Эзука и Ишида (Ezuka H., Ishida M.) Astrophys. J. Suppl., 120, 277 (1999) Эйсмонт и др. (Eismont N.A., Ditrikh A.V., Janin G. et al.) Astron. Astrophys., 411, L37 (2003)

232. Элвис и др. (Elvis M., Wilkes B.J., McDowell J.С., Green R.F., Bechtold J. et al.) Astrophys. J. Suppl. Ser., 95, 1 (1994)

233. Эль-Хори и Викрамасинг (El-Khoury W., Wickramasinghe D.) MNRAS, 303, 380 (1999)

234. Эраклеоус и др. (Eracleous М., Sambruna R., Mushotsky R.) Astrophys. J., 537, 654 (2000)

235. Эртан и Алъпар (Ertan U., Alpar M.A.) Astron. Astrophys., 393, 205 (2002) Якоби и др. (Jacoby G.H., Ciardullo R., Ford H.C., Booth J.) Astrophys. J., 344, 704 (1989)