Ультраяркие рентгеновские источники и их оптические проявления тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Аболмасов, Павел Константинович

• Аболмасов, Павел Константинович
• кандидат физико-математических наук
• 2008

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Аболмасов, Павел Константинович

Введение

1 Обзор ULX-туманностей северного полушария

1.1 Некоторые методические соображения.

1.1.1 Полевая спектроскопия.

1.1.2 SCORPIO в режиме длиннощелевой спектроскопии

1.1.3 Оценки ошибок.

1.2 Наблюдательный материал.

1.3 Результаты.

1.3.1 Оболочечные туманности.

1.3.2 Туманности высокого возбуждения

1.3.3 Звездные скопления.

1.4 Выводы.

2 Молодые звездные скопления, содержащие ULX

2.1 Молодое массивное скопление, связанное с NGC7331 Х

2.1.1 Спектр звездного населения.

2.1.2 Спектр HII-области.

2.1.3 Вклад от ударных волн.

2.2 М51 Х-7 и скопление из каталога Ларсена.

2.3 Выводы.

3 Туманности, возбуждаемые излучением центрального источни

3.1 Результаты оптической спектроскопии MF16.

3.1.1 Диагностика по отношениям линий

3.2 Анализ источников ионизации и возбуждения

3.2.1 Ударные волны.

3.2.2 Фотоионизация: оценки числа ионизующих квантов

3.3 Моделирование с помощью Cloudy.

3.4 Ультраяркие ультрафиолетовые источники.

3.5 Туманность HoII Х-1.

3.5.1 Фотоионизационное моделирование

3.5.2 Ограничения на обогащение среды CNO-элементами.

3.6 Выводы.

4 Кинематика туманности, связанной с HoIX Х

4.1 Наблюдения со сканирующим ИФП.

4.2 Основные результаты

4.2.1 МН9/10.

4.2.2 МН

4.3 Фотоионизационное моделирование

4.4 Природа небулярного комплекса МН9/10/11.

4.4.1 Градиент плотности.

4.4.2 Диффузное рентгеновское излучение.

4.5 Выводы.

5 Структура и наблюдательные проявления канала сверхкритического диска 104 5.1 Постановка задачи.

5.1.1 Уравнение диффузии

5.1.2 Многотемпературное приближение.

5.2 Важность самопрогрева.Ill

5.2.1 Постановка задачи.

5.2.2 Прогрев дном.

5.2.3 Прогрев стенками

5.3 Условия видимости.

5.3.1 Проявления эффектов самозатмения.

5.4 Сравнение с наблюдательными данными

5.5 Дискуссия.

5.6 Выводы.

6 Физика и эволюция туманностей ULX

6.1 Скорости расширения.

6.2 Радиоизлучение туманностей ULX.

6.3 Фотоионизованные туманности вокруг сверхкритических аккреторов.

6.4 Квазидвумерное фотоионизационное моделирование

6.5 Эволюция оболочек ULX.

6.5.1 Оболочка, выдутая струями.

6.6 Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Ультраяркие рентгеновские источники и их оптические проявления»

Исторический обзор и актуальность работы

Первые сообщения о необычно ярких источниках в близких галактиках относятся к середине 80-х (см. Fabbiano (1989) и ссылки в этой работе, в особенности Long & van Spcybroeck (1983)). Данные, на которых основаны эти сообщения, были получены рентгеновской обсерваторией Einstein (НЕАО-2), обладавшей рекордными по тем временам угловым разрешением (около 2") и чувствительностью (Giacconi at al. 1979). Einstein известна главным образом тем, что позволила разрешить па отдельные источники рентгеновское излучение от ближайших (внутри ~ 10 Мпк) галактик. К сожалению, на странице, посвященной этой обсерватории на http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/einstein/heao2.html в перечне семи основных достижений НЕАО-2 не упомянуто детектирование ULX1, безусловно являющееся важной вехой в развитии рентгеновской астрофизики.

В конце XX века интерес к ULX плавно растет и сохраняется в новом тысячелетии. Появляются обзоры, составленные по данным сначала Chandra (Swartz et al. 2004), затем - ROSAT (Liu &; Bregman 2005). В ранних обзорах много "мусора": проецирующихся па близкие галактики квазаров и сейфертовских галактик, с одной стороны (background sources - объекты заднего фона), и карликов с корональ

1 Здесь и далее за неимением общепринятого русскоязычного аналога часто используется англоязычная аббревиатура ULX - Ultraluminous X-ray Source. ной активностью и катаклизм и ческих переменных нашей Галактики -с другой (foreground sources - объекты переднего фона). Фоновые объекты обычно можно выделить по отношению потоков рентген/оптика (Lopez-Corredoira & Guttierrez 2006): у QSO и активных карликов отношение светимостей в рентгене и оптике ~ 10~3, для ULX > 1. По этой причине отождествления ULX с точечными объектами в оптике и УФ пока единичны (Liu et al. 2004; Blair et al. 2001). Наилучшим современным каталогом следует, вероятно, признать список Swartz et al. (2004), являющийся безусловно самым "чистым" из каталогов ULX. К недостаткам каталога следует отнести его неполноту: в работе Шварца отсутствует, например, такой известный классический ULX как HoIX Х-1 (см. ниже).

Формальное определение ультраяркого рентгеновского источника пока содержит в основном отрицательные условия: объект не должен являться ни активным ядром галактики, ни яркой в рентгене сверхновой, ни молодым остатком сверхновой (Fabian & Terlevich 1996). Основное положительное условие - высокая наблюдаемая (изотропная) светимость (> 1039 или > 3 х 1039 эрг с-1). Вопрос о том, в какой мере эта величина может использоваться для оценки реальной светимости объекта (иначе говоря - того, насколько излучение объекта анизотропно), похоже, был решен с привлечением данных небулярной спектроскопии (см. ниже). Как бы то пи было, сегодня не вызывает сомнений, что по крайней мере значительная часть ультраярких рентгеновских источников является действительно ультра-яркими, или, точнее, ультрамощными (УМИ, следуя обозначениям С. Попова) и обладает све-тимостями, сравнимыми с эддингтоновской светимостью для 10 М© (около 1.5 х 1039 эрг с-1) или превышающими ее. Впрочем, автор не исключает того, что для некоторой подвыборки ULX работает сценарий "микроблазара", то есть, сильное релятивистское поярчание ("би-минг") излучения релятивистских струйных выбросов (Kording et al.

2001).

Двадцать лет накопления и анализа наблюдательных данных позволили ограничить диапазон моделей, способных описать свойства ULX. Долгое время владевшая умами идея черных дыр (ЧД) промежуточных масс (IMBH, см. обзор Colbert &; Miller (2005), а также Madau h Rees (2001)) постепенно сдает позиции, не в силах объяснить некоторые свойства ULX, такие как связь с молодым звездным населением и обычная для ультраярких источников ветровая или струйная активность, приводящая к появлению оболочечпых туманностей. К тому же, тесные двойные с массивными (М > 100 М0) ЧД должны обладать весьма экзотическими наблюдательными проявлениями, в частности линиями, испытывающими периодические допплеровские сдвиги па > 1000 км с-1, что, похоже, не наблюдается. Pakull et al. (2006), впрочем, утверждают, что зарегистрировали движущуюся линию Не IIA4686 в оптическом спектре NGC1313 Х-2, но эти результаты не проверены и не опубликованны в реферируемом издании.

Вид рентгеновских спектров ультраярких рентгеновских источников характеризуется умеренно жесткой степенной компонентой (Г ~ 1.5ч-2.5), в которой содержится большая часть рентгеновского потока, и мягким избытком, который неплохо описывается тепловой компонентой сГ~0.1т 0.3 кэВ. Такая форма спектра может быть интерпретирована по аналогии со спектрами рентгеновских двойных как сумма мягкой тепловой компоненты от аккреционного диска и комптонизо-ванной жесткой компоненты, приближенно имеющей степенную форму. Низкая температура тепловой компоненты естественно возникает в модели ЧД промежуточной массы, так как максимальная температура стандартного аккреционного диска падает с ростом массы черной дыры, Tin ос М"1/4??!1/4, где т - темп аккреции в единицах эддинг-тоновского. Компактный объект с массой М = 103 М0 имеет критический темп аккреции Mcr ~ 3 х Ю-5 М0 год-1 и эддингтоновскую светимость около 1041 эрг с-1. При аккреции па уровне 10% от критического внутренняя темпа температура диска составит Т{п ~ 0.2 кэВ.

В последнее время выходит достаточно много работ, в которых критикуется подобная интерпретация спектров ULX (Berghea et al. 2008; Vierdayanti et al. 2006) с позиций физической интерпретации степенного хвоста и аналогии с рентгеновскими двойными системами. Показано (Vierdayanti et al. 2006), что жесткая компонента лучше описывается излучением горячего диска со степенным распределением температуры по радиусу (так называемая p-free модель; подробнее смотри главу 5). Спектральная переменность ULX и свойства больших выборок объектов (такие как зависимость спектрального индекса от светимости, см. Berghea et al. (2008)) также пе объясняется в рамках стандартной модели с ЧД промежуточной массы.

Концепция ЧД промежуточных масс, безусловно, имеет право на существование. В пользу наличия таких объектов в центрах шаровых скоплений говорит детальный анализ кинематики скоплений М15, G1 (в М31) и си Сеп, проведенный в работах Gerssen et al. (2002); Gebhardt et al. (2005); Noyola et al. (2008). Оцениваемые массы черных дыр составляют ~4х 103, ~2х104и~4х 104 М© для М15, G1 и ш Сеп, соответственно. Локализация объектов в старых шаровых скоплениях заставляет предположить, что к образованию черных дыр промежуточных масс приводят динамические процессы в скоплении, протекающие на характерных временах порядка нескольких миллиардов лет (Miller &; Hamilton 2002). За исключением работы Irwin &; Brink (2007), где сообщается о вероятном обнаружении ULX в шаровом скоплении в NGC1399, автору неизвестно ни о каких связях ULX и населения шаровых скоплений. Напротив, как уже упоминалось, существует общая тенденция связи ультраярких рентгеновских источников с молодым звездным населением (Swartz 2006).

ЧД промежуточных масс могут возникать либо в богатых звездных скоплениях, либо в результате эволюции очень массивных звезд (М > 100 М0). Массивная звезда при этом должна сохранить большую часть изначальной массы, что проблематично даже для малометалличных объектов (Yungelson et al. 2008; Yungelson 2008). Наиболее вероятный сценарий образования черной дыры промежуточной массы - прямой коллапс звезды или протозвездного облака. Такое возможно при очень низкой металличности. Возможно, такой сценарий реализуется для звезд III населения, обладающих первичной металличностыо (Madau h Rees 2001). Обнаружение черных дыр-остатков III населения само по себе является актуальной задачей астрофизики, но их экология и наблюдательные проявления должны существенно отличаться от таковых у ULX.

Вероятно, следует также выделить класс "сверхъярких сверхмягких рентгеновских источников", которые следует отнести к ярким SSS - сверхмягким рентгеновским источникам (Carpano et al. 2007b). Два класса объектов уверенно различаются по рентгеновским спектрам. В рассматриваемую нами выборку яркие SSS, по-видимому, не входят.

Для объяснения природы ULX были предложены модели, учитывающие геометрическую или релятивистскую коллимацию излучения (Kording et al. 2001), а также возможность аккреции в сверх-эддингтоновском (сверхкритическом) режиме. Так как сверхкритическая аккреция обычно не позволяет получить светимости сильно большие Эддингтоновской (см. ниже), зачастую привлекаются механизмы, позволяющие дополнительно повысить светимость, такие как неоднородность аккрецирующего вещества (Shaviv 2001) или фотонные пузыри (Begelman 2002).

Автору представляется наиболее разумной идея о том, что феномен ULX возникает вследствие сверхкритической аккреции на компактный объект - черную дыру. Идея о том, что сверхкритическая аккреция способна привести к образованию яркого рентгеновского источника, восходит к одному из самых популярных объектов среди тесных двойных систем - пекулярной двойной SS433 (см. Fabrika (2004) и ссылки в этой работе). Предположение о сверхкритическом режиме аккреции в случае SS433 является очевидным следствием оценок темпа эжек-ции вещества в ветре, сделанным по инфракрасному избытку Van den Heuvcl (1981); Shklovskii (1981), Mej ~ 10~4 M© год"1. При этом критический (эддингтоновский) темп аккреции для черной дыры звездной массы оценивается как:

Ma- ~3х 10~7Mi М© год"1, где Mi - масса в единицах 10 М©. Таким образом, безразмерный (в единицах Мсг) темп аккреции вещества в SS433 оценивается снизу как т > 300. Сегодня как правило предполагается, что т ~ 103, хотя прямых оценок темпа переноса массы в случае SS433, по-видимому, не существует.

Связующим звеном между SS433 и ULX следует считать работу Katz (1986), в которой предсказывается класс ярких рентгеновских источников, являющихся аналогами SS433, наблюдаемыми па малых наклонениях. Ввиду недоступности текста статьи для широкой публики, привожу цитату дословно:

A supercritical accretion disc was calculated to produce a thermal radiation flux from its inner regions of slightly less than the critical luminosity; for a 10 M© black hole this will be about 1033erg/s. Although this flux will not be narrowly collimated, it will be broadly directed along the disc axis. Observers (such as ourselves) close to the disc plane will be shadowed by the outer disc, believed to be quite thick in SS433, so that this total luminosity is consistent with much lower values (10354-1036erg/s) inferred from the x-ray observations. The highest disc photospheric temperature is about 107 K: with larger areas at lower temperatures, so there is abundant flux of soft (sub-keV) x-rays. These soft x-rays are readily absorbed in the surrounding interstellar material; it is worth investigating whether their absorption and the subsequent fluid motions may account for the observed properties of W50.

The larger soft x-ray flux predicted in directions far from the disc plane suggest that additional objects like SS433 may be found as optical counterparts of x-ray sources in external galaxies.

По его собственному утверждению, Дж. Кац не был в курсе ранних публикаций, посвященных ультраярким рентгеновским источникам, за исключением работ по МЗЗ Х-8 (Long et al. 1981), - рентгеновскому источнику со светимостью ~ 1039 эрг с-1, который иногда относят к ULX. В любом случае, Джонатану Кацу по праву принадлежит слава человека, впервые предложившего наиболее популярную сейчас концепцию ULX. Вопрос о том, сопоставлял ли он свою концепцию с данными Einstein, автор предпочитает оставить для историков науки, считая своим долгом, впрочем, указать на прозорливость работы Каца, на несколько лет предвосхитившей начало роста интереса к ULX и на пятнадцать лет - первые попытки сопоставить ULX и SS433. После 1986 года идея была забыта вплоть до рубежа веков, когда практически одновременно была заново высказана (без ссылки на работу Каца) Fabrika & Mescheryakov (2001) и King et al. (2001). Как это часто бывает в большой науке, вопрос приоритета остается спорным.

В последние годы появились несколько новых работ группы Кинга, а также работа Poutanen et al. (2007), объединившая два подхода, разработанных Shakura & Sunyaev (1973) и Abramowicz et al. (1980) для моделирования сверхкритической аккреции, в единую схему, позволившую качественно объяснить особенности рентгеновских спектров ULX. Глава 5 данной диссертации посвящена углублению подхода и прямому расчета спектра излучения, переработанного в ветре сверхкритического диска.

Отличительной особенностью ультраярких рентгеновских источников, как уже упоминалось, является высокое отношение потока в рентгене к потоку в оптическом диапазоне. В большинстве случаев задача обнаружения точечного оптического двойника осложняется также поглощением в родительской галактике и наличием родительской области звездообразования. Поэтому большинство оптических отождествлений представляют собой или яркие туманности (детектирование которых намного проще при тех же характерных светимостях), или родительские скопления и ассоциации. И тот, и другой виды отождествлений сыграли свою роль в изучении природы ULX.

Первые отождествления относятся к середине 90-х годов. Это, в первую очередь, туманность MF16 в галактике NGC6946 (Blair & Fe-sen 1994), до сих пор не имеющая аналогов даже среди туманностей ULX. Ее сравнительная компактность и расширение со скоростью ~ 200 км с""1 свидетельствуют, по-видимому, о более ранней стадии эволюции туманности и связанного с ней источника, чем у большинства других объектов сходной природы (см. ниже).

Другое важное отождествление было сделано в ходе узкополосного обзора карликовых галактик группы М81 в фильтре, чувствительном к линиям Яа и [N IIJA6583 (Miller к Hodge 1994). В галактике HoIX, сегодня классифицируемой как приливной карлик после вспышки звездообразования (Makarova et al. 2003), с ULX М81 X-9=HoIX X-l были отождествлены три ярчайшие HII-области (Miller 1995), составляющие единую структуру размером ~ 0.5 кпк, изолированную от других областей звездообразования. Необычные свойства туманности HoIX X-1, обусловленные, по-видимому, в равной степени активностью рентгеновского источника и низкой плотностью межзвездной среды, рассматриваются в главе 4.

Впрочем, некоторые свойства туманности HoIX вполне типичны. Сходство нескольких известных на начало XXI века туманностей ULX подмечено в работе Pakull & Mirioni (2003), впервые обративших внимание на распространенность оболочечных туманностей среди отождествлений ULX. При этом энергетика и размеры оболочек ULX обычно на один-два порядка превышают аналогичные параметры у радиа-тивных остатков сверхновых и ветровых оболочек вокруг массивных звезд. Для объекта южного неба NGC1313 Х-2 размер вытянутой оболочки составляет 570 пк х 400 пк. Pakull &; Mirioni (2003) приводят также оценку (вероятно, по порядку величины) скорости расширения туманности V ~ 80 км с-1. Отсюда - оценка полной мощности L ~ 2 х 1039 эрг с-1. Несмотря на всё многообразие туманностей ULX, в большинстве случаев оценка мощности источника энергии приводит величине того же порядка.

В работе Pakull &; Mirioni (2003) также поставлен вопрос, являющийся ключевым в данной диссертации, - вопрос об источниках энергии туманностей ультраярких рентгеновских источников. Таковых, вероятно, два (см. главу 1), - это излучение центрального рентгеновского источника и ударные волны, - но детали остаются неясны, равно как и соотношение между этими двумя источниками энергии.

Помимо традиционных для современной астрофизики трех методов изучения, - теории, наблюдений и численного моделирования, -для ультраярких рентгеновских источников приобретает важное значение аналогия с системой SS433 и связанной с ней туманностью W50, физика которой также на настоящий момент не до конца ясна.

W50 была известна как радиотуманность еще до открытия SS433 в оптическом диапазоне (см. например Velusamy & Kundu (1974)). Оптические волокна W50 были открыты и активно изучались в конце 70-х и начале 80-х годов (Zealey et al. 1980; Van den Bergh 1980; Kirshner & Chevalier 1980). Спектр волокон характеризуется аномально высоким отношением интепсивностей [N П]А6583 / На ~ 3, свидетельствующим либо о необычных условиях возбуждения (Zealey et al. 1980), либо о пе-реобогащенности среды азотом. Аномально яркие линии [N И]А6583 и

О Ш]Л5007 сближают волокна W50 с такими туманностями как MF16, где за наблюдаемый эмиссионный спектр могут быть ответственны как У В со скоростями порядка десятков-сотен км с-1, так и рентгеновское и ЭУФ2 излучение центрального источника. Третий источник ионизации - мощные (V > 1000 км с-1) УВ, о наличии которых в W50 можно заключить из диффузного рентгеновского излучения, локализованного вблизи оптических волокон. Расчеты автора (см. главы 3 и 4, а также неопубликованные результаты главы 6) с использованием Cloudy показывают, что наблюдаемые высокие отношения интепсивно-стей линий [N IIJA6583 и На в туманностях ULX могут быть объяснены ионизацией и прогревом степенным источником с примерно плоским спектром в мягком рентгене и ЭУФ без привлечения каких-либо отклонений в химсоставе. Это, впрочем, не исключает переобогащения азотом вследствие активности компонента, проэволюционировавшего в черную дыру.

Данные по кинематике туманностей ULX весьма ограниченны. Наблюдения в основном проводились на спектрографах низкого разрешения (Pakull к Mirioni 2003; Blair & Fesen 1994; Kuntz et al. 2005). Приятное исключение составляют два эшелле-спектра: спектр MF16, полученный Dunne et al. (2000) с разрешением около 104 и данные по сложной туманности HoIX Х-1, опубликованные Ramsey et al. (2006). В первом случае линии демонстрируют широкие и узкие компоненты, причем широкие имеют полуширины ~ 200 км с-1 - случай, видимо, уникальный для туманностей ULX. Линии в спектре МН9/10 уширены с дисперсией скоростей порядка 50 км с-1. Существуют многочисленные свидетельства того, что линии в спектрах большинства объектов имеют дисперсии скоростей порядка десятков км с-1 для широкого диапазона физических размеров. Недавно также появилась работа Rosado et al. (2008), где авторы исследуют ULX в далекой 30 Мпк)

2ЭУФ, экстремальное ультрафиолетовое излучение в диапазоне 20 -j-1000 А, ответственное за ионизацию водорода и гелия. галактике NGC5953 при помощи сканирующего ИФП и находят компоненты скоростей, смещенные на 60 км с-1 друг относительно друга, что может свидетельствовать о расширении со скоростью около 30 км с"1. Однако по многим причинам ценность этого сообщения достаточно низка: непонятна сама природа рентгеновского источника, имеющего необычный для ULX спектр и, по-видимому, протяженного (авторы оценивают физический размер как 350 пк). Кроме того, непонятно, имеем ли мы дело с какой-то оболочкой или же с различными HII-областями, попадающими на луч зрения.

Открытым вопросом остается существование "градиентов скоростей", наблюдавшихся (Lehmann et al. 2005; Abolmasov et al. 2006) у ряда объектов на пределе спектрального разрешения. Повышение спектрального разрешения до величин ~ 104 и переход к панорамной спектроскопии позволяет прояснить этот вопрос, как можно видеть па примере HoIX Х-1 (Abolmasov & Moiseev 2008).

Особое место в исследовании оптических спектров туманностей ULX занимает линия Не IIA4686. Она часто выделяется на фоне ярких линий низкого возбуждения (Grise et al. 2006). В отдельных случаях (Kuntz et al. 2005) линия уширена и формируется, видимо, в атмосфере точечного объекта. Мы не подтверждаем уширения линии Не II па - 9А, зарегистрированного в случае HoIX Х-1 (F. Grise, частное сообщение). Автор склоняется к мысли, что линия чаще формируется в компактной HII-, или, точнее, HeIII-области в центре туманности. Это подтверждается яркостью других линий высокой ионизации, таких как [О Ш]А5007, достигающей в некоторых объектах величин, более характерных для планетарных туманностей, чем для оболочечных туманностей, возбуждаемых медленными ударными волнами.

Система представлений о туманностях ULX пе имеет твердой теоретической основы, поэтому особое значение приобретает взаимная проверка и согласование отдельных элементов общей картины: ультраярких рентгеновских источников, их туманностей, населения, их порождающего, теоретических моделей сверхкритической аккреции, объяснения наблюдательных проявлений SS433 и W50. Насколько можно судить, концепция пока не встречает серьезных противоречий. Поэтому автор в дальнейшем придерживается той точки зрения, что ULX -тесные двойные системы (ТДС) в режиме сверхкритической аккреции и не вступает (за исключением главы 3) в полемику с апологетами концепции ЧД промежуточных масс.

Ультраяркие рентгеновские источники остаются объектами непонятной природы. Яркие туманности, связанные с этими объектами, определенно позволяют глубже понять их свойства и сделать выбор между существующими моделями этих объектов. В настоящей работе исследуется спектральный материал, позволяющий глубоко исследовать свойства туманностей, связанных с ULX, и порождающего их звездного населения. Используются принципиально новые для этих объектов методы исследования, такие как панорамная спектроскопия и фотоионизационное моделирование. Этим безусловно обеспечивается актуальность работы.

Цели работы

1. спектральное и спектрофотометрическое исследование выборки ярких туманностей, связанных с ультраяркими рентгеновскими источниками

2. фотоионизациониое моделирование отдельных туманностей, предположительно возбуждаемых ультрафиолетовым источником

3. исследование звездного населения, связанного со скоплениями, содержащими ультраяркие рентгеновские источники

4. исследование кинематической структуры оболочек ультраярких рентгеновских источников с помощью панорамной спектроскопии высокого разрешения

5. теоретическое исследование структуры канала сверхкритического аккреционного диска

Содержание диссертации

В главе 1 приводится описание наблюдательного материала, полученного на спектрографах MPFS и Scorpio (в длипнощелевом режиме), методов обработки и основных результатов, полученных для восьми туманностей северного полушария. В рамках обзора получен ряд новых результатов: зарегестрированы узкие линии Не IIA4686 в центральных частях оболочечных туманностей. Доказана связь объекта М51 Х-7 со скоплением из каталога Larsen (2001). Кроме того, в главе приводится богатый спектрофотометрический материал - полные потоки в нескольких эмиссионных линиях, светимости в линиях и оценки мощностей источников энергии. Делаются выводы относительно природы туманностей. Делается вывод о наличии в общем случае двух источников ионизации и возбуждения: фотоионизации и ударных волн.

Глава 2 посвящена исследованию звездного населения, связанного с ULX, в первую очередь анализу и моделированию спектра скопления и HII-области Р98, связанной с NGC7331 Х-1. Оценены возраст (4 ч- 4.5 миллиона лет) и масса 105 М©) скопления. Показано, что металличность скопления близка к солнечной. HII-область демонстрирует эксцесс в линиях низкого возбуждения, который только частично может быть объяснен остатками сверхновых или общей сверхоболочкой скопления. Вероятно, существенный вклад дает туманность ULX.

Приводятся также основные результаты, полученные для другого объекта - скопления п5159-839, отождествленного с М51 Х-7, интерпретация которых пока неоднозначна. Похоже, что население скопления имеет большой разброс по возрастам. Для этого объекта также регистрируется избыток в эмиссионных линиях, центр тяжести которого смещен относительно скопления и рентгеновского источника.

Глава 3 посвящена исследованию туманности MF16, для которой получены глубокие спектры (более тридцати эмиссионных линий, отношение сигнал-шум более сотни для нескольких ярчайших линий). Дискутируется вопрос об источниках энергии, показано, что основной вклад должна давать фотоионизация. Проводится фотоионизационное моделирование с помощью Cloudy, оценено распределение энергии в спектре в труднодоступном для прямых наблюдений экстремальном ультрафиолетовом (ЭУФ) диапазоне. Обсуждается вопрос о возможности наблюдения ULX в ультрафиолетовом диапазоне.

Глава 4 посвящена кинематическому иследованию туманности МН9/10/11 при помощи сканирующего ИФП. Измерена скорость расширения оболочки (от 30 до 70 км с-1, расширение анизотропно). Показано, что туманность МН11 динамически не возмущена и возбуждается, по-видимому, жестким экстремальным ультрафиолетовым / мягким рентгеновским источником, ионизующим очень разреженную межзвездную среду (копецнтрация ~ 0.2 см"3). При помощи фотоионизационного моделирования оценены параметры источника, делается вывод о возможной околосолнечной металличности ионизуемого газа.

В главе 5 автор представляет модель канала сверхкритического диска, успешно примененную для анализа рентгеновских спектров ULX. Показано, что различие в темпах аккреции и прочих параметрах течения будет проявляться в первую очередь в ультрафиолетовом и экстремальном ультрафиолетовом диапазонах, в то время как в рентгеновском диапазоне спектр близок к спектру "слим-диска" и вполне подходит для описания спектров ULX. Важную роль играет эффект самопрогрева диска, за счет которого наблюдаемый поток возрастает в несколько раз, а температура - примерно на 20-30%. Наблюдательные данные неплохо объясняются, если считать, что канал внутри прозрачен - в нем отсутствует внутренняя фотосфера (Fabrika 2004), а также что существует некоторое пожестчение спектра (хардеиинг-фактор

В главе 6 свойства туманностей ULX объясняются в рамках единой модели эволюции источника и возмущенной им межзвездной среды. Показано, что на начальной стадии наблюдается фотоионизован-ная HII-область высокого возбуждения, на поздних стадиях основной вклад дает излучение радиативной оболочки, выдутой ветром и струями. Морфология оболочки зависит от плотности межзвездной среды. Показано, что крупнейшие оболочки ULX имеют динамические возраста порядка миллиона лет, что дает представление о времени существования ULX. Приводятся независимые аргументы (распределение оболочек на диаграмме размер - скорость расширения) в пользу того, что оболочки ULX возникают вследствии непрерывной активности центральных источников, а не в результате единовременных катастрофических выбросов вещества и энергии (модель "гиперновой").

На защиту выносятся:

- результаты спектрофотометрии 8 туманностей, связанных с ультраяркими рентгеновскими источниками; вывод о наличии двух источников энергии, возбуждающих туманность, - излучения центрального источника и ударных волн;

- глубокий анализ наблюдательных свойств туманности MF16, связанной с NGC6946 ULX1; вывод о высоких светимостях ультраярких рентгеновских источников в ультрафиолетовом диапазоне;

- анализ звездного населения скопления, связанного с NGC7331 X-1; оценка параметров звездного населения и вывод о наличии избытка в эмиссионных линиях, связанного с ультраярким рентгеновским источником;

- исследование кинематики комплекса туманностей МН9/10/11, связанного с HoIX Х-1, по данным наблюдений со сканирующим интерферометром Фабри-Перо;

- расчет распределения энергии в спектре капала сверхкритического аккреционного диска; сравнение с наблюдательными данными по ULX.

Научная новизна

- впервые показано, что ULX могут возникать в очень молодом (4 ч- 5 миллионов лет) звездном населении

- показано, что в областях звездообразования, связанных с ультраяркими рентгеновскими источниками, может быть выделен избыток в эмиссионных линиях, который можно отнести на счет механической или ультрафиолетовой светимости источника

- впервые показано, что внутренние части оболочечных туманностей ультраярких рентгеновских источников характеризуются небулярными спектрами высокого возбуждения

- посредством панорамной спектроскопии высокого разрешения (Scorpio в режиме сканирующего интерферометра Фабри-Перо) туманность МН9/10/11 разделена на области с разными источниками возбуждения, оценена скорость расширения оболочки МН9/10

- показано, что в туманностях ULX MF16 и МНИ, а также HII-области, связанной с HoII Х-1, существуют области, возбуждаемые ЭУФ излучением центрального источника, необходимое число фотоионизующих квантов S ~ Ю50 эрг с"1

- получено решение для диффузионного переноса излучения в ветре сверхкритического аккреционного диска, предсказывающее распределение энергии в спектрах ультраярких рентгеновских источников, согласующееся с данными рентгеновской спектроскопии и оценками темпов производства ионизующих квантов для фотоионизованных туманностей ULX

- показано, что диапазон наблюдательных свойств туманностей ULX может быть объяснен в рамках единой модели эволюции объекта типа SS433 в межзвездной среде в течение времени около миллиона лет

Вклад автора

Автор участвовал в большей части наблюдений. Вся обработка, за исключением данных ИФП, производилась автором. Автор также существенно доработал и переработал системы редукции MPFS и Scorpio и написал множество собственных программ для анализа и моделирования данных. Пакет MPFS дорабатывался совместно с А. В. Шипули-ным. Пакет автоматической обработки длиннощелевых спектров Score , написанный в соавторстве с О. В. Марьевой (также использующего процедуры, написанные В. Л. Афанасьевым и А. В. Моисеевым), сейчас используется как в ЛФЗ, так и за ее пределами. Фотоионизацион-пое моделирование и интерпретация результатов, а также разработка модели сверхкритического канала в ее теперешнем виде (диффузионный подход) принадлежат автору.

Публикации по теме

• Abolmasov, P., Fabrika, S., Sholukhova, О. & Afanasiev, V. "Spectroscopy of optical counterparts of ultraluminous X-ray sources" 2007, Astrophysical Bulletin, 62, 36 (astro-ph/0612765)

• Abolmasov, P. K., Swartz, D. A., Fabrika, S., Ghosh, Kajal K., Sholukhova, 0. & Tennant, Allyn F. "Optical Spectroscopy of the Environment of a ULX in NGC 7331" 2007, ApJ, 668, 124 (astro-ph/0707.2099)

• Abolmasov, P., Fabrika, S., Sholukhova, O. & Kotani, T. "Optical Spectroscopy of the ULX-Associated Nebula MF16" 2008, arXiv:0809.0409 (submitted to PASJ)

• Abolmasov, P., Fabrika, S. & Sholukhova, O. 2006, in "Science Perspectives for 3D Spectroscopy", Eso Astrophysics Symposia European Southern Observatory, Volume . ISBN 978-3-540-73490-1. Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2007, p. 327 (astro-ph/0602369)

• Abolmasov, P. & Moiseev, A., "Kinematics of the Nebular Complex MH9/10/11 Associated with HoIX X-l" 2008, RevMexAA, 44, 301309 (astro-ph/0806.4527)

• Фабрика С. H., Аболмасов П. К., Карпов С. В., Шолухова О. Н. и Гош К. К. "Ультраяркие рентгеновские источники в галактиках микроквазары или черные дыры промежуточных масс" 2006, Успехи Физических Наук, 176, 339-344

• Abolmasov, P., Karpov, S. & Kotani, Т. "Structure and Observational Properties of Supercritical Accretion Discs with Optically-Thick Outflows" 2008, arXiv:0809.0917

• Abolmasov P. "Ultraluminous X-ray Sources and Their Nebulae" 2008, accepted for publication in proceedings of "Cool Discs, Hot ■ Flows: The Varying Faces of Accreting Compact Objects", conference held in Funasdalen, 23-29 March 2008, ed. M. Axelsson (astro-ph/0808.0898)

Апробация работы

Все основные результаты опубликованы. Результаты работы были апробированы на трех конкурсах-конференциях САО (2006-2008, причем на конкурс 2008 года представлено две работы), на международных конференциях в Гархинге (октябрь 2005) и Фунесдалене (март 2008), а также на Генеральной Ассамблее MAC в 2006 году. Делались доклады на астрофизическом семинаре САО, на семинарах в университете Оулу, Токийском Технологическом институте (TokyoTech), институте RIKEN (Токио) и университете Киото.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Аболмасов, Павел Константинович

6.6 Выводы

Наблюдательные свойства оболочек ULX свидетельствуют в пользу того, что источники их энергии действуют непрерывно и скорее могут быть отождествлены с ветровой/струйной активностью центральных объектов, чем с единичными взрывами "гиперновых". Предсказан класс обол очечных туманностей, связанных с ULX на больших наклонениях, в качестве таких объектов предлагаются "остатки гиперновых" в М101. В главе показано, что простой анализ возмущения межзвездной среды объектом типа SS433 позволяет объяснить множество свойств туманностей ULX, таких как сосуществование различных механизмов возбуждения и прогрева среды, изменение морфологии в зависимости от возраста и плотности среды.

Заключение

Природа ультраярких рентгеновских источников остается не до конца ясной и нуждается в дальнейшем исследовании. Непонятно также, насколько однородным классом объектов они являются. В настоящей диссертации была рассмотрена выборка ULX, связанных с яркими оптическими туманностями и молодыми звездными скоплениями, поэтому приводимые выводы могут относиться только к части объектов.

Показано, что ультраяркие рентгеновские источники могут быть связаны с очень молодым (несколько миллионов лет) звездным населением (глава 2), что заставляет связать их с массивными звездами, потенциально эволюционирующими в черные дыры. В разных случаях ULX отождествляется с населением возрастом от 4 (Ramsey et al. 2006; Abolmasov et al. 2007b) до 10 (Soria et al. 2005) миллионов лет.

Нами было также показано (Abolmasov et al. 2007а), что туманности ULX можно условно разделить на два класса (глава 1): НП-области высокого возбуждения и оболочки. Условность такой классификации заключается в том, что каждая туманность имеет свойства как одного, так и другого класса. Так, в оболочечпых туманностях как правило в центре наблюдается компактная область, в которой излучается небулярная эмиссия Не IIA4686. В случае сложной туманности, связанной с HoIX Х-1, пространственно разделяются туманности с различными источниками ионизации и возбуждения (глава 4): оболочка, возбуждаемая ударными волнами, МН9/10 и область разреженного газа, ионизуемая центральным источником. 1

Посредством оценок чисел ионизующих квантов и фотоионизационного моделирования автором показано (главы 3 и 4), что рентгеновские источники NGC6946 ULX-1 (Abolmasov et al. 2008b, 2006), HoIX X-l (Abolmasov &; Moiseev 2008) и HoII X-l являются также мощными источниками экстремального ультрафиолетового излучения со светимостями Ю39-=-Ю40 эрг с-1. Показано, что распределение энергии в спектре лучше объясняется моделями сверхкритических аккреторов, чем аккрецией на черные дыры промежуточных масс.

Использование аналогии с единственным галактическим примером тесной двойной в режиме постоянной сверхкритической аккреции, SS433, и модели канала сверхкритического аккреционного диска (главы 5 и 6) позволяет объяснить основные свойства как фотоиони-зованных, так и оболочечных туманностей ULX.

Автор благодарит С. Фабрику за предложенную тему работы; А. Моисеева, С. Карпова, Ю. Поутанена, Т. Котани и Д. Шварца за сотрудничество. Также выражаю благодарность Дж. Кацу, Ф. Гризе, Г. Ферланду, О. Сильченко за ценные обсуждения и предоставленную информацию. Отдельно хочется поблагодарить О. Марьеву за моральную поддержку и помощь в работе над текстом.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Аболмасов, Павел Константинович, 2008 год

1. Abolmasov, P. 2008, in Proceedings of the Conference: Cool discs, hot flows: The varying faces of accreting compact objects, 24 29 March 2008, Funasdalen, ed. M. Axelsson (New York: AIP), submitted for inclusion; astro-ph/0808.0898 (6 pages)

2. Abolmasov, P., Fabrika, S. к Sholukhova, O. 2006, in "Science Perspectives for 3D Spectroscopy", Eso Astrophysics Symposia European Southern Observatory, Volume . ISBN 978-3-540-73490-1. Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2007, p. 327-331

3. Abolmasov, P., Fabrika, S., Sholukhova, O. & Afanasiev, V. 2007, Astro-physical Bulletin, 62, N1, 36-51

4. Abolmasov, P., Swartz, D., Fabrika, S. et al.2007, ApJ, 668, 124-129

5. Abolmasov, P., Karpov, S. к Kotani, T. 2008a, arXiv:0809.0917 (30 pages)

6. Abolmasov, P., Fabrika, S., Sholukhova, O. к Kotani, T. 2008b, arXiv:0809.0409 (submitted to PASJ, 24 pages)

7. Abolmasov, P. к Moiseev, A. 2008, RevMexAA, 44, 301-309 (astro-ph/0806.4527)

8. Abrarnowicz, M. A., Calvani, M. к Nobili, L. 1980, ApJ, 242, 772-788

9. Abramowicz, M. A., Czerny, В., Lasota, J. P. к Szuszkiewicz, E. 1988, ApJ, 332, 646-658

10. Afanasiev V.L., Dodonov S.N., Moiseev A.V., 2001, in Stellar dynamics: from classic to modern, eds. Osipkov L.P., Nikiforov I.I., Saint Petersburg, 103-109

11. Afanasiev, V. к Moiseev, A. 2005, Astronomy Letters, 31, 194-204

12. Aldcroft, T. L., Karovska, M., Cresitello-Dittmar, M. L., Cameron, R. А. к Markevitch, M. L. 2000, Proc. SPIE Vol. 4012, p. 650-657, X-Ray Optics, Instruments, and Missions III, Joachim E. Truemper; Bernd Aschenbach; Eds.

13. Allen, M. G., Dopita, M. А. к Tsvetanov, Z. I. 1998, ApJ, 493, 571-582

14. Avedisova, V. S. 1972, Soviet Astronomy, 15, 708-712

15. Baldwin, J. A., Phillips, M. M. к Terlevich, R. 1981, PASP, 93, 5-19

16. Baldwin, J. A., Ferland, G. J., Martin, P. G., Corbin, M. R., Cota, S. A., Peterson, В. M. к Slettebak, A. 1991, ApJ, 374, 580-609

17. Bash, F. N. к Kaufman, M. 1986, ApJ, 310, 621-636

18. Bauer, F. E. к Brandt, W. N. 2004, ApJL, 601, 67-70

19. Begelman, M. C. 2002, ApJL, 568, 97-100

20. Begelman, M. С. к Cioffi D. F. 1989, ApJL, 345, 21-24

21. Berghea, С. Т., Weaver, К. A., Colbert, Е. J. М. к Roberts, Т. Р. 2008, ApJ accepted; astro-ph/0807.1547 (38 pages)

22. Blair, W. P. к Fesen, R. A. 1994 ApJL, 424, 103-106

23. Blair, W. P., Fesen, R. A. к Schlegel, E. M. 2001 The Astronomical Journal, 121, 1497-1506

24. Blundell, К. M., Mioduszewski, A. J. к Muxlow, T. W. B. 2001, ApJL, 562, 79-82

25. Borozdin, K., Revnivtsev, M., Trudolyubov, S., Shrader, C. к Titarchuk, L. 1999, ApJ, 517, 367-380

26. Braun, R. к Walterbos, R. A. M. 1993, A&ASS, 98, 327-364

27. Brinkmann, W., Pratt, G. W., Rohr, S., Kawai, N. к Burwitz, V. 2007, А к A, 463, 611-619

28. Cardelli, J. A., Clayton, G. С. к Mathis, J. S. 1998 ApJ, 345, 245-256

29. Carpano, S., Pollock, A. M. Т., Wilms, J., Ehle, M. к Schirmer, M. 2007, А к A Letters, 461, 9-12

30. Carpano, S., Pollock, A. M. Т., King, A. R., Wilms, J. к Ehle, M. 2007, А к A Letters, 471, 55-58

31. Castor, J., McCray, R. к Weaver, R. 1975, ApJL, 200, 107-110

32. Cherepashchuk, A. M. 1995, Space Science Reviews, 74, 313-324

33. Chen, C.-H. R., Chu, Y.-H., Gruendl, R., Lai, S.-P. к Wang, Q. D. 2001, AJ, 123, 2462-2472

34. Clarkson, W. I., Charles, P. А., Сое, M. J., Laycock, S., Tout, M. D. к Wilson, C. A. 2002, MNRAS, 339, 447-4541. Jl

35. Colbert, E. J. M. к Miller, E. C., 2005, in The Tenth Marcel Grossmann Meeting Eds.: Mario Novello; Santiago Perez Bergliaffa; Remo Ruffini. p.530-549; astro-ph/0402677

36. Coluzzi, R. 1996 Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires, 48, 15-18

37. Conty, P.S., Leep, M.E. к Perry, D.N. 1983 ApJ, 268, 228-245

38. Cropper, M., Soria, R., Mushotzky, R. F., Wu, K. Markwardt, С. B. к Pakull, M. 2004, MNRAS, 353, 1024-1024

39. Crowther, P. 2007, ARA&A, 45, 177-219

40. De Gioia-Eastwood, K., Grasdalen, G., L., Strom, S. E. к Strom, К. M. 1984, ApJ, 278, 564-574

41. De Vaucouleurs, G. 1978 ApJ, 224, 710-717

42. Dolan J. F., Boyd P. Т., Fabrika S. et al.1997 A&A, 327, 648-655

43. Dopita, M. А. к Sutherland, R. S. 1996, ApJSS, 102, 161-188

44. Dopita, M. А. к Sutherland, R. S. "Astrophysics of the diffuse universe" 2003, Berlin, New York: Springer. Astronomy and astrophysics library. 440 pages

45. Dunne, В. C., Gruendl, R. А. к Chu, Y.-H. 2000, AJ, 119, 1172-1179van Dyk, S. D., Sramek, R. A., Weiler, K. W. 1994, ApJ, 425, 77-79

46. Eastman, R. G., Schmidt, В. P., к Kirshner, R. 1996, ApJ, 466, 911-937

47. Eggum, G.E., Coroniti, F.V. к Katz, J.I. 1985, Astrophysical Journal, 330, 142-167

48. Evans, I., Koratkar, A., Allen, M., Dopita, M., Tsvetanov, Z. 1999 ApJ, 521, 531-546

49. Fabbiano, G. 1989, ARA&A, 27, 87-138

50. Fabian, А. С. к Terlevich, R. 1996 MNRAS, 280, L5-8

51. Fabrika, S. Supercritical disk and jets of SS433 2004, ASPR, vol. 12, p. 1-152

52. Fabrika, S., Mescheryakov A. 2001. In: Galaxies and their Constituents at the Highest Angular Resolution, IAU Symp. N205, ed. R.T. Schilizzi, p. 268-269

53. Fabrika, S. N., Abolmasov, R K., Karpov, S. V., Sholukhova, O. N. к Ghosh, К. K. 2006, Physics Uspekhi, 49, 20-25

54. Fabrika, S. к Abolmasov, P. 2007, In: Science Perspectives for 3D Spectroscopy, Eso Astrophysics Symposia European Southern Observatory, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2007, p. 309-313; astro-ph/0602364

55. Feldmeier, J. J., Ciardullo, R. к Jacoby, G. H. 1997, Astrophysical Journal, 479, 231-243

56. Feng, H. к Kaaret, P. 2008, ApJ, 669, 106-108

57. Feng, H. к Kaaret, P. 2008, ApJ, 675, 1067-1075

58. Ferland, G. J., Korista, K.T., Verner, D.A., Ferguson, J.W., Kingdon, J.B. к Verner, E.M. 1998, PASP, 110, 761-778

59. Ferrarese, L., Mould, J. R., Kennicutt, R. C., et al. 2000, ApJ, 529, 745-767

60. Filippenko, A. V. 1982, PASP, 94, 715-721

61. Gaetz, T. J., Edgar, R. J., Jerius, D. H., Zhao, P. к Smith, R. K. 2004, In: X-Ray and Gamma-Ray Instrumentation for Astronomy XIII. Edited by Flanagan, Kathryn A., Siegmund, Oswald H. W. Proceedings of the SPIE, Volume 5165, pp. 411-422 (2004)

62. Garcia-Gomez, C., Athanassoula, E. к Barber, C. 2002, A & A, 389, 68-83

63. Gebhardt, K., Rich, R. M. к Ho, L. C. 2005, ApJ, 634, 1093-1102

64. Gerssen, J., van den Marel, R. P., Gebhardt, K., Peterson, R. С. к Pryor, C. 2002, ApJ, 124, 3270-3288

65. Giacconi, R., Branduardi, G., Briel, U. et al. 1979, ApJ, 230, 540-550

66. Gorenstein, P. 1975, ApJ, 198, 95-101

67. Grise, F., Pakull, M. W. к Motch, C. 2006, in Populations of High Energy Sources in Galaxies, IAU Symposium 230, ed. E. J. A. Meurs к G. Fabbiano (Cambridge : Cambridge University Press); astro-ph/0603768 (2 pages)

68. Hamann, W.-R., Koesterke, L. к Wesselowski, U. 1995, a, 299, 151-162

69. Holt, S. S., Schlegel, M. E., Hwang, U. к Petre, R. 2003 ApJ, 588, 792-800

70. Hughes, S. M. G., Han, M., Hoessel, J. et al.1998, Astrophysical Journal, 501, 32-53

71. Hutchings, J. B. 1976, ApJL, 204, 99-1021.win, J. к Brink, T. 2007, American Astronomical Society, AAS Meeting #211, #03.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p.723-723

72. Jones, A. P., Tielens, A. G. G. M., Hollenbach, D. J. к McKee, C. F. 1994, ApJ, 433, 797-810

73. Kaaret, P., Ward, M. J., к Zezas, A. 2004, MNRAS, 351, 83-88

74. Каплан, С. А., Пикельнер С. Б. Физика межзвездной среды. Москва, Наукаб 1979. 592 стр.

75. Karachentsev, I. D., Sharina, М. Е. к Huchtmeier, W. К. 2000, А&А, 362, 544-556

76. Karachentsev, I. D. к Kasparova, А. К. 2005, Astronomy Letters, 31, 152159

77. Kartasheva, Т. A., Chunakova, N. М. 1978, Astrof. Issled. Izv. Spets. Astr. Obs., 10, 44

78. Kassim, N. E. 1989, ApJ, 347, 915-924

79. Katz, J. 1986, Comments Astrophys., 11, 201-211

80. King, A. R., Davies, M. В., Ward, M. J., Fabbiano, G. к Elvis, M. 2001, ApJ, 552, 109-112

81. Kirshner, R. P. к Chevalier, R. A. 1980, ApJL, 242, 77-81

82. Koo, B.-C. к McKee, C. F. 1992, ApJ, 388, 93-102

83. Koerding, E., Falcke, H., Markoff, S., Fender, R. 2002, А к A, 382, 13-16

84. Kuntz, K. D., Gruendl, R. А. к Chu, Y.-H. et al. 2005, ApJ, 620, 31-34

85. Лозинская T.A. Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики 1986, М: Наука. 204 стр.1.zinskaya, Т. А. к Moiseev, А. V. 2007, MNRAS Letters, 381, 26-29

86. Maciejewski, W. к Cox, D. P. 1999, ApJ, 511, 792-797 Madau, P. к Rees, M. J. 2001, ApJL, 551, 27-30

87. Makarova, L. N., Grebel, E. K., Karachentsev, I. D. et al.2002, А к A, 396, 473-487

88. Makarova, L. N., Grebel, E. K. , Karachentsev, I. D. et al. 2003, Ap&SS, 285, 107-111

89. Martin, C. et al., 2005, ApJL, 619, 1-6

90. Matonick, D. M., Fesen, R. A., 1997 ApJSS, 112, 49-107

91. Matonick, D. M., Fesen, R. А. к Blair, W. P. 1997, ApJSS, 113, 333-352

92. Mac Low, M. M., MacCray, R. к Norman, M. L. 1989, ApJ, 337, 141-154

93. McKee, C. F. к Cowie, L. L. 1975, ApJ, 195, 715-725

94. Miller, С. M. к Hamilton, D. P. 2002, MNRAS, 330, 232-240

95. Miller, B. W., Hodge, P. 1994 ApJ, 427, 656-675

96. Miller, B. W. 1995, ApJL, 446, 75-78

97. Miller, N. A., Mushotzky, R. F. к Neff, S. G. 2005, ApJ, 623, 109-112

98. Mineshige, S. 1993, Astrophysics and Space Science, 210, 83-103

99. Mineshige, S., Hirano, A., Kitamoto, S., Yamada, Т. к Fukue, J. 1994, ApJ, 426, 308-312

100. Mitsuda, K., Inoue, H., Koyama, K. et al. 1984, PASJ, 36, 741-759

101. Moiseev, A. V. 2002, Bullletin SAO, 54, 74-88; astro-ph/0211104

102. Moiseev, A. V., Egorov O.V., 2008, Astrophysical Bulletin, 63, 181-192

103. Monet. D.G., Levine, S.E., Canzian, B. et al. 2003, AJ 125, 984-993

104. Nilakshi, S. R., Pandey, А. К. к Mohan, V. 2002, A&A, 383, 153-162

105. Noyola, E., Gebhardt, К. к Bergmann, M. 2008, ApJ, 676, 1008-1015

106. Ohsuga, K., Mori, M., Nakamoto, Т. к Mineshige, S. 2005, ApJ, 628, 368-381

107. Okajima, Т., Ebisawa, K., Kawagnchi, T. 2007, ApJL, 652, 105-108 Оке, J. В. к Gunn, J. E. 1983, ApJ, 266, 713,717 Оке, J. B. 1990, AJ, 99, 1621-1631 Okuda T. 2002, PASJ, 54, 253-266

108. Osterbrock, D. E. к Ferland, G. "Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei" 2006, 2nd. ed. by D.E. Osterbrock and G.J. Ferland. Sausalito, OA: University Science Books, 2006. 461 pages

109. Pakull, M.W. к Grise, F. 2008, in "A Population Explosion: The Nature and Evolution of X-ray Binaries in Diverse Environments", 28 Oct. 2 Nov. 2007, St. Petersburg Beach, FL R. M. Bandyopadhyay, S. Wachter, D. Gelino, к С. R. Gelino, eds. pp.293-297

110. Pakull, M.W. к Mirioni, L. 2003, in Winds, Bubbles, and Explosions: a conference to honor John Dyson, RevMexAA (Serie de Conferencias) 15, 197-199, ed. J. Arthur к W. J. Henney

111. Pakull, M.W., Grise, F., Motch, C. 2006, in Populations of High Energy Sources in Galaxies, IAU Symposium 230, ed. E. J. A. Meurs к G. Fabbiano (Cambridge : Cambridge University Press); astro-ph/0603771; 4 pages

112. Parola, V., Peres, G., Fabbiano, G., Kim, D. W. к Bocchino, F. 2001, ApJ, 556, 47-58

113. Petit, H. 1998, Astronomy к Astrophysics Supplement Series, 131, 317-318

114. Pilyugin, L. S., Thuan, L. X. к Vi'lchez, J. M. 2003, A&A, 397, 487-517

115. Podsiadlowski, Ph., Rappaport, S. к Han, Z. 2003, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 341, 385-404

116. Poutanen, J., Lipunova, G., Fabrika, S., Butkevich, A. к Abolmasov, P. 2007, MNRAS, 377, 1187-1194

117. Preite-Martinez, A. к Pottasch, S. R. 1983, A&A, 126, 31-44

118. Ramsey, C. J., Williams, R. M., Gruendl, R. A., Chen, C.-H. R., Chu, Y.-H. к Wang, Q. D. 2006, ApJ, 641, 241-251

119. Richer, M. G. к McCall, M. L. 1995, ApJ, 445, 642-659

120. Roberts, Т. P. к Colbert, E. J. M. 2003 MNRAS, 341, 49-54

121. Roberts, T. P., Goad, M. R., Ward, M. J. к Warwick, R. S. 2003, MNRAS, 342, 709-714

122. Roberts, T. P. 2007, ApJSS, 311, 203-212

123. Rodriguez, M. 2002, А к A, 389, 556-567

124. Rosado, M., Ghosh, К. К. к Fuentes-Carrera, I. 2008, ApJ, 136, 212-220; astro-ph/0803.3003

125. Rowan, Т. 1990. PhD Thesis; 111 pages

126. Saha, A., Claver, J., Hoessel, J. G. 2002, Astronomical Journal, 124, 839861

127. Sanchez, S. F. 2006, Astronomische Nachrichten, 327, 850-861

128. Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G. к Maeder, A. 1992, A&ASS, 96, 269-331

129. Schlegel, D. J. 1994, ApJL, 424, 99-102

130. Schlegel, E. M., Petre, R. к Colbert, E. J. M. 1996, ApJ, 456, 187-193 Schlegel, D. J., Finkbeiner, P. F. к Davis, M. 1998, ApJ, 500, 525-553 Shakura, N. I. к Sunyaev, R. A. 1973, A&A, 24, 337-355 Shaviv, N. 2001, MNRAS, 326, 126-146

131. Shaw, R. А. к Dufour, R. J. 1994, Astronomical Data Analysis Software and Systems III, A.S.P. Conference Series, Vol. 61, 1994, Dennis R. Crabtree, R.J. Hanisch, and Jeannette Barnes, eds., p. 327-330

132. Shklovskii, I.S. 1981, Sov. Astron. 25, 315-319

133. Sil'chenko, О. K. 1999, AJ, 118, 186-196

134. Soria, R., Cropper, M., Pakull, M., Mushotzky, R., Wu, K. 2005, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 356, 12-16

135. Soria, R., Fender, R. P., Hannikainen, D. C., Read, A. M. к Stevens, I. R. 2006, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 368, 1527-1539

136. Soria, R. к Kuncic, Z. 2007, Advances in Space Research, 42, 517-522; arXiv:0705.1374vl

137. Stetson, P. В., Saha, A. к Ferrarese, L. 1998, ApJ, 508, 491-517

138. Stoy, R. H. 1933, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 93, 588598

139. Swartz, A. D. 2006, ApJL, 651, 21-23

140. Swartz, A. D., Ghosh, К. K., Tennant, A. F. к Wu, K. 2004 ApJSS, 154, 519-539

141. Terashima, Y., Inoue, H., Wilson, A. S. 2006, Astrophysical Journal, 645, 264-270

142. Tully, B. "Nearby Galaxies Catalog" 1988, Cambridge, Cambridge University Press; 310 pages

143. Tully, R. В., Shaya, E. J., Pierce, M. J. 1992, Astrophysical Journal Supplement Series, 80, 479-499

144. Turner, M. J. L., Abbey, A., Arnaud, M., et al. 2001, A&AL, 365, 27-35

145. Van den Bergh, S. 1980, ApJL, 236, 23

146. Van den Heuvel, E. P. J. 1981, Vistas in Astronomy, 25, 95

147. Van Zee, L. к Haynes, M. P. 2006, ApJ, 636, 214

148. Vazquez, G. А. к Leitherer, C. 2005, ApJ, 621, 695-717

149. Velazquez, P. F. к Raga, A. C. 2000, А к A, 362, 780

150. Velusamy, Т. к Kundu, M. R. 1974, А к A, 32, 375-390

151. Vierdayanti, К., Mineshige, S., Ebisawa, K. к Kawaguchi, T. 2006, PASJ, 58, 915-923

152. Wang, Q. D. 1999, Astrophysical Journal Letters, 517, 27-L30

153. Watarai, K.-y., Ohsuga, K., Takahashi, R. к Fukue, J. 2005, PASJ, 57, 513-524

154. Yungelson, L. R. 2008, Highlights in Astronomy, 14, 210-210

155. Yungelson, L. R., van den Heuvel, E. P. J., Vink, Jorick S., Portegies Zwart, S. F. к de Koter, A. 2008, А к A, 477, 223-237

156. Zavala, J., Velazquez, P. F., Cerqueira, A. H. к Dubner, G. M. 2008, MNRAS, 387, 839-844

157. Zealey, W. J., Dopita, M. A., Malm, D. F. 1980 MNRAS, 192, 731-743

158. Zezas. A., Fabbiano, G., Rots, A. H., Murray, S. S. 2002, Astrophysical Journal, 577, 710-725