СИМБИОТИЧЕСКИЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ
В ГАЛАКТИКЕ
© 2015 г. А. Г. Куранов*, К. А. Постнов
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Астрономический институт им. П.К. Штернберга Поступила в редакцию 28.10.2014 г.
Методом популяционного синтеза изучается эволюция симбиотических рентгеновских двойных в Галактике. Показано, что учет нестационарности режима квази-сферической дозвуковой аккреции из звездного ветра гиганта на медленно вращающиеся нейтронные звезды в этих источниках позволяет описать их наблюдаемое положение на диаграмме период вращения нейтронной звезды — рентгеновская светимость в широком диапазоне параметров звездного ветра. Полученные распределения источников по орбитальным периодам, периодам вращения нейтронных звезд и рентгеновским светимостям могут быть использованы при анализе данных наблюдений галактических источников в диапазоне светимостей ~1032—1036 эрг/с в планирующемся обзоре всего неба СРГ/eROSITA.
Ключевые слова: рентгеновские источники, маломассивные двойные системы, аккреция.
DOI: 10.7868/80320010815040063
1. ВВЕДЕНИЕ
Симбиотические рентгеновские двойные системы (СРД, SyXB) представляют собой подкласс маломассивных рентгеновских двойных систем, в которых аккреция на компактный компонент (нейтронную звезду, НЗ) происходит из вещества маломассивной оптической звезды на стадии после стадии главной последовательности (гиганта позднего спектрального класса). Аккреция может происходить как из относительно медленного звездного ветра гиганта (уш ~ 100 км/с), так и при заполнении гигантом полости Роша. В настоящее время известно около десятка галактических СРД (см. табл. 1). Эти источники характеризуются относительно невысокой рентгеновской светимостью Ьх ~ 1034—1036 эрг/с и демонстрируют вспышеч-ную активность, типичную для нейтронных звезд, аккрецирующих из звездного ветра. Относительная слабость и нестационарность источников затрудняет анализ данных о вращении нейтронной звезды, поэтому периоды вращения НЗ Р* в СРД измерены только у нескольких систем (см. табл. 1). Периоды вращения лежат в диапазоне от нескольких сотен до нескольких тысяч секунд, что связано с характером аккреции из звездного ветра на замагниченную НЗ (см. ниже). Орбитальные периоды этих источников, измеренные в нескольких
Электронный адрес: alexandre.kuranov@gmail.com
случаях, порядка месяцев и достигают нескольких лет (в случае GX 1 + 4).
Эволюция галактических СРД происходит по стандартному сценарию для маломассивных рентгеновских двойных систем и подробно моделировалась методом популяционного синтеза в нашей работе (Лю и др., 2012). В этой работе к эволюции маломассивных систем был добавлен подробный учет вращательной эволюции замагничен-ных нейтронных звезд (код "Машина Сценариев", Липунов и др., 2009), адаптированный к широко используемому коду популяционного синтеза BSE (Херлей и др., 2002). Было показано, что наблюдаемые свойства источников (в частности, положение на диаграмме период вращения НЗ — светимость P* — Lx) качественно воспроизводятся в рамках стандартной модели, если учесть особенности аккреции вещества на НЗ из звездного ветра. А именно, при темпах аккреции на медленно вращающуюся НЗ (P* > 100 c) ниже Mcr ~ 4 х х 1016 г/с (что соответствует рентгеновской светимости с поверхности НЗ Lcr ~ 4 х 1036 эрг/с) должен устанавливаться режим дозвукового оседания вещества на магнитосферу НЗ (settling accretion) (Шакура и др., 2012, 2013а, 2014а). Газ, нагретый в лобовой ударной волне, образующейся в зведном ветре при движении НЗ, не успевает остывать, так что над магнитосферой образуется горячая (с температурой порядка вириальной, T — - GM/RRm - 50(Rm/(109 см) кэВ) конвективная
Таблица 1. Параметры наблюдаемых СРД
СРД P*, с Porb, ДНИ Ьх,эргс 1 Расстояние, Kpc Спектральный класс
GX 1+4 120W 1161(2) 1035—io36(3) 4.3(2) M5 III
4U 1954+31 ~183(X)(4) ? 4 x 1032-1035(5) 1J(5) M4 III(5)
4U1700+24 ? 404(6) 2 x 1032 —1034(7) 0.42(5) M2 III(6)
SctX-1 113(?) ? 2 x 1034(7) >4(7) Late K/early M I-III
IGR J16194-2810 ? ? <7 x 1034(g) <3.7(g) M2 III
IRXS J180431.1-273932 494(9) ? <6 x 1034(9) io(0)? M6III(9)
IGR J16358-4724 5850(10) ? 3 x 1032 - 3 x 1036(n) 5-6; 12—13(14) K-M III(13)
IGR J16393-4643 g12(12,15) 50.2(13) ? ~io(12) K-MIII(13)
2XMM J174016.0-290337 626(16) ? ~3 x 1034(16) ~8.5(16) K1 III(16)
CGCS 5926 ? ~151(17) <3 x 1032(17) 5(ir) c(17)
CXOGBS J 173620.2-293338 ? ? x 1032(18) ? ?
XTE J1743-363 ? ? ? ? M8III(19)
Примечание. В столбцах приводятся название источника, период вращения НЗ Р* (с), орбитальный период Р0Гь, рентгеновская светимость Ьх, расстояние от солнца, спектральный класс компаньона. Ссылки: (1) — Чакрабати и Роше 1997; (2) — Хинкле и др. 2006; (3) — Гонсалес-Галан и др. 2012; (4) — Коберт и др. 2008; (5) — Масетти и др. 2006; (6) — Масетти и др. (7) — Каплан и др. 2007; (8) - Масетти и др. 2007; (9) - Нукита и др. 2007; (10) - Пател и др. 2004; (11) - Пател и др. 2007; (12) - Бодагжи и др. 2006; (13) - Несполи и др. 2010; (14) - Лутовинов и др. 2005; (15) - Томпсон и др. 2006; (16) - Фаррел и др. 2010; (17) -Масетти и др. 2011; (18) - Хайнс и др. 2014; (19) - Боззо и др. 2013.
оболочка. В этом режиме темп аккреции сквозь горячую квазисферическую оболочку над магнитосферой (и, следовательно, наблюдаемая рентгеновская светимость источника) определяется темпом охлаждения плазмы в пограничном слое вблизи магнитосферной границы. Охлаждение плазмы происходит за счет комптоновских процессов при взаимодействии рентгеновских фотонов, излучаемых аккрецирующей центральной НЗ или радиационного охлаждения. Последнее может быть эффективно при достаточно низких темпах аккреции или если диаграмма направленности рентгеновского излучения становится карандашной (pencil-beam), узко направленной в область магнитосфер-ного каспа (Шакура и др., 2013б). Таким образом, в этом режиме квазисферической аккреции темп аккреции на НЗ определяется соотношением Mx ~ ~ (tcool/tff )1/3Mb < MIß, где tcool - характерное время охлаждения плазмы вблизи магнитосферы, tff - характерное время свободного падения на
данном радиусе, Мв — (2СМ/уШ)ршУш - классический темп аккреции Бонди из звездного ветра со скоростью уш и плотностью рш.
Низкое состояние источника со светимостью Ьх ~ 1034 эрг/с в режиме оседания из-за радиационного охлаждения плазмы достаточно устойчиво (в отличие от режима комптоновского охлаждения - чем больше фотонов, тем быстрее охлаждается плазма); дополнительную устойчивость придает нагрев из-за турбулентной диссипации оболочке (см., например, реалистичность такого равновесия в газе скоплений галактик (Журавлева и др., 2014)). Дальнейшее развитие теории квазисферической дозвуковой аккреции на медленно вращающиеся магнитосферы нейтронных звезд (Шакура и др., 2014б) привело к пониманию, что горячие квазисферические оболочки иногда могут быть неустойчивы, если в аккрецируемой плазме звездного ветра присутствует крупномасштабное магнитное поле (что реально наблюдается
в солнечном ветре). При благоприятных обстоятельствах такое поле может привести к перезамыканию магнитных силовых линий вблизи магнитосферы, что будет способствовать свободному входу даже горячей плазмы в магнитосферу (см. обсуждение в Шакура и др., 2014б). При этом развивается вспышка с характерной длительностью порядка времени свободного падения с радиуса захвата Бонди Ев = 2GM/vW — 2 х х 1012[ см] (vw/107 см/с), т.е. iflare - К%2/л/СМ ~
~ 105[ c] (Ев/1012 см)3/2. Во вспышке рентгеновская светимость увеличивается до величин, определяемых темпом сверхзвуковой аккреции Бонди, т.е. Lgare — 0.lMв с2, где с — скорость света. Эта модель может объяснить наблюдаемые свойства ярких вспышек в транзиентных рентгеновских источниках со сверхгигантами (SFXT) (Шакура и др., 2014б). Существенно, что в этой картине период вращения НЗ определяется низким темпом аккреции в спокойном состоянии (т.е. величиной Mx), поэтому наблюдаемые периоды вращения НЗ в SFXT велики, хотя измеренное по циклотронной линии магнитное поле НЗ в некоторых из них стандартное (см., например, Бхалерао и др., 2014).
В настоящей работе мы проводим расчет СРД-методом популяционного синтеза с учетом транзи-ентности аккрецирующих НЗ на стадии дозвуковой квази-сферической аккреции. Мы показываем, что при этом положение наблюдаемых источников на диаграмме P* — Lx воспроизводится в широком диапазоне параметризации скорости звездного ветра красного гиганта (скорость ветра на бесконечности варьируется от половины до нескольких параболических скоростей на радиусе фотосферы гиганта), что существенно уточняет картину эволюции СРД, полученную нами ранее (Лю и др., 2012).
План статьи следующий. В разделе 2 описана используемая в расчетах модель эволюции маломассивных ТДС (маломассивных рентгеновских двойных систем, ММРД) с учетом особенностей аккреции на вращающуюся замагниченную ней-троннух звезду в различных режимах. В разделе 3 приводятся результаты расчетов методом популя-ционного синтеза, суммированные в разделе 4.
2. МОДЕЛЬ ЭВОЛЮЦИИ ТДС
Для расчета эволюции ММРД был использован
код BSE (Binary Star Evolution, Херлей и др.,
2002), который учитывает все основные механизмы эволюции двойных систем: процессы переноса масс, стадии с общей оболочкой, потерю орбитального момента импульса за счет магнитного звездного ветра и гравитационных волн, асимметричную вспышку сверхновой, а также влияние приливных эффектов на эволюцию орбитальных параметров в
тесной двойной системе (ТДС). Эволюция невырожденных компонентов двойной системы описывается аналитическими формулами, аппроксимирующими эволюцию одиночных звезд в широком диапазоне масс М и металличности 2 (Херлей и др., 2000). Согласно авторам этого кода, погрешность аналитической аппроксимации не превышает 5% по сравнению с результатами детальных численных расчетов эволюции одиночных звезд. Такой подход обеспечивает высокую скорость счета и позволяет использовать код для решения широкого круга задач эволюции двойных звезд методом по-пуляционного синтеза (Попов, Прохоров, 2007).
21. Эволюция компактных остатков (
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.