научная статья по теме МОДЕЛИРОВАНИЕ ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ДВОЙНЫХ МАЛОМАССИВНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ИСТОЧНИКОВ Астрономия

Текст научной статьи на тему «МОДЕЛИРОВАНИЕ ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ДВОЙНЫХ МАЛОМАССИВНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ИСТОЧНИКОВ»

УДК 524.354.4

МОДЕЛИРОВАНИЕ ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ДВОЙНЫХ МАЛОМАССИВНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ИСТОЧНИКОВ

© 2014 г. А. Г. Куранов1*, К. А. Постнов1, М. Г. Ревнивцев2

1 Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический

институт им. П.К. Штернберга, Москва

2Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 27.08.2013 г.

В работе методом популяционного синтеза моделируется эволюция семейства двойных систем с маломассивной звездой и компактным компонентом — нейтронной звездой (маломассивные рентгеновские двойные (ММРД) с нейтронными звездами). Предполагается, что непрерывное заполнение полости Роша оптической звездой в ММРД поддерживается отводом орбитального момента импульса двойной системы магнитным звездным ветром оптической звезды и излучением гравитационных волн двойной системой. Существенным отличием разработанной модели эволюции ММРД является: 1)учет влияния вращательной эволюции замагниченного компактного остатка на сценарий переноса массы в двойной системе, 2) более аккуратный учет отклика звезды-донора на потерю массы на стадии заполнения полости Роша. Показано хорошее согласие результатов теоретических расчетов с наблюдаемыми диаграммами орбитальный период-рентгеновская светимость для стационарных галактических ММРД и их функцией распределения по рентгеновской светимости. Это дает основания предполагать, что основные элементы эволюции двойных систем в целом верно отражены в разработанном коде. Показано, что в диапазоне светимостей Ьх > 1037 эрг/с большая часть ММРД балджа Галактики должна иметь вторичный компонент, сошедший с главной последовательности (маломассивные гиганты) и заполняющий полость Роша. Практически все рассмотренные модели предсказывают дефицит ММРД на рентгеновских светимостях около ~1036'5 эрг/с из-за перехода двойной системы с режима отвода углового момента магнитным звездным ветром на режим гравитационных волн (аналогично широко известному провалу в периодах у катаклизмических переменных — аккрецирующих белых карликов). На малых светимостях существенное влияние на вид модельной функции светимости ММРД оказывает транзиентный характер их поведения — темп аккреции на компактный компонент не всегда равен темпу обмена массами из-за неустойчивостей в аккреционном диске вокруг компактного объекта. Наилучшее согласие с наблюдаемыми системами достигается в моделях, предполагающих возможность рождения тяжелых нейтронных звезд с массами 1.4—1.9 М®.

Ключевые слова: рентгеновские источники, маломассивные двойные системы, аккреция.

DOI: 10.7868/80320010814010033

ВВЕДЕНИЕ

Маломассивные рентгеновские двойные системы (ММРД) представляют собой класс тесных двойных систем (ТДС) с компактными объектами (нейтронными звездами (НЗ) или черными дырами (ЧД)). Орбитальные периоды таких систем лежат в диапазоне от до сотен часов, оптические компоненты — маломассивные звезды-карлики главной последовательности или проэволюционировавшие

Электронный адрес: alexandre.kuranov@gmail.com

от нее1 — заполняют полость Роша из-за уноса орбитального момента импульса магнитным звездным ветром (МЗВ) и гравитационными волнами (ГВ). Эволюционный статус таких систем был установлен довольно давно (см., например, Фолкнер, 1971; Тутуков, Юнгельсон, 1981; Раппапорт

1 Оптическими компонентами ультратесных ММРД с орбитальными периодами менее часа, которые в основном встречаются в шаровых скоплениях, являются вырожденные гелиевые или углеродно-кислородные белые карлики. Их эволюция в данной работе не рассматривается.

и др., 1983; Веббинк и др., 1983; Тутуков и др., 1985). Моделирование эволюции ММРД неоднократно проводилось как путем расчета индивидуальных систем (см., например, Раппапорт и др., 1983; Тутуков и др., 1987; Подсядловски и др., 2002, и последние расчеты Лин и др., 2011), так и методом популяционного синтеза (Ибен и др., 1995; Бельчинский и др., 2008).

В последнее время интерес к свойствам ММРД в галактиках значительно возрос в связи с обнаружением статистической корреляции рентгеновских характеристик популяций этих источников в галактиках разных типов, построенных по данным наблюдений обсерваторий Chandra и XMM-Newton, с глобальными параметрами галактик, в частности, с полной массой старого звездного населения (Гильфанов, 2004; см. обзор Гильфанов, 2013, и ссылки там). Кроме интегральных характеристик (полного числа источников, полной рентгеновской светимости), популяционные свойства рентгеновских источников в галактиках удобно характеризовать функцией рентгеновской светимости (ФРС) dN/d log Lx — числом систем в логарифмическом интервале рентгеновской светимости. Построенная по данным рентгеновских наблюдений ММРД (Примини и др., 1993; Гильфанов, 2004; Ким, Фаб-биано, 2004), ФРС источников в галактиках ранних морфологических типов имеет характерный вид, который может быть описан двумя степенными законами с изломом на светимостях х х 1037 эрг/с. В работе Постнов и Куранов (2005) было предложено простейшее объяснение такого вида ФРС различными законами уноса орбитального момента импульса в ММРД с разными орбитальными периодами. Позднее в работе Ревнивцев и др. (2011) была высказана гипотеза, что излом в ФРС ММРД связан с типом заполняющей полость Роша оптической звезды — при рентгеновских светимостях, меньших ^2 х 37 эрг/с, ФРС формируется главным образом за счет систем, в которых оптическая звезда находится на главной последовательности, в то время как при больших рентгеновских светимостях главный вклад в ФРС дают системы с оптической звездой, сошедшей с главной последовательности (ГП) и находящейся в пробеле Герцшпрунга (Hertzsprung gap) или на ветви гигантов диаграммы Герцшпрунга—Рессела. Этот вывод был получен на основе анализа наблюдаемого распределения полной выборки ярких стационарных галактических ММРД на диаграмме орбитальный период — рентгеновская светимость

(Porb Lx).

Цель настоящей работы состоит в расчете эволюции ММРД в старом звездном населении галактик (т.е. через несколько миллиардов лет после вспышки звездообразования), построении их ФРС

и сопоставления с наблюдаемым распределением ММРД в галактическом балдже по светимостям и орбитальным периодам. Моделирование проводится методом популяционного синтеза, основанного на модифицированном коде BSE (Херлей и др., 2000, 2002) с добавлением вращательной эволюции нейтронных звезд с магнитным полем (код "Машина сценариев", см. подробное описание в работе Липунов и др., 2009). Модифицированный код BSE (далее — код MSE) применялся нами ранее для расчета эволюции и наблюдаемых свойств симбиотических рентгеновских двойных (НЗ в широких двойных системах, аккрецирующих из звездного ветра маломассивного компонента — гиганта) (см. Лю и др., 2012). Следует отметить, что такого рода расчеты проводились ранее в работе Подсяд-ловски и др. (2002) без учета вращательной эволюции замагниченных НЗ, и сравнение с наблюдаемыми источниками оказалось не вполне удовлетворительным (см. рис. 18 в цитированной работе Подсядловски и др., 2002). Более современные расчеты эволюции ММРД кодом MESA (Лин и др., 2011) также не дают информацию об ожидаемой форме ФРС и положению моделированных источников на диаграмме Porb — Lx и игнорируют вращательную эволюцию замагниченных НЗ. Между тем хорошо известно, что эффекты вращения и магнитного поля НЗ могут быть существенны для расчета ожидаемого числа аккрецирующих НЗ в ТДС (Липунов, 1987).

Проводимые в настоящей работе расчеты также имеют целью получение ожидаемой ФРС ММРД при эволюционных параметрах, наилучшим образом описывающих наблюдаемую диаграмму Porb — — Lx для галактических стационарных ММРД. Эта задача ставится в преддверии ожидаемого массового наблюдения рентгеновских источников в обзорах всего неба (в частности, обсерваторией СРГ, см. Павлинский и др., 2008). ФРС могут быть использованы как дополнительное средство для анализа источников.

РЕНТГЕНОВСКИЕ ИСТОЧНИКИ В БАЛДЖЕ ГАЛАКТИКИ

Возраст моделируемого звездного населения лежит в диапазоне от ^9.5 до 11 млрд. лет, в соответствии с данными о возрасте основной составляющей звезд галактического балджа (Цоккали и др., 2003). Таким образом, верхний предел на массы звезд, не проэволюционировавших в компактные остатки (БК, НЗ или ЧД), не превышает Ы&. Исследуются тесные двойные системы, состоящие из аккрецирующей нейтронной звезды и звезды-донора: маломассивной звезды ГП, заполняющей полость Роша, либо звезды, сошедшей с главной

последовательности (маломассивный гигант), также заполняющей полость Роша.

В случае ММРД с аккрецирующей НЗ и звездой-донором на ГП можно ожидать, что их эволюция должна быть качественно похожа на эволюцию другого достаточно хорошо изученного класса ТДС — катаклизмических переменных (КП), в которых аккреция вещества с маломассивного оптического компонента идет на белый карлик.

В данном разделе мы кратко остановимся на физических процессах и предположениях, используемых при описании эволюции ММРД, которые сильнее всего влияют на вид ФРС.

Стандартная эволюция маломассивных ТДС

Кратко напомним стандартную эволюцию маломассивных ТДС на стадии заполнения полости Роша вторичным компонентом. Известно, что темп перетекания вещества на компактную звезду (БК в КП или НЗ в ММРД) полностью определяется темпом уноса орбитального момента импульса, который происходит из-за излучения гравитационных волн (ГВ) и магнитного звездного ветра (МЗВ). Потеря орбитального момента импульса двойной системой на круговой орбите за счет излучения ГВ в дипольном приближении описывается формулой (Ландау, Лифшиц, 2001):

■оя = —

32 С7/2М2М22М1/2

5

с5 а7/2

со временем Ь (так называемый "закон Скуманича" (Скуманич, 1972)):

2 = 1014/Ь-1/2смс

-1

что приводит к формуле

■уе = —5 х 10-29к%/-2М2я4п3,

(2)

(3)

где / = 0.73, согласно Скуманичу (1972), и / = = 1.78, согласно Смиту (1979). Одним из вариантов потерь орбитального момента импульса за счет МЗВ является обобщенный закон, предложенный в работе Раппапорта и др. (1983):

¿вуз = 4,

Ко

(4)

(1)

Здесь М1, М2 — массы компактной звезды и оптического компонент

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»