АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 4, с. 336-348
УДК 524.387-535+524.62
ПОПУЛЯЦИОННЫЙ СИНТЕЗ ФУНКЦИЙ СВЕТИМОСТИ РЕНТГЕНОВСКИХ ДВОЙНЫХ ПРИ ПОМОЩИ "МАШИНЫ СЦЕНАРИЕВ"
© 2008 г. А. И. Богомазов, В. М. Липунов
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова,
Москва, Россия Поступила в редакцию 15.06.2007 г.; принята в печать 22.06.2007 г.
При помощи "Машины сценариев" (компьютерного кода, позволяющего с помощью метода Монте-Карло рассчитывать эволюцию большого ансамбля двойных систем) проведен популяционный синтез двойных рентгеновских источников с целью моделирования рентгеновских функций светимости в галактиках различных типов. Большое внимание при расчете уделяется эволюции замагниченных нейтронных звезд. Показано, что рентгеновская функция светимости не имеет универсального вида. Она зависит от скорости звездообразования в галактике. Также очень важно учитывать эволюцию двойных систем и времена жизни на рентгеновских стадиях в теоретических моделях таких функций. Рассчитаны кумулятивные и дифференциальные рентгеновские функции светимости в галактиках с постоянным звездообразованием, кумулятивные функции светимости для различных промежутков времени, прошедших с момента пика звездообразования, и кривые, описывающие эволюцию рентгеновской светимости после вспышки звездообразования в галактике.
PACS: 97.80.Jp, 98.35.Ln
1. ВВЕДЕНИЕ
Эволюция рентгеновской светимости галактик была предсказана около двадцати лет назад [ 1] (см. также [2]) в работе, посвященной рентгеновскому излучению двойных звезд. Рентгеновская светимость (г) вычислялась в предположении одновременного рождения всех звезд в галактике (темп звездообразования в виде ¿-функции). Эволюция рентгеновской светимости галактики с произвольным звездообразованием задается формулой
т=! ь6(г - Т)ф(т)йт. (1)
Эволюция полной рентгеновской светимости по прошествии двух и более миллиардов лет с момента вспышки звездообразования была описана в [1] степенным законом:
L(t) к 3 х 10
,40
JL\
1(Я ) х
(2)
t
109 лет
-1.56
эрг с
-1
где N — полное число звезд в галактике.
В работе [3] изучалась эволюция звездных на-слений после вспышки звездообразования в условиях, похожих на условия в центре Млечного Пути, в шкале времени порядка 10 млрд. лет. Результаты этой работы включают в себя количество рентгеновских транзиентов (состоящих из нейтронных звезд и звезд главной последовательности), черных дыр со сверхкритической аккрецией, а также двойных, состоящих из черной дыры и сверхгиганта, как функции времени. Было показано, что абсолютное и относительное количество двойных систем, включающих в себя нейтронные звезды и черные дыры, может служить хорошим индикатором величины промежутка времени, прошедшего с момента вспышки звездообразования. В работе [4] также сделаны аппроксимации зависимостей количества N(t) объектов различных типов в зависимости от времени t.
В работе [5] популяционный синтез двойных звезд совмещен с вычислениями механизмов излучения рентгеновских лучей в молодых остатках сверхновых и в очень массивных рентгеновских двойных. Показано, что вклад взаимодействующих двойных в рентгеновскую светимость значителен.
Множество точечных внегалактических рентгеновских источников было открыто в последние годы благодаря орбитальным обсерваториям "Chandra" (см., например, [6, 7] и "XMM-Newton" (см.,
х
например, [8—10]). В некоторых работах [11 — 14] делается вывод о степенном характере функции рентгеновской светимости:
dN ~dL
—— ~ L~a х SFR,
а !
1.5,
(3)
где SFR — темп звездообразования.
Эта информация обсуждалась в работе [15] с теоретической точки зрения.
Гримм и др. [12] показали, что в пределах точности современных данных существует линейная связь между количеством массивных рентгеновских двойных и темпом звездообразования (SFR). В режиме слабого звездообразования существует нелинейная связь между SFR и величиной рентгеновской светимости Lx ~ SFR(~L7) массивных тесных двойных систем. Эта зависимость становится линейной в случае достаточно сильного звездообразования: SFR > 4.5 М©год-1 для M > > 8 M©. Также в этой работе утверждается, что существует универсальная степенная функция светимости массивных тесных рентгеновских двойных. Этот результат получен при обработке функций светимости галактик M82, NGC 4579, NGC 4736 и других с использованием метода наибольшего правдоподобия. Верхняя граница Lc = 2.1 х х 1040 эрг с-1, результат нормирован на суммарный темп звездообразования в указанных галактиках. Лучшее приближение функции светимости в дифференциальной форме задано формулой
dN
' J J -0.8
db38
= (3.3Í¿;8) X SFR x L3-81-61±0-12, (4)
L<LC
где L38 = L/10 эрг-с-1 и величина SFR в единицах Mq /год.
В работе [16] приведены функции рентгеновской светимости галактик Антенны, основанные на восьми наблюдениях с борта телескопа "Chandra", семь из которых были проведены в период с января 2001 г. по ноябрь 2002 г. После объединения всех наблюдений были обнаружены 120 источников вплоть до нижней границы светимости х x 1037 эрг с-1. В [16] утверждается, что сравнение между собой функций рентгеновской светимости, полученных в отдельных наблюдениях, показывает, что переменность источников на них не влияет. Кумулятивная функция светимости по результатам всех наблюдений была представлена в виде сте-
52+0.08
пенного закона N(> L) ~ L -°.зз. Было также сделано заключение о возможном существовании скачка на светимости ~1038 эрг с-1, но с учетом ошибок его значение осталось неясным. Если этот скачок имеет место, то он может возникать в результате аккреции вещества на компактный объект
с рентгеновской светимостью, близкой к пределу Эддингтона [17].
В работе [18] с целью прямого сравнения с наблюдаемой функцией светимости галактики NGC 1569, полученной при помощи телескопа "Chandra", рассчитаны популяции рентгеновских двойных систем. Для описания двух звездных населений были использованы гибридные модели: одно старое и низкометалличное население с длительным звездообразованием в течение ~1.5 млрд. лет, другое — молодое, богатое металлами население. При помощи типичных параметров звездной эволюции авторам удалось удовлетворительно описать форму наблюдаемой функции светимости.
С нашей точки зрения нельзя утверждать, что существует универсальная функция светимости, так как
1) количество ярких рентгеновских двойных мало в любой конкретной галактике.
2) истинная рентгеновская светимость остается неопределенной вследствие сильной переменности источников в шкале времени от секунд до сотен лет.
С теоретической точки зрения универсальной функции светимости не существует, поскольку:
1) популяция рентгеновских двойных источников — это смесь различных типов двойных, имеющих различный тип обмена массами.
2) количество систем с определенной светимостью зависит от эволюции вращения нейтронных звезд, которая не имеет прямой связи с массой их компаньонов.
3) теоретические аргументы в пользу универсальной функции не вполне корректны, так не учитывают времена жизни, зависящие от массы оптического компаньона, на стадии аккреции [17].
Мы подчеркиваем, что учет эволюции вращения нейтронных звезд исключительно важен. Количество аккрецирующих нейтронных звезд, дающих вклад в функцию светимости, определяется их магнитными полями и периодами вращения. Нейтронные звезды могут находиться в неаккрецирующих состояниях (пропеллер, эжектор [19]). Это обстоятельство нередко не принимается во внимание при проведении популяционного синтеза.
Требуются наблюдения намного большего количества источников с определением их типов для построения верной функции светимости. В любом случае, рентгеновские функции светимости должны иметь различный наклон для различных типов систем и их возрастов, а также зависеть от истории звездообразования в галактиках.
Экстремально яркие рентгеновские источники со светимостью Lx > 1039 эрг с-1 были открыты в большом количестве орбитальными телескопами "ROSAT", "Chandra" и "XMM-Newton". В работе [20] проведено теоретическое исследование,
целью которого было установить, можно ли объяснить такие источники, особенно те из них, что располагаются в галактиках с недавним звездообразованием, двойными системами, включающими в себя черные дыры звездных масс. Для этого был применен уникальный набор эволюционных моделей, дополненный программой популяционного синтеза. Было установлено, что если звезда-донор имеет начальную массу >10 М©, то перенос массы в ядерной шкале времени достаточен для того, чтобы служить источником энергии большинства ультраярких источников. Это происходит в процессе горения гелиевого ядра и в намного большей степени в процессе перехода звезды на ветвь гигантов, даже несмотря на то, что последняя стадия длится всего 5% времени жизни звезды на главной последовательности. Было показано, что с умеренным сверхкритическим темпом аккреции, дающим светимость, превышающую предел Эддингтона в 10 раз, количество и свойства экстремально ярких рентгеновских источников можно воспроизвести. Также авторы работы [20] пришли к заключению, что если черные дыры звездной массы объясняют значительную часть ультраярких рентгеновских источников, то частота их образования должна быть 3 х 10-7 год-1 при частоте коллапсов ядер звезд 0.01 год-1.
В работе [21] исследовался подкласс ультраярких рентгеновских источников, находящихся вне ядер галактик и, возможно, связанных с областями звездообразования. Было высказано предположение об умеренной коллимации излучения на такой стадии, которая предполагается в данном случае очень короткоживущей, но весьма распространенной. Наилучшим кандидатом для этого является стадия переноса массы в тепловой шкале времени, которая практически неминуема во многих рентгеновских двойных, особенно — массивных. Этот факт, в свою очередь, может предполагать связь с микроквазарами в Галактике. Короткие времена жизни массивных рентгеновских двойных объясняют тот факт, что ультраяркие рентгеновские источники связаны с областями звездообразования. Эти предположения оставляют возможность того, что часть ульт
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.